Kıvırcık saça sahip olmak pek çok insanın hayalini süsler. Hatta bu sebeple birçok kişi kuaför salonlarında saatlerini harcar. Bu amaçla saçlara perma, maşa gibi pek çok değişik işlem uygulanır. Kıvırcık saçlı insanlar ise bu işlemlere gerek duymadan, saçlarının bukle bukle olmasını sağlayan mekanizmaya doğuştan sahiptirler. Saçın düz veya kıvırcık olmasını sağlayan en temel faktör ise genetiktir. Saç şeklini çok büyük bir oranda genetik şifrelerimiz belirliyor. Kıvırcık saç geni, düz saç genine baskındır. Buna rağmen çevrenizde gördüğünüz insanlar daha çok düz saçlı olabilir. Saçın tipi, çoklu allel genler tarafından belirlenir. "Allel" dediğimiz kavram, farklı özelliklere sahip bir genin alternatif formu veya formlarıdır. Yani bu değişik alleller sayesinde saçın tipi çok değişik formlarda olabilir Bu genlerdeki varyasyonlar da değişik ortamlarda değişik oranlarda bulunabilir. Bu oran, bulunduğunuz ortama, ülkeye hatta kıtaya göre değişir. Kıvırcık saç Afrika'da yaygın olmasına rağmen, Asya'da nadir görülür. Avrupa'daki araştırmalara göre Avrupalıların %45'inin düz saçlı, yüzde 40'ının dalgalı saçlı ve %15'inin de kıvırcık saçlı olduğu belirlenmiştir. Diğer bir faktör ise saç foliküllerinin yapısıdır. Folikül, saçın içinde büyüdüğü yapıdır. Yapılan son araştırmalara göre bu foliküllerin şekli, saçın şeklini de etkiliyor. Eğer foliküllerin şekli simetrikse , saç folikülden düz çıkmaktadır. Eğer C-şeklinde veya yassıysa kıvırcık; ovalse de dalgalı olmaktadır. - Uzaydan Dünya'ya Baksak, Dünya'daki Biyolojik İmzayı Tespit Edebilir miydik? Yeni Bir Teknoloji, Bunu ve Daha Fazlasını Mümkün Kılabilir! - Amfetaminler ve Etkileri: Bir Gecede "Süper Zeka" Olmak Mümkün mü? - Tavuskuşu Örümceği ve Kur Dansı: Sevimli Örümceklerin Dişi Bulma Umuduyla Yaptıkları İlginç Dans! Son faktör de saçta bolca bulunan keratin proteini. Keratin, iç ve dış yüzeylerinde bulundurduğu yüksek orandaki hidrofobik amino asitlerden ötürü suda çözünmeyen, lifsi yapıdaki güçlü ve esnek bir protein türüdür. Keratin aynı zamanda yüksek miktarda sistein amino asidi de içerir. Saçtaki bu amino asitlerin R gruplarının birbirine yakın olmaları durumunda, saça kıvrım veren kovalent karakterde disülfit bağları oluşur. Keratin proteinleri de birbirlerine disülfit bağlarıyla bağlanırlar. Saçta ne kadar çok disülfit bağı olursa, saç o kadar kıvrımlı olur. Saçın folikül yapısına da bağlı olarak, simetrik folikülden çıkan düz saçta bu amino asitlerin R grupları yaklaşıp disülfit bağı oluşturamadıklarından, saç düzlüğünü korur. Fakat kıvırcık saçın yassı olan folikülleri, bu amino asitlerin R gruplarını birbirine yaklaştırıp arada disülfit bağlarının oluşmasına izin vererek saçın kıvırcık yapısına katkıda bulunur. Kıvırcık saça fön çekerseniz, saça yoğun bir şekilde ısı uygulamış olursunuz ve bu sayede saçın yapısındaki kimyasal bağlar kırılır. 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. Perma işleminde de aynı durum geçerlidir. Saç uygun bir şekilde sarılır. Saça, içinde indirgeyici bir madde içeren (ki bu madde çoğu zaman sülfidril bir çözelti ısıyla birlikte uygulanır. Bu indirgeyici madde disülfit bağlarını, nemli ısı da hidrojen bağlarını kırar. Belirli bir süre sonra indirgeyici madde saçtan uzaklaştırılır, disülfit köprülerinden geriye kalan sistein kalıntıları kendiliğinden disülfit ve hidrojen bağları oluşturabilsin diye yükseltgeyici bir madde uygulanır. Böylece saç istenen şekilde kıvırcıklaştırılmış olur. Bu iki durum da geçici olmakla birlikte, eğer bu işlemler çok uygulanır ve saç çok fazla ısıya maruz bırakılırsa, saçtaki kimyasal etkileşimler kalıcı olarak zarar görebilir. Bu da saçın orijinal şekline dönememesi ve saç yapısının zarar görmesi demektir. Hidrojen bağları, disülfit bağları kadar güçlü olmamasına rağmen yine de saçın kıvrılmasında etkin kuvvetlerdir. Bu bağlar saçınızı her yıkayıp kurutuşunuzda, birbirine komşu keratin proteinleri arasında kırılır ve yenileri oluşur. Hidrojen bağları; keratin proteinlerindeki moleküller, su molekülleriyle aralarında zayıf bir etkileşim olduğunda oluşur. Böylece dolaylı yoldan iki keratin proteini de bağlanıp bir araya gelir. Keratinler arasında bu bağ ne kadar çok olursa, saç da o kadar kıvrılır. Yani su molekülleri saç tarafından emilir ve hidrojen bağları oluşur. Böylece saç düz şeklinden kıvrımlı hale dönüşür.


Mutfakta daha önce kızartma yapmış olan herkesin muhakkak başına gelmiştir. Yağ tavaya konur, ocağın altı açılır yağın kızarması beklenir. Ardından kesilmiş ve yıkanmış patatesler tavaya fırlatılıp kaçılır! Çünkü kızgın yağ birazdan her tarafa sıçramaya başlayacaktır. Büyüklerim bu yağ sıçraması etraftaki halıyı mahvetmesin diye yere örtü sererlerdi. Aslında biraz fizik bilince örtüye de kaçarak atmaya da hiç gerek kalmıyor. Çünkü buna sebep olan şey, aslında gözleyerek de fark edebileceğimiz bir sebepten kaynaklanıyor. Yağ ve su birbirleriyle karışmadıklarından, yoğunluğu fazla olan su dibe çökerken yoğunluğu az olan yağ yüzeye çıkar. Hatta zeytinyağı gibi üste çıkmak deyimi de buradan gelir. Eğer kızarmış yağın içerisine yıkadığınız bir yiyeceği koymaya çalışırsanız bu patlamaların olması kaçınılmazdır. Çünkü yiyeceği yıkadığınızda, su her ne kadar üzerinden aksa da ufak miktarlarda üzerinde kalır. Bu ufak su damlacıkları yağın üzerine düştüklerinde, yoğunluk farkından ötürü hemen tavanın dibine çökerler. Kızgın tava bu su damlacıklarını hemen buharlaştırır. Buharlaşan bu su, hızla yükselerek havaya karışmak ister. Fakat üstünde yağ tabakası olduğu için öncelikle bunun içinden geçer. Hızla yükselen bu hava kabarcığı yüzeye ulaştığında bir miktar yağı da kendisiyle beraber fırlatır. İşte gerçekleşen olay tam da budur. Fakat burada bir detay nokta daha var. Yağın kaynama sıcaklığı yaklaşık 200 santrigrat derecedir, yani suyun kaynama sıcaklığından yaklaşık 100 derece daha fazla. Dolayısıyla buhar yağın içerisinde yükselirken bir yandan da ısınmaya devam eder ve genleşir. Bu da patlamayı şiddetli kılar. Zaten dikkat ederseniz çok sıcak olmayan bir yağda patlamalar o kadar şiddetli olmaz. Gördüğünüz üzere basit fizik bilgisiyle bu patlamaların önüne çok kolay bir şekilde geçebiliyoruz. Kızarmış yağın içerisine atacağınız şeyin kuru olmasına ve yağın aşırı sıcak olmamasına özen gösterirseniz, patlamalardan da kurtulabilirsiniz. Yıldızların içindeki ısı iletim mekanizmalarından biri, tıpkı bulunduğu yoğun ortamda yükselme eğilimi gösteren daha az yoğun su damlacıkları gibidir. Yıldızın çekirdeğine yakın bölgelerde bulunan madde daha sıcaktır. Sıcak olan maddenin yoğunluğu ise kendinden soğuk olana göre daha düşüktür. Dolayısıyla bu sıcak fakat yoğunluğu düşük olan madde, yıldızın dış kısımlarına doğru yükselme eğilimi gösterir. Yani yıldızın çekirdeğinde üretilen ısı bu gördüğünüz basit mekanizma yoluyla dışarı taşınır. Bu konuyu daha sonra yıldızların iç yapısını anlatırken genişçe izah edeceğiz. 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.


Kızılötesi ışınlar, elektromanyetik spektrumda görünür bölgenin hemen dışında, görünür bölge ile mikrodalga arasında yer alır ve bu nedenle gözümüz tarafından görülmezler. Fakat tıpkı görünür bölgede gözle gördüğümüz renkleri oluşturan fotonlar gibi, onlar da bir elektromanyetik radyasyondur ve birer fotondur. Dolayısıyla kızılötesi ışınlar da ışık hızıyla yayılır. Tıpkı elektromanyetik spektrumun diğer bölgeleri olan gama ışınları, X-ışınları, moröte , görünür bölge, mikrodalga ve radyo dalgaları gibi. Çıplak gözle kızılötesini göremeyiz; ancak kızılötesi ışınlar gündelik hayatımızda birçok yerde karşımıza çıkar. Televizyonda kanal değiştirmek için kullandığımız kumandadan çıkan ışık kızılötesi dalga boyuna sahiptir. Keza insanların sıcaklığına göre ölçüm yapan termal kameralar ve termometreler de kızılötesi dalga boyunu kullanır. Ek olarak yakın kızılötesi, telefon kameraları tarafından görülebilir. Cep telefonu kameralarının, web kameralarının veya başka bir kameranın kızılötesini görebilmesinin nedeni sensörlerinin bu bölgeye olan duyarlılığıdır. Biz gözümüzle bu bölgeyi görmediğimiz için, kameraların görüntüsünden genellikle çıkarmak isteriz. Böyle durumlarda sensörün önüne bu dalga boylarını kesen bazı filtreler konulur. Kızılötesinin ne olduğunu anlamak için elektromanyetik spektrumun ne olduğunu anlamak gerekir. Gözümüzle gördüğümüz ve görsel bölge olarak adlandırığımız görünür ışık dahil olmak üzere; gama ışını, X-ışını, moröte, kızılötesi, mikrodalga ve radyo dalgaları temelde yalnızca fotonlardır. Tek fark bu fotonların enerjisi, dolayısıyla frekansıdır. Bazen radyo dalgaları, gibi elektromanyetik spektrumun bazı bölgeleri, ses dalgası veya başka bir şeymiş gibi düşünülebiliyor. Fakat bu yanlıştır ve hepsi fotonlardan oluşan elektromanyetik dalgalardır. Ses dalgası gibi mekanik dalgalar değil. Dolayısıyla hepsi boşlukta yayılabilir. Kızılötesi ışınların dalga boyu 750 nanometre ile 1 milimetre arasındadır. Bu aralık kabaca 400 THz ile 300 GHz aralığına yani 1.7 eV ile 1.24 meV aralığına denk düşer. 1800 yılında astronom William Herschel, Güneş'ten gelen ışığı prizma aracılığıyla dalga boylarına ayıran bir deney düzeneği ayarladı. Her bir rengi ayrı bir yarıktan geçirerek bağımsız olarak parlaklıklarını ve termometrede neden oldukları sıcaklıkları ölçtü.


1800'lü yılların sonuna kadar, ışığın klasik dalga davranışı yaygın olan görüşlerden biriydi. Bununla birlikte, bu klasik dalga davranışına uymayan bazı özel durumlar vardı. Işık, üzerine düştüğü metal maddelerde farklı etkiler oluşturabiliyordu. O dönemde Heinrich Hertz tarafından ilk defa gözlenen ve Hertz olayı olarak adlandırılan bu olayda, temiz bir metal yüzeye düşürülen ışık ışınları , yüzeyden elektron koparıyor ve serbest hale geçmesini sağlıyordu. Şekil 1'de görülen ve havasız ortamda bulunan deney düzeneğinde, ışığın düştüğü metal yüzeyle , karşısında bulunan başka bir metal yüzey arasına potansiyel fark uygulandığında galvanometrede bir akım gözlenmekteydi. Akım için devrede bir döngü tamamlanması gerektiğinden, metal yüzeyler arasındaki elektron transferi, dolayısıyla ışık-madde etkileşimi sonucu ortaya çıkan serbest elektronlar bulunması gerekiyordu. Şekil 1. Fotoelektrik olay deney düzeneği. Fotoelektrik olayın gerçekleşebilmesi, ışığı bir dalga olarak kabul eden klasik fiziğe göre mümkün, ancak gözlenen davranışları klasik fizik çerçevesinde açıklamak mümkün değildir. Bilindiği üzere ışığın taşıdığı enerji, şiddetiyle orantılıdır. Bu durumda, elektronların kazanacakları enerjinin ışık şiddetine bağlı olması gerekir, fakat bu olmamaktadır. Peki ışığın frekansı? Burada da klasik fizik çerçevesinde yapılabilecek bir açıklama bulunmamaktadır. 1905'de Einstein tarafından ışığın enerji kuantumu paketlerinden oluştuğu ortaya atılmıştır. Buna göre, frekansı olan bir ışık demeti her biri E=h kadar enerji kuantumu taşıyan fotonlardan oluşur. Yani her bir foton metal yüzeyde soğurulduğunda kadar enerji bırakır. Enerjiyi alan bir elektronun, yüzeyden kopabilmesi için kadar bir enerji gerekir ve kalan enerji de onun kinetik enerjisi olur. Yukarıdaki eşitlikte görüldüğü üzere, sistemin frekans bağımlılığı, diğer bir deyişle eşik frekansının varlığı h değeri 'dan küçük olduğunda elektronların kopamayacağının anlaşılmasıyla ortaya çıkar. Evet ışık bir dalga değil, fotonlar topluluğudur. Ancak bununla birlikte, girişim ve kırınım olaylarının açıklanabilmesi için, dalga karakteristiği gerektiğinden, yine dalga-parçacık ikileminin, bu çelişkiyi ortadan kaldırdığı görülür. Işık da bazı olaylarda dalga, bazılarında parçacık gibi davranır. Tek bir olay, aynı anda iki karakteri birden gösteremez. Einstein, Nobel ödülü alan çalışmasında, ışığın E=h kadar enerjiye sahip fotonlardan oluştuğunu göstermiştir.


