Bir gaz kütlesinin çökmesi için yeterli koşul sınırını veren kriterlere,Jeans kriterleridiyoruz. Hidrostatik dengenin yokluğu, iki temel durumla açıklanabilir: Ya madde, kendi kütle çekimi üzerine çökmektedir ya da dağılmaktadır. Yıldız oluşumu sırasında, gaz kütlesi, kendi kütle çekimi altında çökmeye başlar. Bu çökmeye, içeride ısınan gazın oluşturduğu basınç karşı koyar. Kütle çöktükçe, basınç da artacağından bir noktada dengeye gelinir. Bu dengeye, hidrostatik denge denildiğini biliyoruz. Tüm bu sınırlamaları bildiğimize göre, başlangıç koşulları belirlenen bir gaz kütlesinin, çöküp çökmeyeceğini de belirleyebiliriz. Jeans kriterlerini üç ayrı şekilde yazabiliriz: Jeans kütlesi, Jeans yarıçapı ve Jeans yoğunluğu. Virial teoreminden bildiğimiz üzere, hidrostatik dengedeki bir ortam için - =2U'dur. Fakat dengenin olmadığı, çökmenin gerçekleştiği durumları arıyorsak,- >2U durumunu araştırmalıyız. yani kütle çekimsel potansiyel enerji, termal enerji U'dan yeterince büyük olmalı ki sistem çökmeye başlayabilsin . Kütle çekimsel potansiyel enerji aşağıdaki şekilde verilir. olarak verilir. Böylelikle bu iki ifadeyi, kütle çekimsel potansiyel enerjinin, termal enerjiden fazla olduğu koşulunda yerine yazacak olursak, aşağıdaki eşitsizliği elde ederiz. 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. olarak yazılabilir. Eğer bu ifadeyi yerine koyacak olursak, İfadeyi düzenlemek için M ifadesini kökün içerisinden çıkarıp, kalanları karşı tarafa attığımızda, Eşitliğin bir tarafında kütle M ifadesini yalnız bırakalım. İfadenin üslerini düzenleyerek, kütle için sade bir hale getirirsek, Böylelikle bulutsunun çökmesi için gerekli minimum kütle değeri olan Mj elde edilmiş olur. (3) numaralı denkleme geri dönelim ve bu kez ifadeyi R cinsinden düzenleyelim. olduğuna göre, bu ifadeyi yerine yazacak olursak, elde ederiz. Bu ifadede üsleri açıp, R ifadelerini sadeleştirdiğimizde denklem, haline gelir. Eğer burada R2'yi yalnız bırakır ve her iki tarafın karekökünü alırsak, aradığımız R ifadesine ulaşırız. Böylelikle bulutsunun çökmesi için gerekli minimum yarıçap olan Rj bulunmuş olur. Jeans yoğunluğunu M'ye bağlı olarak yazmak için, (5) numaralı denkleme geri dönelim. Eğer her iki tarafın karesini alarak;M2 ile 'nun yerini değiştirelim. Kırmızı, kıpkırmızı olmayı sever! Elmalar. Oyuncak arabalar. İtfaiye aracı... Ona göre en iyi şeyler kırmızıdır! Sarı, Kırmızı'nın güllerine hayran olduğunu söyler ancak Kırmızı, sadece işiyle meşgul olmak ister. Sarı'ya işine bakmasını söyler. Sarı ile Mavi; kurbağalar, yoncalar ve tırtıllar yapmakla meşgulken Kırmızı dışlandığını düşünür. Ancak yanıldığının çok sonra farkına varacaktır çünkü renkler işbirliği içindeyken olasılıklar sonsuzdur! Amerikan Psikoloji Derneği tarafından hazırlanan bu kitap, çocukların sağlıklı bir özsaygı geliştirmesine yardımcı oluyor. Yazarın ebeveynler için hazırladığı notları, empati ve işbirliğini teşvik etme hakkında daha fazla bilgi veriyor. Böylelikle bulutsunun çökmesi için gerekli minimum yoğunluk değeri olan j elde edilir.


Yıldızlar enerjilerinin büyük bir kısmını fotonlar aracılığıyla dışarıya salarlar. Fakat yıldız da bir madde olduğundan belirli bir geçirgenliğe sahiptir. Opaklık olarak ifade ettiğimiz bu kavram, yıldızın belirli bir katmanında ne kadar enerjinin soğurulduğunu ifade etmek için kullanılır. Yıldızın farklı katmanları, sahip olduğu farklı parametrelerden ötürü farklı geçirgenliklere sahiptir. Dolayısıyla enerji akışı, yıldızın bu parametrelerine bağlı olarak farklı katmanlarda farklı şekillerdedir. Bazı titreşim yapan yıldızlar, Eddington tarafından valf mekanizması olarak adlandırılan bir hareket gerçekleştirir. Bugün biz bu mekanizmaya, buna sebep olan temel etken olan opaklıktan ötürü kappa mekanizması diyoruz. Tıpkı bir araba motorundaki valfin yaptığı gibi, içeriye enerjinin dolması, birden ateşlenerek boşalması ve tekrar dolarak bu sürecin bir çevrim halinde gerçekleşmesi üzerine kuruludur. Yalnızca yıldızda bu değişim Kappa'nın artıp azalmasıyla çalışır. Kappa, maddenin ışınıma karşı direnci olarak ifade edilebilir ve sıcaklıkla ters ilişkilidir. Sıcaklık ne kadar fazla olursa Kappa o kadar az olur. Böylece enerji kolaylıkla dışarıya akabilir. Bunun sebebi mikroskobik boyutta gerçekleşen iyonlaşmadan kaynaklanır. Sıcaklık arttıkça iyonlaşma arttığından, iyonların boyutları küçülür. Böylece ışınım daha kolay ilerler, yani opaklık azalır. Sıcaklık artarken opaklığın artmasına sebep olan durum ise mikroskobik ölçekte gerçekleşir. Eğer sıcaklığın artmasıyla iyonlaşma yerine uyartılma daha baskınsa, bu kez iyonların boyutları küçülmek yerine daha da büyüyecektir. Dolayısıyla ışınım daha zor bir şekilde ilerleyecek yani opaklık artacaktır. Ta ki sıcaklığın daha da artıp uyartılan bu iyonları iyonlaştırıp boyutlarını küçültene kadar.


