Bu tanımlama çok sıradan bir tanımlamadır ve kartezyen koordinatlarda çalışmak, her ne kadar basit gibi görünse de oldukça yorucudur. Bunun yerine küresel kutupsal koordinatlar üzerinden hareket etmek çok daha pratiktir. Parçacığın orijinden uzaklığı, r, y ekseni ile yaptığı açı , z ekseni ile yaptığı açı olsun. Böylelikle iki parçacık arasındaki uzaklığı, bir uzunluk birimi ve iki açı cinsinden kolaylıkla ifade edilebilir. Bu durumda benzeri bir yaklaşımla, ds iki parçacık arasındaki mesafeyi aşağıdaki şekilde ifade edebiliriz. Buraya kadar her şey oldukça güzel. Böylelikle herhangi bir noktadaki iki parçacık arasındaki mesafeyi rahatlıkla ölçebiliriz öyle değil mi? Aslında hayır. Çünkü tüm bunlar, düz bir uzay üzerinde geçerlidir. Fakat evren için bir geometriden bahsetmek durumundayız. Yani dümdüz gittiğinizi sanırken, aslında dümdüz gitmiyor olabilirsiniz. Tıpkı Dünya üzerinde hareket etmek gibi. Eğer yeterince ilerlerseniz, başladığınız noktaya geri dönersiniz, çünkü küresel bir geometriye sahiptir. Bu yüzden, evren için, işin içerisine geometrisini de dahil eden bazı parametreler eklemeliyiz. Robertson-Walker MetriğiEvrenin izotropik ve homojen olduğu varsayımı altında, olası tek bir metrik söz konusudur. Elbette küçük ölçeklerde farklı konuşulabilir, fakat büyük ölçekte dikkate almamız gereken bazı şeyler var. Bu metrik, Robertson-Walker metriği, aslında küresel kutupsal koordinatların biraz değiştirilmiş halidir. Burada a basitçe; evrenin kendi üzerine çöküp çökmeyeceğini ya da tüm evrenin genişleyip genişlemeyeceğini ifade eden, ölçek faktörüdür. k ise, evrenin geometrisini ifade eder. Bir an için a 'nin sabit olduğunu düşünüp, k'nın, iki parçacık arasındaki mesafe için durumu nasıl değiştireceğini ele alalım. Çünkü a zamanın bir fonksiyonudur ve aynı anlarda, değeri aynıdır. Bu yüzden, geometriyi değerlendirmek adına onu görmezden gelebiliriz. Eğer k=0 olursa, bu durumda ilk terim dr^2 olacak ve denklemimiz a ifadesi hariç, küresel kutupsal koordinatlardaki formuna dönecektir. Böylesi bir durumun düz evren için yapıldığına dikkat edin. Zaten az önce de, yukarıda bahsettiğimiz formülasyonun, düz bir uzayda geçerli olacağını söylemiştik. Yani küresel kutupsal koordinatlarda yaptığımız mesafe ölçümü, herhangi bir eğriliği barındırmıyordu. Bu yüzden k=0 için, küresel kutupsal koordinatlardaki formun aynısına ulaştık. Yani k=0 için, düz bir evren söz konusudur. k<0 ve k>0 için durum biraz daha farklıdır ve bu durum, pi sayısının sabit olmamasına neden olmaktadır! Yani pi sayısı, yalnızca düz bir evrende sabit bir sayıdır. Geometriye Göre Pi Sayının DeğişimiTekrar a terimini göz ardı edelim. Bu sadece zamanın bir fonksiyonudur, dolayısıyla aynı zamanlar için aynı değeri alacağından, k'nın değişimini incelemek için bunu göz ardı edebiliriz. Bu durumda Robertson-Walker metriği, küresel kutupsal koordinatlara çok benzemektedir. Bir tek fark vardır, o da ilk terimde paydada bulunan 1-kr^2'dir. Dikkat ederseniz, denklemin açısal kısımları tamamen aynıdır! Eğer k>0 ise, bu durumda 1-kr^2 küçük bir değer alır ve bundan dolayı ds büyük bir değer alır. Yani böyle bir geometri üzerinde bir çember alırsanız, çevresi tamamen aynı olacaktır, fakat r değişecektir. Burada r büyük bir değer aldığına göre, çevrenin aynı kalması için daha küçük bir değer almalıdır. Çevre aynı kalıyor, çünkü denklemin açısal kısımları değişmemekte, yalnızca uzaklık birimi değişmekte. k<0 durumunda ise, tam aksi bir durum gerçekleşir ve daha büyük değerler alır. Oldukça garip bu durumun, gerçekten büyük ölçeklerde gerçekleştiğine dikkat edin. Bu durum elbette ki bir kabule dayanmaktadır. Bunu fiziksel bir gerçeklik değil, geometrinin ne kadar ilginç yorumlamalara neden olabileceğini göstermeye çalışan bir metafor olarak görmelisiniz. Detaylı ÇözümBir çember üzerinde d kadar bir birim alalım. Bu durumda r sabit olduğu için dr=0olur, aynı zamanda de sabit olacağından d =0'dır. Bu durumda elimizdeki metrik, olur. Terimlerin kareleri üzerinden bir sadeleştirme yapacak olursak, eşitliğini elde ederiz. Burada r için r_0 diyelim ve bizim referans değerimiz olsun. Çemberin çevresi için c dersek, birim açı elemanının tüm çember boyunca integrallenmesi ile c değerini bulabiliriz. olarak bulunur. Şimdi de aynı şeyi, yarıçap boyunca ilerleyerek birim uzaklık elemanı $$dr$$ üzerinden yapalım. Çemberin çapı $d$, çemberin çevresi $c$ ve $\pi$ cinsinden $d=c/\pi$ olarak ifade edilir. Eğer Robertson-Walker metriğine tekrar geri dönersek, birim açı elemanları sıfır olacağından, sadece ilk terim kalır. Bu durumda $d$, Bu integralin çözümünden k<0 için arcsinh, k>0 için arcsin'e bağlı bir ifade gelir. SonuçBu durumda sayısı, yalnızca düz bir evren (k=0) için, sabit bir sayıdır. k<0 ve k>0 için, , r'ye bağlı olarak aşağıdaki gibi bir değişim gösterecektir. k>0 için giderek küçülecek, k<0 için ise giderek büyüyecektir. Neden büyük ölçeklerde diyoruz, bunu da görmüş olduk. Çünkü r'nin küçük değerleri için, fark çok az olmaktadır. Bu duruma yol açan temel etmenin, metrikteki kr ifadesinden geldiğine dikkat edin. k=0 olduğu durumda r'ye bağımlılık yok olur. Dolayısıyla r değişse de değişmez. Fakat k'nın farklı değerlerinde r'ye bağlılık vardır ve bu bağlılık, k'nın aldığı değerlere göre aşağıdaki gibi bir grafik verir. DetaylarYukarıdaki grafikte, her üç eksenin birbirine dik olduğuna dikkat edin. Bu sayede Pisagor eşitliğini kullanabildik. Açılar, bakış doğrultumuzdan ötürü 90 derece değil gibi görünse de, gerçekte bu üç doğru birbirine diktir. Not: Anlatımda ds ifadesini iki parçacık arasındaki mesafe olarak kullandık, elbette bu fiziksel olarak daha farklı bir şeyi ima eder. ds yolunu integre ederek genellikle yoldan söz ederiz. Fakat basit bir kavram yakalama adına, bunu aradaki mesafe olarak görmekte bir sakınca yok. Bu yüzden ds=0 gibi kavramlar gördüğünüzde, bunun mesafenin sıfır olduğunu ima ettiğini düşünmeyiniz. Kozmoloji konularını detaylı olarak ele aldığımız başlıklara yazı dizilerimize giderek ya da aşağıdaki bağlantılardan ulaşabilirsiniz.


Başlangıçtaki Sert ŞartlarEvren 300.000 yıl yaşındayken, hala oldukça sıcak bir durumdadır. Böyle bir ortamda fotonlar serbest bir şekilde hareket edemezler. Yani sürekli bir etkileşim halinde olduklarından ötürü, taşıdıkları bilgiyi sürekli olarak kaybederler. Bu şu demek: Eğer fotonlar serbest bir şekilde hareket edemiyorsa, buradan fotonlar yoluyla bir bilgi alamazsınız. Yani evrenin fotonlar için opak olduğu dönemini, fotonlar aracılığıyla göremiyoruz. Dolayısıyla Büyük Patlama anını görmek mümkün değildir. Çünkü bu andan itibaren ortaya çıkan fotonlar, aşırı yoğun ve sıcak ortamda çeşitli etkileşimlere girmişlerdir. Bunun bir diğer örneğini yıldızlarda görmekteyiz. Yıldızların çekirdeğinde üretilen bir foton, bize ulaşamaz. Çünkü çekirdek bölgesi çok yoğun olduğundan fotonlar için ortalama serbest yol çok kısadır. Bir kere etkileşime girdikten sonra artık o foton, başlangıcındaki bilgiyi taşımaz. Dolayısıyla çekirdekten foton yoluyla bilgi edinemeyiz. Fakat nötrino adını verdiğimiz ve Güneş'in merkezinde gerçekleşen füzyon reaksiyonları sonucunda ortaya çıkan bir parçacık, madde ile oldukça ender etkileşime girer. Yani Güneş'in merkez bölgelerinden yola çıkan bir fotonu yakalayamazken, nötrinoyu yakalayabiliriz. Son Saçılma Yüzeyi ve Foton Ayrışması Fakat zaman geçtikçe, evrenin genişlemesiyle birlikte buna eşlik eden soğuma, ortamı fotonlar için opak bir halden, saydam bir hale getirir. Böylelikle bir noktada artık fotonlar uzayda hiçbir engelle karşılaşmadan serbest bir şekilde hareket etmeye başlarlar. Bu anın gerçekleştiği hayali yüzeye, son saçılma yüzeyi denir. İşte bu andan itibaren gelen fotonlar, kozmik mikrodalga arkaplanını oluşturmaktadır. Yani bugün CMB'ye baktığımızda gördüğümüz şey, evrenin fotonlar için saydam bir hale gelmeye başladığı anın bir görüntüsüdür. Elbette bu süreç bir anda gerçekleşmemiştir. Kabaca 300.000 yıl ile 400.000 yıllık bir süreç arasında opaktan saydama doğru bir geçiş olmuştur. Evrenin fotonlar için saydam hale geldiği bu ortam, fotonlar için ayrışma dönemi olarak adlandırılır ve WMAP 2012 verilerine göre evren kabaca 375.000 yıl yaşındayken gerçekleşmiştir. Kozmoloji konularını detaylı olarak ele aldığımız başlıklara yazı dizilerimize giderek ya da aşağıdaki bağlantılardan ulaşabilirsiniz.


Tip Ia süpernovalar çift yıldız sistemlerinde gerçekleşir. Evrendeki çoğu yıldız, çiftli sistemler halinde bulunmaktadır. Bunların kütlelerinin birbirinden farklı olması durumunda ki bu gayet olası bir durumdur, çiftlerden biri erken evrimleşerek gezegenimsi bulutsu gerçekleştirerek geriye bir beyaz cüce bırakır. Beyaz cüceler oldukça sıkışık cisimler olduğundan yapısını kolayca bozamazsınız, fakat yanındaki bileşen için durum böyle değildir. Diğer bileşen hangi türden bir yıldız olursa olsun, beyaz cüce bu yıldızdan madde çalmaya başlar, fakat bunu sonsuza kadar sürdüremez. Karbon ve oksijenden oluşmuş beyaz cüce , bileşeninden kütle çaldıkça kütlesinin 1.38 M yaklaşmasıyla, oluşan yüksek sıcaklık nükleer füzyon reaksiyonunun birden başlamasına neden olur. Beyaz cücede aniden başlayan bu reaksiyonlar, birden beyaz cücenin, geriye bir kalıntı bırakmadan şiddetli bir biçimde patlamasına neden olur. Orta çıkan enerji ise muazzamdır (1051 erg ya da 1031 megaton), yani kabaca Güneş'in ömrü boyunca yaydığı enerjinin tümünü bir anda salar. Yapılan bu salmanın çoğu görünür bölgede değildir ve önemli bir kısmı da nötrinolar aracılığıyla taşınır. Kozmolojideki ÖnemiTip Ia süpernovaların kozmolojide bu kadar önemli olmasının sebebi standart mumlar olarak kabul edilmeleridir. Belirgin bir kütle değerinde, hep aynı şekilde gerçekleşen bir olay olması, nerede gerçekleşirse gerçekleşsinler, aynı salt parlaklığı vermeleri gerektiğini söyler. Astronomide eğer bir cismin salt parlaklığını biliyorsanız, görünür parlaklığını da kullanarak, uzaklığını belirlemek mümkündür. Aynı zamanda aşırı parlak olduklarından ötürü çok uzak mesafelerden görünebilirler. Bu sebeple kozmolojik uzaklık ölçümlerinde kullanılırlar ve evrenin zaman içerisindeki dinamik gelişimi hakkında bilgi verirler. 1998 yılında Riess, Schmidt ve Perlmutter Tip Ia süpernovalar üzerinde yaptığı çalışma, evrenin ivmelenerek genişlediğini ve bir karanlık enerjinin var olması gerektiğini gösterdi. Bu çalışmalarından ötürü 2011 yılında Nobel ödülüne layık görüldüler. Yaptıkları çalışma kabaca, Hubble sabitinin mesafe ile değişimini incelemekti. Ne kadar uzağa bakarsanız o kadar geçmişi göreceğinizden dolayı, aslında Hubble sabitinin zamanla değişimini inceliyorlardı. Bulguları, Hubble'ın 1929 yılında ortaya koyduğu gibi doğrusal bir ilişki olmadığını, sabitin zamanla değişen bir parametre olduğunu gösterdi. Elbette böylesi bir durum derin bir etki bıraktı. Bu konu hala oldukça tartışmalıdır ve kozmologların önemli bir kısmı verilerin bir sebepten yanlış yorumlandığını iddia etmektedir. Geçtiğimiz yıl Oxford'dan Subir Sarkar, daha çok veriyle farklı bir istatistiksel analiz yöntemi uygulayıp, ivmelenme olmadığını iddia etti ve bu da derin bir tartışma ortamı oluşmasına sebep oldu. Bu sebeple Tip Ia süpernovaların günümüzde standart mumlar olarak kabul edilip edilemeyeceği hala oldukça tartışmalı bir konudur. Bahsetmeden geçemeyeceğim, çok uzak noktaların gözlemini yapmak her zaman tartışmaya açıktır. Çünkü zaman içerisinde bazı evrensel sabitlerin değişmesi gerektiğini iddia eden teoriler de vardır ve eğer bunlardan biri doğruysa, süpernovalarda gözlenen bu garipliği açıklayıp, karanlık enerji fikrini tamamen çöpe atabilir. Özetle, bu konu hala oldukça ateşli ve güncel bir konudur. Burada sıklıkla Chandrasekhar kütlesi, Chandrasekhar limiti ile karıştırılır. Chandrasekhar limiti, dejenere elektron basıncının, kaçınılmaz çökmeyi engelleyemeyeceği kütle limitidir. Genel olarak kabul gören değeri 1.4 M 'dir (1.4 Güneş kütlesidir).