Koch Kar Tanesi: İçini Gezebileceğiniz Ama Çevresini Dolaşamayacağınız Şekil! Sezgilerimize ne kadar güvenebiliriz? Doğadan edindiğimiz tecrübelerle çıkarımlar yapmak ne kadar sağlıklı bir şekilde çalışır? Koch kar tanesi bunun çok güzel bir örneği. Matematiksel anlamda oldukça basit ve tartışmasız bir sonucu var, fakat bir o kadar da sezgilerimize ters! Basit bir eşkenar üçgen çizin. Sonra bunu üç parçaya bölerek ortadaki parçayı çıkarın. Ardından çıkardığınız yere, tabanıyla aynı uzunluğa sahip iki kenar daha çizerek bir üçgen daha oluşturun. Üç birim uzunluğa sahip bir kenarı, dört birim uzunluğa çıkarmış olacaksınız. Ardından bu süreci her kenar için tekrarlayarak devam edin. Tıpkı aşağıdaki gibi. Evet bu bir fraktal olacaktır, eğer küçük üçgenlerden birine yakınlaşırsanız bir önceki sahnenin aynısını görürsünüz, çünkü siz de benzer bir üçgenle başlamıştınız. Burada gerçekleşen olay, üç birim uzunluğundaki bir kenarı dört birime çıkarmak, her seferinde. Dolayısıyla çevre her seferinde 4/3 kat artıyor. Bu da, bu işlemi sonsuza kadar tekrarladığınızda, çevrenin sonsuza kadar artacağı, ıraksayacağı anlamını taşıyor. Bir de bu şeklin alanını inceleyelim. Eşkenar bir üçgenin alanını hesaplamak oldukça kolaydır, eğer bir kenarının uzunluğu a birim ise, alanı (a2 3)/4'tür. İlk işlemde bu alana ek olarak üç eşkenar üçgen daha oluşur. Bu üçgenin kenarının biri a/3 birim uzunluğa sahiptir. İşlemde karesi alınarak gittiğinden, bir süre sonra yeni oluşup toplam alana eklenen üçgenlerin katkısı kaybolur. Detaylı bir hesap yapıldığında Koch kar tanesinin alanı (2 3)a2/5 olarak bulunur. Yani başlangıçtaki üçgenin alanının 8/5 katı kadar bir alana sahiptir. Zaten şeklin ilerleyiş biçiminden, kar tanesinin belirli bir alan içerisine hapsolduğunu anlayabilirsiniz. Öyleyse bu şeklin alanı sonlu, fakat çevresi sonsuzdur! Yani şeklin içini dolaşabilir, ama çevresini dolaşamazsınız! Ama bu nasıl olur? İçini dolaşırken kenarları da dolaşmış olmuyor muyuz? Demek ki sezgilerimizle örtüşmeyen bir durum söz konusu. Matematik oldukça basit olmasına rağmen, bu durumu anlamakta zorlanıyoruz. Bu da bizim, olası bilimsel çıkarımlarda dikkatli olmamız konusunda bize sağlam bir uyarıda bulunuyor. Bu yüzden bilimi, matematik gibi araçlar kullanarak geliştirmeye çalışıyoruz. Eğer bunu anlamakta zorlanıyorsanız şöyle düşünün. Bir tane kare alın, bunun alanı bellidir, ölçebilirsiniz. Kenar uzunluğunu da hesaplayabilirsiniz. Şimdi bunu tam ortadan ikiye bölün , sonra kestiğiniz parçayı yanına ekleyerek bir dikdörtgen elde edin. Alanınız değişmedi, çünkü yeni bir şekil eklemediniz. Fakat şeklinizin taban kenarının uzunluğu ikiye katlandı. Aynı işlemi tekrar yapın, taban uzunluğu tekrar ikiye katlanacak fakat alan hiç değişmeyecek. Bu işlemi sonsuz kez tekrarladığınızda, artık bir kareden bir doğru gibi incecik bir çizgi elde etmeye doğru ilerliyor olacaksınız. Uzunluğu sonsuz olacak, fakat alanı sonlu... 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.


Newsweek dergisinde yayınlanan bir rapora göre, araştırmacılar Batı Avustralya açıklarında garip bir derin deniz organizması buldu ve bu organizma kesinlikle devasa boyutta. Schmidt Okyanus Enstitüsü , keşfedilen bu canlıyı resmi Twitter hesabı üzerinden duyurdu. Hint Okyanusu'ndaki Ningaloo Kanyonu'nda tespit edilen canlı için sosyal medyada #NingalooCanyons etiketi kullanıldı ve Sifonofor Apolemia olarak adlandırılan bu güzel canlının fotoğrafları paylaşıldı. Ayrıca Schmidt Okyanus Enstitüsü'ne göre UFO şeklinde bir beslenme ağı olan bu canlı, dünyanın en büyük canlısı olabilir. İçten dışa sarmal yapıda olan organizma, aslında milyonlarca küçük organizmanın bir araya gelmesiyle oluşan bir sömürge organizması ve bilim insanları tarafından derin deniz avcısı olan bir sifonofor olarak sınıflandırılıyor. Bu küçük organizmaların bazılarında sifonoforun avını öldüren dikenli hücreler bulunuyor.


Konikler, düzgün dairesel bir koninin, 3 boyutlu düzlemde, herhangi bir düzlem ile kesişmesi sonucunda ortaya çıkan eğrilerdir. Bu durumu canlandırmak adına, içi boş bir koniyi boyaya batırılmış bir bıçak yardımıyla kestiğimizi, ardından da boya kurumadan düz bir sayfaya bastırdığımızı düşünelim. Sayfanın üzerinde aldığımız kesitlerin yerleri dolayısıyla rastgele bir biçimde bir çember, elips, parabol veya hiperbol elde edebiliriz. Bir başka deyişle bunları konikler olarak adlandırmamızın temel nedeni, bir koni ile elde edilebilmeleridir. Koniğin geometrik tanımı; koniğin odak noktasına, doğrultman doğrusuna ve koniğin eksantrikliğine bağlıdır. Eksantrikliği e, odak noktasını F, doğrultman doğrusunu da d ile gösterirsek; konik üzerinde seçtiğimiz her P noktasının oluşturduğu kümenin gösterimi aşağıdaki gibi olur. Buna ek olarak genel konik denklemini; koniği oluşturan tüm noktaların koniğin doğrultman doğrusuna olan uzaklıklarının, koniğin eksantrikliğiyle çarpılması ve bu değerlerin aynı noktalar için odağa olan uzaklığa eşit olması olarak açıklayabiliriz. Türkçeye dış merkezlilik veya eksantriklik olarak kazandırılmış olan bu terim maalesef bize zorunlu eğitim olan ilkokul, ortaokul ve lise dönemlerimizde gösterilmemesiyle beraber aslında bize direkt olarak koniğin çeşidini vermektedir. Astronomide, özellikle yörünge mekaniğinde eksantriklik yerine basıklık terimi kullanılmaktadır. Doğrultman doğrumuzu y ekseni ve koniğin odağının bulunduğu, koniğin ekseni olarak tanımladığımız ekseni x-ekseni olarak alalım. Ardından kesişimleri olan O(0,0) noktasına G ve x-ekseninde bulunan koniğin noktasına da P(a,0), odak ve G noktası arasındaki uzaklığa da k diyelim ve kümeyi oluşturduğunu bildiğimiz formülü uygulayalım. Buradan a=k/(1+e) ve a=k/(1-e) denklemlerini elde etsek de eksantrikliğin bir değerine eşit olduğu durumda ikinci olanak sonuç vermeyeceği için koniğin kendi ekseninde sadece bir tane noktasının olduğunu görebiliriz. Ayrıca, koniğin kendi ekseninde bulunan noktalarına koniğin tepe noktaları ya da tepe noktası deriz. Yine yörünge mekaniğinde, a değeri yarı büyük eksen uzunluğu olarak tanımlanır. Görüldüğü üzere, eksantrikliğin bir değerine sahip olduğu konikte sadece bir tepe noktası diğer durumlarda ise iki tane tepe noktası bulunmaktadır. Bu fark üzerinden, tepe noktaları iki tane olan konikler için tepe noktalarının tam olarak ortasındaki noktayı merkez noktası olarak, bu tür konikleri de merkezi konikler olarak adlandırırız. Parabol durumu eksantrikliğin bire eşit olduğu durumdur (e=1). Burada tepe noktası, koniğin ekseniyle doğrultman doğrusunun kesişim noktası ile odak noktasına eşit uzaklıktadır . Ayrıca koniğin her noktası doğrultuman doğrusuna ve odak noktasına eşit uzaklıkta olmalı. Elips durumu eksantrikliğin sıfır ile bir arasında olduğu durumdur (0<e<1). Stabil bir şekilde yörüngede dolaşan gök cisimlerinin hepsi eliptik yörüngelere sahiptirler ve basıklık değerleri genellikle sıfır değerine oldukça yakındır . Elips için bir değil, iki tepe noktası bulunur. Bu noktalardan birisi koniğin ekseniyle doğrultman doğrusunun kesişim noktası ve odak noktasının arasındadır. Fakat eksantriklik değeri birden küçük olduğu için odak noktasına daha yakındır. Örneklendirmek adına, kağıdın sol tarafında doğrultman doğrumuz tam orta kısmında ise odak noktamız olsun ve kağıdı tam ortadan ikiye bölelim. Kağıdın sağ yüzünde bir tepe noktası, sol yüzünde bir diğer tepe noktası olacaktır. Hiperbol durumu eksantrikliğin bir değerinden büyük olduğu durumdur (e>1). Daha önceki a=k/(1-e) denkleminden de görüleceği üzere, tepe noktasını veren değerlerden birisi negatif bir değer almalı. Bu durumda tepe noktaları, koniğin ekseniyle doğrultman doğrusunun kesişimi olan noktaya göre farklı taraflarda olmalıdır. Örneklendirmek adına bu sefer doğrultman doğrusunu kağıdın tam orası olarak alıp, kağıdı ikiye böldüğümüzü düşünelim. Kağıdın sağ yüzünde bir tepe noktası, sol yüzünde bir diğer tepe noktası olacaktır. Elips ve hiperbol iki tepe noktasına sahip olduğu için merkezi konikler olarak adlandırılır. Her konik kendi eksenine göre simetrik iken, merkezi konikler ayrıca kendi merkez noktalarına göre de simetriktirler. Bu simetriden doğan ve koniğin noktalarının bulunduğu küme tanımına göre merkezi konikler, bir diğer doğrultman doğrusu ve odak noktasına da sahiptir. Buna ek olarak, elipsin iki tepe noktasındaki uzaklığıyla elipsin üzerinde seçeceğiniz herhangi bir noktanın elipsin sahip olduğu iki odak noktasına olan uzaklıklarının toplamı birbirine eşittir. Koniklerin denklem gösterimlerini kanonik denklemlerle yapabiliriz. Öncelikle parabol için düzlemin merkez noktası O(0,0)'ı parabolün tepe noktası olarak alalım. Odak noktasının x-ekseninde veya y-ekseninde olmasına bağlı olarak denklem değişecektir. Odak noktası F(c,0) yani x-ekseninde iken x=y2/(4c); odak noktası F(0,c) yani y-ekseni üzerindeyken ise x2=y(4c)'dir. Tabii ki iki gösterimde de orijin noktası parabolün tepe noktası olmalıdır.


Konum, hız ve ivme kavramları, mekaniğin temellerini oluşturması nedeniyle ayrı bir özen ister. Fakat ne yazık ki çok temel görülen konuları hızlıca geçme gibi bir huyumuz var. Halbuki tam aksi olmalıydı! Gereken önem verilmediği takdirde sürekli bir kafa karışıklığı yaşanacak ve geriye dönülerek vakit kaybedilecektir. Bu nedenle bu yazıda ele aldığımız tüm konuları dikkatlice okumanızı ve anlamanızı tavsiye ediyoruz. Yazılı olarak okumaya devam etmeden önce, bu konuyla ilgili, çeşitli animasyonlarla zenginleştirdiğimiz videoyu, özellikle konum zaman grafiğini, hız zaman grafiğini ve ivme zaman grafiğini anlamak adına tavsiye ediyoruz. Bu videoda ayrıca yer değiştirme formülü, hız formülü ve ivme formülüyle ilgili detaylı konseptler göreceksiniz. Konum, bir cismin içerisinde bulunduğu uzayda, nerede yer aldığını ifade etmek için kullandığımız bir kavramdır. Hiç kuşkusuz bir cisim , bir başka şeyin sağında, az aşağısında veya kuzeyinde yer alıyor diyebiliriz. Fakat bu türden nitel bir ifade, fizikte pek işimize yaramaz. O nedenle konumu ifade ederken koordinatları kullanırız. Bazen bir olayı tek boyutta ele alırken, bazen iki boyutta, bazen de üç boyutta ele alırız. Şüphesiz boyut arttıkça işin matematik yükü de artar. Bu nedenle işi basite indirgemek için ya bir boyutta hareketi ya da iki boyutta hareketi kullanırız. Daha sonra istersek bunu üç boyuta, hatta daha sonrasına genelleyebiliriz. Bir boyutta harekette konum için genellikle "x\text " harfi kullanılır . Örneğin x=50metrex=50 \text diyerek, başlangıçtan 50 metre ötede olduğunu ifade edebiliriz. İki boyutta ise genellikle kartezyen koordinatlara geçilir . Böyle olunca işin içerisine bir de "y\text " harfi girer. Cismin konumu için x=20x=20, y=15y=15 gibi bir ifade kullanırız ya da \text formunda ifade ederek basitçe cismin konumu için (20,15)\text deriz. Fakat kartezyen koordinatlar, çıkardığı matematiksel iş yükü sebebiyle genellikle fizikte pek sıklıkla tercih ettiğimiz bir koordinat sistemi değildir. Onun yerine kutupsal koordinatları daha çok tercih ederiz, bunda ise bir uzaklık ve bir açı tercih edilir. Fakat konumuz şimdilik koordinat sistemleri değil. Fizikte konum, aslında tek başına çok bir anlam taşımaz. Genellikle "hareket" ile ilgileniriz, bu da aslında konumun değişimiyle mümkündür. Konumun değişebilmesi, bir hareketin gerçekleşebilmesi için muhakkak bir zaman geçmesi gerekir. Zamanın kendisi bunu mümkün kılar.