Bazı kırmızı dev yıldızlarda karbon çizgileri daha fazla görünür. Bu yıldızlara bu nedenden ötürü karbon yıldızları adı verilmiştir. Yıldızın yaşamının temeli olan nükleer tepkimelerden bazıları diğerlerine oranla daha yavaş gerçekleşir. Hidrojenden helyuma, helyumdan karbona, karbondan azota, azottan oksijene... Şeklinde ilerleyen tepkime zincirinin her basamağı, elbette farklı koşulların da etkisiyle, farklı hızlarda gerçekleşeceği için bu durum bir takım sonuçlar doğurur. CNO çevriminde azot bir proton ile etkileşime girerek oksijen ve gama ışıması ortaya çıkarır. Fakat bu etkileşim oldukça yavaş gerçekleştiğinden bir süre sonra karbon harcandığında ortamda fazlaca azot birikmiş olur. Çünkü azotun oksijene geçişi bu tepkimeden yaklaşık 100 kat daha yavaştır. Bu demektir ki, normal bir durumda çekirdekteki azot bolluğu, karbon bolluğundan 100 kat daha fazla olmalıdır. Fakat ilginç bir şekilde bazı kırmızı dev yıldızlarda karbon çizgileri daha fazla görünür: karbon yıldızları. Neden karbon gördüğümüzün sebebi ise yıldızın evriminin hangi safhasında olduğunda saklı. Bunu daha anlamak için hangi koşullarda karbon gördüğümüzü bilmemiz gerekiyor. Eğer yıldızın atmosferindeki oksijen miktarı karbondan fazla ise, bu soğuk yıldızların dış katmanında oksijen karbon ile birleşerek karbonmonoksit oluştururken geriye kalan oksijenler, oksijen çizgisinin görünmesine sebep olur. Eğer karbon fazla ise bu durumda yine karbonmonoksit oluşur, fakat yanında karbon çizgileri de gözlenir. Yani karbon görmemizi sağlayan şey, karbonun oksijenden fazla olması gereksinimine dayanır . İlk başta bahsettiğimiz gibi azotun oksijene dönüşmesi yavaş bir süreçtir. Bu sebeple anakol yıldızlarının çekirdeklerinde azot bolluğu karbon bolluğundan yaklaşık 100 kat daha fazladır. Yıldız anakol evresini terk edip bir kırmızı dev yıldıza dönüşmeye başladığı zaman ise, dış katmanlarda karbon ve azot bolluğu başlangıç seviyelerindedir. Yıldız kırmızı devler bölgesine yaklaşırken, dış kısımlarında büyüyen konvektif zarf sıcak derin katmanlara kadar ilerleyerek karbon ile hidrojenin karışıp azota dönüşmesine sebep olur. Bu sebeple kırmızı devler bölgesindeki yıldızlarda karbon çizgisi görünmez. Kırmızı devler bölgesine ilk kez gelen bir yıldızda helyum yakmanın kararsız olması, helyum yakan kabuk ile hidrojen yakan kabuk arasında geçici bir konvektif hareket oluşmasına sebep olur. Yani burada geçici olarak bir karışma gerçekleşir. Bu işlem sonucunda merkezde bulunan karbon konveksiyon aracılığıyla yüzeye taşınır. Bu işlem tırmıklama olarak adlandırılır. Böylelikle karbon yüzeye taşınarak karbon çizgilerinin görünmesine sebep olur. Fakat bu işlem tekrar tekrar gerçekleştikçe karbon zamanla azota dönüşerek kaybolur. Bu sebeple karbon yıldızları kırmızı devler bölgesine ilk kez gelen yıldızlardır. Zamanla bu özelliklerini kaybederler. Baryum yıldızları ise yavaş nötron tepkimeleri sırasında üretilen baryum gibi elementlerin bolluğunu gösteren yıldızlardır. Baryum yıldızlarının çift yıldız sistemlerinin madde aktarımı sonucunda olabileceği düşünülmektedir.


Lüminozite kabaca, gök cisminden birim zamanda saçılan enerjinin bir ölçütüdür. Elbette bir cismin ışıtması, aynı zamanda onun parlaklığı ile de doğrudan ilişkilidir. Gök cisimleri, gerek termal süreçlerle gerekse termal olmayan süreçlerle bir ışınım üretirler. Şüphesiz ki onları bu sayede görebiliyoruz. Bu sebeple en büyük ölçüm olanağımız onlardan gelen ışığı incelemek olduğu için, gelen ışık üzerinde çeşitli hesaplamalar yapmamız gerekir. Görünür parlaklık, ölçebildiğimiz bir nicelik olduğundan ve uzaklıkla azaldığından dolayı, cismin uzaklığının bilinmesi durumunda salt parlaklığa ulaşabiliriz. Böylelikle cismin lüminozitesi hakkında da bilgi edinmiş, dolayısıyla ona bu ışıtmayı veren fiziksel arkaplan hakkında da bilgi edinmiş oluruz. Kara cisim üzerine Stefan-Boltzmann eşitliği uygulanırsa, bir kara cismin yaptığı ışıtma bulunur. Bu cisim kusursuz bir biçimde opak ve hiçbir şeyi yansıtmayan bir cisimdir . Böylelikle lüminozite aşağıdaki şekilde ifade edilir. Burada Stefan-Boltzmann sabiti, A alan, T ise Kelvin cinsinden sıcaklıktır. 'nın değeri ise 5.67x10-8 W.m-2 K-4'tür. olarak ifade edilir. Burada A, aydınlatılan yüzeyin alanıdır. Bir kürenin yüzey alanı A=4 R2 olduğuna göre, yıldızlar için ışıtmayı aşağıdaki şekilde ifade edebiliriz. Burada R yıldızın yarıçapı, T ise yüzey sıcaklığıdır . Güneş ile diğer cisimler arasında bir ilişki yakalamak için, Güneş cinsinden orantı kurabiliriz. Bu durumda sabitler birbirini yok eder ve ifade aşağıdaki hali alır. Ayrıca anakol yıldızları için kütle ile ışıtma arasında da aşağıdaki gibi bir bağlantı bulunur. Burada sembolü, Güneş'i ifade etmek için kullanılır. Bu alt indise sahip değerler, Güneş'in ilgili değerleridir. Güneş'in ışıtması 3.846 x 1026 W'dır. 1 Watt birimin 107 erg s-1 biriminde olduğunu hatırlayın. Yani bir başka deyişle Güneş'in ışıtması 3.846 x 1033 erg s-1'dir.


Radyatif sürüklenme bazı spesifik yıldızların karakteristiğini belirleyen bir mekanizmadır. Yıldızları tanımlarken bazı özelliklerine göre onları sınıflara ayırırız. Özellikle gösterdikleri tayf çizgilerine göre onları birer tayf sınıfına koyuyoruz. Dolayısıyla her tayf sınıfının kendine özgü tayfsal özellikleri bulunuyor. Bir yıldıza baktığımızda, onun hangi çizgileri gösterdiğinden yola çıkarak onun hangi tayf türünden olduğunu söyleyebiliyoruz. Fakat bu durumun da istisnaları var, çünkü doğa bolca parametre ve olasılık barındırır. Bunlar da bize bazen istisnalar olarak geri döner. Eğer ki yıldızda konveksiyon hareketi yoksa, dönme çok yavaşsa ve ışıtma çok düşükse beklenen şey ağır elementlerin yıldızın içerisine doğru kütle çekimsel olarak çökmesidir. Bunu altı yeni kapatılmış bir çorbanın üzerine serptiğiniz biber parçaları gibi düşünebilirsiniz. Beklenen şey biber parçalarının daha ağır oldukları için dibe çökmeleridir. Fakat karıştırırsanız biber parçaları her yere dağılabilir ya da çorba kaynıyorsa biberler yüzeye çıkarılabilir. Aslında gerçekleşen olay da tam olarak budur . Özellikle sıcak yıldızlarda, ışıma basıncı çok fazla olduğundan bazı elementler yüzeye doğru itilir. Esasında ışıma yıldızın içerisinde her yöne doğrudur, yani aynı elementleri içeriye doğru da itilmesi gerekir. Fakat net akış yönü, yıldızın içerisinden dışarıya doğru olduğundan bu elementler yıldızın yüzeyine sürüklenir. Bunun sonucunda aslında orada olmaması gereken bu elementlerin çizgilerini görürüz. Burada hangi elementlerin yüzeye daha çok taşınacağını belirleyen esas unsur, atomların ya da iyonların kesit alanlarının büyüklüğüdür. Kesit alanı ne kadar büyük olursa yüksek enerjili fotonların bu atom veya iyonlara çarparak onları itme olasılığı da o kadar artar. Tıpkı bir futbol sahasına dağılmış 1000 adet misketi bir misketle vurmak yerine, 1000 adet futbol topunu bir misketle vurmak gibi... Ağır elementlerin kesit alanları daha büyük olduğu için, fotonların onlara çarpma olasılığı da çok daha yüksektir. Fotonlar bu atom veya iyonlara çarptıkça, sahip oldukları momentumun bir kısmını aktarırlar. Yani bir nevi onları iterler. Dolayısıyla bazı elementler, normalde kütle çekim nedeniyle yıldızın derinliklerine çökmesi gerekirken, ışıma sayesinde yüzeye sürüklenir. Bu işleme radyatif sürüklenme denir.