Günlük yaşamda kullandığımız klasik bilgisayarlarda ısınmayı önlemek için sabit bir fan ya da başka önlemler gerekir. Kuantum bilgisayarlar da bu konuda farklı değiller. Klasik bilgisayarlarda sıfır ve birlerden oluşan bitlerle bilgi akışının sağlanması yerine, kuantum bilgisayarların çalışma prensibi aynı anda iki durumda da olabilen kübitlere dayanır. Aynı anda iki halde olabilmeye kuantum mekaniğinde süperpozisyon adı verilir. En küçük bir etki süperpozisyon durumunu bozabileceği ve bu da hesaplamalarda hataya neden olacağı için kübitler dış gürültüye karşı yalıtılmış olmalıdır. İyi yalıtılmış kübitler kolayca ısınabileceğinden dolayı onları soğuk tutmak zorlu bir görevdir. Klasik bilgisayarların aksine kuantum bilgisayarlar bir algoritmayı çalıştırmak için düşük sıcaklıktaki taban durumlarından işe başlamalıdır. Kübitler hesaplamalar boyunca ısınır. Bu yüzden birden fazla kuantum algoritmayı birbiri ardına çalıştıracağımız durumlarda soğutma mekanizmasının da hızlı olması lazımdır. Yani kısacası söz konusu işlemde standart bir fan yeterli olmayacaktır. Finlandiya'nın Aalto Üniversitesi'nden Mikko Möttönen ve çalışma arkadaşları bir kuantum devresi için ilk defa bağımsız bir soğutma cihazı yaptılar. Bu cihazın ilerleyen süreçte bilgisayarlar da dahil birçok kuantum elektronik cihaza entegre edilebileceği düşünülüyor. Ekip iki kanalı ayıran enerji aralığı ile bir devre oluşturdu: elektronların sıfır dirençle zıplayabildiği süperiletken özellikte hızlı bir şerit ve süperiletken olmayan bir şerit. Yeterli enerjiye sahip elektronlar süperiletken kısma atlayabilirken diğerleri yavaş şeritte kalıyor. Bazı zayıf elektronlar yeterli enerjiye sahip olamadıkları için atlamayı başaramadığında güç kazanmak için yakındaki bir yankılayıcıdan bir foton alabilir. Sonuç olarak yankılayıcı yavaş yavaş soğuyacaktır. Bu durum zaman içerisinde elektronlar üzerinde seçici bir soğutma etkisi sağlar. Sıcak elektronlar atlayarak aralığı geçerken soğuk olanlar geride kalır. Bu proses, buzdolabının çalışmasına benzer şekilde ısıyı sistemden uzaklaştırır. Soğuk CinKaliforniya Teknoloji Enstitüsü'nden Spiros Michalakis konuyu daha iyi açıklamak için iki kutu arasında gaz atomlarının akışını kontrol eden hayali bir varlığı konu alan ünlü düşünce deneyi Maxwell'in Cini ile bir benzeşim kuruyor. Bu düşünce deneyinde cin iki kutuyu ayıran açıklıktan bir tarafa sadece sıcaklığı ve enerjisi yüksek atomların geçişine izin verirken diğer tarafa da sadece sıcaklığı ve enerjisi düşük atomların geçişine izin veriyor. Bu da varsayımsal olarak iki kutu arasında keskin bir sıcaklık farkına neden oluyor. Tabii ki kuantum bilgisayarın içerisinde bir cin yok. Ama buradaki işleyiş düşünce deneyindeki ile benzer bir şekilde gelişiyor. "Maxwell'in Cini hikayesindeki gibi bir kapı açtığınızı düşünün, bu kapıdan sadece belli bir eşiğin üzerinde enerjiye sahip elektronlar geçebiliyor. diyen Michakalis sistemin çalışma mekanizmasına da bir anlamda açıklık getirmiş oluyor. Ürünün 10 ila 15 yıl içerisinde kuantum bilgisayarlara entegre edilebileceğini ve piyasada yer bulacağını düşünen Michalakis biraz zaman alsa da başarıya ulaşacaklarından emin.


Işınlanmayı hangimiz hayal etmemiştir ki. Hele ki trafikte mahsur kaldığımızda... Bir yerde parçalara ayrılıp uzak bir lokasyonda tekrardan bir bütün haline gelmek kulağa hem müthiş hem de imkansız geliyor. Ancak bu gerçekten imkansız mı? Aslında değil. Maddeden oluşan nesne bir lokasyonda ortadan kaybolabilir ve aradaki mesafeyi katederek başka bir lokasyonda tekrardan ortaya çıkabilir. Ancak bir nesne yalnızca maddeden ibaret değildir. Aristo'nun bize yıllar önce öğrettiği gibi nesnenin aynı zamanda yapısı, tözü ve formu; fizikçilerin bize bugün söylediği gibi parçacıkları ve kuantum halleri vardır. 20 yıl önce Boschi ve Bouwmeester, kuantum enformasyonda büyük ilerlemelere yol açan ilk kuantum deneylerini gerçekleştirmek için bu fikri kullandı. 1993 yılında bir grup teorik fizikçi, döneminde hayli kuşkuyla bakılan iki konuyu ele alıyorlardı: Dolanıklık ve yerbilmezlik . Kuantum dolanıklık, iki veya daha fazla parçacığın ortak bir kuantum halini paylaştığı bir olaydır. Kuantum durumu ortak olan hiçbir parçacık birbirlerinden bağımsız olarak tanımlanamaz. Non-locality ise uzaysal olarak ayrık durumdaki kuantum parçacıklarının uzay-zaman hakkındaki sezgilerimizin ötesindekini davranışlarının gözlemini ifade eder. O sırada teorisyenler bir çift dolanık haldeki parçacığın; gönderici, karşı taraftaki taneciğin kuantum halini veya alıcının konumunu bilmese bile, bir kuantum halin bir yerden başka bir yere ışınlamak için kullanılabileceğinin farkına vardılar. Işınlama sürecinde, göndericinin konumundaki madde, yapısını kaybeder ve yapısı bozulan madde alıcının konumunda bu yapıyı tekrar kazanır. Böylelikle göndericideki kuantum durum ortadan kaybolur ve alıcıda tekrar ortaya çıkar. Bu arada belirtmek gerekir ki kuantum haberleşme alanında klonlama yasak teoremi gereği göndericideki kuantum durum yok edildiğinden dolayı bu süreçte kuantum durumun kopyası alınamaz veya tekrar yaratılamaz. İki dolanık parçacığın yanı sıra ışınlama sürecinde gönderici tarafından gönderilecek çok küçük miktarda klasik bilgiye ihtiyaç duyulur. İki sıradan sayılarla yani sıradan bir bilgisayardaki 0 ve 1 gibi- ifade edilen kuantum durum için genelde yalnızca iki bit bilgi gerekmektedir ki bu kuantum durumun klasik tanımından çok daha az bilgi gerektiği anlamına gelmektedir. Bu klasik bilgi safhası, bu sürecin ışık hızını aşamayacağını gösterir. Klasik bir bilgisayarda bitler ya 1 ya da 0 olarak kaydedilir. Ancak süperpozisyon ilkesi gereği kuantum dünyada kübit adı verilen veri aynı anda hem 0 hem de 1 olabilir. Teorik fizikçilerin icat ettiği kuantum ışınlama tabirini gazeteciler tüm dünyaya yaydı. Bu üretilen tabir mükemmel bir reklamcılık başarısı olmakla birlikte aynı zamanda gerçekleşen süreci çok iyi bir şekilde tanımlıyor. Nesne, kelimenin tam anlamıyla gözden kayboluyor ve yapısı bozulan bir toza dönüşüyor ve artık başka bir konumda bulunan uzaktaki toz, nesnenin şeklini kazanıyor. Aslında kuantum ışınlanma süreci hilelidir ve kavram ilk başlarda kafa karışıklığı yaratır. Üstesinden gelinmesi gereken asıl sorun, ışınlanan parçacığın durumu ve dolanık parçacıklardan birinin durumu olmak üzere iki kuantum durumun ortak ölçümü anlamına gelen Bell-durum ölçümünün gerçekleştirilmesiydi. Geometride okların işaret ettiği yönleri bilmeden iki kesişen ok arasındaki açıyı ölçmek gibi buradaki hedef de kuantum duruma dair bilgi edinmeden iki kuantum durum arasındaki ilişkinin bilgisini edinmektir. Bu olay yalnızca, kuantum dolanıklığının başka bir faydasından yararlanıldığı kuantum dünyada gerçekleşebilmektedir. Sadece doğrusal optik kullanarak Bell durumunun tam ölçümünü gerçekleştirmenin imkansız olduğunu biliyoruz . İki grup, teorik temellerinin atılmasından yalnızca 4 yıl sonra 1997'de kuantum ışınlamayı gerçekleştirdi. Olağanüstü ilerlemeyi gerçekleştiren iki takımdan ilki İtalyan Boschi'nin takımı, diğeri ise Boschi'den birkaç ay sonra Hollandalı araştırmacı Bouwmeester'in Avusturya'daki takımıdır. İtalya'daki takımın üyesi olan Sandu Popescu tek bir fotonu ve Bell durum ölçümünü de dahil ederek iki kuantum hali şifreleme fikrini öne sürdü. Avusturya'daki takımın üyelerinden Harald Weinfurter, iki bağımsız fotona Bell ölçümü yapılabileceğini keşfetti. Boschi'nin takımı kuantum ışınlamayı ilk gerçekleştiren takım olsa da, Bouwmeester'in takımı da çalışmayı ilk kez yayınlayan takımdır. Bu durum, yeni yeni oluşmaya başlayan kuantum enformasyon camiasını yok edecek azılı bir mücadeleyi ateşleyebilirdi. Neyse ki, herkesi oyalayacak kadar çalışma ve yaratıcılık mevcuttu o zamanlar. Aynı yıl Finlandiya'da bir araya gelen bir grup araştırmacı, kuantum enformasyon bilimini esas alan Avrupa projelerini başlattı. Bu çalışma, Avrupa'daki en büyük bilimsel program olarak bugünün kuantum teknolojilerinin amiral gemisidir. Yol boyunca sıradan atomlarla olan çarpışmalar, fotonların hassas kuantum durumlarını bozarak, iletim mesafelerini birkaç yüz kilometreyle sınırlar. Teoride bunu aşmak ve sinyali attırmak için kuantum tekrarlayıcı adı verilen ve henüz geliştirme aşamasında olan cihazın kullanılması planlanmaktadır. 1997'den beri kuantum ışınlanma, kuantum enformasyon biliminin ana dalıdır. Örneğin bu araştırma sürecinde kuantum tekrarlayıcı ismindeki cihaz sayesinde bizi rastgele belirlenmiş büyük mesafeler arasında kuantum iletişim kurmamıza veya uzayda haberleşmemize imkan vereceği anlaşıldı. 2017'nin başlarında Çin'de, aralarında 1400 kilometreden fazla mesafe olan uydu ile yer istasyonu arasında kuantum ışınlanma gerçekleştirebilirliği ispatlanmış oldu. - Gönderi ile Bell durumu çözümleyici arasındaki uzaklık - Dolanık foton kaynağı ile Bell durumu çözümleyici arasındaki uzaklık - Dolanık foton ile alıcı arasında mevcut olan uzaklık İlk deneysel çalışmanın üzerinden geçen 20 yılda kuantum ışınlanma, yeni nesil kuantum haberleşme sistemlerini ve kuantum bilgisayarları geliştirmek için fizikçilerin, mühendislerin, bilişim uzmanlarının ve matematikçilerin birlikte çalışmalarına olanak sağlayacak bir araç haline dönüşmüştür. NotNon-locality ve bell-state measurement terimlerine dair henüz Türkçe literatürde oturmuş karşılıklar yok. Nonlocality teriminin karşılığı için mekansızlık, konumsuzluk, yerelleşemezlik, yerbilmezlik, konumsuzluk gibi çeşitli öneriler yer almasına karşın "yerel olmama" veya "yerbilmezlik" ifadesi kavramın bağlamdaki asıl anlamı açısından daha doğru bir tercih olacaktır. Bu çeviride yerbilmezlik kullanılmıştır. Katkılarından dolayı sayın Dr. Kutlu Kutluer'e teşekkürler. Nature dergisinde yazılan orijinal makale, kendisi de Avrupa'daki kuantum ışınlama projelerinde yer almış ve şu an Cenevre Üniversitesi'nde profesör olarak kuantum haberleşme ve kuantum enformasyon üzerinde çalışan İsviçreli Nicolas Gisin tarafından yazılmıştır ve yukarıdaki çeviride birinci tekil şahısın kullanıldığı cümleler veya konuya dair yorumlar Nicolas Gisin'in kendi görüşleridir. Yazı 2017 yılında yazıldığı için 1997 ile 2017 yılları arasındaki çalışmalar ve gelişmeler ele alınmaktadır.