Farelerin genetik ve fiziksel özellikleri, onları kanserden gribe kadar birçok insan hastalığı ve rahatsızlığı için ideal modeller haline getirmektedir. Günümüzde, küçük kemirgenler tıbbi araştırmaların o kadar odak noktası haline geldi ki bazıları onları 'kuyruklu deney tüpleri' olarak tanımlamaya başladı. Ancak çalışmalar, depresyon konusunda hayvanları kullanmanın oldukça zor olduğunu göstermiştir. Bilim insanları, farelerin depresyonları konusunda pek bir şey söyleyemiyorlar ve bugünlerde onlarca yıldır en iyi seçenek olarak görülen ve tartışma konusu olan bir deneyden vazgeçmeyi düşünüyorlar. Zorla yüzme deneyinin amacı adından da anlaşılabiliyor. Bir fare suya koyulur ve yüzmek zorunda bırakılır. Farenin depresif olup olmadığı ise pes etmesinden anlaşılır. Ne kadar çabuk pes ederse o kadar depresif olduğu söylenebilir. Fikir özetle bu şekildedir. Fakat sıkça alıntı yapılıp yararlanılan bu deney o kadar da tutarlı değildir ve bu da bazı bilim insanlarının bu deneyin tarihinin geçtiği konusundaki fikirlerini güçlendirmektedir. Bern Üniversitesi'nden davranışsal biyoloji ile ilgii çalışmalar yapan Hanno Würbel Nature'a yaptığı açıklamada artık bilim insanlarının bu gibi deneyleri yapmaması gerektiğini düşündüğünü belirtti. "Bana kalırsa, bu düpedüz kötü bilim" diye ekledi. Temmuz ayının başlarında, Hayvanlara Etik Muamele hareketinin savunucuları tarafından ABD Ulusal Ruh Sağlığı Enstitüsüne, yapılan bu deneylerin durdurulması gerektiği konusunda bir mektup yazıldı. Ancak NIMH Direktörü Joshua Gordon, anlatılanları kabul etmesine rağmen bu deneylerin kullanımını minimumda tutmaya çalıştıklarını fakat bazı önemli araştırma konularında oldukça önemli cevaplar içerebileceklerini söyledi. 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. Daha fazlası için: Depresyon konusundaki araştırmalar için fare yüzme testleri gözden geçiriliyor. Depresyon hakkında daha fazlası: Beynin bu kısmını uyarmak depresyon belirtilerini azaltıyor!


Uyarı: Bu yazı bilgilendirme amaçlıdır. Bir sağlık tavsiyesi içermez. Eğer sağlık durumunuzla ilgili bilgi almak istiyorsanız, lütfen en yakın sağlık kuruluşuna başvurunuz. Aralık 2019'da Çinli yetkililer bir virüsün ülkelerinden dünyaya yayıldığını bildirdi. Sonraki aylarda, vaka sayısı birkaç gün içinde iki katına çıkarak diğer ülkelere yayıldı. Bu virüs, COVID-19 adı verilen hastalığa neden olan ve herkesin koronavirüs olarak bildiği Şiddetli Akut Solunum Sendromu'na bağlı Koronavirüs 2'dir. Hastalığın adı teknik olarak COVID-19, virüsün adı ise SARS-CoV-2 olarak geçer. Konuşulanların ötesinde, bulaştığında neler olduğunu ve ne yapmamız gerektiğini bu yazımızda anlaşılır ve ayrıntılı bir şekilde inceleyeceğiz, iyi okumalar. Virüs denilen şey aslında, genetik materyalin çevresinde bulunan birkaç proteine sahip bir kabuktur ve yaşayan bir şey olup olmadığı bile tartışma konusudur. Ancak yaşayan bir hücreye bağlanarak üreyebilir. Koronavirüs, yüzeyler aracılığıyla yayılabilir ve Amerikan Hastalık Kontrol ve Korunma Merkezleri tarafından yayınlanan bir araştırmaya göre, yolcu gemisinde yapılan gözlemler sonucunda 17 gün boyunca virüsün hayatta kalabildiğisonucuna ulaşılmıştır. Ancak yine de benzer yüzeylerde virüs bulunabilmesine rağmen insanlara bulaşması mümkün mü bilinmemektedir. Bu konuda, İngiltere'de bir Tıp Dergisinin sonuçlarını yayınladığı bir çalışma ile virüsün bakırüzerinde birkaç saat, karton üzerinde 24 saat, plastik ve çelik üzerinde ise 72 saate kadar tespit edilebilir olduğu gösterildi. Bu sebeple temasa geçtiğimiz her yüzey risk unsuru olabilir. Peki bu virüs o yüzeyde mevcut diye biz hemen enfekte olacak mıyız? Elbette hayır. Ancak bu bizi rahatlatmamalı. Doktor Akiko Iwasaki, enfekte olmamız için maruz kalmamız gereken belli bir virüs sayısının olduğunu söylüyor. Bazı virüsler için, 10 partikül enfekte olmamız için yeterli olurken bazı virüslerde durum daha farklı olabiliyor. Virüsün asıl yayılma şekli, insanların öksürmesi sonucu enfeksiyon şeklinde oluyor ve hasta olan birine dokunduktan sonra yüzünüze dokunmanız, gözlerinizi veya burnunuzu ovalamanız sonucunda da bulaşabiliyor. Virüs yolculuğuna bu şekilde başlıyor ve sonrasında vücudunuzda daha derinlere ilerliyor. Hedefi ise en fazla etkileyebileceği yerler olan akciğerler, dalak veya bağırsaklar oluyor. Sadece birkaç koronavirüs bile oldukça ciddi bir duruma neden olabiliyor. 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. Akciğerlerimiz milyarlarca epitel hücresi ile kaplıdır. Bunlar vücudumuzun organları ve mukozayı kaplayan sınır hücreleridir ve enfeksiyonu engellemeye çalışırlar. Koronavirüs, genetik materyalini enjekte etmek için kurbanının zarlarındaki bir reseptöre bağlanır. Olanlardan habersiz hücre, oldukça basit olan yeni talimatları yürütür: Kopyala ve yapıştır. Son talimatı alana kadar orijinal virüsün kopyalarını oluşturmaya devam eder ve son talimatla beraber kendini imha eder. Hücre erir ve daha fazla hücreye saldırmaya hazır yeni korona parçacıkları serbest kalır. Böylece enfekte olmuş hücrelerin sayısı katlanarak büyür. Yaklaşık 10 gün sonra, milyonlarca vücut hücresi enfekte olmuştur ve akciğerler virüs ile dolup taşar. Anlattıklarımız kulağa korkunç geliyor olabilir ancak bu safhada hala virüs büyük bir zarara sebep olmamıştır ve asıl tehlike daha yeni ortaya çıkacaktır, ve o da kendi bağışıklık sistemimizdir. Bağışıklık sistemi, aslında bizi korumayı amaçlamasına rağmen bu durumda oldukça tehlikeli bir unsura dönüşebiliyor ve bağışıklık hücreleri virüsle savaşmak için akciğerlere döküldüğünde, Koronavirüs bazılarına bulaşır ve karışıklık yaratır. Hücrelerin kulakları veya gözleri yoktur. Genelde sitokin adı verilen küçük bilgi proteinleri yoluyla iletişim kurarlar. Neredeyse bütün önemli bağışıklık reaksiyonları onlar tarafından kontrol edilir. Koronavirüs, enfekte olmuş bağışıklık hücrelerinin aşırı tepki vermesine ve saldırmasına sebep olur. Bir anlamda, bağışıklık sistemini bir savaşa sokar ve olması gerekenden çok daha fazla askerin gönderilmesini sağlar. Vücut kaynaklarını boşa harcar ve oldukça fazla hasar yaratır. Özellikle iki tür hücre hasara yol açar. Birincisi, hücrelerimiz de dahil olmak üzere maddeleri imha etmekte usta olan nötrofillerdir. Binlercesi savaş alanına geldiğinde, zararlı hücreler kadar kendi safından hücreleri de yok eden enzimler salgılamaya başlarlar. Bir başka önemli hücre tipi ise, enfekte olan hücrelerin kontrollü bir şekilde kendilerini imha etmesini sağlayan katil T hücreleridir. Ortalık iyice karıştığından sağlıklı hücrelerin de kendilerini imha etmelerini sağlamaya başlarlar. Daha fazla bağışıklık hücresi gelir, daha fazla hasar oluşur ve daha sağlıklı akciğer dokusu ölür. Durum o kadar kötüleşebilir ki, ömür boyu sakatlıklara yol açacak kalıcı hasarlar kaçınılmaz olabilir. Çoğu durumda, bağışıklık sistemi yavaş yavaş kontrolü tekrar eline alır. Enfekte hücreleri öldürür, yenilerini enfekte etmeye çalışan virüsleri yakalar ve savaş alanını temizler. İyileşme süreci böylece başlar. Enfekte olan insanların çoğu, nispeten hafif semptomlarla hastalığı atlatacaktır ancak birçok vaka oldukça kritik hale gelecektir. Henüz yüzdeyi bilmiyoruz çünkü bütün vakalar tanımlanmadı. Ancak bunun gripten çok daha fazlası olduğunu artık kavramış bulunmaktayız. Daha ağır vakalarda, milyonlarca epitel hücresi ölür ve akciğerlerin koruyucu duvarı tamamen etkisiz hale gelir. Bu, nefes almamıza yardımcı olan alveollerin normalde pek bir sorun yaratmayacak bakteriler tarafından enfekte edilebileceği anlamına gelir. Hastalar zatürre olur. Solunum zorlaşır hatta imkansız hale gelebilir ve hastalar hayatta kalmak için solunum cihazlarına ihtiyaç duyar. Bağışıklık sistemi haftalarca tüm gücüyle savaşır ve virüslere karşı milyonlarca silah geliştirir. Binlerce bakteri de hızla çoğaldıkça durum iyice bunaltıcı hale gelir. Kana karışırlar ve bütün vücuda yayılırlar, eğer bu aşamaya kadar gelinirse ölüm çok olasıdır. Koronavirüs, genellikle griple karşılaştırılmasına rağmen ondan çok daha tehlikelidir. Devam eden bir salgın sırasında kesin ölüm oranını tespit etmek zor olsa da, bunun çok daha bulaşıcı olduğundan ve gripten daha hızlı yayıldığının farkındayız. Koronavirüs gibi bir pandemi için hızlı ve yavaş yayılacağı iki gelecek öngörebiliyoruz. Hangi geleceğe mecbur kalacağımız salgının ilk zamanlarında durumla nasıl başa çıktığımıza göre değişecek. Hızlı bir yayılma durumunda sonuçlar korkunç olacak ve pek çok hayata malolacak; yavaş yayılan bir salgın ise gelecekte hatırlanmayacaktır. Hızlı yayılan bir pandemi için en kötü senaryo, çok hızlı bir enfeksiyon oranı ile başlayacaktır. Çünkü bu oranı yavaşlatmak için yeterli önlem söz konusu değildir. Böyle bir olasılığın ciddiyetini şu şekilde açıklayabiliriz. Hızlı yayılan bir pandemi söz konusu olursa,birçok insanın aynı anda hastalanmasıyla karşılaşırız. Sayılar çok büyürse, sağlık sektörü bununla başa çıkamaz. Solunum cihazları gibi medikal ekipmanlar ve sağlık personelleri herkesin yardımına yetişecek nicelikte olmayabilir. İnsanlar tedavi edilemeden ölebilir ve sağlık personelleri hastalandıkça, sağlık sektörümüzün kapasitesi de mecburen düşecektir. Bu durumda, kimin yaşayacağı ve kimin yaşamayacağı konusunda korkunç kararlar alınması gerekecektir. Böyle bir senaryoda ölüm sayısı önemli ölçüde artmaktadır. Bundan kaçınmak için, bu salgını yavaş yayılan bir pandemi haline getirmek için elimizden geleni yapmamız gerekmektedir. Bir pandemiyi yeterince bilinçli davranarak yavaşlatabiliriz. Özellikle erken evrede, hastalanan herkesin tedavi görebilmesi ve hastanelerde aşırı yoğunluk oluşturmaktan kaçınmak için daha duyarlı davranabiliriz. Koronavirüs için bir aşımız olmadığı için kendimizi şekillendirmemiz gerekiyor. Bu şekillendirmeyi iki önemli nokta ile özetleyebiliriz. Enfekte Olma, Başkalarını da Enfekte Etme! Kulağa önemsiz gelse de, yapabileceğiniz en iyi şey ellerinizi yıkamaktır. Sabun aslında güçlü bir araçtır. Koronavirüs, temelde yağ tabakası içerisinde bulunur. Sabun ise o yağı parçalar ve virüsü sizi enfekte edemeyecek hale getirir. Hatta ellerinizi kayganlaştırır ve siz ellerinizi yıkarken virüslerin parçalanıp, su ile beraber akıp gitmesini sağlar. Design Globe serisinin Sapphire taşının büyüleyici ve doymuş mavi renginden etkilenen Sapphire küremiz, coğrafya severleri okyanusların derin mavilikleriyle buluşturuyor. Kıtaların beyaz renkleri, okyanusların büyüleyici safir zemini üzerinde kontrast oluştururken, ahşap ayaklarla muhteşem bir uyum göstermektedir. Değerli bir coğrafi başvuru kaynağı olarak kullandığımız bu muhteşem küre, içinde sakladığı sürpriz beyaz led ışığı sayesinde gece lambası olarak da kullanabilmektedir. - Harita Türü: Minimalist Siyasi - Çap: 33 santimetre - Işık Durumu: Işıklı Ellerinizi, sanki az önce acı biber doğramışsınız ve biraz sonra lenslerinizi takacakmışsınız yıkayın. Sıradaki önemli nokta, çok da hoşlanmayabileceğimiz sosyal mesafe kuralıdır. Bu demek oluyor ki, sarılmak ve el sıkışmak yok. Evde kalma imkanınız varsa, toplumumuzun işleyebilmesi için görev başında olan insanları korumak için evde kalın. Doktorlardan kasiyerlere, hemşirelerden polislere, Hepsine ihtiyacımız var, ama onların da hastalanmamak için bizim duyarlılığımıza ihtiyaçları var. Dahası, karantinalar; seyahat yasakları ve sokağa çıkma kısıtlamaları söz konusu olabilir. Tercih edeceğimiz şeyler olmasalar da durumun ciddiyeti bakımından saygı duyup aksi yönde hareket etmememiz önemlidir. Bu tip önlemler tedavi ve aşı üzerine çalışan araştırmacılara ciddi vakit kazandıracaktır. Yani karantina altına alınıyorsanız, nedenini anlamalı ve buna saygı duymalısınız. Bunun pek eğlenceli olmadığını biliyoruz. Ama büyük resme bakacak olursak, aslında çok küçük bir bedel ile büyük bir felaketi atlatabiliriz. Pandemilerin nasıl sonuçlandıkları, nasıl başladıklarına göre şekillenir. Eğer grafiğe dik bir eğimle yansıyacak şekilde, hızlı yayılarak başlarlarsa kötü şekilde biterler. Eğer yavaş başlarlarsa, kolayca üstesinden gelebileceğimiz şekilde ilerler ve sona erer. Bugünlerde, bu pandeminin sonuçlarının tamamen ellerimizde olduğunu unutmamalıyız. Hem mecazi olarak, hem de kelimenin tam anlamıyla ellerimizde.