Virial teoremi; kendi kütle çekimi altında çökerek, homojen kütle dağılımına sahip küresel bir yapı şeklinde dengeye gelmiş bir cismin, toplam kinetik enerjisinin, kütle çekimsel enerjisinin yarısına eşit olacağını ifade eder. Daha basit bir ifadeyle; hidrostatik dengedeki bir yıldızın, kütle çekimsel enerjisinin yarısı, gazı ısıtmak üzere termal enerji olarak harcanır. U termal enerji, kütle çekimsel potansiyel enerji olmak üzere, aşağıdaki şekilde ifade edilebilir. Hidrostatik denge durumundaki bir yıldız için, elde edilir. Birim kütle elemanı dM, birim alan ile yoğunluğun çarpımı olarak ifade edilebildiğinden, 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. olduğuna göre, (4) numaralı denklem, (3) numaralı denklemde solundaki ifade yerine; (5) numaralı denklem ise (3) numaralı denklemde sağdaki ifade yerine yazılırsa, (3) numaralı denklem aşağıdaki şekle gelir. Eğer yıldızın kütlesi boyunca integral alırsak, kütle çekimsel potansiyel, Gazlarda basınç için bildiğimiz PV=NkT ifadesini, cinsinden, P=2 /3 olarak yazabiliriz. Bu durumda (9) numaralı ifade aşağıdaki şekilde yazılabilir. Bu ifadedeki integral kısmı yıldızın toplam termal enerjisi Uyu ifade eder. Böylelikle,


- Sıcaklık arttıkça her dalga boyunda yapılan ışıma artar. - Sıcaklık arttıkça kısa dalga boylu bölgede yapılan ışıma, uzun dalga boylu bölgedekine göre daha çok artar. Kara cisim ışımasının doğasından dolayı aşağıdaki grafikte de görüleceği üzere yalnızca bir maksimum noktası vardır. Görüldüğü üzere sıcaklığı dalga fazla olan cisim, soğuk olana göre her dalga boyunda daha fazla ışıma yapmaktadır. Fakat yüksek enerjili bölgede yaptığı ışıma daha da fazla artar. Bu nedenle maksimum noktası sıcaklığın artmasıyla birlikte yüksek enerjili bölgeye doğru kayar. Bu kayma lineerdir ve Wien yasası olarak adlandırılır. Bu eşitlik, sıcaklık TT ile dalga boyu arasında ters orantılı doğrusal bir ilişki olduğunu söyler. Bu iki sayının çarpımı, daima bir sabite eşit olmalıdır. Tıpkı frekans ile dalga boyu arasındaki ilişkinin, ışık hızının sabitliğine dayanması gibi . Eğer TT yerine, cismin yüzey sıcaklığını yazacak olursak, cismin yüzeyinden yapılan ışımanın en çok hangi dalga boyunda gerçekleştiğini bulabiliriz. Fakat hiçbir cisim, tam olarak kara cisim olmadığından ötürü, farklılıklar olabileceğini unutmamak gerek. Güneş'in yüzey sıcaklığı olan yaklaşık 5780 K değeri için, max=500nm _max = 500 nm olmaktadır. Buradaki animasyonda, sıcaklığa bağlı olarak kara cisim ışımasının nasıl değiştiğini ve Wien yasası sayesinde maksimum yapan dalga boyunun ne olduğunu bulabilirsiniz.


Evrende bildiğimiz her şey, bir şekilde dönme hareketi yapmaktadır. Şu zamana kadar bulduğumuz tüm yıldızların dönmesi gerektiğini biliyoruz. Bunun yanında yıldızlarda dönme, onlar hakkında edindiğimiz bilgilerde büyük bir öneme sahiptir. Hatta öyle ki, eğer bir gün dönmeyen bir yıldız bulacak olsaydık bunu özel yapan mekanizmayı açıklamak durumunda kalırdık. Fakat bu pek olası görünmemektedir. Dönme hareketi evrenin her yerinde gördüğümüz, dolayısıyla tüm yapılar üzerinde çok önemli etkileri olan fakat popüler astronomide pek de anılmayan bir konudur. Bir yıldızın, yıldız olarak kalabilmesini sağlayan kütle çekim kuvveti ile basınç kuvveti arasındaki dengeyi sağlayan hidrostatik denge ne kadar önemliyse, dönme de o kadar önemlidir. Çünkü kendisi de yıldız üzerinde başlı başına bir etkiye sahiptir. Eğer bir ipin ucuna bir top bağlayıp bu ipi çevirirsek, hızlandıkça ipin dışarıya doğru daha çok savrulduğunu fark ederiz. Yıldızlarda da dönme mekanizması benzeri sonuçlara yol açar, aynı şekilde gezegenlerde de bu durum böyledir. Dünya'nın şeklini tanımlarken ekvatorlardan şişik, kutuplardan basık dememizin sebebi, dönmesinin sebep olduğu merkezkaç etkisinin gezegeni ekvatorlardan dışarı doğru savurarak genişletmiş olmasından kaynaklanır. Bunun bir yalancı kuvvet tanımı olduğuna ve olayı sezgisel olarak vurguladığına dikkat edin. Hidrostatik dengedeki bir yıldız içeriye çökmek isteyen kütle çekim kuvvetine karşılık, kütle çekimin içeride sıkıştırdığı gazın oluşturduğu bir basınç kuvvetine sahiptir. Buna aynı zamanda radyasyon basıncı da katkıda bulunur, fakat her yıldızda radyasyon basıncı çok büyük bir etkiye sahip değildir. Farz edelim ki hidrostatik dengede, fakat dönmeyen bir yıldızımız var. Bu durumda yıldızımız ne içine çöküyor ne de dışarıya doğru dağılmaktadır. Eğer biz bu yıldızı belirli bir hızda döndürmeye başlarsak, bu iki kuvvetin yanına haricen bir kuvvet daha eklemiş oluruz. Dolayısıyla yıldızın dengesi bir miktar bozulur. Aşağıda verilen ifadelerden de görüleceği üzere, yıldızın hızlı dönmesi yıldızın muazzam kütle çekimine karşı bir kuvvet oluşturur. Yıldızın içini kütle çekimin bu devasa basıncından kurtaran dönme, merkezdeki nükleer tepkimelerin olasılığını düşürür. Dolayısıyla yıldız yakıtını daha yavaş harcamaya başlar. Bir başka deyişle, yıldız daha küçük kütleli bir yıldız gibi davranmaya başlar. Olması gerektiğinden daha uzun yaşar. Normal koşullarda aynı kütleye ve içeriğe sahip yıldızlar aynı kaderi paylaşırlar. Fakat birisi daha hızlı dönüyorsa, bu yıldızın ömrü daha uzun olur. Eğer yıldız çok hızlı dönerse, artık oldukça basık bir şekil alır ve hatta dağılabilir. Elbette bu pek de beklendik bir senaryo değildir, çünkü onun o kadar hızla dönmesini gerektiren harici bir mekanizmanın varlığı beklenir. Normal bir oluşum mekanizmasında yıldızın kazandığı hız, onu dağıtacak kadar fazla değildir. Keza dönmenin yıldız üzerindeki etkisi; kütle çekim, basınç ve dönme hızı arasındaki oranlarla doğrudan ilişkili olacaktır. Yani bütün yıldızlar için şu hızda şöyle olur demek mümkün değildir. 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. Böylece basit bir çıkarımla, yavaş dönen küçük kütleli bir yıldızın, ondan daha büyük kütleye sahip fakat çok daha hızlı dönen bir yıldızla benzeri bir yaşam süresi geçireceğini söyleyebiliriz.