Diyelim ki iki tane birbirine paralel olmayan |V> ve |W> vektörlerimiz olsun. Bunları toplarsak |V> + |W> şeklinde başka bir vektör elde ederiz. Peki bunları a ve b gibi herhangi iki reel skalerle çarparsak ne olur? Bunu önce matematiksel olarak ifade edelim. Buna |V> ve |W> vektörlerinin lineer kombinasyonları diyeceğiz.Burada a ve b herhangi bir reel sayı, dolayısıyla burada tüm reel sayıları kapsayan çeşitli kombinasyonlarda |V> ve |W> vektörlerini yeniden ölçeklendiriyor ve toplayarak başka bir vektör elde ediyoruz. Sonuç olarak elimizde sadece bu iki vektörün ve bu iki keyfi skalerin tanımladığı bir vektörler kümesi oluyor. Buna germe adını veriyoruz. Fazla tanımlama yaptık ve biraz soyut kaldı, biliyorum. O nedenle anlattığımızı görselleştirmeye çalışalım. İki vektörün birbirine paralel olması durumunda, bunların lineer kombinasyonları yine aynı doğrultu üzerinde yer alır. Bu sefer 2 boyutlu bir uzay söz konusu değildir, daha kaba bir tabirle, tüm kombinasyonları düşünecek olsak dahi, 2 boyutlu düzlemi oluşturacak bir vektör kümesi ortaya çıkmaz. Çok daha kaba bir tabirle bu iki vektör aynı doğru üzerinde yer alırlar. Dolayısıyla bunların lineer kombinasyonları sadece bu doğru parçasının uzunluğunu değiştirir. Az önce sadece iki vektörden bahsettik, peki bu iki vektör üç boyutta yer alırsa bunların germesi ne olur? Sezgisel olarak bunun yine bir düzlem olacağını ve bu düzlemin hangi düzlem olacağının da bu vektörlere bağlı olacağını hemen söyleyebilirsiniz. Peki üç boyutlu bir uzayda üç vektörün germesi hakkında ne söyleyebiliriz? Bunun cevabını sezgisel olarak bulmak için iki tanesiyle bir düzlem oluşturduğunuzu ve üçüncünün kombinasyonuyla da bu düzlemi uzayda tarattığınızı düşünebilirsiniz. Yani aslında bu, uzayın tamamını ifade edecektir. Fakat bu üç vektörden birisi diğerine paralelse, yine bir düzlemle kısıtlanırız. Hepsinin birbirine paralel olması durumunda da yine tek boyuta düşer. 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. Şimdi tüm bunlar ne anlama geliyor? Tahmin edeceğiniz üzere aslında birbirine paralel olan veya olmayan vektörlerin, lineer kombinasyonlarının verdiği sonuçların farkını inceliyor ve bir tanımlama yapmaya çalışıyoruz. Örneğin eğer üçüncü vektörün eklenmesi germeye bir katkı yapıp, onu bir düzlemden üç boyutlu uzayın tamamına taşımıyorsa, bu üçüncü vektörün, diğer iki vektörden birine lineer bağımlı olduğunu söyleriz. Dolayısıyla özet olarak, eğer her bir vektör, germenin boyutunu artırıyorsa, bu vektörler lineer bağımsızdır. Fakat eğer bir vektör toplama eklendiği halde germenin boyutunu artırmıyorsa, bu vektör diğerlerinden birinin lineer kombinasyonu olarak ifade edilebilir, dolayısıyla lineer bağımlıdır. Bir başka deyişle lineer bağımlı olan vektör, zaten diğer vektörlerin oluşturduğu germenin içerisinde yer alır. Bir vektör uzayının bazı ise, uzayın tamamını geren lineer bağımsız vektörler kümesidir. Bunun sıkça üzerinde şapka olan i ve j ile gösterildiğini görebilirsiniz, fakat elbette ki herhangi bir harfle ifade edilebilir. Üzerinde şapka olması durumunda genel olarak onların birer baz vektör olduğunu ifade ederiz. Yukarıdaki sezgisel açıklamalarımızı sindirdiğimize göre, lineer bağımsızlığı aşağıdaki şekilde tanımlayabiliriz. Eğer yukarıdaki ilişkide ai=0 bayağı çözümü tek çözümse, bu vektörler lineer bağımsızdır. Eğer değilse, lineer bağımlıdır. Buradaki |v> vektörünü n adet lineer bağımsız baz vektörleri cinsinden yazabiliriz. Burada |i> vektörleri baz oluşturur. Aslında şu anda matematiksel olarak gösterdiklerimiz, bir daha önce anlattıklarımızın sadece denklemlere dökülmüş halidir. Burada vi bir skalerdir ve baz vektörü olan i ile çarptığımızda bize toplamda v vektörünü verir. vi skalerlerine ilgili vektörün bileşenleri de denir. Örneğin x, y ve z baz vektörleri için bu üç boyutta yer alan bir vektörü 3x+2y+5z şeklinde ifade edebiliriz. Burada v1=3, v2=2 ve v3=5'tir. |1>=x, |2>=y ve |3>=z şeklinde ifade ettiğimize dikkat edin. Eğer bunlar kafa karıştırıcı geliyorsa toplamları açarak yazıp görmeniz yardımcı olacaktır. Kabaca yukarıdaki toplamı 3 boyutlu uzay için şu şekilde açabiliriz: |v>=v1|1>+v2|2>+v3|3>. Burada v1, v2 ve v3 ilgili baz vektörlerinin bileşenleridir. Aşağıdaki dört boyutlu örneği ele alalım. Bu dört vektör birbirinden lineer bağımsızdır. Ya da bir başka deyişle birini diğerlerinin lineer kombinasyonları şeklinde ifade etmek mümkün değildir. Bu sayede herhangi bir 2x2 matrisi bu dört vektörün lineer kombinasyonu şeklinde ifade edebiliriz. Daha basit bir ifadeyle a, b, c ve d'yi keyfi olarak değiştirerek tüm 2x2 matrisleri yazmak mümkündür. Eğer burada a, b, c ve d reel sayılardan oluşuyorsa buna reel dört boyutlu bir uzay, eğer kompleks sayılardan oluşuyorsa kompleks dört boyutlu uzay deriz. Bu noktada şuna dikkat çekmek gerek, bu matrislerin sıfırlardan ve birlerden oluşması bir zorunluluk değil. Örneğin birinci matristeki bir sayısı yerine 2 olsaydı da bunlar yine lineer bağımsız olacaktı. Çünkü diğer matrislerin birinci satır, birinci sütunda sadece sıfır var. Dolayısıyla bunu diğerleri cinsinden, bazı skalerlerle çarparak elde etmek mümkün değil. Tüm bu kavramları daha iyi anlamak için muhakkak referanstaki 3Blue1Brown animasyonlu anlatımına göz atmanızı öneriyoruz. Listedeki bütün lineer cebir videoları, bu konuları anlamanıza çok yardımcı olacaktır. Dedim ki: Şimdi hayvanlar lazım. Kağıttan kuşlar, yünden tavşanlar, keçeden kedi ve köpekler yaptım. Tüylü ayılar, çizgili leoparlar, ateş kusan pullu ejderhalar yaptım. Sonra dedim ki: İnsanlar lazım. Yüzler, eller, dudaklar, dişler ve diller yaptım. Onları giydirdim, peruk taktım, akciğerlerine hava üfledim. İnsanlara baktım, hayvanlara baktım ve toprağa baktım. Güzel olduklarını gördüm.


Kuantum mekaniği yazı dizimizde şimdiye kadar, zamandan bağımsız Schrödinger denleminin türetilmesi, Olasılık akımı kavramı ve normalizasyon hakkında konuştuk. Şimdi ise sıra, bu bilgiler ışığında çeşitli kuantum mekaniksel konseptleri kavramaya geldi. Bu amaca yönelik olarak ilk olarak işleyeceğimiz örnek ise basamak potansiyeli. halini alır. Bu ifadedeki A ve R, matematiksel olarak rastgele sabitlerdir. Fiziksel olarak ise, dalganın büyüklüğünü temsil ederler. ikx içeren üstel ifade, +x yönüne doğru ilerleyen dalgayı, -ikx içeren ifade ise -x yönüne doğru yansıyan dalgayı temsil eder. Kolaylık olması adına, A'yı 1 alabiliriz. Bu demek olur ki, e^ ifadesi, akısına, e^ ifadesi yani yansıma ise, |R|^2 akısına sahiptir. şeklinde olur. Bu da, fiziksel olarak, 2.bölgeye iletilen ve Te^ dalga denklemine sahip olan parçacığı temsil eder. Bu parçacığın olasılık akımı ya da akısı ise, j'dir. DeBroglie denklemine göre de = h/p olduğundan, diyebiliriz. Bu da bize gösterir ki, parçacığın 1.bölgedeki hızı 2.bölgedekinden büyüktür. yani v2<v1'dir. Bu da demek olur ki, potansiyel sebebiyle parçacıklar yavaşlar. Aynı zamanda, potansiyel sebebiyle, gelen parçacıkların bir kısmı geri yansır. Bu iki denklemi T ve R için çözüp, olasılık akımı formüllerinin içerisine yazarsak da; akının potansiyel ve toplam enerji ile olan ilişkisini matematiksel olarak ifade etmiş oluruz. Yazımızı bitirmeden, tüm bu matematiksel işlemlerin sonuçlarını değerlendirmeye çalışalım. Klasik fizik perspektifinden düşünürsek; parçacığın enerjisi, yaklaştığı potansiyelden daha büyükse, herhangi bir yansıma gerçekleşmez. Tecrübe edeceği tek şey, potansiyelin oluşturduğu tepki kuvvetidir . Kuantum mekaniğinde ise durum daha karışıktır. Gelen parçacıkların bir kısmı, geri yansıyabilir. Bu, parçacıkların sahip olduğu dalga özelliğinden kaynaklanmaktadır. Parçacığın enerjisinin, maruz kalınan potansiyelden çok çok büyük olduğu durumlarda ise, yansıma miktarının sıfıra gittiğini, yukarıdaki denklemden rahatlıkla görebiliriz. Yazımızda, kuantum mekaniğinin ilginç konseptlerinden bazılarını bize gösteren basamak potansiyel problemini, E>V0 için inceledik. İlerleyen yazılarımızda, E<V0 durumunu ve kuantum tünellemeyi de incelemeye çalışacağız.


Casimir etkisinden ilk olarak 1948 yılında Hollandalı fizikçi Hendrik Brugt Gerhard Casimir yayınladığı bir makalesinde bahsetti . Başlarda çok ilgi görmeyen bu yazı, 1970 yılında Amerikalı fizikçi Gerald Moore'un yayınladığı bir makalede, Casimir etkisine neden olan sanal parçacıkların gerçeğe dönüşebileceğini göstermesi üzerine birçok bilim insanının ilgisini çekmeye başladı . Casimir etkisi, sonsuz uzunlukta, elektrik yükü sıfır olan iki metal levhanın, vakum ortamına, aralarında 100 nanometre gibi çok küçük bir mesafe bırakılacak biçimde paralel olarak konduğunda birbirine doğru itilmesidir. Fiziğin en temel yasalarına göre bir maddenin hareket edebilmesi için üzerine kuvvet uygulanması gerekir. Ancak dikkatinizi çekerim ki sisteme dışarıdan enerji verilmiyor, yani levhaların birbirine doğru hareket etmesine neden olacak herhangi bir etki görünürde yok. Burada neler olduğunu anlamak için, her mantığa aykırı olayda olduğu gibi biraz kuantum mekaniğinden yardım alacağız. Boşluk, aslında tam olarak boş değil; kuantum alanlarla dolu. Her temel parçacık kendisine karşılık gelen kuantum alan içerisindeki mümkün en düşük yoğunluğa sahip dalgacıktır. Örneğin fotonlar, elektrik alan içindeki minik dalgalardır. Nasıl ki durgun olduğundan bunu hissetmesek bile odamız hava ile doluysa; evrende de boş diye nitelendirdiğimiz, hiçbir parçacık barındırmayan bölgeler de bu kuantum alanları ile doludur. Ancak bütünüyle hareketsiz değillerdir. Uzayın herhangi bir noktası her zaman biraz titreşir. İşte bu titreşimler de kuantum dalgalanması olarak adlandırılır. Heisenberg belirsizlik ilkesine göre bir parçacığın ölçüm aletinize vardığında sahip olduğu enerjiyi ve buraya vardığı zamanı aynı anda kesin olarak bilmek mümkün değildir. Ya parçacığın sahip olduğu enerjiyi bilebilirsiniz ya da parçacığı tam olarak ne zaman belirlediğinizi bilebilirsiniz. Bu durumda bir parçacığın var olmaması demek, hem sıfır enerjiye hem de sıfır zamana sahip olması demektir ki bu da parçacığın zamanını ve enerjisini aynı anda bilmemiz anlamına geliyor. İşte burada kuantum dalgalanmalarını oluşturan sanal parçacıklardan bahsedebiliriz. Parçacık çok doğru bir adlandırma olmasa da, kuantum alanlarında sürekli sanal parçacıklar meydana geliyor ve ölçülemeyecek kadar kısa bir süre sonra yok oluyorlar. Burada aklınıza şöyle bir soru gelebilir: Bir anda beliren parçacıklar, yoktan enerji var etmek anlamına gelmiyor mu. Hayır, gelmiyor. Öncelikle bu parçacıklar, sanal anti parçacıklarıyla birlikte meydana geliyorlar ve çok kısa bir süre var olup ardından birbirlerini yok ediyorlar. Evrenin son durumdaki enerjisinde bir artış ya da azalış olmadığından bu durum mümkün olabiliyor. Gelelim bu sanal parçacıklarla Casimir etkisi arasındaki bağlantıya. Her ne kadar levhaların boşlukta durduğu varsayılsa da bu, levhaların kuantum alanlarından muaf olabileceği anlamına gelmiyor. Levhaların hem arasında hem dış taraflarında meydana gelen kuantum dalgalanmaları sonucu sanal parçacık çiftleri sürekli oluşuyor ve yok oluyorlar. Ancak 100 nanometreden daha uzun dalga boyuna sahip fotonlar iki levha arasında pek fazla oluşamayacağından içeride oluşacak sanal foton sayısı, dışarıdakinden daha az oluyor. Bu da levhalara dıştan daha büyük bir basınç uygulanmasına ve levhaların birbirine itilmesine, yani Casimir etkisine neden oluyor. Peki, bu sanal parçacıklar sanal kalmaya, oluştuktan ölçülemeyecek kadar kısa bir süre sonra yok olmaya mahkumlar mıdır? Yanıt dinamik Casimir etkisidir.


Max Born'un asistanı olarak çalışan Werner Heisenberg, 1925'de kuantum mekaniğine yeni bir yaklaşım üzerinde çalışıyordu. Heisenberg, konum ve momentum gibi gözlenebilirleri, matrisler ile temsil ederek halihazırda birçok açıklanmamış kuantum etkisini açıklamayı başarmıştı. Erwin Schrödinger'indalga fonksiyonuna dayalı kuantum mekaniği kuramı, matematiksel olarak Heisenberg'in matrislere dayalı yaklaşımına denk olsa da, Heisenberg'in yaklaşımından çok önemli bir sonuç doğal olarak çıkarılabilmekteydi. Bilindiği gibi, iki matrisin -bu matrislere A ve B diyelim- birbirleriyle çarpımının sırası değiştirildiğinde, ortaya çıkan sonuç her zaman birbirine eşit olmak zorunda değildir. Matematiksel olarak bu durumu AB BA olarak ifade edebiliriz. Bu eşitliğin sağlanmadığı durumlarda, A ve B matrisleri için geçişli olmayan matrisler ifadesi kullanılır. Heisenberg'in oluşturduğu kuantum mekaniği kuramında gözlenebilirler matrislerle temsil edildiğinden, geçişli olmayan matrislerle ifade edilen bir çift değişkene, eşlenik olmayan değişkenler diyoruz. Örneğin konum-momentum çifti için belirsizlik ilkesini aşağıdaki eşitsizlikle ifade edebiliriz. Yukarıdaki eşitsizlikte, x bahsi geçen parçacığın konum bilgisinde belirsizliği, p aynı parçacığın momentum bilgisindeki belirsizliği ifade etmekte olup, ise indirgenmiş Planck sabitidir. Eşlenik olmayan değişkenler için belirsizlik ilkesinin matematiksel çıkarımını merak edenler için J.J. Sakurai'nin Modern Kuantum Mekaniği 2 kitabının ilk bölümüne göz atmalarını öneririm. Aşılamaz EngelHeisenberg belirsizlik ilkesine göre, bir parçacığın hem konumu, hem de momentumu hakkında eş zamanlı olarak kesin bilgiye sahip olmamız mümkün değildir. Konum bilgisini kesin olarak elde etmek için daha detaylı deneyler yaptıkça (bu durumu x->0 olarak ifade edebiliriz), parçacığın momentumu hakkındaki bilgimizi giderek kaybederiz . Günlük algımıza ters gelen bu durumu, D. J. Griffiths'in Kuantum Mekaniğine Giriş 1 kitabında verdiği zekice örnekle açıklayalım. Size yukarıdaki gibi dalga gösterildiğinde, dalgaboyunun ve buna bağlı olarak momentumunun ne olduğunu, dalgaboyuna bakarak söyleyebilirsiniz. Ancak aynı dalganın nerede olduğunu sorduğumuzda, bu sorunun bir anlam ifade etmediğini, dalganın tüm uzaya yayıldığını söyleyeceksiniz. Bir anlamda, momentumu belirli olan dalganın konumu belirsiz olacaktır. Bir diğer durumda ise, birden fazla dalgaboyundaki dalganın süperpozisyonu ile oluşmuş bu dalga paketinin konumu, x kadar bir belirsizlikle de olsa belirlenebiliyorken, süperpozisyonun doğası gereği tek bir momentuma sahip olmayacak, başka bir deyişle bu dalga paketinin momentumu belirsizleşecektir. Belirsizlik ilkesinin yanlış anlaşılmaya yol açan yorumlarından biri, kuantum sistemlerinin özelliklerinin deneylerimizin kuantum sistemini etkilemesinden ötürü belirsiz olduğudur . Başka bir deyişle, bu yorum, kuantum sistemleri hakkındaki bilgilerimizin belirsizliğinin, deney yöntemlerimizin hassasiyetinden kaynaklandığını öne sürer. Halbuki, Heisenberg belirsizlik ilkesi, doğanın temelinde var olan, deneylerin mükemmeliyetinden bağımsız bir özelliktir. Peki belirsizlik ilkesinin etkilerini günlük hayatımızda neden göremiyoruz? Sonuç olarak bir arabanın hem pozisyonunu hem de momentumunu ölçebiliyoruz, ya da en azından öyle düşünüyoruz, değil mi? Bunun sebebi ilk eşitsizliğin sağ tarafında bulunan 'ın çok küçük bir sayı, yaklaşık 10-34 joule-saniye, olmasından kaynaklanıyor. Bu noktada, George Gamow'un Mr. Tompkins in Wonderland kitabındaki örnekle açıklayabiliriz. Bay Tompkins, kuantum dünyasını anlamak isteyen ama bir türlü bunu hayal edemeyen meraklı bir kişidir. Rüyasında bir profesörle tanışır ve profesör belirsizlik ilkesini daha iyi anlatabilmek için 'ı 1 joule-saniye yapmayı teklif eder. Daha sonra 1 kg'lık bir bilardo topu alır ve bu topu bir üçgenin içine koymayı teklif eder. Bu öyle bir üçgen olsun ki, topun pozisyonu hakkındaki belirsizliğimiz x ~ 0.33 metre olsun. Bu durumda belirsizlik ilkesi gereğince, bilardo topunun hızındaki belirsizliğin, en az 3 metre/saniye olması gerekiyor. Yani üçgenin içine hapsettiğimiz topun hiç durmadan hareket etmesi gerekiyor. Tekrar etmekte fayda var ki, her ne kadar günlük algılarımıza ters olsa da, topu durdurabilmek fiziksel olarak mümkün değil. İşte bu aşılamaz engel, aslında bir engel değil, evrenin ve doğanın muhteşem bir özelliğidir.