Geçtiğimiz günlerde bilim insanları, koronavirüsün yapısını bir melodi haline getirdi. Tüm dünyada 1 milyon enfeksiyona ve on binlerce ölüme neden olan koronavirüs ile ilgili birçok fotoğraf görmüşsünüzdür. Geçtiğimiz günlerde, bilim insanları bu virüsü görmemizin yanında onu duymanın da bir yolunu buldular. Nasıl mı? Ünlü S proteinlerinin yapısından bir melodi oluşturarak. Duyduğunuz tüm sesler; çan sesleri, tıngırtılar, araya giren flüt sesi virüsün yüzeyinde bulunan ve hücre zarına bağlanmasına neden olan S protein zincirlerinin farklı yönlerini temsil etmektedir. Tüm proteinlerde olduğu gibi, sivri uçlar amino asitlerin kombinasyonlarından oluşmaktadır. Massachusetts Teknoloji Enstitüsü bilim insanları, "sonifikasyon" adı verilen yeni bir yöntem kullanarak her aminoaside müzikal anlamda farklı farklı notalar verdiler ve tüm proteini bir partisyona" dönüştürdüler. Ancak normalde, bu aminoasitler bir sarmal şeklinde kıvrılma veya bir tabakaya uzanma eğilimindedir. Araştırmacılar, bu özellikleri notaların sürelerini ve şiddetini değiştirerek yakalamış oldu. Isıya bağlı moleküler titreşimler de kendi seslerini oluşturdu. Peki bilim insanları neden bir virüsü melodi haline dönüştürdü? Bu yeni yöntemle beraber bilim insanları, sadece bu yapıtaşlarına karşılık gelen müzik dizilerini bularak protein üzerindeki antikorların veya ilaçların bağlanabileceği yerleri keşfedebilir. Araştırmacılar, bu yöntemin moleküler modelleme gibi proteinleri incelemek için kullanılan geleneksel yöntemlerden çok daha hızlı ve daha anlaşılır bir yöntem olduğunu söylüyor. S proteinlerinin müzikal sekansını , diğer sonifiye proteinlerin geniş veritabanıyla karşılaştırarak, ileri dönemlerde sivri uca yapışabilen bir virüsün bulunması halinde bu virüsün bir hücreye bulaşmasının önlenebileceğini ekliyorlar. Enstrüman seçimine gelirsek, onlar tamamen araştırmacıların keyfine kalmış. Bir orkestra eserinde bölümlerin bütününü içine alan nota defteri. 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. Müzikte, bir melodi veya ritim motifinin gamın değişik derecelerinde tekrarı.


- Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması "kozmik" olarak adlandırılır, çünkü Evren'in Evren'de belli bir yerde olan bir ışıma değildir; daha ziyade, Evren'in gözleyebildiğimiz her yerini doldurur. - Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması "mikrodalga" olarak bilinir, çünkü aslen birçok frekansta ışınım yapsa da en belirgin olduğu frekans 160.4 Gigahertz düzeyindedir ve bu, ışık spektrumunda "mikrodalga" olarak bilinen aralığa denk gelir. - Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması bir "arka plan" ışımasıdır, çünkü Evren'deki diğer bütün ısı ve radyasyon kaynaklarını hesaba katıp, "simsiyah" olan bir uzay boşluğunun sıcaklığını ölçecek olsanız, ortalama 2.7 Kelvin düzeyinde bir sıcaklık ölçersiniz; yani bu ışıma, Evren'i oluşturan uzay-zaman dokusunun kendisinden kaynaklanır, bir "arka plan gürültüsü" gibidir. - Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması bir "ışıma"dır, çünkü bildiğimiz anlamıyla elektromanyetik bir radyasyondan söz etmekteyiz. Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması, Evren'in 13.82 milyar yıl kadar önce, Büyük Patlama adını verdiğimiz olayla başladığını gösteren en önemli kanıttır; öyle ki, 1965 yılında yanlışlıkla keşfedilmiş olmasına rağmen, Amerikalı astronomlar Arno Penzias ve Robert Wilson'a 1978 Nobel Fizik Ödülü'nü kazandırmıştır. Yukarıda, Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması'nın temel bir tanımını verdik; ancak bu ışımanın tam olarak ne olduğu ve neden kaynaklandığını izah etmedik. Şimdi, buna bir bakalım. Eğer evren şu anda genişlemekte ise filmi geçmişe sararak, geçmişte evrenin daha sıkışık ve dolayısıyla daha sıcak olması gerektiğini bekleriz. Eğer evrenin bir başlangıcı varsa ve çok küçük bir hacimden genişlediyse, evrenin erken dönemlerinde ortam çok yoğun ve sıcak olmalıdır. Böylesi sıcak bir ortamda fotonlar, etkileşmeden serbest bir şekilde hareket edemez. Fakat evren yeterince genişler ve soğursa, fotonların serbest bir halde hareket etmeleri mümkün hale gelir. Bugün son saçılma yüzeyi olarak adlandırdığımız bu dönemin, evrenin yaklaşık 380.000 yıl yaşındaki zamanına denk geldiğini biliyoruz. Büyük Patlama'dan kısa bir süre sonra Evren, şu anda bizim gözleyebildiğimiz Gözlenebilir Evren'den bile çok ama çok daha büyük bir boyuta ulaşmıştı. Bunun sebebi, kozmik enflasyon olayıydı: Evren, 1 saniyeden çok ama çok daha kısa bir süre içinde, tahminlere göre sadece 10-37 saniye içinde 1078 oranında büyümüştü. Buna bağlı olarak Evren, muazzam bir düzenliliğe sahipti; yani hemen her noktasındaki enerji yoğunluğu, ortalamada 10.000'de 1 düzeyinde aynıydı. Buna karşılık Evren, bu evrede aşırı sıcaktı: Büyük Patlama'dan 1 saniye kadar sonra Evren'in yaklaşık 1032 Kelvin sıcaklığa sahip olduğu düşünülüyor. Ayrıca Evren, sıcak olduğu kadar yoğundu da: Bu dönemde Evren'in radyasyon, madde ve antimadde yoğunluğu, günümüzdeki bir uranyum çekirdeğinden trilyonlarca kere trilyonlarca kat daha yoğundu. Tüm bunlar olurken Evren, kozmik enflasyon dönemindeki kadar hızlı olmasa da, müthiş bir hızla genişlemeye ve soğumaya devam ediyordu. Evren, genişleyip soğudukça, artık madde-antimadde çiftleri oluşamaz hale geldi ve dengesiz yapıda olan madde-antimadde çiftleri birbirlerini yok etmeye başladılar. Bu yok etme süreci, bilinmeyen bir nedenle, maddenin ufacık da olsa üstün gelmesiyle sonuçlandı. Günümüzde Evren'de antimaddeden ziyade madde görmemizin nedeni bu.


Galaksileri morfolojik olarak sarmallar , eliptikler ve düzensizler olarak temelde üç gruba ayırabiliriz. Fakat bunun yanında bir de aynı morfolojik özellikten olup da fiziksel olarak farklılıklar gösteren galaksiler de bulunur. Bu sebeple sarmal, eliptik ve düzensiz ayrımı morfolojik bir sınıflandırma iken, şu anda ele aldığımız konu fiziksel bir sınıflandırmadır. Aktif galaksiler, görüntü itibariyle herhangi bir morfolojik türden galaksiye benzeyen, fakat ışığın karakteristiği incelendiğinde bazı tuhaflıklar sergileyen ve bunlara sebep olan farklı fiziksel mekanizmalara sahip galaksilerdir. Bu cisimler merkezlerindeki çok küçük bir bölgeden, çok yüksek enerjili ışıma yayarlar. Aynı zamanda yayılan bu ışıma zamanla ciddi değişimler de gösterebilir. Bu özelliklerinden dolayı aktif galaksi çekirdeği olarak adlandırılırlar . Çünkü hem oldukça aktiftirler hem de aktif bölge, bir çekirdek denebilecek kadar ufak bir alandır. Işıktaki gün mertebesinde süren değişim ile birlikte, ışımanın kökeninin, karadelik gibi sıkışık bir cismin sebep olduğu süreçlere dayandığı düşünülmektedir. 1. Aynı morfolojik türden galaksilerin çekirdeklerinden çok daha parlak ve çok daha sıkışıktırlar . 2. Çekirdek bölgesinden yayınlanan salma çizgileri, normal yıldızlarda gördüğümüzden farklı bir kökene sahiptir. 3. Sürekli ışınım ve salma çizgisi ışınımı zamanla bir değişim gösterir. 4. Çekirdekten gelen sürekli ışınım, ısısal süreçlerce üretilmiyor, farklı bir kökene sahip. Aktif galaksiler; kuazar, blazar, seyfert, radyo galaksiler ve LINER olarak temelde beş gruba ayrılır. Bunların her biri yukarıdaki dört koşulu sağlamaz, fakat en azından üçünü sağlar. Örneğin kuazarlar, seyfertler ve radyo galaksiler her dördünü de sağlarken; LINER yalnızca 1, 2, 4 ve blazarlar da yalnızca 1, 3, 4'ü sağlar. Bir fikir ise , aslında bunların aynı cisimler olduğu, fakat onları farklı açılardan gördüğümüz için, farklı cisimlermiş gibi gözlediğimiz üzerinedir. Lakin işin detaylarına inildiğinde durumun o kadar da basit olmadığı ortaya çıkar. Örneğin bu durum, neden kuzarların çoğunlukla daha uzakta olduğunu açıklamakta zorlanır. Seyfertler sarmal galaksi biçiminde görünüyorlar ve saniyede 1042-1045 erg'lik bir enerji çıkışına sahiptirler. Güneş için bu değer saniyede yaklaşık 1033 erg'dir. Yani Güneş'ten trilyon kat kadar fazla bir ışımaya sahip olabilirler. Evrendeki dağılımları, kuazarlar ile kıyaslandığında bize daha yakındır. Kuazarlar ile oldukça benzemeleri, daha düşük parlaklığa sahip olmalarına rağmen daha yakın olmaları ve bilinen galaksilerin toplamının %10'unu oluşturmaları sebebiyle oldukça çalışılırlar. İsimlerini ise 1943 yılında bu türü ilk defa tanımlayan Carl Keenan Seyfert'ten alırlar. Seyfertlerin yalnızca %5'i radyo bölgede parlaktır. Gama ışını bölgesinde ortalama bir ışıma sergilerken, X-ışını bölgesinde ise oldukça parlaktırlar. Seyfertler temelde iki alt türe ayrılırlar: Seyfert I ve Seyfert II. Bunların yanında Seyfert 1.2, 1.5 1.8, 1.9 ve diğer türler olarak da gruplandırılırlar. 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. Tip I Seyfert: Çekirdekten gelen görünür bölgedeki ışımaya ek olarak morötede ve X-ışını bölgesinde oldukça parlaktırlar. İki tür salma çizgileri gösterirler: Birkaç yüz kilometre saniyelik hızlara sahip genişlikte oldukça dar çizgiler ve yüz kilometre saniyeye kadar ulaşabilen geniş çizgiler. Geniş çizgiler, galaksiye enerjiyi sağlayan süper kütleli karadeliğin etrafındaki toplanma diskinden gelmektedir. Dar çizgiler ise, toplanma diskinde geniş çizgilerin geldiği bölgenin ötesinden gelmektedir. Her iki salma da oldukça güçlü bir biçimde iyonize olmuş gaz tarafından gelmektedir. Tip II Seyfert: Kızılöteden de gözlendiğinde oldukça parlak görünen bir çekirdek bölgesine sahiptirler. Tayfları, yasaklanmış dar çizgiler ve güçlü dipol geçişlerinden kaynaklı geniş çizgiler gösterir. Kuazar ismi "quasi-stellar object" yani yarı-yıldızsı cisim kelimesinden türemiştir. Nokta kaynak gibi göründüklerinden dolayı, ilk gözlendiklerinde yıldız oldukları düşünülmüş, fakat uzaklıkları ve tayfları incelendiğinde yıldız olmadıkları ortaya çıkmıştır. İlginç bir şekilde diğer aktif galaksilere göre oldukça uzakta yer alırlar. Gözlenen en uzak kuazar z=7.085 değerine sahiptir, bu da şu anlamı taşır: Bu kuazardan aldığımız ışık, evren yaklaşık 800 milyon yaşındayken yola çıktı. Kuazarlar merkezlerinde yer alan süper kütleli bir karadelik ve bunun etrafındaki toplanma diskinde bulunan gaz tarafından enerjisini sağlar. 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. Blazarlar, dev eliptik galaksiler şeklinde olan ve tıpkı kuazarlar gibi merkezlerinde süper kütleli bir karadelik barındıran aktif galaksilerdir Evrende gördüğümüz en enerjik olaylardan birisi olduğu için üzerlerinde çok sık çalışılır. Aslıda blazar kelimesi, optikçe şiddetli değişen kuazarları ve BL Lac cisimlerinin birleşimden oluşur. Bu isimlendirme, iki grubu bir çatı altında 1978 yılında birleştiren astronom Edward Spiegel tarafından verilmiştir. Figür 1'den de görüleceği üzere, relativistik jeti bize doğru olan aktif galaksidir. Işıkları gün veya daha az sürede değişim gösterebilen, kuvvetli ve değişken radyo kaynaklarıdır. Diğer aktif galaksi türlerine göre radyo bölgesinde çok daha şiddetli ışıma yapan aktif galaksilerdir. 10 MHz ile 100 GHz aralığında saniyede 1046 erg'lik bir ışıma yapabilirler. Gerçekleşen bu radyo ışımanın kaynağı sinkotron sürecidir. Yer aldıkları galaksiler genellikle büyük eliptik galaksilerdir. Radyo bölgede çok parlak olmalarından dolayı, kozmolojide önemli bir yere sahiptirler. Örneğin büyük patlamayı destekleyen kanıtlardan biri olan, evrenin yaşına göre yoğunluğun değişiminin incelenmesi, bizden çeşitli uzaklıklarda bulunan radyo galaksilerin yoğunluk dağılımının incelenmesiyle mümkün olmuştur. Kozmoloji konularını detaylı olarak ele aldığımız başlıklara yazı dizilerimize giderek ya da aşağıdaki bağlantılardan ulaşabilirsiniz.