Yıldızlar herhangi bir kütle değerine sahip olamazlar. Bu nedenle yıldızlarda minimum ve maksimum kütle sınırları bulunmaktadır. Çoğunlukla bir yıldız olabilmek için gerekli minimum kütlenin var olması gerektiği bilinir. Çünkü kütle yetersizce kahverengi cüce veya gezegen hatta daha küçük gök cisimleri oluşmaktadır. Fakat aynı zamanda yıldızlarda maksimum kütle limiti de vardır. Yıldızların yaşantısını, en temelde onların kütlelerinin belirlediğini biliyoruz. Kütle ne kadar fazla ise o kadar kısa bir ömür, kütle ne kadar az ise o kadar uzun bir ömür sürerler. Elbette bu durum, yakıtlarını ne kadar hızlı yaktıklarıyla alakalıdır ve bu da kütleyle doğrudan bağlantılıdır. Dolayısıyla yakıtı yakamayacak kadar az kütleye sahipse yıldız olamaz, çok fazla kütleye sahipse de şartlar biraz fazla ekstrem bir hal alır ve stabil bir yıldız olarak kalması zorlaşır. Yıldız olmanın temel koşulu olan çekirdekte bir nükleer füzyonun başlaması, belirli bir kütle değerinin üzerinde mümkündür. Temelde hidrostatik denge denkleminden yola çıkarak elde ettiğimiz Virial teoremi, bize kütle çekim ile termal enerji arasındaki bağlantıyı verir. Virial teoreminin söylediği üzere, kütle çekimsel potansiyel enerjinin yarısı içerideki gazı ısıtmak üzere termal enerjiye dönüşür. Nükleer füzyon tepkimelerinin başlaması belirli bir sıcaklık değeri gerektirdiğinden, buradan açıkça görüyoruz ki nükleer füzyonu başlatmak için gerekli bir minimum kütle değeri vardır. Çünkü yıldızın ne kadar çökeceğini, dolayısıyla merkezinin ne kadar sıcak olacağını, onun başlangıç kütlesi belirler. Nükleer tepkimeler sıcaklığa aşırı duyarlı olduğundan bizim belirlediğimiz bu minimum kütle değeri esasında bir kabule dayanır. Yıldız olarak kabul etmediğimiz kahverengi cüceler de merkezlerinde bir takım nükleer tepkimeler gerçekleştirebilir. Fakat kahverengi cücelerde nükleer tepkimelerin gerçekleşme olasılığı oldukça düşüktür, deyim yerindeyse cayır cayır yanmamaktadırlar. Bu sebeple minimum kütle değerinin hemen altında kahverengi cüceler yer alır. Hidrostatik dengedeki bir yıldızda kütle çekim kuvveti ile basınç kuvveti birbirini dengelemiş durumdadır. Bu denge denkleminden görüyoruz ki, kütle ne kadar fazla ise basınç kuvveti de o kadar fazla olacaktır. Burada basınç kuvveti olarak ifade ettiğimiz kuvvet, temelde gaz ve ışıma basıncının toplamı olarak ifade edilir. Gaz basıncı ve ışıma basıncı doğrudan sıcaklık ile ilişkilidir, fakat nükleer tepkimeler sıcaklığa daha duyarlı olduğundan ışıma basıncı sıcaklığa daha da duyarlıdır. Ayrıca kütle arttıkça, kütlenin daha büyük bir bölümü çekirdekte toplanacağından, tepkime olasılığı daha yüksektir. Pgaz T ve Pışıma T4. Yani sıcaklık 2 katına çıktığında gaz basıncı da 2 katına çıkar, fakat ışıma basıncı 16 katına çıkar. Dolayısıyla kütlenin fazla olması sıcaklığı artıracak, bu da basıncın artmasına ve kütle çekimine karşı koymasına sebep olacaktır. Ne kadar fazla kütle eklenirse, ışıma basıncı da ona karşı ciddi miktarda artacağından, yıldız dışarıya doğru, içten gelen, daha büyük bir kuvvet uygulamaya başlar. Kütle çekime zıt yönlü ve daha büyük bir basınç kuvveti oluşması, yıldızı dağılma durumuyla yüz yüze getirir. Dolayısıyla yıldızın varlığını sürdürebilmesi için bir maksimum kütle değeri bulunmalıdır. 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. Bir yıldız için minimum kütle değeri, en düşük sıcaklıkta gerçekleşen nükleer füzyon tepkimesi olan hidrojenin yanmasının sürdürülebilir olmadığı kütle limitidir. Küçük ve soğuk gaz küreleri için toplam basınç, yukarıdaki şekilde üç ayrı basıncın toplamı olarak ifade edilir.


Yıldız kayması, atmosfere giren bir göktaşının gökyüzü boyunca bıraktığı ısı ve ışık saçan izidir; dolayısıyla gerçek anlamıyla bir "yıldızın kayması" ile hiçbir alakası yoktur. Atmosfere giren meteoroid, mikrometeoroid, kuyruklu yıldız veya asteroid gibi göktaşları, atmosferimizdeki hava moleküllerine çarpmaları sonucunda sürtünme kuvveti nedeniyle çok yüksek sıcaklıklara ulaşırlar ve etrafa ısı ve ışık saçmaya başlarlar. Bir yandan da çok hızlı bir şekilde hareket ettikleri için, gökyüzünde ince uzun bir çizgi olarak görünürler. Geceleyin gökyüzünde gördüğümüz yıldızların tamamı, bizim de içerisinde bulunduğumuz Samanyolu Galaksisi içerisinde yer alır. Yıldızların parlaklıkları, onların ne tür bir yıldız olduklarına göre değişiklik gösterir. Üstelik ne kadar uzakta olurlarsa, o kadar sönük görünürler. Fakat ne kadar yakın olurlarsa olsunlar, aradaki mesafeler hala o kadar astronomiktir ki, o yıldızların içlerinde bulundukları uzayda bir hareketleri olsa dahi, biz insan ömrü boyunca bu hareketi görmekte zorlanırız. Tıpkı, ufukta hızla ilerleyen bir geminin o hızlı, denizi yaran hareketini hiç fark edemeyişimiz gibi. Yani yıldızların kendi hareketlerini, gökyüzünde bırakın bir gecede görebilmeyi, on yıllar içerisinde bile görmek pek kolay değildir. Fakat kuşkusuz 10,000 yıl mertebesinde gökyüzündeki bazı yıldızların da konumu zamanla değişir. Yıldız kayması dediğimiz gök taşı yağmuruna neden olan taşlar çok yüksek hızlarda hareket ettiklerinden, genellikle göz açıp kapayıncaya kadar kaybolurlar. Nispeten büyük olanları ise birkaç saniye görebilmek mümkündür. Parlamalarının sebebi ise çok yüksek hızlar sebebiyle atmosferdeki sürtünmeden dolayı yanmalarıdır. Biçimleri de aerodinamik olmadığından bu yanma olayı kaçınılmazdır. Bu yüzden yıldız kayması tabiri bilimsel bir tabir değildir ve yanlıştır. Yıldız kaymasına dair tek benzerlik, bunların genellikle yıldız gibi sönük olup, kayan bir yıldızmış edası vermesidir. Gözlenen olay aslında gök taşının atmosfere girerek yanmasıdır. Bazen gök taşları bu sırada parçalandıkları için, arkalarında bıraktıkları kuyrukları, kısa bir süreliğine görünür olarak kalabilir. Genellikle bu tür büyük, tabiri caizse yaldır yaldır ilerleyen parlak gök taşları için ateş topu tabiri kullanılır. Üstelik, içerdikleri elementlere göre renkleri dahi değişim gösterebilir. Yılın belirli dönemlerinde, Dünya'nın yörüngesinin bir kuyruklu yıldızın yörüngesi ile çakışması sonucu, kuyruklu yıldızın ardında bıraktığı gök taşı kalıntıları arasından geçeriz. Bu kalıntıların arasına dalan Dünya, yoğun bir gök taşı bombardımanı altında kalır. Yılın belirli dönemlerinde gerçekleşen bu olaya, gök taşı yağmuru diyoruz. Yörünge hareketi sebebiyle bir taş bulutunun içerisine daldığımızdan dolayı, yıldız kayması olarak adlandırdığımız gök taşı yağmuru gökyüzünün spesifik bir noktasından gerçekleşir. Bir bölgeden dışarıya doğru saçılan gök taşları izlersiniz. Bu bölge, gökyüzünde hangi takım yıldıza denk geliyorsa, gök taşı yağmuruna o ad verilir. Bunlardan en bilineni, kuzey yarı kürede yaz aylarına da denk gelmesi sebebiyle rahatlıkla gözlemi yapılan, Perseid gök taşı yağmurudur. Perseid adı, üstteki görselden de göreceğiz üzere Perseus takım yıldızı bölgesinden doğru dışarıya saçılmasından kaynaklıdır. Perseid gök taşı yağmurunu izlemek için illa ki gökyüzünün o bölgesine bakmanız gerekmez. Çoğunlukla oldukça geniş bir alana yayılırlar. Fakat daima o yönü işaret ederler. Lakin bu, o gün göreceğiniz tüm gök taşlarının oradan olacağı anlamına gelmez. En nihayetinde bir gök taşı yağmuru var diye, diğer taşlar sıra beklemiyor! 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. Bazı yıldız kayması olayları , diğerlerine göre çok daha gösterişli olur. Bunlar nispeten büyük taşlardır ve kuvvetli bir parlamaya neden olur. Küçük olanlara göre genellikle daha uzun gözlenebilirler. Bir alev topu gibi ilerleyenleri bu durumdan ötürü alev topu adını alır. Aşağıda APOD olmuş bazı yıldız kayması fotoğraflarını görebilirsiniz. Unutmayın: Bazı gök taşı yağmurları diğerlerine göre nispeten daha az görülür. Buradaki en temel faktör, saatte görebileceğiniz gök taşı sayısıdır. Bir diğeri ise ne zaman gerçekleştiğidir, örneğin kış aylarına denk geliyorsa havanın kapalı olma ihtimali sorunu ortaya çıkar. Gök taşı yağmurlara ile ilgili bilinmesi gereken önemli son bilgimiz ise gerçekleştikleri tarih. Genellikle bu süreç bir ay gibi uzun bir süreye yayılsa da, gök taşı yağmurunun maksimum olduğu günün tarihi verilir. Fakat kaçırdıysanız üzülmeyin, birkaç gün içerisinde hala kayda değer miktarda görebilirsiniz! Elbette şehrin yanlış kullanılan aydınlatmasından dolayı kirlenen bir gökyüzü altında değilseniz.