Bu denklemdeki " " Stefan-Boltzmann sabitidir. " " ise yüzeyin ışıma gücünü ifade eder. " " madde cinsine bağlıdır. Eğer cisim 1.0 yani maksimum ışıma gücüne sahipse, bu cisim kara cisim ışıyıcısıdır. Kara cisim ışıyıcısı ideal bir sınırı temsil eder ve doğada görülmez. Bağıntıdaki T ise Kelvin cinsinden sıcaklıktır. Formülü yorumlayacak olursak, mutlak sıfır (0 Kelvin) sıcaklığında bulunan cisimler ışıma yapmaz. Lakin sıcaklığı 0 Kelvin'den yüksek olan cisimler, termal ışıma yapar. Tabii cisimler termal ışıma yapmanın yanında, bu termal ışımayı bir de soğururlar. Bu iki bağıntının da bizlere gösterdiği gibi, cisimler düşük sıcaklıklarda da ışıma yaparlar. Yaptıkları bu ışıma gözle görülür alanın dışında ve uzun dalga boyundadır. Cismin sahip olduğu sıcaklık arttıkça, cisim kızarmaya, başka deyişle yaptığı ışımanın dalga boyu azalmaya başlar . Buraya kadar her şey normal ilerliyordu. Ancak fizikçiler, siyah bir cisim tarafından yapılan ışımanındalga boyu dağılımını incelemeye çalıştıklarında, duvara toslamışlardı. Buna geçmeden önce, bütünlüğü sağlamak adına, yukarıda bahsetttiğimiz kara cisim hakkında biraz daha bilgi verelim. Kara cisim, yukarıda da bahsettiğimiz gibi, çok yüksek bir ışıma gücüne sahiptir. Yine yukarıda değindiğimiz gibi, yaptığı ışımanın gücü, yalnızca cismin sıcaklığına bağlıdır. - Cisimler yalnızca sıcaklıklarına bağlı olarak bir termal ışıma yaparlar. - Bu ışıma, dalga boylarına göre farklı şiddetlerde olmak üzere bir dağılıma sahiptir. Fakat aynı şiddette ışıma, iki farklı dalga boyu tarafından yapılır, bu yüzden grafik dejeneredir. - Sıcaklık arttıkça, ışımanın maksimum yaptığı dalga boyu, yüksek enerjili dalga boylarına doğru kayma gösterir. Yani kabaca, soğuk bir cisim maksimum ışımasını kızılötede yaparken, sıcak bir cisim maksimum ışımasını morötede yapar. - Sıcaklık arttıkça, ışımanın maksimum yaptığı nokta yüksek enerjili bölgeye kayarken, aynı zamanda tüm dalga boylarında yaptığı ışıma artar. Yani sıcak bir cisim, soğuk cisime göre her bölgede daha fazla ışıma yapar, buna soğuk cismin maksimum yaptığı dalga boyu da dahildir. İşte, yukarıda bahsettiğimiz "Duvara toslama" da tam olarak burada oluyor. Uzun dalga boylarında bize deneysel verilerle oldukça uyumlu değerler veren bu bağıntı,kısa dalga boylarında bariz bir şekilde uyumsuzluk gösterir. 0'a yaklaşırken, yukarıdaki bağıntımızsonsuza yaklaşır. Deneysel veriler ise bize, dalga boyu 0'a yaklaştıkça, I'nın da 0'a yaklaştığını gösterir. Süperkahramanımız Max Planck ortaya çıkmadan önce, bu çelişki bilim dünyasında öyle şaşırtıcı idi ki, bu çelişkiye "morötesi felaket" dediler. Tüm bu çelişkilere son vermek adına, 1858 yılında Almanya'nın Kiel şehrinde bir süperkahraman doğdu. Max Planck 1900 yılında, cesur ve başarılı bir kuram ile, tüm dalga boylarında deneylerle uyumlu olan bir bağıntı türetmeyi başardı. Bu fonksiyon, Planck'a "süper kahraman" ünvanını kazandıran bir parametre içerir. "h" ile gösterilen bu parametre, temel bir doğa sabitir. Planck, kuramında iki cesur varsayımda bulundu. bağıntısıyla belirlenir. Bu bağıntıda n kuantım sayısı,f ise doğal titreşim frekanslarıdır. 2- Moleküller kesitli paketler halinde enerji yayınlar ve soğururlar. Moleküller bir kuantum durumundan diğerine "atlayarak" bu fotonları yayınlar veya soğururlar. Muhtemelen, 1. maddeyi okurken bazı okurlarımızın aklına Bohr Devrimi isimli yazımız gelmiştir. aslında, Planck'ın bile gerçekçi olduğunu düşünmediği kuantum kavramının başarılarından yalnızca bir tanesidir Bohr Devrimi. 1905 yılında Albert Einstein'ın, 1913 yılında Niels Bohr'un, 1924 yılında de Broglie'un çalışmaları, 1926 yılında adeta tüm bu bilgilerin bir sentezi olarak, modern fiziğin en temel taşlarından biri sayılan Schrödinger denklemleri, Planck'ın bağıntıları ve temel doğa sabiti olan Planck sabiti ışığında ortaya koyuldu. İleri OkumaPlanck dağılım fonksiyonunu aşağıdaki şekilde ifade edebiliyorduk. Figür 3'ten de gördüğümüz üzere, Planck dağılım fonksiyonu ile Rayleigh Yasası, uzun dalga boylarında benzerlik gösteriyor. Öyleyse uzun dalga boyları için yapacağımız açılımla, Planck dağılımının Rayleigh Yasası'nı vermesini bekleriz. olduğundan, uzun dalga boylarında da eksponansiyelin çok küçüleceğini bildiğimizden, Taylor açılımının ilk terimini alarak bir yaklaşım yapabiliriz. olarak bulunur, ki bu ifade Rayleigh Jeans Yasası'nın ta kendisidir. Fakat bu durumun, yalnızca uzun dalga boyları varsayımı altında olduğuna dikkat edin. Aksi takdirde, Taylor açılımında yaptığımız yaklaşım doğruluktan sapmaya başlayacaktır. Aynı yaklaşım, frekansın fonksiyonu olarak verilen Planck dağılımı için de uygulanabilir. Uzun dalga boyu demek, düşük frekanslı dalgalar demek olduğundan yaklaşımımız $h\nu\ll k_B T$ olacaktır. Bu durumda,


Tıpkı diğer örneklerde olduğu gibi, bu örnekte de iki durumdan söz edebiliriz. Söz konusu iki durum, önceki örneklerde olduğu gibi, enerjinin sıfırdan büyük olduğu ve küçük olduğu durumlardır. Enerjinin sıfırdan büyük olduğu durum, konsept olarak diğer örneklerle benzerlik gösterir. Değişen potansiyel etkisiyle, dalga fonksiyonunun dalga numarası değişir ve potansiyel değişiminin etkisiyle, gelen dalganın bir kısmı yansır. Bu yansıma, belirli durumlarda maksimum, belirli durumlarda ise minimum değerine ulaşır. Enerjinin sıfırdan küçük olduğu durum ise E>0 durumundan yeni bir konsepti karşımıza çıkartır. Parçacığın x=-a ve x=a arasındaki bölgedeki davranışı, bağlı durumlar oluşmasını mümkün kılar. Yani, "belirli enerji seviyeleri" karşımıza çıkmış olur. Nükleer fizikte de son derece önemli bir konsept olduğu için, özellikle bu kısım üzerinde epey bir zaman harcayacağız. Fiziği, matematik dışında bir dil ile ifade etmek çoğu zaman zordur. Lakin konu kuantum mekaniği olduğunda, mesele daha da güç bir hal alır. Her ne kadar sezgisel bir anlayış için bu tarz sözel açıklamalar kritik olsa da; kuantum mekaniğinin matematiği ile uğraşıp kendi içimizde sezgisel bir kavrayış geliştirmemiz çok daha sağlıklıdır. Bu sebeple, kelimelere daha fazla boğulmadan konsepti matematiksel olarak incelemeye geçmek yerinde olacaktır. Kavraması nispeten daha kolay olduğu için, E>0 durumuyla başlayalım. Kare Kuyu Potansiyeli E>0 DurumuÖncelikle klasik durumu düşünelim. Enerjisi 0'dan büyük olan klasik parçacığımızın, geri yansıması gibi bir ihtimal söz konusu değildir. Yalnızca, momentumunda değişim meydana gelir. Kuantum mekaniğinde ise, yansıma için elde ettiğimiz değer, yukarıda da bahsettiğimiz gibi sıfırdan farklıdır. şeklindedir. Burada, C ile başlayan ifade, 'dan kuyu potansiyele doğru gelmekte olan parçacığı temsil eder. Böyle bir yansıma olmayacağından, C=0 olmalıdır. halini alır. x=a ve x=-a noktalarında, yan yana olan iki bölgedeki dalga fonksiyonu ve bu fonksiyonların birinci türevleri birbirine eşit olması gerektiğinden, halini alır. Şimdi, Bu iki ifadeyi, süreklilik özelliğini kullanarak elde ettiğimiz dört denklemden 1.sine yazalım. ifadesini elde ederiz. Bu ifadeyi "" ile temsil edelim. Şimdi, benzer şekilde yukarıdaki dört denklemden ikincisine, A ve B'nin karşılıklarını yazalım ve bir denklem daha elde edelim. ifadesini elde ederiz. Bu ifadeyi ve "" ifadesini kullanarak, R'yi T, k ve q cinsinden yazabiliriz. Bu noktadan sonra, muhtemelen takip edeceğimiz adımlar zihninizde netleşmeye başlamıştır. Bizlerin de en keyif aldığı nokta, adeta "çorap söküğü gibi" birbirine bağlı sonuçların kullanıldığı bu aşamadır. Devam edecek olursak, tahmin edebileceğiniz gibi bir sonraki adımımız, yukarıdaki "" ifadesine, R'yi yerleştirmek olacaktır. İşte! Nefes kesici sonucumuza ulaştık. T'yi, yani bizi "parçacığın iletilme olasığına götürecek olan kat sayıyı", yalnızca k ve q cinsinden yazmış olduk. Bu ifadeyi, R için bulduğumuz eşitliğe yerleştirerek, R için yani yansıma miktarı için de bir ifade elde edebiliriz. Lakin biz bunu, basit ve keyifli bir matematik çalışması olacağı için, burada yapmayacağız. Yinebasamak potansiyeli 1 yazımızda derinlemesine incelediğimiz gibi, |T | bize, iletim olasılığını verecektir. Yazımızın son kısmında biz de, bulduğumuz bu T ifadesi için |T |'i hesaplayacağız. q -k ve kq ifadelerini, q ve k ifadelerini yerine yazarak düzenlersek, elde etmiş oluruz. İşte! Kare kuyu potansiyel örneğinde, enerji sıfırdan büyük olduğunda, klasik modelin aksine yansımanın gerçekleştiğini gösterdik. Parçacığın iletilme olasılığını da matematiksel olarak ifade ettik. Sinüs fonksiyonu içeren bu ifade, qa=n /2 durumunda maksimum değerine ulaşır. Bu durum, Ramsauer-Townsend etkisi olarak da bilinir. Bu etki, elektronların, element atomlarıyla çarpışmaları incelenirken gözlemlenmiştir.