Her cisim, kütlesinden ötürü ışığın rotasını bir miktar saptırabilir elbette. Fakat burada basit bir sapınçtan bahsetmiyoruz. Burada öylesine bir sapınç var ki artık uzay-zamanın kendisi ciddi bir biçimde bükülmüş olduğundan tıpkı bir mercek gibi görev görüyor. Arkaplanında kalan cisimlerin görüntülerini bozuyor, onları büyütüyor, hatta görüntülerini çoğaltıyor. Yandaki görselde 4 milyar ışık yılı uzaklıkta yer alan çok büyük kütleli Abell 370 galaksi kümesinin sebep olduğu çekimsel merceklenme görülüyor. Galaksi kümesi uzay-zamanı öylesine büküyor ki, arka planda kalan galaksilerin görüntüsü bozuluyor. Kümenin etrafında çeşitli ark şeklinde galaksiler görmenizin sebebi bundan kaynaklanıyor. Ön planda kalanlar ise durumdan etkilenmiyor. Einstein Halkası ve Einstein Haçı Kütle çekimsel merceklenme, görüntü bakımından bazı özel durumları doğurabiliyor. Eğer arkaplanda yer alan cisim, merceklenmeyi yapan ile aynı doğrultuda hizalanmış ise; cismin görüntüsü, merceklenmeyi yapanın etrafında bir halka oluşturuyor. Bir diğer örnek ise Einstein haçı olarak adlandırılıyor. Galaksilerin disk şeklinde yapılarından ötürü, bir önceki örnekte, bükülerek bir ark oluşturuyorlardı. Fakat söz konusu cisim kuazar gibi nokta kaynak olduğunda, bir yay yerine aynı kuazarın kopyalanmış birkaç görüntüsü oluşuyor. Güçlü Merceklenme, Zayıf Merceklenme ve MikromerceklenmeKütle çekim merceklenmeye sebep olan durumlar, çeşitli koşullar altında oluşabilir. Eğer Einstein halkası, arklar, bozulmalar ve çoklu görüntüler oluşuyorsa, burada güçlü bir merceklenme kaynağı olduğundan dolayı bu olaya güçlü merceklenme denir. Eğer görüntüde çok bariz bir değişim yoksa, çekimsel merceklenme çok zayıfsa ve yalnızca çok sayıda örnek istatistiksel yolla incelenerek bir etki bulunuyorsa, buna zayıf merceklenme denir. Eğer görüntüde herhangi bir bozulma yoksa, fakat cismin parlaklığını artırabiliyorsa buna da mikromerceklenme denir. HesaplamalarKüçük açıları kullanarak aşağıdaki eşitlik yazılabilir. bu denklem lens denklemi olarak adlandırılır. Görüntünün açısal konumu ile kaynak arasında bir ilişki tanımlar. Aşağıdaki gibi bir D tanımlaması yapalım. Keyfi bir kütle profiline sahip çembersel bir lens durumunu genelleyecek olursak, Eğer kütle yoğunluğu yeterliyse, beta sıfır için optik eksen boyunca yer alması durumunda bir Einstein halkası oluşturur. Bu halkanın yarıçapının karesi aşağıdaki şekilde ifade edilir. Nokta kaynak için aşağıdaki eşitliği elde ederiz. Bunu lens denklemini yeniden yazmak için kullanırsak, lens denklemi bu hale gelir. Bunun iki çözümü bulunur. İki çözüm, iki görüntüye karşılık gelir, biri kaynağın diğer tarafında yer alır. Görüntünün biri daima Einstein halkasının içerisinde yer alırken diğeri dışındadır. Eğer kaynak optik eksenden uzaklaştırılırsa , görüntünün biri lense yakınlaşırken, diğeri de kaynağa yakınlaşır. Çekimsel merceklenme aynı zamanda kaynağın görünür katı açısını da değiştirir. Bu durum cismin boyutunun büyütülmesi anlamına gelir. Görüntü alanının, kaynak alanına olan oranı kadar bir büyütme olur ve çembersel bir lens için bu çarpan aşağıdaki şekilde ifade edilebilir. Kozmoloji konularını detaylı olarak ele aldığımız başlıklara yazı dizilerimize giderek ya da aşağıdaki bağlantılardan ulaşabilirsiniz.


26 Nisan Pazar günü saat 21:00 itibariyle Youtube üzerinden canlı olarak yayınlayacağımız Kozmoloji derslerine hepiniz davet ediyoruz. Gelin birlikte evren hakkında konuşalım, merak ettiklerinize cevaplandırırken, hep birlikte evren hakkındaki kavrayışımızı genişletelim. Her kesimden katılımcılar davetlidir. Belirlenmiş müfredatımız dahilinde anlatacağımız her konuya girişi, oldukça basit, sözel anlatımlarla yapacağız. Bu safhada kozmoloji hakkında bilgi sahibi olmasanız dahi, konunun temelleri hakkında birçok şey öğrenebileceksiniz. Zaman ilerledikçe konu detaylanacak, fakat sonra konunun değişmesiyle tekrar aynı rutine dönülecektir. Özetle konuları işleyiş biçimimiz yüzeyselden detaylıya olacak şekilde planlanmıştır. Bu sayede her kesimden katılımcı, yayından faydalanabilecektir. Toplamda 6 dersten (6 haftadan) oluşmasını planladığımız derslerin müfredatı aşağıdaki tablodaki gibidir. Derslerden önce konulara göz atabilirsiniz, fakat bu bir zorunluluk değildir. Konu hakkında önceden bilgi sahibi olmak istiyorsanız Kozmoloji yazı dizimize göz atmanızı tavsiye ediyoruz. Derste en az bir kere değinilecek kavramları, meraklıları için anahtar kelime olarak ayrıca belirttik. Her ders, hatta çoğunlukla her konu birbirinden bağımsız olmaya gayret gösterilerek tasarlandı. Fakat konular bir noktada birbirine bağlandığı için, daha iyi bir kavrama adına derslerin bütün olarak dinlenmesini tavsiye ediyoruz. Yine de eğer bir kısmını kaçıracak olursanız, kaldığınız yerden devam etmenizde bir sakınca olmayacaktır. Yani sürekli olarak geçmişe atıfta bulunmamaya mümkün mertebe gayret göstermeye çalışacağız. Derslerin odak konusu kozmoloji olsa da, esas amacımız, dinleyici kitlesindebilimsel düşünce biçimini yaygınlaştırmaktır. Bu nedenle konuları anlatırken, bu amaç doğrultusunda şekillendiren örneklerle bezendirilmiş bir anlatım tarzı sergileyeceğiz. Sadece bilimsel gerçekleri anlatmayacak, onların nasıl ortaya çıktığını, neden böyle şeyler düşünüldüğünü inceleyecek, hatta yanlışlıklar olup olmayacağını birlikte sorgulayacağız. 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. Derslerin sonunda, tamamen takip eden bir kişi, lisans seviyesine oldukça yakın bir kozmoloji bilgi birikimine sahip olacaktır. Geniş bir kitleye hitap ettiğimizden ötürü, çok fazla matematiğine girmeyeceğimiz için, lisans seviyesine yakın demeyi uygun görüyoruz. Eğer talep olursa, dersler bittikten sonra, konuların derinliklerine indiğimiz bir devam serisi de planlayabiliriz. Canlı yayın olmasını özellikle istedik, çünkü gerçek bir ders atmosferi yaratmayı amaçlıyoruz. Tıpkı üniversitelerde olduğu gibi, aynı ciddiyetle ders anlatacağız. Bu süreçte sizler canlı olarak konuyla alakalı sorularınızı yöneltebileceksiniz. Akışın sürekli olarak bozulmaması için, moderatörlerimiz konuyla ilgili, akışa aykırı olmayan soruları ara ara bana yöneltecekler. Soru sormaktan çekinmemenizi istiyoruz. Mümkün mertebe gelen soruları,temel kavrama vedetaysoruları olarak ikiye ayıracağız. Konuya çok uzak dahi olsanız, kavramsal açıdan size yardımcı olabilecek soruları cevaplayacağımız gibi, konu hakkında bilgisi olanların spesifik sorularını da ele alacağız. Tek ricamız, konu özelinde sorularyöneltmeniz. Belirlenen müfredata bağlı kalmamız gerektiğinden ve dersler zaten yeterince dolu içeriğe sahip olduğundan, konu dışı olan sorulara ne yazık ki cevap veremeyeceğiz. Evrenin genişlemesini işlerken, karadelikler hakkında gelen bir soruya maalesef yanıt vermemiz mümkün olmayacak. Bu nedenle sorularınıza cevap alabilmeniz için, ilgili konuyu beklemenizi rica ediyoruz. Çünkü kimsenin sorusunu yanıtsız bırakmak istemiyoruz.


Kozmoloji, dilimizdeki anlamıyla evren bilimdir. Türkçeye, Yunancadaki kelimesinden geçmiştir ve bu kelimedeki "kozmos, düzen, bütün", ise "söylev" kelimesinden gelmektedir . Evrenin olumuşunu, evrimini ve dinamiğini inceler. Evrenin nasıl oluştuğu, evrenin geçmişte nasıl bir halde olduğu, gelecekte nasıl olacağı, geometrisinin neye benzediği, yoğunluğunun ne olduğu ve bunun onu nasıl etkilediği, onu oluşturan baryonik madde, karanlık madde ve karanlık enerji yoğunluklarının evrende nasıl dağıldığı, nasıl bir şekilde genişlediği , zaman içerisindeki değişiminin fiziğe olan etkisi, uzay ve zaman kavramı, kütle çekimi ve bunun ne anlam ifade ettiği gibi sayısız soruya cevap arayan bir bilim dalıdır. - grup teorisi , - lineer cebir, - vektör uzayları, - tensör analizi, - Riemann geometrisi, - diferansiyel denklemler, - diferansiyel geometri, - topoloji, - diferansiyel denklemler, - metrikler vb. - klasik mekanik , - elektromanyetik teori , - kuantum mekaniği, - termodinamik, - parçacık fiziği , - istatistiksel mekanik, - özel ve genel görelilik - ve tabii ki kozmolojinin kendisi. Kozmolojiyi de diğer fizik alanlarında olduğu gibi gözlemsel/pratik ve teorik olarak ikiye ayırmak mümkündür. Gözlemsel kozmoloji iyi teknolojik imkanlar gerektirirken, teorik bu denli yatırım gerekmemektedir. Bazen süperbilgisayarlara, çeşitli hesaplama ve simülasyonlar için ihtiyaç duyulmaktadır. Lakin iyi teorik çıkarımlar için elbette bunların gözlemsel verilerle uyum içerisinde olması, dolayısıyla birbirlerinden faydalanması gerekmektedir. Yani elbette ki her ikisi birbiri ile uyum içerisinde çalışır, dolayısıyla birbirlerine ihtiyaç duyarlar. Günümüzde kozmolojideki en güncel konulara; karanlık madde, karanlık enerji, Hubble sabiti gibi kozmolojik parametrelerin belirlenmesi, kara delikler, erken evren, çekimsel dalgalar, modifiye çekim , galaksi oluşum ve evrimleri, galaksi kümeleri ve büyük yapılar, baryon akustik salınımlar ve aktif galaksi çekirdekleri , kozmik mikrodalga arkaplan ışımasının analizi örnek verilebilir. Bunlardan bazılarını "astrofizik" ya da "ekstragalaktik astronomi" adı altında da görebilirsiniz. Takdir edersiniz ki bunlar birer tanımlamadır ve keskin farklar olmadığından herkes farklı tanımları tercih edebiliyor. Yani burada bir başlık altında gördüğünüz bir konuyu başka bir yerde başka bir başlık altında görebilirsiniz. Bu nedenle burada bahsettiklerimiz, genel bağlamda bilgi edinmenizi sağlamak için hazırlanmıştır.