Yıldız nasıl oluşur sorusu uzun yıllar astronomların aklını kurcalamıştır. Öyle ki bugün yıldızların oluşumu, astrofiziğin önemli konularından biridir. Uzun zamanlardan beri çalışılan bu konu hakkında bugün oldukça derin bilgilere sahip durumdayız. Birçok olgu çalışılmış ve detaylandırılmış durumda. Hatta yıldızların sadece nasıl oluştuğunu değil, yapılarına göre zamanla nasıl evrimleşeceklerini de bilebiliyoruz. Evrenin başlangıcında oluşan ve tüm evren boyunca yayılan devasa gaz ve toz bulutları, zaman geçtikçe çekimsel etkilerle ve çeşitli tedirginliklerle belirgin topaklanmalar haline gelmeye başlar. Bu topaklanmalar birbirlerine yakınlaşıp etkileşerek, birbirlerine bir tork uygular ve dönme hareketini artırırlar. Zaman ilerledikçe öbeklenmeler büyür ve galaksi, ardından da yıldızlar oluşmaya başlar . Yıldızların oluşumunu, günümüzdeki haliyle ele almak bu yüzden daha basittir. Çünkü yıldızlar hala oluşup yok olmaktadır ve bu durum trilyonlarca yıl daha böyle devam edecektir. Şu anda galaksimiz Samanyolu içerisinde çeşitli yerlere dağılmış durumda gaz ve toz bulutları bulunmaktadır. Bunlar zaman içerisinde birbirlerine çekimsel etkiler uygulayıp, kendi çekimleri altında çökerek yıldızları oluşturabilir. Fakat aynı zamanda biliyoruz ki, ortamda atıl durumda bulunan bu gaz ve tozlar, herhangi bir tedirginlik etkisiyle, örneğin bir süpernovanın oluşturduğu şok dalgasıyla da kendi üzerine çökerek yıldızları oluşturabilirler. Yıldızın oluşma süreci aslında temelde iki etkinin mücadelesine dayanır. Cisimlerin birbirlerine çekim uygulayacağı oldukça açıktır, fakat bu nereye kadar devam edebilir? Yıldızların oluşumu için kritik soru budur ve yıldız ile gezegenleri birbirinden ayıran fiziksel olayın temelini açıklar. Öncelikle yıldız nasıl oluşur sorusuna odaklanalım. Devasa bir gaz ve toz bulutu aldığımızı düşünelim. Eğer bu gaz ve toz bulutu yıldız oluşturabilecek koşullara sahipse, yıldız oluşum bölgesi olarak adlandırılır ve kapak fotoğrafındaki gibi görünürler. Bu gaz ve toz bulutu kendi çekimi altında çökerek, giderek küresel olmaya başlayan bir yapı oluşturur. Fakat gaz, giderek daha küçük bir hacme sıkışmaya başladığından sahip olduğu basınç ve sıcaklık giderek artar. Daha da çöktükçe basınç kuvveti, artık çekim üzerinde kayda değer bir etki bırakmaya başlar . Gazın sıcaklığının artması, aynı zamanda birışıma da yapması demektir. Bu yüzden çekime karşı bir de ışıma basıncı ortaya çıkar. Yıldız çöktükçe, bir noktada çekim ile basınç kuvveti arasında bir denge yakalanır. Bu noktadan sonra cisim ne kendi üzerine çökmeye devam eder ne de genişleyerek dağılır. Bu duruma hidrostatik denge diyoruz. Aynı zamanda dönmenin de etkisiyle merkezdeki cismin etrafında bir disk oluşur. Bu diskte de aynı gaz ve toz materyali bulunmaktadır. Bunlar zamanlar, tıpkı Güneş sisteminin oluşumunda olduğu gibi, toplanarak gezegenleri oluşturabilir. Bazı durumlarda ise çift yıldız sistemleri oluşmaktadır. Yani Güneş sisteminde gördüğümüz bir yıldız ve etrafında gezegenler yer alması, her zaman geçerli bir senaryo değildir. Bazen iki farklı yıldız oluşarak, ortak kütle merkezi etrafında dolanabilirler. Böyle sistemlere çift yıldız sistemleri deriz.