Genel fizikte vektörlerle tanışmıştık. Onlar bizim için yönü ve büyüklüğü olan, yazarken üzerine bir ok işareti çizdiğimiz niceliklerdi. Örneğin hız, momentum ya da ivme vektörel niceliklerdi. Bunlarla ilgili bazı tuhaf gelen kurallar tanımlamış ve bunların vektör cebiri altında işlendiğini söylemiştik. Tuhaf diyoruz çünkü neden bu tür kurallar vermiş olduğumuzu biraz garipsemiş olabilirsiniz. Örneğin A ve Bbirer vektörse A+B=B+A demiştik . Bu zaten sezgilerimizin bize söylediği bir şeydir, çünkü şu zamana kadar karşımıza çıkan matematikte yaptığımız işlemler 3+5=5+3 gibi sezgisel işlemlerdi. Keza q gibi bir skalerle çarpma işleminde q =qA+qB oluyordu. Bunların hepsi sezgilerimizle uyumludur, birazdan paylaşacağımız detayların da sezgilerimizle uyumlu olduğunu göreceksiniz. Fakat "bunları zaten biliyoruz", "ne var ki bunda", "neden bunları anlatıyorsun" diye düşünmemenizi ve nelerin bu kurallara uyduğunu anlamaya çalışmanızı istiyorum. Nedenini ilerleyip, bazı şeylerin bu şekilde tanımlanmadığını görünce daha iyi anlayacaksınız. Vektör uzayının tanımlarını incelerken, oklarla gösterdiğimiz bildiğimiz vektörlerle olan ilişkilerine dikkat edin. Bazen öyle vektör uzayı örnekleri göreceksiniz ki, içeriğinin bir büyüklüğe ya da yöne sahip olup olmadığını sezgisel olarak ayırt edemeyeceksiniz. Şu zamana kadar reel sayıların veya kompleks sayıların adını anmadığımıza da dikkat edin. İlk olarak kuantum mekaniğinde kullandığımız dili tanıyalım. Dirac notasyonu ya da bra-ket notasyonu olarak adlandırdığımız bu gösterimde |V> ya da <V| şeklinde ifadeler göreceksiniz. Burada <V| bra vektörü, |V> ise ket vektörü olarak adlandırılır. Bunların ne anlama geldiğini göreceğiz, fakat şu an için bilmemiz gereken aşağıdaki kurallara uydukları ve işimizi oldukça kolaylaştırdıkları. - Herhangi V ve W vektörleri için vektör toplamı: |V> + |W> - Herhangi a skaleri ile V vektörünün çarpımı: a|V> - |V> + |W> toplamının ürünü, bu uzayın bir başka ürünüdür . - Skaler çarpım, vektörler üzerinde dağılabilirdir: a = a|V> + a|W> - Skaler çarpım, skalerler üzerinde dağılabilirdir: |V> = a|V> + b|V> - Skaler çarpım, birleşebilirdir : a = ab|V> - Toplama, yer değiştirebilir : |V> + |W> = |W> + |V> - Toplama, birleşebilirdir : |V> + = + |Z> - |V> + |0> = |V> eşitliğini sağlayan bir |0> vektörü vardır. - Her |V> vektörü için |V> + |-V> = |0> eşitliğini sağlayan toplama işlemine göre tersi |-V> bulunur. 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. Örneğin ikinci madde (a = a|V> + a|W>) bize ne söylemektedir? Bunun bize söylediği, iki vektörü toplayıp bir skalerle çarpmak, onları ayrı ayrı bu skalerle çarpıp toplamakla aynı sonucu verdiğidir. Aşağıdaki figürde bunu daha net bir şekilde görebiliriz. Bir diğer örnek olarak altıncı maddeyi (|V> + = + |Z>) inceleyelim. En kaba tabiriyle bu madde şunu söyler, üç vektörü toplarken önce hangi iki vektörü topladığınızdan bağımsız olarak, sonuçta aynı vektöre ulaşırsınız. Bunun beşinci maddeyle olan uyumuna dikkat edecek olursak, sadece |V> + = + |Z> olduğunu değil aynı zamanda |V> + = + |W> olacağını da görürüz. Yani toplamanın sırası sonucu değiştirmez, işlem sırasında farklı vektörler oluşsa da sonuç aynıdır. Aşağıdaki figürde bu iki farklı senaryoyu görebiliyoruz, sonuçta oluşan yeşil renkli vektörlerin aynı olduğuna dikkat edin. - 0|V>=|0> - |-V>=-|V> - |-V>, |V>'nin toplamaya göre tek tersidir. - |0> tektir ve eğer bunun tüm özelliklerini sağlayan bir başka |0'> varsa |0>=|0'> olur. Bunlar ilk gördüğünüzde çok manalı gelmeyebilir, fakat bunların neden böyle olduğunu anlamamız gerek. Bunun için de böyle olması gerektiğini, önceki aksiyomlara dayanarak ispatlamaya çalışalım. Örneğin dördüncü madde |0>'ın tek olduğunu söylüyor, peki gerçekten öyle midir? Hatırlayacak olursak, oluyordu. Bu durumda |0'>gibi bir başka vektörün bu şartı sağlaması durumunda |0>'a eşit olacağını gösterebilmeliyiz. dersek aklımıza şu gelebilir: |V> sonuçta herhangi bir vektör, dolayısıyla|0'>veya |0> olabilir. O halde sırasıyla |V> = |0'> ve |V> = |0> yapıp önceki denklemlerde yerine koyarsak aşağıdaki ifadeleri elde ederiz. Hatırlayacak olursak toplamda komütatiflik özelliğimiz vardı, yani bunların yerleri değişebilir. İkinci denklemde sol tarafta yerleri değiştirirsek görürüz ki, Haydi, muhteşem bir yolculuğa çıkalım, gökyüzünde parlayan GEZEGENLERLE tanışalım. Madem oralar arabayla gidemeyecek kadar uzak, biz de ROKETE atladığımız gibi uçarız, çabucak! Çok satan çocuk kitaplarının ödüllü yazarı Caryl Hart'tan, kafiyeli anlatımı ve göz alıcı çizimleriyle, geleceğin ASTRONOTLARI için MUHTEŞEM bir resimli kitap! Haydi gelin, DENİZALTIMIZA atlayalım, OKYANUSLARIN ve DENİZLERİN derinliklerine dalalım, Gizemli su altı dünyasına müthiş bir yolculuğa çıkalım. Herkes gemiye! Kemerlerimizi bağlayalım! 1, 2, 3, 4, 5 vee DALIYORUZ! FOOOOOOOOOOŞ! Çok satan çocuk kitaplarının ödüllü yazarı Caryl Hart'tan, kafiyeli anlatımı ve göz alıcı çizimleriyle tüm OKYANUS ve DENİZ kaşifleri için MUHTEŞEM bir resimli kitap! haline gelirler. O halde |0'> = |0> olmalıdır. Eğer skalerler reel sayılardan oluşuyorsa uzayımız reel vektör uzayı, eğer kompleks sayılardan oluşuyorsa kompleks vektör uzayı olarak anılır. Dikkat ederseniz henüz bu skalerleri herhangi biriyle sınırlandırmadık. Buraya kadar bu bra ve ket vektörlerinden bahsederken, bunları üzerine ok işareti çizdiğimiz, büyüklüğü ve yönü olan vektörlerle ilişkilendirdik. Fakat bir vektör uzayının elemanlarının bu büyüklük ve yöne sahip olması gerekmeyebileceğini bilmeli ve aklımızın bir ucunda tutmalıyız. Bunu söylediğimde havada kaldığını biliyorum. Fakat lineer cebirden eğer matrisleri hatırlayacak olursak, bunların da bahsettiğimiz kurallara uyduğunu ama yön ve büyüklük hakkında hiçbir şey söylemediğini görebiliriz. Örneğin 2x2'lik tüm matrisleri barındıran bir küme düşünecek olursak bunların yukarıda tanımladığımız özelliklere uyduğunu görüyoruz. Yani elimizde bir vektör uzayı var, fakat içerdiği elemanlar vektörler gibi yön ve büyüklük bilgisini içermek zorunda değil.


Dalga denkleminin özelliklerini incelediğimiz yazı dizimizin bu yazısında, dalga denkleminin en önemli özelliklerinden birisi olan normalizasyonu ve zaman ile olan ilişkisini inceleyeceğiz. şeklinde ifade ederiz. Biliyoruz ki olasılık tanımı gereği 0 ile 1 arasındadır ve mümkün olan tüm olasılıkların toplamı 1'e eşittir. Öyleyse, benzeri bir ifadeyi, | | için de yazabiliriz. Yani, a ile b arasında değil de tüm uzayda bulunma olasılığını yazarsak, bunun 1'e eşit olmasını bekleriz. Bunu matematiksel olarak ifade edecek olursak, Matematik, kuantum mekaniğindeki en önemli gücümüz. Öyleyse, bu gücümüzü kullanarak bu soruya cevap verebilmeliyiz! Biliyoruz ki eğer bir fonksiyonun zamana göre türevini alırsak, o fonksiyonun zamana göre nasıl değiştiğini bulabiliriz. Eğer ki bu işlemin sonucu, her zaman 0 sonucunu veriyorsa, bu demek olur ki fonksiyon zamana göre değişmemektedir. Öyleyse, biz de yukarıdaki normalizasyon işlemimizin zaman göre türevini alalım ve neler oluyor bir bakalım. Öncelikle, ifadesinin neye eşit olduğunu hatırlayalım. . Bu ifadeki , karmaşık eşlenik anlamına gelmektedir. Öyleyse, yukarıdaki eşitliğin sağ tarafını çarpım türevi kuralına göre düzenleyelim. Şimdi, zamana bağlı Schrödinger dalga denklemini hatırlayalım. elde ederiz. Yukarıdaki iki denklem ile biraz zaman geçirmek ve birbirlerine eşit olduklarını görmek herkes için iyi olabilir. O yüzden sizlere bunu şiddetle öneriyoruz. Şimdi bu denklemi integralimizin içerisine yerleştirelim. Kalkülüsün temel teoremini kullanarak, eşitliğin sağ tarafının, yine eşitliğin sağ tarafında köşeli parantez içerisinde bulunan değere eşit olduğunu söyleyebiliriz. Öyleyse, demektir. Bu da demek oluyor ki ne kadar zaman geçerse geçsin, normalize edilmiş olan dalga denklemi, bu özelliğini asla kaybetmez. Başka bir deyişle, verilen dalga fonksiyonunu bir kere normalize ettik mi, o fonksiyon sonsuza dek normalize kalır. Dalga denkleminin özellikleri hakkında konuştuğumuz bu yazımız eğer aklınızda, yahu peki bu dalga denklemi nasıl çözülüyor? sorusunu oluşturduysa, dalga denklemini küresel koordinatlarda çözdüğümüz yazımıza bakabilirsiniz.


Kuantum mekaniği yazı dizimizin önceki yazılarında, zamandan bağımsız Schrödinger denklemini türetmiştik ve ardından da, dalga fonksiyonunun normalizasyonunu incelemiştik. Bu yazımızda ise, normalizasyon konseptinin karşımıza çıkarttığı bir konseptten, olasılık akımından bahsedeceğiz. Yazımıza geçmeden önce ufak bir hatırlatma yapalım, bu yazımızın daha iyi anlaşılması adına, öncelikle bahsettiğimiz bu iki yazının okunması önem teşkil etmektedir. Normalizasyon hakkında konuştuğumuz yazımızda, normalizasyonun zamana göre değişimini de incelemiştik. Bu incelemeye, normalizasyonun zamana göre türevini alarak başlamıştık. şeklindeydi. İntegralin içerisindeki ifadelerin birbirine eşit olması gerekir. Şimdi, ifadeyi istediğimiz şekle sokmak adına, eşitliğin sol tarafındaki ifadede bulunan türev operatörünü dışarıya alalım ve sağ tarafa da ufak bir düzenleme yapalım. Parçacığın herhangi bir noktada bulunma olasılığının zamana göre değişme miktarı ile parçacığın hareketi birbiriyle ilişkilidir. Denklemimizde değişiklik yapma sebebimiz, fiziğin farklı alanlarındaki korunum yasalarıyla ilişki kurmaktı. Bu benzerliği kurmak adına, ifadenin tüm uzayda integralini alalım. Buna oldukça benzer bir ifade; karşımıza klasik elektrodinamikte, yük korunumunda çıkar. P , yük yoğunluğu; j ise yük akışı anlamına gelir. İlerleyen yazılarımızda, olasılık akımı kavramını kullanarak tünelleme başta olmak üzere pek çok farklı kuantum mekaniksel konsepti inceleyeceğiz.


Qturkey'in kurucu üyelerinden, ODTÜ Fizik Bölümü Araştırma Görevlisi Zeki Seskir ile, kuantum teknolojilerindeki son gelişmeler ve kuantum bilgi teknolojileri üzerine konuşacağımız canlı yayınımıza davetlisiniz! Türkiye'de, düzenlediği atölyeler başta olmak üzere, pek çok etkinlikle, kuantum teknolojileri üzerine çalışan araştırmacıları ve bu alanla ilgilenenleri bir araya getiren QTurkey'in yaptığı çalışmaları da konuşacağımız etkinliğimiz, 1 Ekim 2020 Perşembe günü, 20:30'da canlıolarak yayında!


Kuazarların, merkezlerinde yer alan bir süper kütleli karadelik ve bunun etrafındaki toplanma diskinde bulunan gaz tarafından enerjisini sağladığı düşünülmektedir. Toplanma diskinde bulunan gaz zamanla karadeliğin üzerine doğru çöktükçe; X-ışını, moröte, görünür bölge, kızılöte ve radyo olmak üzere çeşitli dalga boylarından elektromanyetik ışıma saçar. En parlak kuazarlar, saniyede 1048 erg'lik bir enerji çıkışı oluşturabilir ki bu da Samanyolu gibi büyük galaksilerin yaptığı ışımadan binlerce kat daha fazladır. Kuazarlarda Farklılık Yaratan Bir ÖzellikKuazarlar bir aktif galaksi çekirdeğidir . Bir fikre göre AGN'ler aslında aynı cisimlerdir. Fakat onlara olan bakış açımıza göre farklı özellikler gösterdiğinden ötürü, farklı cisimler gibi algılanırlar. Kuazarlar da bu grubun bir üyesidir. Fakat ilginç bir biçimde, diğer AGN'ler etrafımızda rastgele uzaklıklarda dağılmış olmalarına rağmen, kuazarlar çoğunlukla bizden uzakta yer alır . Gözlenen en uzak kuazar z=7.085 değerine sahiptir. Yani bir başka deyişle o kadar uzaktır ki, bu kuazara baktığımızda gördüğümüz manzara, evrenin 800 milyon yıl yaşındaki haline denk düşer.


Einstein sayesinde öğrendiğimiz E=mc2, bize durgun bir maddenin, kütlesi ile ışık hızının karesinin çarpımı kadar enerji barındırdığını söyler. Maddenin atom gibi yapı taşlarında bile yüksek miktarda enerji vardır. Nükleer enerjinin ve nükleer silahların temelini de bu kütle enerji ilişkisi oluşturur. Yani kütle, enerjinin bir formudur. Bu durumda tersten düşünürsek enerji de kütle gibi, bir diğer deyişle madde gibi davranabilmelidir. Kaldı ki kütle çekimi bize enerji ve madde arasındaki farkı söyleyemez; ikisini de çeker, çünkü kütlenin uzay-zaman dokusunu bükmesi ile bizim kütle çekimi dediğimiz kavram oluşur. Işığın karadelik gibi yüksek kütleler tarafından çekilerek yutulması veya doğrultu değiştirmesi bu yüzdendir. Kütle-enerji eşdeğerine göre enerji de kütle gibi uzay-zaman dokusunu bükebilmektedir. O halde çok yüksek miktarda ışıkla da bu dokuyu bükebilmek teorik olarak mümkündür. Ancak bir kugelblitz karadeliği oluşturmak için gereken ışık hayal gücümüzü zorlayacak miktarlarda olacaktır. Şimdi meşhur denklem üzerinden hareket edelim. J'e karşılık gelecektir. Güneş bir yılda kabaca 1.20x1034 J enerji yayınlamaktadır. Yani bu enerji, Güneş'in bir yılda verdiği enerjiden neredeyse 45 milyon kat daha fazla enerji. J kadar enerji gerekecektir (1.99 x Güneş'in kütlesidir). Cygnus X-1'in olay ufku yaklaşık 88 km çapındadır. Denkleme kendi kütlenizi koyarak, ne kadar enerjinin kütlenizde bir karadelik oluşturacağını bulabilirsiniz. Tabii yok denebilecek kadar küçücük olan olay ufkunuz ile... 80 kg'lık bir insan için olay ufkunun çapı 2.38 x 10-25 m'dir. Bir tek protonun çapından, hatta elektronun öngörülen çapından çok çok daha küçük.Kugelblitz karadeliği oluşabilmesi için bu devasa enerjilere karşılık gelen miktardaki ışığı bir yerde toplayınca karşımıza başka bir nicelik daha çıkar. Çünkü ısı da enerjinin bir formudur ve o bölgede sıcaklık da ekstrem düzeyde olacaktır. İlgili kütleye göre verilen enerji büyüdükçe sıcaklıkta üst limit olarak kabul edilen Planck sıcaklığını bile aşabilir. Bu sınırdan sonra da bilinen fizik yasaları geçerliliğini kaybeder. Çünkü yine bir tekillik oluşacaktır. Büyük patlama sonucu oluşan bebek evrenin ilk zamanlarında Planck sıcaklığı mertebesindeki sıcaklıklardan bahsediliyor. Gökada merkezlerindeki süper dev karadeliklerin Kugelblitz formunda oluşabilmesi için gereken sıcaklığı siz tahmin edin. Büyük patlama harici evrenin hiçbir anında ve yerinde görülemeyecek bir sıcaklık olacaktır. Kugelblitz karadelikleri teorik olarak mümkün olabilir. Ancak evrende onları oluşturabilecek bir mekanizma bilinmemektedir. Bununla birlikte normal karadeliklerdeki gibi fizik yasaları çöktüğü için, içlerinde ne olabileceği de bilinmemektedir.