Evrenin GeometrisiEvrenin geometrisini belirleyen şey, evrendeki madde yoğunluğudur. Yani evrendeki toplam madde miktarını değiştirebilseydiniz, evrenin geometrisi de değişecekti. Bunu anlamak, genel göreliliğin basit tanımını anlamakta yatar: "Madde, uzay-zamana nasıl büküleceğini söyler; uzay-zaman da maddeye nasıl hareket edeceğini...". Yani eğer madde miktarı çok fazla olursa, uzay bundan ciddi ölçüde etkilenecektir. Dolayısıyla evrenin geometrisi, doğrudan yoğunluğuna bağlıdır. Eğer yoğunluk çok az olursa, evren bundan çok az etkilenir ve bu yüzden açık bir geometriye sahiptir. Eğer yoğunluk haddinden fazla olursa bu sefer, evren kapalı bir geometriye sahip olacaktır. İşte tam bu iki değerin arasında, spesifik bir yoğunluk değerinde ise evren düz bir geometriye sahiptir. Evrenin düz olabilmesi için gerekli bu yoğunluk değeri, kritik yoğunluk olarak adlandırılır. Belki de en zor kısım, geometrinin nasıl olduğunu anlamaktır. Evreni üç temel geometride incelediğimizi ele aldık: Açık, düz ve kapalı. Bunlar yukarıdaki şekil itibariyle kendilerini belli etseler de büyük bir yanılgıya da sürüklerler. Kapalı bir geometrinin, küre şeklinde göründüğünü hepimiz fark edebiliyoruz. Bu durumda ilk akla gelen, "Evren bunun yüzeyindeyse içinde ne var?" oluyor. Düz olduğu durumda ise, sanki her şey bir masanın üstündeymiş gibi oluyor ve bu durumda "O zaman nasıl aşağı ve yukarı yön var?" sorusu akla geliyor. Bu yüzden bunları matematiksel olarak yorumlamanın, akıllarda daha iyi bir algılama oluşturacağını düşünüyorum. Açık, Düz ve Kapalı EvrenUzayda, herhangi bir konumdan birbirine paralel iki ışın demeti gönderdiğimizi düşünelim. Öyle hassas bir ayarımız olsun ki, bu ışın demetleri birbirine gerçekten de paralel bir şekilde ilerlesin, yani bizim bir hatamız olmasın. Beklediğimiz şey, bu iki ışın demetinin sonsuza kadar birbirine paralel gideceğidir. Zaten lisede aldığımız dersler de bize paralel iki ışın demetinin, asla bir noktada kesişmeyeceğini söyler. Fakat genelde şu ifade, ne yazık ki gereksizgörülüp üzerinde durulmaz, oysa ki çok hayati bir anlam taşır: Bunlar öklidyen bir geometri üzerinde geçerlidir. Yani bu iki ışın demetinin sonsuza kadar birbirine paralel gitmesi, ancak düz bir geometri üzerinde geçerlidir. Eğer evren kapalı bir geometriye sahipse, bu iki ışın demeti birbirlerine yaklaşırlar ve bir noktada kesişirler. Küre şeklinin üzerinde olan da budur. Meridyenler, birbirlerine paralel gibi görünseler de kutup noktalarında kesişirler, bu durum, geometrinin doğal bir sonucudur. Aksi şekilde, eğer evren açık bir geometriye sahipse, bu iki ışın demeti birbirinden uzaklaşır . Kapalı geometri için, bir başka deyişle şunu söyleyebiliriz. Eğer bir noktadan, yönünüzü hiç değiştirmeden ilerlerseniz, en nihayetinde başlangıç noktasına varırsınız. Tıpkı Dünya üzerinde olduğu gibi. Aslında evrenin geometrisinin bize söylemek istediği şey budur. Bu temel, basit matematiksel çıkarımları anlamak, evrenin geometrisine dair kafamızda bir şeylerin şekillenmesi için yeterlidir. Doğrudan görsel bir düşünce üzerinde hareket edip, "Dünya'nın içi var, evrenin içinde ne var o zaman?" yorumlaması manasızdır. Çünkü uzayda da üç boyutta hareket ediyoruz. Kapalı Evren Varsayımı Altında Bir Düşünce DeneyiVarsayalım ki, kapalı bir evren modeline sahibiz. Bunu Dünya üzerindeki harekete benzetmenin ne gibi problemlere yol açabileceğini ele alalım. Dünya üzerinde yaptığımız hareket, denizden dümdüz ilerleyip aynı noktaya gelmek olsun. Ya da işi biraz daha ileriye götürüp, uçakla biraz yükseldiğimizi, sonra başladığımız noktaya döndüğümüzü düşünelim. Fakat yeterince yükselirsek, Dünya'nın dışına çıkabiliriz. Aslında Dünya üzerinde yaptığımız hareket, bizim tercihimize bağlıdır. Geometri bizi oraya sürüklemez ve yukarı yönde ilerlediğimiz takdirde, bunu rahatça anlayabiliriz, çünkü bu şekilde başladığımız yere varmaz, uzaya çıkarız. Fakat kapalı evren modelinde böyle değildir. Hangi yönde ilerlerseniz ilerleyin, hareketin yönünden bağımsız olarak, aynı noktaya geri dönersiniz. Bu yüzden, evreni geometrik olarak düşünmek, matematiksel olarak düşünmekten çok daha zordur ve belki de şu an için anlamsızdır. Elbette birçok bilimsel keşif, zor olan bir kavramı hayal edip kavradıktan sonra çıkmaktadır. Fakat entelektüel düzeyde bir bilgi edinmek adına, bu tipte konuların basit yanlarıyla ele alınması, belki de çok daha etkili olacaktır. Bu bilimde de böyledir ve unutmamak gerekir ki, fizik, yerel olarak incelendiğinde basittir. Olayı karmaşıklaştırmak, sadece çözümü basit bir problemi süsleyerek zorlamaktan ibaret olacaktır. Evrenin Bilinen GeometrisiBu durumda evrenin geometrisini nasıl ölçebiliriz? Birbirine paralel iki ışın demeti gönderip, belirli bir uzaklık sonra onların ne durumda olacağını ölçmek ne pratiktir ne de anlamlıdır. Çünkü geometrinin şekil itibariyle yapısı, onun ne kadar mesafe sonra ne kadar büküleceğini söylemez, sadece ne şekilde büküleceğini söyler. Bu da yine onun ne kadarlık bir eğriliğe sahip olduğunu bilmemizi gerektirir ki zaten ölçmek istediğimiz şey de buydu. O yüzden farklı bir metoda ihtiyaç vardır. Bildiğimiz üzere yıldızlar belirli bir ışıma yapıyor, dolayısıyla bir galaksinin toplam parlaklığına bakıp "Burada şu kadar yıldız olmalı" diyebiliriz. İstatistiksel metotlar uygulayarak belirli bir kütle belirleyebiliriz. Fakat galaksilerin merceklenme etkisini incelediğimizde, genel görelilik bize, ölçtüğümüzden çok daha fazla maddenin orada olması gerektiğini söylüyor. Orada bükülen uzay-zaman, görüp ölçebildiğimiz maddenin böyle bir etkiyi yapabilmesi için yetersiz, bu noktada orada bir karanlık madde olması gerektiğini söylüyoruz. Peki bu oran her galakside değişiyorsa, eğer galaksiler arasında da bulunuyorsa, biz göremediğimiz bir şeyi nasıl ölçeceğiz? Sürekli merceklenme etkisini kullanma şansımız yok maalesef. Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işınımı Aslında tüm bunları, tek bir şeyden çıkarabiliyoruz: Kozmik mikrodalga arkaplan ışınımı . CMB, kozmolojik parametreleri ölçmemize olanak tanır. Adıyla ve fotoğraflarıyla bu kadar popüler hale gelmesinin sebebi de budur. Bunun yanında diğer metotlarla yaptığımız ölçümler sayesinde bir karşılaştırma yaparak, verilerimizin doğruluğunu test edebiliyor ve daha keskin sonuçlara varabiliyoruz. Böyle bir fotoğrafa bakarak nasıl tüm bunları anladığımız, biraz daha derin matematik ve fizik gerektiriyor. Fakat kaba bir yaklaşımla şunları söyleyebiliriz. Bu fotoğrafta gördüğümüz şey, evrendeki madde topaklanmalar ve boşluklardır. Evrendeki madde yoğunluğunun, evrenin geometrisini etkilediğini de biliyoruz. Böylelikle burada gördüğümüz madde topaklanmalarının boyutları, evrendeki madde yoğunluğu, dolayısıyla evrenin geometrisi hakkında bilgi verir. Aynı zamanda genişlemeyen bir evrende, kütle çekim her ne kadar en zayıf etkileşim türü olsa da, bir süre sonra maddenin bir noktada topaklanmasını beklerdik. Oysa ki, evrenin genişlemesinden kaynaklı itici kuvvet, bunun önüne geçmiştir. Bu sayede benzeri bir şekilde, evrenin genişlemesi hakkında da bilgi edinebiliriz. Tüm bunlar, CMB sinyalinden yaptığımız analizle, kuvvet tayfı adını verdiğimiz bir grafiğe dökülerek ölçülebilir. Kuvvet tayfının biçimi, doğrudan kozmolojik parametreler hakkında bize bilgi verir. Bu grafiği inceleyerek; Hubble sabitini, evrenin geometrisini, baryonik madde yoğunluğunu, karanlık madde yoğunluğunu, karanlık enerjiyi ve daha birçok niceliği ölçebiliriz. Bu sayede bugün CMB analizi yaparak, evrenindüz bir geometriye sahip olduğunu biliyoruz. Hatta bu ölçümlerimiz oldukça keskindir . Bu da demektir ki, evrenin yoğunluğu, kritik yoğunluk değerine yaklaşık olarak eşittir. Bu durum da, düzlük problemi olarak adlandırılır. Kozmoloji konularını detaylı olarak ele aldığımız başlıklara yazı dizilerimize giderek ya da aşağıdaki bağlantılardan ulaşabilirsiniz.


Kozmolojinin en önemli konularından biri de galaksilerin nasıl döndükleridir. Hatta karanlık madde fikrinin ortaya çıkışı bile spiral galaksilerden elde edilen galaksi dönme eğrisi verisine dayanır. Kulağa tek başına pek de önemliymiş gibi gelmeyen bu gözlem, hem galaksilerin yapısı ve evrimi hakkında bildiklerimize hem de evrene olan bakış açımıza büyük katkılar sağlamış ve sağlamaktadır. Karanlık maddenin varlığına dair ilk çalışmalar, aslında 1930'larda Zwicky ve Smith tarafından ortaya atılmaya başlamıştı. Galaksi kümelerindeki ilginç hız dağılımı, orada, görülenden fazla miktarda kütle olabileceğini söylüyordu. 1970'lerde Rubin'in galaksilerin dönmeleri üzerinde yaptığı çalışmalar ise, bu iki analiz her ne kadar birbirinden bağımsız olsa da, aynı şekilde, görülemeyen bir maddenin varlığını işaret ediyordu. İki bağımsız yöntemin aynı şeyi işaret ediyor olması, karanlık madde fikrinin güçlenmesine neden oldu. Bu sebeple galaksilerin dönme eğrilerinin incelenmesi, çok daha öncelikli bir konu haline geldi. Spiral galaksiler , bir disk biçiminde yapılaya ve sarmal kollara sahiptir. Dönme hareketi diferansiyeldir, yani galaksinin merkez kısmı, dış kısmına göre beklenen şekilde daha hızlı döner. Çünkü böylesi bir sistem en basit şekilde kütle çekim ile merkezkaç arasındaki bir dengeyle varlığını sürdürür. Eğer çekim kuvveti fazlaysa , dönüş hareketiniz de hızlı olmalıdır. Eğer çekim fazla olursa, merkeze doğru çekilir, merkezkaç fazla olursa da galaksiyi terk edebilirsiniz. Fakat sistem dengede ise yani ne merkeze çekiliyor ne de sistemi terk ediyorsanız, kabaca bu ikisi de dengededir. Galaksi dönme eğrisi, galaksinin merkezinden dış kısmına doğru olan hız dağılımını inceler. Yani merkeze X kadar uzaklıktaki bir cismin Y hızıyla olan dolanma hareketini inceleyerek bunu bir grafiğe dökeriz. Bu hareketin incelenmesi, genellikle hidrojenin radyo bölgesinde yaptığı 21 cm çizgisinin incelenmesiyle mümkün olur. Evrende bol miktarda hidrojen bulunduğu ve bunların önemli bir kısmı bu salmayı gösterdiği için, çizginin incelenmesiyle, galaksinin hız dağılımı da incelenmiş olur.