İlk belirlenen ötegezegenden bu yana, özellikle Kepler uydusu ile 4000'den fazla ötegezegen bulunmuş durumda. Bunlardan yaşama elverişli, hatta tam olarak Dünya'nın eşi olabilecek olanların üzerinde duruluyor. Tabii ki temel amaç, şu an için hayal olsa da bir gün o gezegenlerin bazılarına gidip yerleşmek, insanlığın evrendeki devamlılığını sağlamak. Bunun için yıldızlar arası yolculuklar yapmamız gerekiyor. Bugünkü bilgilerimizle birçoğu ulaşılamaz uzaklıklarda olan Güneş sistemi dışındaki gezegenlere gidilebilmesi için belki de birkaç yüzyıl çalışmalar yapılacak ve inanıyoruz ki bir gün insanlık bunu başaracak. Hatta bundan 4.5 milyar yıl sonra Güneşimiz kendi sistemini yaşanmaz hale getirdiğinde, yeryüzünde yaşam tümüyle yok olduğunda, insanlık çoktan başka gezegenlerde yeni yaşamlar kurmuş olacak. Bunu yaparken de, Nuh'un gemisi gibi, yanında işine yarayacak bitki ve hayvanlardan pek çok türün de tohumlarını götürecek ve kendi yaşam ortamını yeryüzüne benzer bir biçimde oluşturacak. Tüm bunların olabilmesi için, bunun nasıl yapılabileceği konusunun ayrıntılı bir biçimde ele alınması gerekli. Bu ve sonraki yazımızda, bu konuya ilişkin bilgiler vereceğiz. Birçoğunuzun da bildiği gibi günümüzde birçok uzay çalışması yapılıyor. Dünya çevresinde, başta Uluslararası Uzay İstasyonu olmak üzere birçok deney uydusu gönderiliyor. Aynı zamanda Ay'da ve Mars'ta yörüngede ya da yüzeye indirilmiş olarak birçok araç çalışıyor. Bunların çoğunun amacı, bulundukları yerlerle ilgili çok değerli bilgiler göndermelerinin yanı sıra, gelecekte insanın uzayda uzun yolculuklar sırasında yapabileceklerini, sağlayabileceği olanakları belirlemek. Böylece öncelikle Güneş sistemi içinde gezegenler arası yolculuk ve sonrasında yıldızlar arası yolculuk için gerekenler belirlenmiş olacak ve deneyimler kazanılmış olacak. Yıldızlar arası yolculuklar, Güneş sistemi içinde bulunan gezegenlere yapılacak yolculuklara göre çok daha zor ve çok daha uzundur. Güneş sistemi içindeki uzaklıklar 30 astronomik birim içinde kalır. Oysa ki yıldızların arasındaki uzaklıklar yüzlerce AB mertebelerindedir. Bu nedenle bu yolculuklarda hız çok yüksek olmalıdır. Mesela ışık hızına mümkün olduğu kadar yakın hızlarda yolculuk yapılmalıdır. Işık hızının yaklaşık saniyede 300.000 kilometre olduğu düşünülürse, bu yolculukların Dünya'dan yolculuğu izleyen biri için yüzlerce yıl ya da daha uzun süreceği açıktır. Fakat seyahat eden için, ışık hızına yaklaştıkça önünde yol kısalır ve oldukça kısa sürede uzun mesafeleri kat edebilir. Öyle ki yalnızca 1G ivmelenme ile, görünen evrenin sınırına 45 yıl gibi kısa bir sürede gitmek mümkündür. Lakin 45 yıl boyunca bu ivmeyi koruyacak itmeyi üretmek şu anda imkansızdır. Ayrıca, bu kadar büyük hızlarda yapılan bir yolculukta kozmik parçacıklar, uzay gemisi ve yolcuları için büyük bir tehlike oluşturur. Uzay yolculuğu ya da yıldızlar arası yolculuk ile ilgili sorunların üstesinden gelmek için pek çok düşünce vardır. Bunların bazıları devasa, içinde bir ekosistemi barındırabilecek kadar büyük iken, bazıları da mikroskobik, minik uzay araçlarıdır. Yapılacak uzay yolculuklarının insanlı ya da insansız olması, aşılması gereken sorunların çözümünü gerektirmektedir. En yakın yıldızlar arası yolculuğun 100 yıldan daha önce yapılabileceği düşünülmemektedir. Güneş'e en yakın yıldız, 268,332 AB uzaklıktaki Proxima Centauri'dir. Bu uzaklık, Güneş sistemi içindeki en uzak gezegenden olan Plüton'dan 9.000 kat fazladır. Bunu daha iyi anlayabilmek için bir benzetme yaparsak, Dünya-Güneş uzaklığını 1 metre olarak düşündüğümüzde, bu yıldız bizden 271 km uzakta olacaktır. Şimdiye dek gönderilmiş en hızlı uzay aracı olan Voyager 1, 30 yıl boyunca 1 ışık yılının 600'de biri kadar yol alarak Güneş Sistemi sınırlarına ulaşmıştır ve hızı da ışık hızının 18.000'de biri kadardır. Bu biçimde en yakın yıldıza yapacağı yolculuk 80.000 yıl sürecektir. Bir cismi hızlandırabilmek için enerji gerekir. Bunun miktarı çeşitli etkenlere bağlıdır. En başta cismin kütlesi önemli bir etkendir. Ayrıca yolculuğa başlanan hızla değil, ivmelenerek hızlanma gerekeceğinden, hedefe varmadan önce de yavaşlamak gerekecektir. Bunların hepsi için ek enerji sağlanmalıdır. Bunu sayısal olarak örneklersek, 1 tonluk bir uzay aracını ışık hızının onda biri kadar ivmelendirmek için gereken enerji, 125 terawatt/saat'tir. Tüm Dünya'nın yıllık enerji gereksinimi ortalama 160,000 terawatt/saat kadardır. Ek olarak bu gerekli enerji, uzay aracı tarafından üretilmelidir ki, bu da onun kütlesine bir ek getirecektir. İlginç bir düşünce de, 50 yıl içinde tamamlanamayacak bir yıldızlar arası yolculuğun hiç başlatılmaması üzerinedir. Çünkü, yeryüzündeki teknolojik gelişmelere bağlı olarak bir kaç on yılda yapılacak uzay gemileri, şu andakilerden çok daha hızlı olabilecek ve önce gönderileni yakalayıp geçebilecektir. Bu durumda bu gelişmeyi beklemek daha mantıklıdır. Yıldızlara gönderilecek insanlı bir uzay aracı ile iletişim de büyük sorun olacaktır. Bilindiği gibi iletişim için kullanılan radyo dalgaları ışık ile aynı özelliklere sahip olduğu için ışık hızı ile yayılır. Ancak çok uzakta bulunan bir uzay gemisi ile iletişim, uzaklık arttıkça zorlaşacaktır. Örneğin Voyager 1'e bir komut gönderildiğinde, bunun için gereken süre 2 saate yakındır. En yakın yıldız için bu süre 8 yıl kadar olacaktır . Bu zorluklara bağlı olarak doğrudan ikili iletişim yerine, kendi başına görevini yürüten uzay gemisi düşüncesi daha akla yatkındır. En yakın hedef yıldızlar hangileri olabilir? Güneş'e 20 ışık yılı uzaklıkta olan 60 kadar yıldız sistemi bulunur. Bunlarda toplamda 80 kadar yıldız ve onlarca gezegen olduğu bugün için bilinmektedir. Bunların bazıları çoklu yıldızlardan oluşurlar. Bazıları ise Güneş sistemimiz gibi çoklu gezegen ve asteroit kuşaklarına sahiptir. Lowell Gözlemevi tarafından yapılan bir yayında, gerçekten Güneş sistemi benzeri olduğu, hatta Güneş'in ikizi olarak düşünülen 19 yıldız olduğu belirtilmektedir. Bunların tümü 20 ışık yılından çok uzakta bulunur. En yakını 45.1 ışık yılı, en uzağı ise 2,934 ışık yılı uzaklıktadır. Yıldızların yüzey sıcaklıkları Güneş'inkine benzerdir, en çok 50 santigrat derece fark vardır. Metal bollukları, gezegen oluşumu için gerekli toz ortamına sahip olabileceklerini göstermektedir. Birlikte bulundukları başka yıldız yoktur, tek yıldızlardır. Yaşları da Güneş'e benzerdir; en çok 1 milyar yıl fark vardır. Kuşkusuz bunlar bilinen yıldızlardır. Yapılacak gelecek araştırmalarla daha fazlası da belirlenebilecektir. Bu yıldızların Dünya benzeri bir ortam barındırabilmesi için bazı ölçütleri sağlaması gerekir. Yıldız en az 3 milyar yaşında olmalıdır ki, sistem olarak kararlı hale gelmiş olsun. Bunun için yıldızın en çok 1.5 Güneş kütlesine sahip olması gerekir. Aynı zamanda değişen bir yıldız olmamalıdır ki, etrafındaki gezegenlerin içinde bulunduğu koşullar değişken olmasın. Aslında neredeyse değişmeyen yıldız yoktur ve bunlara Güneş dahildir. Burada kastedilen değişim, %1 ile %3'ten daha azdır. Bu yazı Rasyonalist'te ilk defa 26 Ekim 2021 tarihinde paylaşılmıştır. Bazı yazıların içeriğindeki bilgilerin güncelliği, yeni keşifler ve gelişmelerle zamanla değişim gösterebilir. Bu nedenle içerikten faydalanırken ilk yayın tarihinin göz önünde bulundurulmalıdır. Kısa, öz ve çok anlaşılır bir yazı olmuş. Teşekkür ederim.