Küresel koordinat sistemi; üç boyutlu uzaydaki bir noktayı orijine olan uzaklık r ile birbirine dik kutup açısı ve azimut açısı ile tanımlayan koordinat sistemidir. Fizikte özellikle küresel yapılar üzerinde çalışıldığında, kartezyen koordinat sistemi olan yerine, küresel koordinatlar olan tercih etmek, çözümleri birçok durumda oldukça basite indirger. Örneğin bir parametrenin merkezden yüzeye olan değişimini, kartezyen koordinatlarda ifade etmek için değişen üç parametre kullanmamız gerekirken, kutupsal koordinatlarda sadece r'nin değişimini incelemek yeterlidir. Mesela Güneş'in merkezinden yüzeyine olan yoğunluk gradyenti kutupsal koordinatlarla kolayca hesaplanabilir. Çünkü sadece merkezden yüzeye olan uzaklık olan r'nin bir fonksiyonudur, ve açılarına göre değişmez. Böylelikle problem üç değişken yerine, tek değişkenle daha basit bir şekilde incelenebilir. Bu nedenle yeri geldiğinde kartezyen koordinatlardan, kutupsal koordinatlara dönüşüm yapmak gerekir. Keza bazı durumlarda tersi de geçerli olabilir. Hatta bir problemin içerisinde iki yönde de dönüşüm yapmayı gerektiren zamanlar olabilir. Kullanılan kaynağa göre ile yer değiştirilmiş olarak gösterilebilir. Burada olası bir kafa karışıklığını önlemek için bu açıların neyi tanımladığını bilmekte fayda var. Biz burada kutup açısını ile , azimut açısını da ile göstereceğiz . Zenit açısı 0 180 aralığında yer alır. Azimut açısı ise 0 360 arasındadır. Böylelikle birbirine dik iki eksende ifade edilen kutup açılarıyla bir kürenin tüm noktaları tanımlanmış olur. Bunu şöyle düşünebiliriz: açısını 0'dan 360'a kadar döndürelim. Bu durumda yukarıdaki görsele bakacak olursak xy-düzlemindeki çemberi çizmiş olduğumuzu görürüz. Şimdi bu çember açısı boyunca 180 derece çevirerek kapladığı hacmi hayal edelim. Bu bir tam küredir! Burada zenit açısıyla ilgili bir konuya dikkat çekmekte yarar var. Dünya üzerinde tanımladığımız enlemler de =90- ile tanımlanır. Burada enlemi belirtir. Eğer =0 olduğu durumu inceleyecek olursak, bunun görselde tam tepe noktasına denk geldiğini görürüz. Burası Dünya üzerinde kuzey kutup noktasıdır ve enlemi =90'dır. Benzer şekilde enlemi =0 olan ekvator için =90 derecedir.


Klasik mekanikte kinetik enerji ile potansiyel enerjinin toplamını ifade eden Hamiltonyen operatörü olarak gösterdiğimiz H'ı aşağıdaki şekilde açabiliriz. Burada olmak üzere, aşağıdaki şekilde ayrı ayrı yazılabilir. Eğer buradaki p ifadesinin karesini alacak olursak, Şimdi elimizdekileri (1) no'lu Schrödinger denkleminde yerleştirmeye başlayabiliriz. Öncelikle (2) no'lu denklem ile verilen Hamiltonyen operatörünü (1) no'lu Schrödinger denkleminde yerine yazalım. Denklem bir hayli karışık görünüyor. Fakat elimizde mantıksal olarak kategorilendirilebilecek gibi duran değişkenler var. Bu yüzden değişkenlere ayırma metodunu kullanarak 'yi dikine D ve açısal Y bileşenler cinsinden yazabiliriz. Böylelikle denklemimizi istediğimiz şekilde düzenlemiş olduk. Bundan sonra yapmamız gereken bu iki ayrı parçayı matematiksel metotlar izleyerek çözmek. Öncelikle üstteki denklem parçacığı ile başlayalım. Bu kısım yalnızca r'ye bağlı olduğundan dikine parçadır. Çözümü yapmak için öncelikle f =rD şeklinde bir fonksiyon tanımlamamız gerekiyor. Böylesi bir fonksiyonu, denklemdeki parçalarını elde ederek yerine koyduğumuzda istediğimiz tipte bir denkleme ulaşacağız. Öncelikle (16) no'lu denklemde üstte yer alan dikine ifadeyi, D ile çarpıyoruz. Denklemin sağındaki sabit terim yerine D ifadesini ekleyerek işleri biraz karmaşıklaştırmışız gibi görünebilir, fakat amacımız denklemin başındaki türev ifadesini yalın hale getirmekti. Şimdi tanımladığımız f fonksiyonu üzerinden türev alıp, bu ifadede yerine yazabiliriz. Burada 1/r ifadesi biraz rahatsız edici duruyor. Bu yüzden denklemi r ile çarpıyoruz. Şimdi denklemimiz çok daha sade bir görüntüye kavuştu. Son bir hamleyle tek boyuttaki Schrödinger denklemine benzetmemiz mümkün görünüyor. Tek boyutta Schrödinger denklemi aşağıdaki şekilde veriliyordu. (21) no'lu denklemi ile çarparsak, denklemin ilk ifadesini benzetmiş oluruz. Böylelikle elde ettiğimiz denklem şekil olarak (22) no'lu tek boyuttaki Schrödinger denklemiyle aynıdır. (22) no'lu denklemle kıyasladığımız zaman büyük parantez içerisinde kalan ifadenin aslında tamamının potansiyel olduğunu görürüz. Burada potansiyel V'ye ek olarak verilen potansiyel terimine; klasik mekanikte, parçacığı merkezden dışarı doğru itme etkisi gösteren merkezkaç etkisi gibi bir etki gösterdiği için merkezkaç potansiyeli denir. Bu noktadan sonrası için V potansiyelinin bilinmesi gerektiğinden burada bırakıyoruz. Sırada (16) no'lu denklemimizde alt kısımda verilen ve 'ye bağlı açısal kısım var. Bu kısmın sonucunu matematiksel olarak daha etkileyici bulduğumdan sona bırakmak istedim. Kolayca görebilmek adına (16) no'lu denklemi tekrar yazalım. Şimdi yine, daha önce yaptığımız gibi değişkenlere ayırma metodunu izleyeceğiz. Y fonksiyonu ve 'nin fonksiyonları olarak ayrı ayrı yazılabilir. İçeride yer alan türevleri aşağıdaki şekilde çözebiliriz. halini alır. Bunu yerine koymadan önce ilgilenenmeniz gereken diğer denklem parçası var. Eşitliğin solda kalan parçası yalnızca 'ya bağlı fonksiyonun 'ye göre değişimi 0 olduğundan gider. Yine aynı sebepten denklem parçası sadeleşerek aşağıdaki şekilde düzenlenebilir. şeklini alır. Böylelikle denklemin ilk terimi yalnızca , ikinci terimi ise yalnızca cinsinden yazılarak denklem değişkenlerine ayrıştırılmış oldu. Yine daha önceki sebeplerimizden ötürü bu sefer bir tarafı m 'ye diğer tarafı -m 'ye eşitleyeceğiz. Alttaki diferansiyel denklemin çözümü oldukça kolaydır. Buradaki türev ifadesini aşağıdaki şekilde açıp yerine yazalım. şeklinde yazılabilir. Burada negatif olan çözümün nereye gittiğini sorabilirsiniz. Burayı pozitif alarak m'nin negatif değerleri için bu koşulu da sağladığımıza dikkat edin. Böylelikle m hem negatif hem pozitif olabilir. Aslında buradaki çözüm tam olarak şeklindedir. Buradaki c herhangi bir katsayıdır, bunu fonksiyonumuza dahil ederek yazmadık. Ve şimşeklerin çaktığı an! Böylesi bir eşitliğin sağlanabilmesi için olmalıdır ve bu ancak m'nin aşağıdaki değerleri için mümkündür. olarak verilir. Birleşik Legendre fonksiyonu ise aşağıdaki şekilde tanımlanır. Burada verilen P l-inci Legendre polinomudur. n-inci derecen bir Legendre polinomu Rodrigues formülü ile aşağıdaki şekilde tanımlanır. İlk birkaç Legendre polinomu aşağıdaki şekildedir. m=-l, -l+1,...,-1,0,1,...,l-1,l aralığındadır. (l=0,1,2,3,...) olmak üzere. Bunları ayrı ayrı da normlayabileceğimiz açıktır. Normlanmış açısal dalga fonksiyonlarının matematiksel çok özel bir karşılığı vardır ve fizikte sıklıkla karşımıza çıkar. Bunlara küresel harmonikler diyoruz. Aşağıdaki şekilde tanımlanır. Buradaki aşağıdaki aşağıdaki ilk birkaç küresel harmonikte de deneyimleyeceğiniz üzere m 0 için , m 0 için ise =1 koşulunu sağlar. İşte burada gördüğümüz l açısal momentum kuantum sayısını , m de manyetik kuantum sayısını ifade eder. Böylelikle lisede görüp de nereden geldiğine pek de anlam veremediğimiz bu iki kuantum sayısı bu şekilde elde edilir.


Kürenin tüm güzelliği, merkezinden yüzeyindeki "herhangi bir noktaya" olan uzaklığın daima aynı olmasıdır. Biz buna yarıçap diyoruz. Böylesine bir simetri, kuvvetler dengesini sağlamak için harika bir ortam sunar. Evrende serbest halde bulunan gaz ve toz bulutları, zamanla kendi kütle çekimleri üzerinde çöker. Bu çökmeye, gazın sıkışması eşlik eder. Giderek sıkışan gaz, zamanla artan bir gaz basıncı oluşturmaya başlar. Kütle çekim, gazı sıkıştırmaya devam ederken, içerideki gaz da tam aksi yönde, dışarıya doğru bir basınç kuvveti oluşturur. Çökme işlemi, kuvvetler dengeye gelene kadar devam eder. Eğer denge oluşana kadar, merkezdeki sıcaklık, hidrojeni tutuşturursa, yıldız oluşur. Fakat bazen ortamdaki kütle yetersizdir ve basınç kuvveti, erken galip gelir. Bu durumda yıldızımsı olarak kabul ettiğimiz kahverengi cüceler ya da gezegenler oluşur. Bu gök cisimlerinin ortak özelliği, küresel olmalarıdır! Sebebi de oldukça basittir. Oluşumda görev alan fiziksel kanunlar, bir kuvvetler dengesi ortaya çıkarmıştır. Evrende var olan tüm bu hareketlilik, sabit görünen, fakat zaman içerisinde birinin diğerini yendiği dengelerle, zaman zaman durdurulur. Yıldızların da oluşumunda görev alan bu denge durumuna, hidrostatik denge diyoruz. Böylesine kuvvetleri dengelemenin en güzel yolu, yarıçap gibi sabit bir uzunluğu barındırmaktır. Bu sayede, yüzeydeki tüm noktalarda çekim kuvveti eşit olur. Eğer piramit şeklinde bir yıldız yapsaydınız, yüzeyindeki farklı noktalarda bulunan, farklı çekim kuvvetleri ve farklı yerel iç basınçlar, bir denge durumu oluşturamayacaktı. Bu yüzden hareketlilik devam edecek, yapı bozulacak ve zamanla yine küresel hale gelecekti. Aslında küresel hale gelince hiçbir şey değişmiyor! Yine kuvvetler oradalar ve birbirleri arasında rekabet içerisindeler. Sadece öylesine karşı karşıya geliyorlar ki, ne biri diğerini itebiliyor, ne de diğeri ötekini... Bu da, sanki hareketsiz duran, sabit bir durum varmış gibi görünmesine sebep oluyor. Aslında hareket yine orada... Sadece birinin diğerine galip gelmesi, başka bir değişimin burada vuku bulması bekleniyor! Yıldızlarda bu durumun tetikçisi, içinde gerçekleşen nükleer reaksiyonlardır. Hidrojenin yanmasına, helyum sayısındaki artış eşlik eder. İçeride bir değişim vardır! Bir noktada, çoğalan bu elementlerin de devreye girerek yeni tepkimeler oluşturmasıyla, yapıları birbirlerinden farklı olduğundan, dengeyi bozan bir kuvvet durumu oluşur. İçerideki bu ani patlamalar, yıldızın kısa sürede şişmesine sebep olur. Bir bakıma, içeride aslında potansiyel olarak varlığını sessizce sürdüren, fakat fiziken orada olmayan olaylar, zamanla vuku bulmaya başlar. Çünkü içeride değişim söz konusudur ve yeni oyuncular oyuna dahil olmuştur.


Polaris yıldızı, kuzey yarımkürenin kutup yıldızıdır. Kutup yıldızı, Polaris'in sadece sıradan bir yıldız olmanın ötesinde, bir "belirteç" olduğunu anlamına gelir: Polaris'in "kutup yıldızı" adını alma sebebi, daima kuzey kutbunun bulunduğu yönü belirtmesidir. Kutup yıldızının sürekli kuzeyi gösterme nedeni, kuzey yarı kürede Dünya'nın dönüş ekseni doğrultusuna çok yakın bir noktada yer almasıdır. Elbette, Dünya küresel olduğu için, Polaris sadece kuzey yarımkürenin kutup yıldızıdır. Güney yarımküreden görünen yıldızlar farklıdır ve bu bu bölgede belirgin bir kutup yıldızı yoktur. Bunun yanı sıra, kutup yıldızı, sanılanın aksine gökyüzündeki en parlak yıldız da değildir. Hatta oldukça sönük bir yıldızdır ve ışık kirliliği fazla olan büyük şehirlerde neredeyse görünemez. Sıklıkla; çoban yıldızı olarak adlandırılan, aslında yıldız olmayan, çok parlak görünümlü Venüs ile karıştırılır. Polaris'i bulmak aslında oldukça kolaydır. Fakat aşırı parlak bir yıldız olmamasından ötürü bazen şehirlerin ışık kirliliği altında onu direkt bulmak zorluk yaratabilir. Bunun için oldukça pratik bir yöntem vardır: Gökyüzüne baktığınızda en kolay tanımlanabilir takımyıldızlardan birisi Büyük Ayı takımyıldızıdır. Eğer bunu bir kepçe olarak görürseniz, kepçenin uç kısmındaki iki yıldızı belirteç olarak kullanabilirsiniz. Polaris, bu ikilinin yer aldığı doğrultuda, ikilinin arasındaki mesafenin yaklaşık beş kat ilerisinde yer alır. Polaris yıldızı, kuzey yarı kürede yaşayanlar için kutup yıldızıdır. Dünya'nın dönüş ekseni doğrultusuna oldukça yakın bir noktada yer alır. Bu nedenle gece boyunca diğer yıldızlar bu doğrultu etrafında dolanıp daire çizerlerken, Polaris gece boyunca neredeyse sabittir. Polaris ya da teknik adıyla Ursae Minoris bizden 433 ışık yılı (133 parsek) uzaklıkta yer alır. Aslında tek bir yıldız değil, üçlü bir yıldız sistemidir. Bunlardan Polaris Aa bir sarı süperdev yıldız, küçük eşlikçisi Polaris Ab ile bir yörüngede dolanırken bu çift aynı zamanda Polaris B ile birlikte bir yörüngede dolanır. Polaris yıldızı her ne kadar gökyüzünün en parlak yıldızı olmasa da yer aldığı Küçük Ayı takımyıldızının en parlak üyesidir. Takımyıldızların en parlak üyelerine alfa sıfatı verildiğinden bir diğer adı da UMi'dir. Bunlardan en büyük kütleli olan UMi Aa yıldızı 5.4 Güneş kütlesine sahip bir sarı süperdevdir. Diğer iki yıldızdan UMi Ab ise 1.26 Güneş kütlesine, UMi B ise 1.39 Güneş kütlesine sahiptir. Üçlü sistemin ana bileşeni olan UMi Aa, aslında klasik Cepheid sınıfından bir değişen yıldızdır ve parlaklığı zamanla değişir. Görünür parlaklığı 1.86 kadir ile 2.13 kadir arasında gidip gelmektedir. Polaris Ab 9.2 kadir, Polaris B ise 8.7 kadir ile görme sınırlarının dışında kalır. Aslında Polaris Aa bile yaklaşık 2 kadirlik parlaklığıyla çok yüksek ışık kirliliğine sahip metropollerden görülemeyebilir. Polaris gökyüzündeki en parlak 25 yıldız listesinde yer almayacak kadar sönüktür. Kutup yıldızının gece boyunca kuzeyi gösterdiğini bildiğimize göre, demek ki diğerleri gece boyunca sabit değil sonucunu çıkartabiliriz ki bu doğrudur. Gece boyunca yıldızların konumu, tıpkı Güneş'in gündüz boyunca hareketi gibi bir hareket izler. Bu hareket, kesinlikle yıldızların gerçek hareketinden kaynaklanmamaktadır. Yıldızlar uzayda hareket etmektedir evet, fakat o kadar uzaktadırlar ki, en yakınlarının dahi hareketi, bir gün içerisinde belirli bir değişim yaratmaz.