Hubble sabiti, uzayın belli bir noktasından farklı uzaklıktaki yerlerde evrenin ne kadar hızlı genişlediğini anlatan bir orandır. Evrenin evrimini anlamada mihenk taşlarından birini oluşturur. Araştırmacılar, bu sabitin değerini belirlemek için farklı ölçüm yolları denemişlerse de yapılan her bir ölçüm birbirinden farklı sonuçlar ortaya çıkarmıştır. Bu nedenle Hubble sabitinin tam olarak ne olduğu şu ana dek netlik kazanamadığından, modern astronomide en büyük gizemlerden biri olmaya devam etmektedir. Hubble sabiti ilk kez 1920'lerde Amerikalı astronom Edwin Hubble tarafından hesaplandı. Edwin Hubble, Samanyolu Galaksimizin dışında bulanık ve bulutumsu gök cisimleri gördü. Daha sonra bunların, uzak galaksiler olduğu anlaşıldı. Hubble'ın yaptığı şey, uzak bir galaksinin bizden ne kadar uzakta olduğunu ölçümleyip, bizden ne kadar hızlı uzaklaştığını hesaplamaktı. Diğer galaksilerin de uzaklıklarını ölçtüğünde, evrenin günümüzdeki genişleme hızını hesaplayabiliyordu. Yapılan bu işlem kulağa oldukça basit bir hesap gibi görünse de, pratikte birtakım zorluklar barındırmaktadır. Bu zorluklardan az sonra bahsedeceğiz. Bu durum, matematiksel olarak bir doğru denklemi olduğu anlamına gelir. Böylelikle bir cismin bizden uzaklaşma hızını ölçebiliyorsak, bize olan uzaklığını; bize olan uzaklığını biliyorsak da, bizden olan uzaklaşma hızını bulabiliriz. Fakat bu durum bize, yalnızca evrenin genişlemesinden ötürü olan hızı verir, cismin uzaydaki hızını değil. Gerçek bir durumda, cismin hızı da ölçtüğümüz hızına dahil olacağı için, sağlıklı bir ölçüm yapmak o kadar basit değildir. Cismin uzaklaşma hızı vv, uzaklığı dd ise, bunlar arasında aşağıdaki gibi bir ilişki vardır. Burada H0H_0, bugün bizim Hubble sabiti olarak adlandırdığımız parametredir. Buradaki "sabit" ifadesi, zaman içerisinde sabit olmasını değil, gündelik yaşantımız süresinde değişmeyecek kadar sabit olmasını ifade etmektedir . Bu arada bu gözlem, sadece Dünya'ya özgü bir olgu değildir; Evren'in her noktasında geçerlidir. Diğer bir deyişle, Kopernik Prensibi olarak bilinen bir prensip çerçevesinde gezegenimiz, evrenin merkezinde özel bir bölgede değildir. Yani evrenin herhangi bir yerinde duran bir gözlemci gök cisimlerinin, uzaklıkla orantılı olarak artan bir hızla birbirinden uzaklaştığını görebilir. Hubble'ın 1929'da yaptığı bu uzak galaksilerin bizden daha hızlı uzaklaştığı gözlemi gözlemi, Hubble yasası olarak adlandırılan bir olgunun temelini oluşturmaktadır. Diğer bir deyişle Hubble yasası, bir nesnenin bizden olan uzaklığı ile bizden uzaklaşma hızı arasında bir ilişki olduğunu söylemektedir. 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. Yukarıda bahsedilen verileri kullanan Hubble, ismini taşıyan bu sabiti, "Ekstragalaktik bulutsular arasındaki uzaklık ve dikine hız ilişkisi" başlıklı makalesinde yayınlamıştır ve 1 megaparsekte saniye başına yaklaşık 501 kilometre olarak hesaplamıştır. "Parsek", astronomide bir uzaklık ölçü birimi olup 1 parsek yaklaşık 3.26 ışık yılına denk gelmektedir. 1 megaparsek ise 3.26 milyon ışık yılıdır. Diğer bir deyişle, Hubble'ın orijinal tahminine göre, bizden 3.26 milyon ışık yılı (veya 30 milyar kere milyar kilometre) uzakta olan bir galaksi, bizim galaksimizden her bir saniye yaklaşık 501 km uzaklaşmaktadır. Ancak Hubble'ın bu tahmini doğru/isabetli değildir! Gerçekten de günümüzde daha isabetli araçlarla yapılan hesaplamalara göre Hubble'ın, evrenin genişleme hızını yeni verilere kıyasla 10 kat daha fazla hesapladığını görmekteyiz. Uzak galaksilerin mesafelerini hesaplama yöntemi evrenin genişleme hızını bulmak için Hubble'ın kullandığı tek yöntem değildi. Hubble'dan önce başka bir Amerikalı astronom, Henrietta Leawitt, sefe değişeni adında özel yıldızların parlaklıklarının düzenli olarak yükselip alçaldığını gözlemlemişti. Tıpkı bir deniz fenerinin parlaklığının periyodik olarak artıp düşmesi gibi sefe yıldızları da döngüsel olarak atım yapmaktadır. Diğer bir deyişle Leawitt, yıldızın parlaklık değişim döngüsü ile kendi parlaklığı arasında sıkı bir ilişkinin varlığını göstermişti. Edwin Hubble ise bir sefe yıldızının aslen ne kadar parlak olduğunu ve onun bize yansıyan ışığının parlaklık derecesini hesaplayarak yıldızın uzaklığını tahmin etmiştir. Işık bize ne kadar sönük gözükürse bizden o kadar uzak demektir. Işık, belli bir dalgaboyunda hareket etmektedir ancak evrenin genişlemesiyle birlikte ışığın dalgaboyu da uzamaktadır ve ışık bize vardığında biz ışığın bu halini gözlemleriz. Dolayısıyla ışığın dalgaboyunun ne miktarda değiştiğini bilirsek ışığın hızını da tahmin edebiliriz. Fakat uzaklığı ölçümlemek için ışık kaynağının gerçekte ne kadar parlak olduğunu bilmemiz gerekir. Gerçek parlaklığı ile bize ulaşan parlaklık miktarını karşılaştırdığımızda, bu şekilde o gök cisminin bizden ne kadar hızlı uzaklaştığını anlayabiliriz. Hubble'ın evrenin genişleme hızının bir megaparsekte saniye başına yaklaşık 501 kilometre olarak hesapladığını fakat modern araçlar ışığında yapılan diğer hesaplamaların Hubble'ın tahmininden çok daha az değerler ortaya çıkardığından bahsetmiştik. Şimdi bu noktayı biraz daha genişletelim ve Hubble sabitinin neden tam anlamıyla bir sabit olmayıp değişkenlik gösterdiğinden bahsedelim. Işık, evrenimizde düz ve sabit bir uzay boşluğunun içinde hareket etmez; diğer bir deyişle ışığın, kaynağından çıktığı zamanki özellikleriyle hedefine ulaştığı zamanki özellikleri aynı değildir. Evrenin genişlemesinden ötürü ışık etkilenir. Evren genişledikçe ışığın dalgaboyu da uzay içerisinde değişime uğrar. Şayet uzay sabit bir oranda genişleseydi, bu durumda Hubble sabiti de değişmeyen bir değer alırdı. Galaksiler genişleyen bir evrende etkisiz gibi duruyor olsalar da aslında birbirlerini oldukça etkilemektedirler: Her bir galaksi, civarındaki başka galaksilerin üzerine kütleçekim uygulamaktadır ve bu da sahip oldukları farklı kütle miktarı sebebiyle galaksilerin kütleçekim etkisini farklı hızlarda hissetmelerine neden olur. Bu nedenle bizden uzaklaşan bir galaksinin ışığının evrenin genişlemesi sonucu kırmızıya kayacağı olgusu sadece genel anlamda doğrudur. Buna ek olarak, diğer galaksilerin etkileşimde olduğu o galaksi üzerindeki kütleçekim etkilerini de hesaba katmak gerekir. Galaksilerin birbirlerine olan izafi hızları sebebiyle astronomlar Hubble sabitini belirlemek için uzak galaksilere olan mesafeleri de ölçmelidir. Bu ise, tahmin edileceği üzere, söylenildiği kadar basit bir mevzu değildir. Peki karanlık enerjinin varlığı evrenin genişleme hızını nasıl etkilemektedir? Bu sorunun cevabı evrenimizin enerji yoğunluğuna bağlı olarak değişmektedir. Enerji yoğunluğu ise evrenimizdeki madde yoğunluğuna bağlıdır. Bunu, Einstein'ın meşhur E=mc2E= mc^2 denkleminden, madde ve enerjinin birbirine denk olduğu ilkesinden zaten biliyoruz. Ayrıca, kuantum alan teorisinden bildiğimiz bir şey daha var ki boş uzay ortamı sürekli ortaya çıkan sanal parçacık çiftleriyle doludur. Bu parçacıklar da adına "vakum enerjisi" ya da "boşluk enerjisi" dediğimiz bir enerjiye sahiptir. Evrenin genişlediği olgusunu düşününce, sürekli boş alanlar ortaya çıkacak, bu boş alanlar da yeni sanal parçacıkları doğuracaktır. Hal böyle olunca zaman içerisinde evrenimizin enerji yoğunluğu artacaktır; bu da onun daha hızlı bir şekilde genişlemesine neden olacaktır. Bir diğer deyişle evrenimiz, üzerinde siyah benekleri olan ve hava verildikçe şişen bir balon gibidir. Balon şiştikçe bu benekler arasındaki mesafe ve dolayısıyla benekler arası boşluk artacak, yani aralara daha fazla sanal parçacık dolması için daha fazla yer açılmış olacaktır. Evrenin artan bir hızla genişlediği bulgusundan sonra araştırmacılar, evrenin ne ölçüde hızlanarak genişlediğini saptamaya çalıştılar. Bunu yapmaktaki amaç, evrenin nasıl başladığını, nasıl değiştiğini ve nihai kaderinin ne olacağını belirlemekti. Sefe yıldızlarından ve diğer astrofiziksel kaynaklardan gelen veriler, 2016 yılı itibarıyla, Hubble sabitinin 73.5 km/sn/Mpc olması gerektiğini söylüyordu. Anadolu Mutfağı'nda sofralar sadece karın doyurmak için kurulmaz... Doğumlar, ölümler, düğünler, bayramlar, uğurlamalar, karşılamalar... Anadolu'da sofralar aileyi, geleneği, seremoniyi ve lezzeti bir araya getirir. Bu topraklarda her yemeğin bir öyküsü vardır hatta kimilerine türküler bile yakılmıştır dilden dile söylenen. Anadolu Mutfağı'nda her lezzetin şifası ayrıdır ve nesilden nesile sağlık sıhhat verdiği bilinir. Ege'nin faydalı otları zeytinyağıyla, İç Anadolu'nun bakliyatı kuzu etiyle buluşur sağlıkla ve afiyetle yenir. Kurulduğu ilk günden bugüne beslenme ve sağlık alanındaki bilgilerin topluma en doğru şekilde ulaşması için çalışmalar yapan Sabri Ülker Vakfı, yayıncılık alanında toplumun her kesimine ulaşmayı hedeflediği değerli eserlere Anadolu Mutfağımızın Lezzetli ve Sağlıklı Reçeteleri'ni ekliyor. Usta yemek yazarı Sahrap Soysal'ın kalemiyle hazırlanan kitap, Anadolu'nun yemek kültürüne derin bir bakışla hazırlandı ve gelecek nesillere miras niteliğinde reçeteler özenle seçildi. 20 ilden seçilen tariflerle derlenen Anadolu Mutfağımızın Lezzetli ve Sağlıklı Reçeteleri'yle lezzet ve sağlık sofralarınızdan eksik olmayacak. Fakat daha sonra Avrupa Uzay Ajansı'na ait Planck uydusundan gelen verilerle başka bir değer elde edildi. Bu uydu, son on yılı, Büyük Patlama'dan arta kalan ve evrenin temel parametreleri hakkında bilgiler içeren kozmik mikrodalga arkaplan ışımasını ölçümleyerek geçirmiş ve 2018 yılında Hubble sabitini 67.4 km/sn/Mpc olarak bulmuştu. Bu, iki deneyin sonuçlarının birbiriyle çelişmesinden ibaret bir mesele değil. Burada tamamıyla farklı bir şey ölçüyoruz. Biri, şu anda gördüğümüz haliyle evrenin ne kadar hızlı genişlediğinin ölçümü; diğeri ise erken dönem evrenin fizik koşullarına dayalı olarak evrenin ne kadar hızlı genişliyor olması gerektiğine dair yapılan bir tahmin. Bu ölçümler birbirinden bağımsız diğer ekiplerce doğrulandı. İki sonuç arasındaki uyuşmazlık, deneylerde kullanılan herhangi bir araç ya da araştırmayı yürüten ekipler sebebiyle değil. ... Bu değerler birbirini tutmuyorsa, bu durum, yüksek ihtimalle, evrenin erken dönemki ve şimdiki halini birbirine bağlayan kozmolojik modelde bir unsuru gözden kaçırıyoruz demektir. Aradaki fark evrenin yaşı ile ilgili farklı sonuçlar ortaya koyabilir: Hubble sabitini 67.4'ten 73.5'e çıkarmak evrenin önceki dönemlerinde, sanılandan daha hızlı genişlediği ve dolayısıyla şu anda kabul gören 13.8 milyar yıl olan yaşından daha genç olduğu anlamına gelecektir. Bu hesaba göre evren 12.7 milyar yaşında olmalı. Bu da sorunlar ortaya çıkarır... Yaşı 12 milyar olan yıldızlar var ve bir yıldızın oluşumu için çok daha uzun sürelere ihtiyaç olduğu düşünüldüğünde sahip olduğumuz kozmolojik modeli değiştirmemiz anlamına gelecektir. Ölçümümüzün sonucu şu ya da bu tarafın haklı olduğunu söylemiyor. Sanılandan daha fazla engelin olduğunu söylüyor. Hubble'ın yayınındaki ilişki; uzaklık ve dikine hız arasındaydı. Fakat uzaklıklar çok büyük olunca, biz artık dikine hız kavramını kullanmayız. Uzaklaşmakta olan bir cisim, tayfında kırmızıya kayma dediğimiz bir olayı bize gösterir. Cismin tayfında gördüğümüz tüm soğurma ve salma çizgileri, tayf üzerinde komple kırmızı yöne doğru kayarlar. Bu kayma miktarı, doğrudan bize cismin uzaklaşma hızını verir. Bu şekilde ifade etmesi daha pratik olduğundan, bugün kırmızıya kayma parametresini kullanmayı tercih ediyoruz. Yukarıdaki şekilde, kırmızıya kayma olayının nasıl tespit edildiğini görüyoruz. Laboratuvarda, bir cismin tayfını aldığımızda, tayf üzerinde ortadaki gibi soğurma çizgileri görünür. Bu çizgiler elementlere özgüdür, yani bir nevi elementlerin parmak izidir. Aynı çizgileri gök cisimlerinde de görürüz ve bu çizgiler daima aynı noktalarda bulunmalıdır. Fakat cismin uzaklaşıp yakınlaşmasına bağlı olarak bu çizgiler kırmızıya ya da maviye doğru kayabilir . Eğer maviye kayma söz konusuysa cisim yakınlaşıyor, kırmızıya kayıyor ise uzaklaşıyordur. Fizikte z parametresini, tayftaki çizginin laboratuvarda gözlenen dalga boyu 0 _0 ve gök cisminde aynı çizginin ölçüldüğü dalga boyu g _g cinsinden aşağıdaki şekilde ifade ederiz. Bu durumda kırmızıya kayan bir cismin dalga boyu büyüyeceğinden g _g, 0 _0'dan daha büyük olur ve zz parametresi pozitif bir değer alır. Eğer gözlenen dalga boyu ile laboratuvar dalga boyu aynı ise, cisim hiçbir kırmızıya kayma göstermiyordur yani z=0z=0'dır. Uzaktaki galaksiler bizden daha hızlı uzaklaştığından bahsettik, bunun evrenin genişlemesinden kaynaklandığından da... Fakat aynı zamanda cisimlerin, evrenin genişlemesinden kaynaklanmayan kendi hızları da vardır. Yani aradaki evren genişlemiyor olsaydı da, bir şekilde bize ya yakınlaşacak ya da uzaklaşacaklardı. Ölçtüğümüz hız, aslında bu iki hızın toplamını barındırır. Doğal olarak hem maviye kayan hem de kırmızıya kayan galaksiler bulunur. Fakat, uzaklık arttıkça, kırmızıya kayma da ciddi oranda artacağı için, cismin kendi hızı artık bunun içerisinde kaybolacak kadar ufak kalır. Dolayısıyla çok uzakta olup da maviye kayan galaksi görmeyiz. Maviye kayanlar, bizim içerisinde bulunduğumuz galaksi kümesi içerisinde, kütle çekimsel olarak bize bağlı galaksilerde görünür. Bunlardan en bilineni, birkaç milyar yıl sonra bize çok yaklaşıp bizimle birleşecek olan Andromeda Galaksisi'dir. Görebileceğiniz gibi, tartışmalar devam etmektedir. Bazı araştırmacılar, uzaktaki nötron yıldızlarının çarpışarak meydana getirdiği uzayzaman dokusundaki dalgalanmaları inceleyen LIGO'nun başka bir veri odağı olabileceğini ifade ediyorlar. Bazıları ise devasa büyüklükteki gök cisimlerinin uzay dokusunu eğerek meydana getirdiği kütleçekim merceklemesine odaklanıyor . Böylelikle, daha uzakta olan oluşumlara bakarak uyuşmazlıkları gidermeyi hedefliyorlar. Belki de Hubble sabiti terimi, "sabit" sözcüğünün anlamı itibarıyla terimi yanlış ifade ediyor. Hubble sabiti günümüzde evrenin herhangi bir lokasyonunda gerçekten aynı değeri alabilir; bu da onun "uzayda" sabit bir değer almasına neden olsa da "zamanda" asla onu sabit kılmaz. Evrende madde olmaya devam ettikçe asla bir sabit olamayacaktır çünkü evrenin artan hacmi, yoğunluğu azaltacaktır. Günümüzdeki değeri bile sabit değilken belki de "Hubble sabiti" yerine "Hubble parametresi" demek daha uygun olacaktır. Anlaşılacağı üzere şu anda hiç kimse Hubble sabitinin uzayda "nerede" veya "hangi zamanda" netlik kazanacağını bilmiyor.