- Salt parlaklık - Görünür parlaklık Görünür parlaklık, yıldızın bizim gözlemlediğimiz parlaklığıdır. Salt parlaklık ise birbirlerinin parlaklıklarını kıyaslayabilmek adına, onların yaptığı ışımaya dayalı bir parlaklıktır. Bunun için salt parlaklığı, bir yıldızın 10 parsek uzaklıktaki görünür parlaklığı olarak tanımlarız. Dolayısıyla salt parlaklık kavramı uzaklıktan bağımsız olup, yıldızın yaptığı toplam ışımayla alakalıdır.


Eğer bahsedilen periyodik tablo ise çok daha fazlasını yapabilir. Pek çoğumuza sıkıcı ve sevimsiz görünen kimya kitaplarının sayfalarını dolduran kutucuklardan, harflerden ve sayılardan oluşan cetvel, aslında yaşadığımız evrenin minyatür bir özetidir. Periyodik tablo; bildiğimiz nesnel varlıkların yapı taşlarının, proton sayılarına göre sıralanmasıyla oluşur. Tabloda gördüğümüz harfler elementleri simgeler. Her elementin cetvelde kendine özel bir yeri vardır. Yine de primus inter pares ödülü verilecek olsa hidrojen bir adım öne çıkardı. Zira biz, siz, bunları okuduğunuz ekran ve hatta devasa yıldızlar bile ortada yokken Hidrojen vardı. Evren gibi, periyodik tablo da hidrojenle başlar. 1 numaralı kutucuğa o yerleştirilir. Tam karşısında da yine kendi gibi ihtiyar bir dostu bulunur: Helyum. Helyum'u talk showlarda soluyup incelttikleri sesleriyle muziplik yapan ünlülerden tanıyoruz. İhtiyarlar da zaman zaman eğlenceli olabiliyorlar. Periyodik tabloyu iyi okuyabilmek için bazı kavramlara aşina olmamız gerekli. Cetveli incelediğimizde satırlar ve sütunlardan oluştuğunu görürüz. Periyodik tabloda bulunan sütunlara grup adını veriyoruz. Eğer iki element aynı grupta yer alıyorsa benzer kimyasal özellikler taşıdıkları sonucunu çıkarabiliriz. Cetveldeki her bir satıra ise periyot adı verilir. Bir periyot boyunca soldan sağa ilerlediğimizde atom numarası artarken yörünge sayısı değişmez. Tablo üzerindeki yerine bakarak bir element hakkında fikir edinebiliriz. Örneğin Neon'un, sırf 8A grubunda bulunan kutucuğa yerleşmiş olması itibariyle soy gaz olduğunu anlayabiliriz. Kısaca bu elementin kimyasal bağlarla, bileşiklerle çok işi olmaz. Kendi halinde takılır. Çalışkan bir arkadaştır aynı zamanda. Şehrimizin dört bir yanında ışıldayan tabelaların gizli kahramanıdır. Soy gazlar nasıl etkileşime girmekte çekingense onların tam tersi tabiata sahip olan elementler de mevcuttur. 9 numaralı kutucuğa yerleştirdiğimiz Floru ele alalım. Tepkimeye girmek için can atar ve hiçbir elementi beğenmezlik etmez. Ona birçok yerde rastlayabiliriz. Floru ve özellikleri flora benzeyen tüm elementleri 7A grubunda toplarız. Bu gruptaki elementlere halojenler diyoruz. Dışarıdan sıcakkanlı göründüklerine bakmayın, zehirli ve tehlikelidirler. Peki kim bulup sıraladı tüm bu elementleri? Başka insanların katkıları olsa da Periyodik Tablo'yu oluşturan fikir, Dimitri Mendeleyev adında bir bilim insanının aklından çıktı diyebiliriz. Ancak o zamanlar tabloda sadece 63 element vardı. Tabii ki insan zihninin durmak bilmez öğrenme isteğiyle bu sayı arttı. Mesela Marie Curie ve Pierre Curie, Polonyum gibi radyoaktif elementleri ilave ettiler. Yakın zamanlarda ise 4 element için periyodik tabloda bekleyen boşlukları doldurma şerefine eriştik: Nihonium, moscovium, tennesine ve oganesson. İlginç isimler değil mi? Peki bu adların nereden geldiğini merak ettiniz mi? Hepsinin farklı bir hikayesi vardır. Son bulunan elementlerden Nihoniumun adı Japonca'da Doğan Güneş'in Ülkesi anlamına gelen Nihon kelimesinden türetilmiştir mesela. Oldukça güzel bir seçim. Kendisini 113 numarada gururla ağırlıyoruz. Güneş'i isminde taşıyan başka elementler de var. Helios, Yunanca'da Güneş demek. Helyum'un isminin buradan geldiğini tahmin etmek zor olmasa gerek. Bunların yanında bazı elementler de önemli keşifler yapmış bilim adamlarının adını yaşatıyor. Bunlara Glenn T. Seaborg'un adını ölümsüzleştiren seaborgiyumu örnek verebiliriz. Evren, 13.8 milyar yıl önce Büyük Patlama ile başladı. Hemen sonrasında hidrojen ve helyum oluşmuştu bile. Fakat diğer elementler henüz ortada yoktu. Sonra kütle çekim devreye girdi ve saçılmış maddenin toplanmasıyla yıldızlar oluşmaya başladı. Bu gök cisimleri, oluşturdukları ortam şartları sayesinde birer reaktör gibi davrandılar. Yıldızlar içerisindeki tepkimeler sayesinde, muazzam sonuçlar doğuyor; karbon, oksijen, azot ve periyodik tablodaki demire kadar olan diğer tüm elementler yıldız fabrikalarında oluşuyor, kozmik çeşitlilik genişliyordu. Fakat sonunda merkezdeki yakıtını bitiren bazı yıldızlar tamamen çöktüler. Bu durum, süpernova denilen, inanılmaz derecede güçlü patlamalara yol açtı. İşte bu patlamaların meyvesi de altın, gümüş gibi ağır elementler oldu. Evrenin aşama kaydederek bugünlere gelişini daha iyi anlamak için hemen bir periyodik tablo açalım. Ancak bu kez kutucukları çok daha dikkatli inceleyelim. Belki bir aynaya bakar gibi kendimizi de görürüz, kim bilir. 1- Hoimar Von Ditfurth, Başlangıçta Hidrojen Vardı, Cumhuriyet Kitapları, 2014.