Kuyruklu yıldızlar, genellikle buz, toz ve kayalardan oluşan, asteroit benzeri gök cisimleridir. Kuyruklu yıldızlar, Neptün'ün yörüngesinin ötesinden gelirler ve birçok asteroit ve meteoroid gibi, yaklaşık 4.6 milyar yıl önce, Güneş Sistemi'miz ile birlikte var olmuşlardır. Türkçe isimlerinin ima ettiğinin aksine, birer "yıldız" değillerdir ve yıldızlarla doğrudan bir ilgileri yoktur . İngilizcedeki "comet" kelimesiyse, Yunanca "saç" anlamına gelen "kome" kelimesinden gelir. Bu isimlendirme, görüntüsünden gelir. Gökyüzüne bakıldığında, tıpkı kuyruğu olan bir yıldız gibi görünürler. Hatta öyle ki, çok sönük olan bazılarının kuyruğunu çıplak gözle görmek mümkün olmadığından, sadece sönük bir yıldız gibi görüneceklerdir. Kuyruklu yıldızlar, uçucu materyalleri tamamen buharlaşana dek, eliptik yörüngeler halinde Güneş'in etrafında dolanmayı sürdürürler. 1 yılları birkaç yıl ile on milyonlarca yıl arasında değişir. Halley Kuyruklu Yıldızı'nı her 75 yılda bir gözlemleyebilsek de, 2013'te konuğumuz olan Panstarrs Kuyruklu Yıldızı'nı (C/2011L4) bir sonraki sefer görmek için 106.000 yıl daha beklememiz gerekiyor. Ara ara gündemimize oturan bu gök cisimleri, haber kaynaklarında ilgi uyandırmak için sürekli bir tehlike yaklaşıyormuş gibi bahsedilir. Fakat genellikle Dünya'dan milyonlarca kilometre öteden geçmektedirler. Dolayısıyla hiçbir tehlike arz etmezler. Elbette bu gelecekte birinin tehlike arz etmeyeceği anlamına gelmiyor. Bu cisimler gözlenmeye başladıklarından kısa bir süre sonra yörüngeleri önemli bir hassasiyetle belirlenir. Dolayısıyla bu tür velvele uyandıran haberlere itibar etmemenizi ve resmi bilimsel kanalları, işin uzmanlarını takip etmenizi ısrarla öneriyoruz. Günümüzdeki gezegen tanımına göre, Güneş sisteminde toplam sekiz gezegen vardır. Bu gezegenlerin etrafında ise toplamda 200'ün üzerinde uydu dolanmaktadır. Lakin Güneş sisteminde, gezegenler ve uyduları dışında yüz binlerce cisim daha Güneş'in etrafında hareket etmektedir. Bunlar gök taşları, asteroitler ve kuyruklu yıldızlar olarak sınıflandırılır. Bu cisimlerin kütlesi ve boyutları, gezegen ve uydulara kıyasla çoğu zaman oldukça küçüktür. Üstelik oldukça biçimsizdirler . Başta 1577 yılında Dünya'nın yakınından geçmiş olan ve Takiyuddin tarafından da gözlemlenen kuyruklu yıldız olmak üzere, kuyruklu yıldızlar insanlık tarihinde de oldukça önemli bir yere sahiptir. Aynı dönemde Tycho Brahe tarafından da gözlemlenen bu kuyruklu yıldız, kuşkusuz ki bilim tarihini şekillendiren olaylardan birisidir. Elbette o yıllarda bunların ne tür cisimler olduğu bilinmiyordu. Belki de hayali bile kurulamıyordu. Fakat yıllar içerisinde teleskopların ve teknolojinin gelişimiyle bu cisimleri çok yakından görme şansını elde ettik. 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. Yandaki görsel 2014 yılında Avrupa Uzay Ajansının Rosetta uydusu aracılığıyla çekildiğinde büyük bir yankı uyandırmıştı. Bu zamana kadar hiç böyle detaylı bir yakınlaşma olmamış, hiç böylesine detaylı görseller çekilmemişti. Üstelik bu görevde Rosetta uydusundan bırakılan Philae sondası, kuyruklu yıldızın üzerine başarıyla indirildi. 1500'lü yıllardaki Takiyuddin ve Brahe gibi kaşiflerin merakının bizi bu günlere taşıması sayesinde, günümüzde bu cisimler hakkında oldukça detaylı bilgilere sahibiz. Kuyruklu yıldızlar, bir yıldız değildir. Kendi ışıklarını saçmaz, Güneş'ten gelen ışığı yansıtırlar. Kaba bir tabirle taş, toz ve buzdan oluşan bu yapıları birer kozmik kartopu gibi düşünebiliriz; tabii, ortalama olarak bir şehir büyüklüğünde olan kartopları... Kuyruklu yıldızın katı olan bölümü, onun çekirdeği olarak adlandırılır. Genellikle kayaç yapıların, tozların, su buzunun ve donmuş karbondioksit, metan gibi gazların birleşiminden oluşur. Genellikle çekirdeğin yüzeyi tozlu ve kayaçlı bir yapıya sahiptir. Öyle ki bu durumdan ötürü "kirli kartopları" olarak da anılırlar. Bazı durumlarda toz o kadar fazladır ki bu onlara "buzlu kirtopları" denilmelerine neden olmuştur. Tüm bunların yanında çekirdek bölgesi etanol, metanol, ethane, hidrojen siyanür ve formaldehid gibi organik bileşenlere de ev sahipliği yapar. Hatta 2009 yılında NASA'nın yürüttüğü Stardust görevinde glisin aminoasidine rastlanmıştır. Kuyruklu yıldızlar, Dünya'nın mantosunu, tozunu ve buzunu oluşturan malzemeye benzer şekilde kayalık bileşenlerin bir karışımından oluşur. Buz, sadece su buzu (H2O) anlamına gelmez; aynı zamanda kuru buz (katı CO2), metan (CH4), amonyak (NH3) ve karbonmonoksit gibi uçucu bileşenleri de bünyesinde barındırır. Tipik olarak soğuk olan uzay koşullarında bu buzlar donmuş haldedir; ancak kuyruklu yıldız, örneğin Güneş gibi sıcak bir yıldıza yaklaştıkça ısınmaya başlar. Kuyruklu yıldız, Güneş Sistemi'nin iç kısımlarına girene dek herhangi bir kuyruk oluşumu görülmez; çünkü Güneş'ten gelen ısıya ve rüzgarlara yeterince yakın değildir. Ancak Mars'ın yörüngesi civarına yaklaştıkça artık yeterince ısınır ve kuyruklu yıldızın çekirdeğindeki buzların çoğu süblimleşir. Bu süreci "süblimleşme" olarak tanımlıyoruz; çünkü uzaydaki basınç sıfır olduğundan buz, uzayda sıvı halde var olamaz. Sadece kuyruklu yıldızın çekirdek yüzeyinin altında sıvı su rezervuarları bulunabilir. Bu sıvı su, uzayın düşük basıncı dolayısıyla kuyruklu yıldızın yüzeyinden jetler halinde fışkırır. Öyle ki, Dünya'daki suyun büyük bir kısmının kuyruklu yıldızlar tarafından gezegenimize taşındığı düşünülmektedir. Süblimleşen su buharı fışkırmaları aynı zamanda kuyruklu yıldızdan küçük toz parçalarının kopmasına neden olabilir. Gök taşının etrafına saçtığı gaz ve toz, çekirdeğin etrafında geniş, dağınık bir parçacık kümesini oluşturur. Bu gaz ve toz bulutuna koma adı verilir. Koma, kuyruklu yıldız Güneş'e yaklaştığında daha belirgin hale gelmeye başlar, tıpkı kuyruk gibi. Güneş'e yaklaştıkça donmuş vaziyetteki çekirdek ısınmaya başlar ve kuyruklu yıldızın bir kısmı gaz hale gelerek, kuyruklu yıldızın etrafındaki komayı belirgin hale getirir. Oluşan bu koma yapısı, 100.000 km çapa ulaşabilir. Kuyruklu yıldız, yörüngesinin özellikle Güneş'e en yakın olan bölgesinden geçerken, koma ve kuyruk yapıları maksimum boyutlarına ulaşmaya başlar. Bunun sebebi, bu bölgede gaz haline dönüşen madde miktarının ışıma ve dolayısıyla ısınma kaynaklı olarak maksimum seviyelere ulaşmasıdır. Güneş'e daha da fazla yaklaşan kuyruklu yıldız, Güneş rüzgarları adı verilen yüklü parçacık ve foton bombardımanına maruz kalır. Bu parçacıklar, kuyruklu yıldız çekirdeğinden daha uzakta bulunan toz ve gazları komanın dışına doğru iter. İşte bu gaz ve toz parçaları, kuyruklu yıldızların çekirdeğinin arkasında, kimi zaman yüzlerce kilometreye, hatta bazen 1 astronomik birimin ötesine (yani yaklaşık 150 milyon kilometreye) erişebilen bir kuyruğun oluşmasına sebep olur. Aslında gökbilimciler yakından baktıklarında, kuyruklu yıldızların aslında iki ayrı kuyruğa sahip olduğunu görürler. Biri, beyaz görünür ve tozdan oluşur. Bu toz kuyruk (tip 2 kuyruk), kuyruklu yıldızın arkasında geniş, hafifçe kıvrılan bir yol izler. Diğer kuyruk mavimsidir ve elektrik yüklü gaz moleküllerinden veya iyonlardan oluşur. İyon kuyruğu (tip 1 kuyruk) her zaman doğrudan Güneş'ten zıt tarafa doğru uzanır. Bu iki farklı fiziksel olay, kuyruklu yıldızın iki farklı kuyruğa sahip olabilmesine neden olur. Bunlara ek olarak bazen ısınma kaynaklı etkilerden ötürü, çekirdekten tıpkı gayzer gibi fışkırmalar görülebilir. Jet olarak adlandırılan bu olaylar dönüş hareketini etkilediği gibi, parçalanmasına bile yol açabilir. Kuyruklu yıldızlar, oldukça basık bir yörüngede hareket ederler ve bu basık elipsin odaklarından birisinde Güneş bulunur. Yani aslında bunlar da Güneş etrafında bir dolanma hareketi yapmaktadırlar, fakat dolanma periyotları genellikle çok uzundur. Örneğin Hale-Bopp kuyruklu yıldızı için bu süre 2500 yıl mertebelerindedir. Öyle ki bazen yaşadıkları yakınlaşmalar ve kütle kayıpları dolayısıyla yörüngenin dışarısına kaçabilir ve bir daha hiç dönmeyebilirler. Hatta Güneş ile olan tehlikeli yakınlaşmalar sırasında tamamen parçalanabilirler. Sıcak suyun akışını kontrol etmeye imkan sağlayan Hario V60 Buono Kettle, Hario V60 Dripper'lar ile kahve demlemek için özel tasarlanmış bir kettle. Tüm dünyada baristaların birinci tercihi olan Hario V60 Buono Kettle kahve meraklılarının da favorisi. Genel olarak kuyruklu yıldızları kısa periyotlu ve uzun periyotlu olarak ikiye ayırabiliriz. Kısa süreli kuyruklu yıldızlar, Güneş Sistemi'nde yaklaşık 30 astronomik birimden , yani yaklaşık olarak Neptün'ün yörüngesi civarından, 50 AU'ya kadar uzanan milyonlarca buzlu cisim bölgesi olan Kuiper Kuşağı'ndan kaynaklanmaktadır. Bu buzlu cisimlerin bazıları yörüngeleri sırasında Neptün'e çok yaklaşırlarsa, saptırılabilir ve kısa süreli kuyruklu yıldız haline gelecek yeni, eksantrik bir yörüngeye girebilirler. Güneş'in yörüngesinde dolanmaları 200 yıldan az sürer. Kendi içlerinde Encke-tipi, Jüpiter-ailesi ve Halley-tipi olarak üçe ayrılırlar. Encke-tipi olanlar yörüngesi Jüpiter'e kadar uzanmayan çok küçük yörüngelere sahiptir. Jüpiter-ailesi grubuna dahil olanlar ise yörünge periyotları 20 yıldan kısa ve ekliptik düzlemden yaptıkları açı 30 'den az olanlardır. Bunun yanında Halley-tipi olanlar ise 20-200 yıl yörünge periyoduna ve 0 'den 90 'nin üzerine kadar yörünge eğimine sahip tiplerdir. 2020 yılı itibariyle toplamda 91 HTC, 685 de JFC gözlenmiştir. Bunlara uzun süreli kuyruklu yıldız denmesinin nedeni, Güneş'in etrafında dönmelerinin çok daha uzun sürmesidir. Bilinen en uzun yörüngeye sahip kuyruklu yıldızın Güneş etrafında sadece bir tur yapması 250.000 yıldan fazla sürmektedir. Buna ek olarak ekliptik düzlemden yaptıkları açılar da oldukça fazla olabilir. Çok büyük yörünge basıklıklarından dolayı e=1e=1 değerine oldukça yakındırlar ve bundan dolayı bazıları bu değerin üzerindedir. Elbette böyle bir durumda yörünge açık bir yörüngedir, yani bir daha geri dönmezler. Fakat e=1e=1 değerinden çok azfazla olan bazıları hala kapalı bir yörünge izleyebilir. Bunun anlamı şudur: Her ne kadar Güneş'e en yakın konumdayken basıklık değeri e=1e=1'den biraz fazla olsa da, uzaklaştıkça bu değer e=1e=1'in altına düşebilir. Fakat bu tipte olanların yörünge periyotları 10.000'lerce yıl mertebesindedir. Uzun süreli kuyruklu yıldızlar normalde Güneş'ten uzak 2000 AU ile 50.000 AU arasındaki bir bölge olan Oort Bulutu'ndan kaynaklanır. Oort Bulutu, çapları 1 kilometrenin üzerinde olan trilyonlarca buzlu nesneden oluşur. Bu büyük sayılara bakarak söyleyebiliriz ki, gelecekte Güneş Sistemi'nin iç kısmını ziyaret eden kuyruklu yıldızlar açısından herhangi bir yokluk çekmeyeceğiz. Tüm bunlara ek olarak, bir de Güneş sisteminin dışarısından gelen misafirler vardır. Fakat bunlar diğerlerine kıyaslandığında oldukça enderdir. Ancak soru şu: Oort Bulutu'ndaki bu buzlu nesnelerin, oldukça istikrarlı olan yörüngelerinden çıkmalarına ve Güneş Sistemi'nin iç kısmına yaklaşmasına ne sebep oluyor? Nihayetinde, herhangi bir "itme" olmasaydı, Oort bulutunda sonsuza kadar yörüngede dönmeye devam edeceklerdi. Yakınlardaki geçen yıldızların ve galaktik gelgitin kütleçekimsel dalgalanmaları, bu kuyruklu yıldızların Güneş çevresindeki yörüngelerini değiştirmelerine ve Güneş Sistemi'nin iç kısımlarına yaklaşmasına neden olabilir. Gliese 710 isimli yıldız, yaklaşık 1,4 milyon yıl içinde Güneş'ten sadece 1 ışık yılı uzağa kadar gelecek, Oort bulutunu sıyıracak ve birçok nesnenin Güneş çevresindeki yörüngelerini değiştirmesine neden olacak. Kuiper Kuşağı'ndan gelen kuyruklu yıldızlar, Güneş Sistemi'nin düzlemi içinde Güneş'in etrafında dönme eğilimindedir; çünkü Kuiper Kuşağı'nın kendisi Güneş Sistemi'nin düzlemiyle hizalanmış haldedir. Oort Bulutu ise küresel bir şekle sahip olduğundan, Oort Bulutu'ndan gelen kuyruklu yıldızlar, herhangi bir yönden gelebilir. Kuiper Kuşağı'ndan gelenler ise tek bir düzlemden bize ulaşır. Komayı oluşturan yapı içerisinde sadece basit buzlar ve kayalar değil, bu temel yapı taşlarından oluşan, çoğunlukla hidrojen, oksijen, karbon ve nitrojen yapılı daha karmaşık moleküller vardır. Özellikle ilgi çeken iki molekül, siyanür ve iki atomlu karbondur (C2). Bu deniz mavisi veya mavi-yeşil renk, bu gazların güneş ışığında mevcut olan ultraviyole ışık tarafından uyarıldığında, atomik geçişlerin temel bir kuralı olarak elektronlarının daha yüksek enerji seviyelerine atılmasından kaynaklanmaktadır. Özetle bu yeşil rengi gördüğümüzde, komanın çok miktarda CN veya C2 molekülü içerdiğini, kuyruklu yıldızın aktif ve sıcak olduğunu ve olası bir patlama veya bölünme potansiyelinin en yüksek seviyesinde olduğunu biliriz. Bu yeşil renk kuyrukta gözlenememektedir. Diatomik karbon (C2), adından da anlaşılacağı üzere iki adet karbon atomundan oluşur ve oldukça reaktif ve kararsızdır. Bununla birlikte, bir kuyruklu yıldızda çekirdek, Güneş'e yeterince yaklaşmadan diatomik karbon oluşamaz. Güneş, kuyruklu yıldızda bulunan organik maddeleri ısıtır, süblimleşmeye neden olur ve bu sayede bu maddelerin kuyruklu yıldızın etrafındaki komaya girmesini sağlar. Güneş ışığı daha sonra daha büyük organik molekülleri parçalayarak diatomik karbonu oluşturur. Diatomik karbonun Güneş ışığı altındaki yıkımını doğrudan gözlemleyen ilk deneyler, bazı kuyruklu yıldızların kuyrukları renksiz kalırken yeşil bir "hale" kazandığı mekanizmayı aydınlatmıştır. Kuyrukta bu gazların oluşumu engelleyen olay ise, doğrudan C2'nin fotodisosiyasyonudur . Bir kuyruklu yıldız Güneş'e daha da yaklaştıkça, fotodisosiyasyon kuyruklu yıldızın çekirdeğinden veya başından çok uzaklaşmadan taze diatomik karbonu parçalar. Böylece kuyruklu yıldızın kendisi Güneş'e yaklaştıkça daha parlak görünürken, C2 Güneş ışığı tarafından parçalandıkça parlak yeşil koma küçülür. Buna karşılık diatomik karbon, kuyruklu yıldızın kuyruğuna asla ulaşamaz. Bu yüzden kuyruklu yıldızın o kısmı yeşil renkte parlamaz. Diatomik karbonun güneş ışığı tarafından parçalandığı mekanizmayı kanıtladık. Diatomik karbon, kuyruklu yıldızın çekirdeğinde donmuş daha büyük organik moleküllerin parçalanmasından gelir. Ömrünü ve yıkımını anlayarak, kuyruklu yıldızlardan ne kadar organik maddenin buharlaştığı daha iyi anlayabiliriz. Bunun gibi keşifler bir gün diğer uzay gizemlerini çözmemize yardımcı olabilir. Kuyruklu yıldızlar doğaları gereği bir kuyruğa sahipler, elbette bu kuyruğun ondan saçılan materyaller olduğunu artık biliyoruz. Bu şu demektir: Kuyruklu yıldızın yörüngesinde dolanmakta olan irili ufaklı materyaller söz konusudur. Belki de doğrudan kuyruklu yıldız ile çarpışmamız oldukça düşük bir olasılık, fakat yörüngesinden geçmek o kadar da düşük bir olasılık değildir. Eğer Dünya, bir kuyruklu yıldızın yörüngesinden geçerse, burada bıraktığı materyal Dünya'ya yüksek bir hızla düşecektir. Bu da göktaşı yağmuru olarak adlandırdığımız olaylara neden olur. Tam da bu nedenle gök taşı yağmurları yılın hep aynı tarihlerindedir, çünkü yörüngemiz hep o noktada kesişir. Bu noktada akıllara şu soru gelmektedir: Peki bir kere geçtikten sonra yörünge o taş parçacıklarından, tozlardan arınmış olmaz mı? Cevap hem evet hem de hayırdır. Kesinlikle bir miktarını temizlediğimiz doğrudur. Fakat arkada bırakılan bu irili ufaklı materyaller boşlukta öylece sabit durmazlar. Bunların da bir yörünge hareketi vardır. Dolayısıyla her seferinde yenileriyle karşılaşırız. Çok popüler olan Perseid göktaşı yağmuruna, Swift-Tuttle kuyruklu yıldızından kalan artıkların neden olduğu bilinmektedir. Alan Hale ve Thomas Bopp 23 Temmuz 1995 tarihinde birbirlerinden habersiz olarak keşfedilmesi üzerine Hale-Bopp ismini almıştır. Bir rekor kırarak toplamda 18 ay boyunca çıplak gözle görünür halde olmuştur. Bu nedenle "1997'nin Görkemli Kuyruklu Yıldızı" olarak da adlandırılır. Yörünge periyodu 2500 yıl mertebesinde olduğundan, bizim bunu bir daha görme şansımız ne yazık ki yoktur. Her 75-76 yılda bir görünür kısa dönemli görkemli kuyruklu yıldızlardan biridir. 1986 yılında bizlere kendini gösterdiğinden dolayı bir sonraki 2061 yılında olacaktır. 1992 yılında toplamda 21 parçaya ayrılarak, 1994 yılında Jüpiter'e çarpıp üzerinde bir iz bırakmasıyla popüler olmuştur. Bilim insanları için Jüpiter'in bulutların ardında neler olabileceğiyle ilgili önemli bilgiler edinmek için önemli bir fırsat sunmuştur. 1996 yılında kendini göstermiştir ve oldukça parlak, uzun bir kuyruğa sahiptir. Tesadüfen oradan geçen Ulysess uzay aracı, kuyruğun 500 milyon kilometre uzunluğuna erişebildiğini tespit etmiştir. Bu da onu bilinen en uzun kuyruğa sahip olan kuyruklu yıldız yapmaktadır. Önümüzdeki 100.000 yıl boyunca görülmesi beklenmemektedir. Avrupa Uzay Ajansının Rosetta uydusu sayesinde ilk defa bir kuyruklu yıldıza bu kadar yaklaşıldı ve üstelik üzerine Philae adında bir sonda gönderilerek başarılı bir şekilde iniş yapması sağlanarak önemli keşiflerin önü açıldı. Her yıl Ağustos ayında ünlü Perseid göktaşı yağmuruna neden olması nedeniyle tanınır. Bu göktaşı yağmuru onun ardında bıraktığı materyallerin, Dünya atmosferine girerken yanmasıyla oluşur. En son 1992 yılında görülmüştür, sırada ise 2126 yılındadır. - Yıldızlarla herhangi bir alakaları yoktur. - Gökyüzünde kuyruğu olan bir yıldıza benzediğinden bu ismi almışlardır. - Yörüngeleri oldukça basıktır ve Güneş etrafında dolanırlar. - Genellikle kayaçtan, gaz, toz ve sudan oluşurlar. - Aminoasitler gibi organik bileşenler barındırdıkları bilinmektedir. - Ortalama kütleleri 10 ile 10 kg arasındadır. - Toz kuyruk ve iyon kuyruk olarak iki farklı kuyruğu vardır. - Kuyrukları binlerce kilometre uzunluğa sahip olabilir. - Kendi ışıklarını saçmaz, Güneş'ten gelen ışığı yansıtırlar. - Yalnızca Güneş'e yaklaştıklarında kuyruğa sahip olurlar. - Göktaşı yağmurlarına neden olabilirler. - Genellikle hiçbir tehlike arz etmeyecek kadar uzaktan geçerler.