Astronomide belki de 20'den fazla uzaklık ölçüm yöntemi vardır, fakat bunların çoğu benzer mantıktan faydalanır ve çok da uzağı ölçmemize olanak tanımaz. Yöntemlerin birçoğu kendi gökadamız içerisinde sınırlıyken, birçoğu da yerel kümenin dışına çıkamaz. Ancak süpernova, maser gözlemleri gibi ender yöntemler bu sınırları aşabilir. Fakat buna rağmen, bu kadar fazla yöntemin olması önemli bir avantajdır. Bu durum, uzaklık merdiveninin mantığında yatar. Her bir basamak bir yöntem olduğuna göre, farklı yöntemlerle farklı merdivenler kurabilirsiniz. Böylece birinde, öngöremediğiniz bir sistematik hata bulunuyorsa, bu durumdan kurtulmuş olursunuz. Astronomide Uzaklık ÖlçümleriAstronomide uzaklık ölçümü genelde çok basit bir prensibe dayanır: Işığın uzaklaştıkça daha sönük görünmesi. Önünüzde bir fener olduğunu ve belirli bir mesafeden buna baktığınızı düşünün, eğer fenerden uzaklaşırsanız, gördüğünüz parlaklığı da düşecektir, halbuki fenerin kendi parlaklığı değişmemiştir. Eğer fenerin kendi parlaklığını bilirseniz, ne kadar uzaktan size ne kadar parlak görüneceğini de bilebilirsiniz. Astronomik gözlemlerde biz, cismin görünür parlaklığını ölçüyoruz. Eğer o cismin salt parlaklığını bilirsek, cisme olan uzaklığı ölçebiliriz. Lakin bir cismin salt parlaklığını nasıl bilebiliriz? Bir kere bunu bilebilmek için, en azından o cismin uzaklığını bir kere ölçebilmiş olmamız gerekir. Örneğin Tip Ia süpernovalar nerede olurlarsa olsunlar aynı ışıtmaya sahiptir. Eğer bir kere bir Tip Ia süpernovanın uzaklığını ölçebilirsek, evrenin diğer yerinde gözlediğimiz Tip Ia süpernovaların uzaklıklarını, artık onların salt parlaklıklarını bildiğimizden ötürü ölçebiliriz. Uzaklık merdiveni ile ilgili anlaşılması gereken bir diğer önemli nokta, merdivenin ilk basamağının, ikinci basamağın olmasına olanak tanımasıdır. Yani ilk basamak olmadan, ikinci basamağı koyamazsınız. Örneğin, Tip Ia süpernovalar uzaklık belirlemede çok sık kullanılır, çünkü belirli bir salt parlaklıkları vardır ve çok uzaklardan görünebilirler. Böylelikle ışığın ne kadar azalmış olduğundan uzaklığını bulabilirsiniz. Fakat o salt parlaklık değerini bilebilmek için, en az bir kere, bir süpernovanın uzaklığını ölçmüş olmanız gerekir. Bunu da diğer yöntemler sayesinde yapabilirsiniz. Fakat diğer yöntemler yakınlarda çalışıyor, lakin yakınlarda bir Tip Ia süpernova öyle kolay kolay gerçekleşmez, şimdi ne yapacağız? Basamak basamak ilerleyeceğiz. Paralaks yöntemiyle, bir Cepheid yıldızının uzaklığını belirleyerek, Cepheid yıldızlarının periyot-ışıtma ilişkisinden faydalanarak, evrenin herhangi bir yerindeki Cepheid'in uzaklığını ölçebiliriz. Şanslıyız ki Cepheid yıldızları yerel grup içerisinde görülebilecek kadar parlaktır ve Tip Ia süpernova gerçekleşen bir gökadadaki bir Cepheid'i kullanarak, artık o süpernovanın uzaklığını bulabiliriz. Bir Tip Ia süpernovanın uzaklığını ölçerek, salt parlaklıklarını belirlediğimize göre, artık evrenin herhangi bir yerindeki Tip Ia süpernovaların uzaklıklarını bulabiliriz. Böylelikle üç basamaklı bir merdiven oluşturmuş olduk: Paralaks, Cepheid ve Tip Ia süpernova. Eğer herhangi bir yönteminizde bir hata varsa, bu durum bir üst basamakta yaptığınız ölçümlere de yansıyacaktır. Bu yüzden farklı yöntemleri, farklı kombinasyonlar şeklinde kullanarak, farklı uzaklık merdivenleri tanımlanır ki, sistematik hatalardan kurtulabilelim. Ayrıca bu şekilde bir hata tespit edilirse, elimizdeki bir yanlışı da fark edip yeni bir bilimsel keşfin de önünü açmış oluruz. Uzaklık belirlemede en sık kullanılan yöntemler: Paralaks, anakol çakıştırma, RR Lyrae ve Cepheid değişen yıldızları, TRGB yöntemi, Sunyaev-Zel'dovich etkisi, Tully-Fisher ilişkisi, yüzey parlaklık dalgalanmaları, küresel küme ışıtma fonksiyonu, gezegenimsi bulutsu ışıtma fonksiyonu, MASER'lar ve Tip Ia süpernovalardır. Kozmoloji konularını detaylı olarak ele aldığımız başlıklara yazı dizilerimize giderek ya da aşağıdaki bağlantılardan ulaşabilirsiniz.


İzotropiİzotropi kelimesi Latince isos ve tropos kelimelerinden türemiştir. Evrenin izotropik olması, baktığımız her doğrultuda, evrenin aynı olduğunu söyler. Evrenin farklı göründüğü, özel bir doğrultu yoktur. Hangi doğrultuda bakarsak bakalım, aynı türden yapılar ve benzer sayıda gökadaya rastlarız. Aynı zamanda genişlemeyi ifade eden Hubble sabiti de her doğrultuda aynıdır. Yani evrenin herhangi bir yönüne baktığımızda, aynı oranda genişleme görürüz. HomojenlikHomojen kelimesi, Latince homos genos kelimelerinden türemiştir. Evrenin homojen olması, evrenin her yerde aynı olduğu anlamına gelir. Evrenin hangi noktasında bulunursanız bulunun, göreceğiniz şey aynıdır. Burada gördüklerimiz ile, gözlemediğimiz bir kaynaktayken gözlemleyeceklerimiz tamamen aynıdır. Kozmolojik İlke Üzerine YorumlarAkla gelmesi gereken ilk soru, bunun ne kadarlık bir ölçekte sağlandığıdır. Çünkü ben etrafıma baktığımda, odanın ne izotropik ne de homojen olduğunu görüyorum. Üstelik bunun benim dağınıklığımla pek bir alakası da yok! Güneş Sistemi boyutunda bakacak olsak bile, bir yerde bir gezegene rastlarken, öbür yönde devasa bir boşluk, başka bir yerde de Güneş'i göreceğiz. Bunların da dışına çıkıp gökada ölçeğinde baksak dahi, Samanyolu'nun etrafının boş olduğunu göreceğiz. Bunlar kulağa pek homojen ve izotropik gelmemektedir. Bu yüzden, devasa bir evrende, küçük ölçeklerle ilgilenmeyiz. Eğer pürüzsüz bir kumaşı alıp, mikroskop altında inceleyecek olursak, bazı yerlerin daha sık, bazı yerlerin ise daha gevşek, hatta belki de boşluklar barındırdığını görürüz. Fakat kumaşa büyük ölçekte baktığınızda pürüzsüzdür. Evreni de aynı şekilde inceleriz. Evren, büyük ölçeklerde baktığımızda homojen ve izotropiktir. Buradaki büyük ölçek, 100 Mpc'den (326 milyon ışık yılından) daha büyük ölçekleri kapsamaktadır. Bu ölçek boyutunda baktığınızda, evren gerçekten de pürüzsüz görünmektedir. Kozmoloji konularını detaylı olarak ele aldığımız başlıklara yazı dizilerimize giderek ya da aşağıdaki bağlantılardan ulaşabilirsiniz.


Bu sefer bir değişiklik yapıp, durumu bu yazıda anlatmıyoruz. Çünkü bu konuda gözlemsel kozmolojiye giriş kitabı tadında bir diploma çalışması yaptık ve bunu artık sizlerle paylaşıyoruz. İşin içerisinde merakınızı bolca giderebileceğiniz kadar detay var. Aynı zamanda içinde yer alan konuların çoğu hakkındaki bilgiye de kozmoloji yazı dizimizden ulaşabilirsiniz. Burada kısaca, çalışmamızda değindiğimiz konulardan bahsedeceğim. Dilerseniz bir satır aşağıdaki bağlantıdan, doğrudan çalışmanın PDF haline ulaşarak okumaya başlayabilirsiniz. Kozmolojik ParametrelerAslında tanımlanmış bir hayli fazla kozmolojik parametre bulunuyor. Fakat biz yalnızca; Hubble sabiti, evrenin yaşı, evrenin yoğunluğu ve kozmik mikrodalga arkaplan ışımasına değindik. Konuların her biri birbirinden bağımsız olarak ele alınabilecek nitelikteler. Fakat yine de en baştan sona doğru okumanız, daha rahat anlamanızı sağlayacaktır. Aşağıda konu başlıklarını listeliyorum ki, özellikle bu konularda detay arıyorsanız, buradan bakıp, ilgili bölüme ulaşabilmeniz kolay olsun. - Uzaklık merdiveni - Çeşitli uzaklık belirleme yöntemleri - Kinematik yöntemler - Değişen yıldızlar - Tip Ia süpernovalar - Tully-Fisher ilişkisi ve temel düzlem - Hubble sabiti - Cepheid değişenleri ile Hubble sabitinin belirlenmesi - TRGB yöntemi ile Hubble sabitinin belirlenmesi - Tip Ia süpernovalar ile Hubble sabitinin belirlenmesi - Sunyaev-Zel'dovich etkisi ile Hubble sabitinin belirlenmesi - Carnegie-Chicago Hubble Program ve çeşitli ölçümlerin birbiri ile kıyaslaması, olası çelişkilerin tespiti - Evrenin yoğunluğu - Friedmann denklemleri - Yoğunluk parametreleri - Galaksilerin dönme eğrileri - Çekimsel merceklenme - Kozmolojik sabit ve karanlık enerji - Evrenin yaşı - Küresel kümeler kullanılarak yaş tayini - Nükleokozmokronoloji - Kozmik mikrodalga arkaplan ışıması - Sayı yoğunluğu ve baryon-foton oranı - CMB kuvvet tayfı Kozmoloji konularını detaylı olarak ele aldığımız başlıklara yazı dizilerimize giderek ya da aşağıdaki bağlantılardan ulaşabilirsiniz.