Lepistes balığı dünya üzerinde en çok satılan tropikal balığıdır ve akvaryum hobisindeki en popüler canlı doğuran balıklardan biridir. Ülkemizde de oldukça yaygın olan bu tür özellikle kolay bakımı, kolay üremesi ve oldukça farklı çeşitliliğe sahip olması nedeniyle çokça tercih edilir. Köken olarak Güney Amerikan olsa da artık günümüzde dünyanın birçok yerindeki farklı habitata yayılmış durumdadır. İsmin kökeni 1866 yılında onu Trinidad'da bulan Robert John Lechmere Guppy'ye dayanmaktadır . İngiliz Müzesine götürüldükten sonra bir ihtiyolog tarafından Girardinus guppii ismi verilmiştir. O zamandan bu yana, Lebistes reticulatus ismi dahil birçok isim değişikliği geçiren bu balık şu anda Poecilia reticulata olarak isimlendirilmektedir. Bu duruma bakınca neden Türkçede lepistes olarak anıldığını, İngilizce'de ise guppy olarak anıldığını anlayabiliyoruz . Oldukça barışçıl balıklar olmalarından, canlı doğurarak çok kısa sürede sayılarını kolayca artırabilmelerinden ve kolay bakım koşullarından dolayı çokça tercih edilen tatlı su balıklarındandır. Akvaryum hobisine başlayan birçok kişi bu hobiye lepistes balığıyla başlamaktadır. Erkekler dişilere kur yaparken kuyruklarını gösterip sallayarak hoş bir manzara oluştururlar. Çokça üretildiğinden dolayı birçok farklı türü vardır bu da görsel açıdan her zevke hitap eden bir lepistes balığı bulunmasına katkı sağlar. Genellikle çok canlı renklere sahip olsalar da bu bir zorunluluk değildir ve uygun şartlar altında tamamen soluk ve belirsiz renklere de sahip türler olabilir.


Uzay-zamandaki dalgalanmaları ölçebilen en hassas detektörün, aynı zamanda en iyi kütle çekim dalgası üreteci olduğu da anlaşıldı. Caltech'ten Belinda Pang LIGO'da dalgaları algılamak için yapılan iyileştirmenin dalga yaymaya yaradığını da belirtti. Kütle çekim dalgaları devasa nesnelerin uzay-zamanı bükmesi sonucu oluşan dalgalanmalardır. Einstein'a göre bu dalgalar, birbirleri etrafında dönen, özellikle karadelik gibi büyük kütleli kompakt cisimler tarafından yayılır ve uzayı gerip esnetirler. Washington ve Louisiana'da bulunan çok duyarlı detektörler tarafından bu dalgalar artık saptanabiliyor. Beijing Üniversitesi'nden Fan Zhang detektörlerin aslında yaptığı şeyin kütle çekim dalgaları ile eşlenmek olduğunu söylüyor. Bu eşleme olduktan sonra dalgaları saptayabilirsiniz veya yaratabilirsiniz. Ölçümlerini olabildiğince duyarlı hale getirmek için LIGO fizikçileri, her ışık dalgasında tepelerin ve çukurların konumlarının sabit ve istikrarlı kalmasını sağlamalıdır. Ancak kuantum belirsizliği, genlik olarak bilinen dalganın boyutunun daha az kesin olmasını gerektirir. Pang, kaçınılmaz genlik dalgalanmalarının aynalara rasgele itmeler veya "tekmeler" verdiğini ve ayna hareketinin uzay-zamanda küçük dalgalanmalara neden olduğunu söylüyor. Tabii ki, LIGO büyük kütle çekim dalgaları üretemez; muhtemelen daha büyük olanları bowling toplarını döndürerek kendiniz de üretebilirdiniz, ancak LIGO optimum verimlilikle dalga üretimi yapabilir. Pang'a göre dalgaları doğrudan algılamak çok zor olsa da, dalgalar makroskopik nesneler arasındaki kuantum etkilerini incelemek için hala kullanılabilir. Kuantum mekaniği, elektron gibi son derece küçük bir cismin kelimenin tam anlamıyla aynı anda iki yerde bulunabileceğini söylüyor. Birçok fizikçi, LIGO'nun aynalarından biri gibi makroskopik bir nesneyi, kuantum hareketi benzeri bir duruma getirmenin mümkün olabileceğini düşünüyor. Dış dünya ile olan etkileşimler aynayı "belirli bir konuma" getireceği için bu hassas durum uzun sürmeyecektir. Yine de kütle çekimi dalgalarının yayılımından beklenen oranın, belirlenmiş konumda ölçülen oranla eşleşip eşleşmediğini görmek önemli olabilir. Bazı fizikçiler, kütle çekimin makroskopik cisimlerde kuantum durumlarını bastırmada özel bir rol oynadığını öne sürüyor. Bu fikir oldukça ilginç ve bir o kadar da deneysel olarak zorlayıcı, diyor Caltech fizikçisi Yiqui Ma. Fakat eğer kütle çekim dalgaları yaratılacaksa, LIGO tam da olması gereken yerde. LIGO şimdiden iyileştirmeler geçiriyor ve uzaya yerleştirilecek eLISA ile daha zayıf dalgalar dahi yakalanabilecek. Önümüzdeki on yıl içinde LIGO, kütle çekim dalgalarını düzenli olarak bulabilir, aynı zamanda onları yaratmak için daha gelişmiş yollar da keşfedilebilir ve bu, kuantum dünyası konusundaki anlayışımızı inanılmaz derecede değiştirebilir.