Geceleyin gökyüzüne baktığımızda, gökyüzümüzü mahveden ışık kirliliği altındaysak, birkaç tane görebildiğimiz; fakat temiz bir gökyüzünde yüzlercesine tanık olduğumuz yıldızlar... Binlerce yıldır dikkatimizi çekiyor. Bu yaptığımız gözlemde attığımız ilk bilimsel adım, onları parlaklıklarına göre sıralamaya çalışmak oldu. Bazıları diğerlerinden daha parlak görünüyor, bazılarının iseparlaklıkları değişiyor gibi duruyordu. Bu nedenle, yıldızların parlaklıklarını sıralamak için bir sistem geliştirdik. Yıldızların parlaklıklarını ifade ederkenkadir değerini kullanırız. Kadir değeri ne kadar fazlaysa, yıldız o kadar sönüktür. Örneğin 1. kadirden bir yıldız, 2. kadirden bir yıldızdan daha parlaktır. Aralarındaki fark ise logaritmik olarak katlanarak artar. 2. kadirden olan bir yıldız 3. kadirden olan bir yıldızdan 2.512 kat daha parlaktır ve bu şekilde gider. Örneğin yaz üçgeninin bir parçası olan Deneb 1.25 kadirlik bir yıldızdır. Gösterim olarak 1m.25 olarak yazılır. Buradaki m harfi İngilizce magnitude kelimesinden gelir. Sağlıklı bir gözlemci, iyi koşullar altında 6. kadirden bir yıldızı görebilir. Fakat büyük şehirlerde bu değer ne yazık ki ancak 2-3. kadirleri zorla bulmaktadır. Buna rağmen bazı profesyonellerin 8. kadire kadar yıldızları, çıplak gözle görebildiği raporlanmıştır. Elbette bunların şehirden çok çok uzakta, harika konumlarda gerçekleştiğini de söylemek gerek. Yıldızların parlaklıkları temelde iki tipte incelenir. Bunu basit bir fener deneyi yaparak da anlayabilirsiniz. Elinize bir fener alın ve gözünüze doğru tutun. Yakındayken oldukça rahatsız edici bir parlaklığa sahip olacaktır, fakat uzaklaştırdıkça parlaklığının azaldığını görebilirsiniz. Yıldızlar da bize çeşitli uzaklıklarda bulunur. Bunun yanında bir de hepsinin yaptığı ışıma farklıdır, yani farklı güçte fenerlerdir! Hangisinin nasıl bir yıldız olduğunu anlamak için başlangıç olarak yıldızların parlaklıklarını iki sınıfa ayırıyoruz: Görünür parlaklık ve salt parlaklık . Yıldızlar nokta kaynak olduklarından, onların kadir değerlerini ifade etmek kolaydır. Fakat bulutsular ve galaksiler bir alanda dağınık olarak bulunduklarından, bu gök cisimlerinin kadir değerlerini anlamak biraz kafa karıştırıcı olabilir. Örneğin Andromeda galaksisi 3.44 kadirdir, fakat çıplak gözle şehirden göremezsiniz. Buna rağmen daha sönük olan 4. kadirden bir yıldızı görebilirsiniz. Unutmayın, tüm ışık bir noktadan gelirse görünmesi çok daha rahat olacaktır fakat bu ışığı bir bölgeye yayarsanız toplam ışık miktarı değişmese de nokta başına düşen miktar değiştiği için görmek zorlaşacaktır. Bunu bir lazer ışığı gibi düşünebilirsiniz. Lazer çok küçük bir noktaya odaklandığında oldukça parlaktır fakat onu bir mercekle yayarsanız git gide sönükleşir.


Yörünge, uzayda bir cismin başka bir cisim etrafında düzenli olarak izlediği yola denir. Yörüngeye oturmuş her türlü cisim ise uydu adını alır. Burada her türlüden kasıt cismin doğal bir nesne olabilmesinin yanında insan yapımı da olabileceğidir. Örneğin Uluslararası Uzay İstasyonu yapay olarak Dünya'nın yörüngesine yerleştirilmiş uydulardan biridir. Güneş sistemindeki gezegenlerden en çok uyduya sahip olan Satürn, ki kendisi de Güneş'in bir uydusudur, 82 uydusuyla doğal uydulara güzel bir örnektir . - Cisim, yaklaştığı diğer cismin üzerine düşebilir. - Cisim, yaklaştığı cismin etrafında bir yörüngeye oturabilir. - Cisim, yaklaştığı cismin çekiminden etkilenir, yolundan sapar fakat yörüngeye oturmadan ilerlemesine devam eder. Elbette bunlar birçok parametreye bağlı olsa da basitçe birinci maddede iki temel durum söz konusudur. Ya cisim doğrudan diğer cismin üzerine gitmektedir ve çarpmaktan başka alternifi yoktur ya da hızı yetersiz olduğundan yolundan saparak bir eğri çizerek diğer cismin üzerine düşer. Yaklaşan cismin hızına bağlı olarak diğeri etrafında bir yörüngeye oturulabilir. Bu noktada şuna değinmek gerekir, bu iki cisimden illa ki biri diğerinin etrafında dolanmak zorunda değildir. Aslında biz de tam olarak Güneş'in etrafında dolanmıyoruz, ortak kütle merkezi etrafında dolanıyoruz. Lakin Güneş'in kütlesi diğer gezegenlere kıyasla çok büyük olduğundan, bu kütle merkezi her ne kadar Güneş'in merkezinde olmasa da hala içerisinde kalıyor. Lakin durum hep böyle olmak zorunda değildir. Örneğin birbirine yakın kütleli iki cisim, birbirleri etrafında dolanabilirler ve bu da bir yörünge oluşturur. Ortak kütle merkezi etrafında adeta birbirlerini ellerinden tutup dönen buz patencileri gibi sorunsuzca dolanabilirler. Özellikle bu tür yıldızlara çift yıldızlar denir ve astronominin oldukça fazla çalışılmış konularından biridir. Özellikle sisteme giren diğer cismin, çekimin etkisine göre çok daha fazla hıza sahip olması durumunda gerçekleşir. Onu yörüngede tutacak yeterli çekim yoktur, fakat yine de çekimden etkilendiği için yolundan bir miktar sapar. Bazı kuyruklu yıldızlarda bu durum görünür. Bazen gök cisimleri her ne kadar kapalı ve basık yörüngelerde dolansalar da fiziksel bir takım etkilerden ötürü hızları değişebilir ve bu da bir anda açık bir eğriye sahip olup, sistemi terk etmelerine neden olabilir. 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. Basıklık, konik şekillerin bir ölçüsüdür. Bunlara konik şekiller denmesinin nedeni bir koniyi bir yüzey ile farklı açılarla kestiğimizde bu şekillerin elde ediliyor olmasıdır. Aşağıdaki görsel bu durumu özetlemektedir. Gök cisimleri de bu çembersel, eliptik, parabolik ve hiperbolik yörüngelere sahiptir. Aslında diğer geometriler çok kaba bir tabirle çembersel olanın basıklaştırılmış halidir. Ne kadar basık olduğunu biz bu basıklık değeri ile ifade ederiz. - e=0: Çember - 0<e<1: Elips - e=1: Parabol - e>1 Hiperbol - Merkür 0.205 - Venüs 0.006 - Dünya 0.016 - Mars 0.093 - Jüpiter 0.048 - Satürn 0.054 - Uranüs 0.047 - Neptün 0.008 - Plüton 0.248 Buraya özellikle Plüton'u da dahil ettik ki gezegenlikten çıkarılması konusunda bir faktör olan bu aykırılığı bir kez daha görebilelim. Merkür'ün de oldukça eliptik bir yörüngeye sahip olduğunu görüyoruz fakat geri kalanlar oldukça çembersel. Lakin bu, çeşitli etkileşimlerden dolayı zamanla bir miktar değişebiliyor ve tam olarak sabit değil. Aşağıdaki görselde, 50.000 yıl mertebesinde Merkür, Venüs, Dünya ve Mars'ın basıklık değerlerinin nasıl değişeceğini görüyoruz. Gök cisimlerinin yörüngelerini açık ve kapalı eğriler olarak iki grupta incelemek mümkündür. Kapalı eğri olarak adlandırdığımız grubun içine genellikle gezegenlerin, asteroidlerin ve kuyruklu yıldızların yörüngeleri girer, yani çembersel ve eliptik olanlar . Bu tip yörüngeye sahip cisimler açık eğri şeklinde yörüngeye sahip olanların aksine bulundukları sistemi terk etmezler. Yine genellikle, yıldızlararası ve gezegenlerarası cisimlerin yörüngeleri ise parabolik ya da hiperbolik olduğundan ikinci gruba girer. Örneğin keşfedilen ilk yıldızlararası kuyruklu yıldız Oumuamua'nın basıklığı 1.2 idi, yani merkezinde Güneş bulunan hiperbolik bir yol izleyerek sistemimizi terk etti . Buraya kadar gezegenlerin sistemimizde Güneş etrafında dolandığını anlattıktan sonra bunun aslında tam olarak da öyle olmadığına geri dönelim. Her maddenin bir kütle merkezi vardır. Kütle merkezinin bulunduğu nokta, cismin dengeli bir şekilde, örneğin bir çubuk üzerinde, durabileceği noktadır. Kütlesi her yerine eşit dağılmış cisimlerde bu nokta cismin tam merkezine denk gelir, örneğin bir cetveli tam ortasından parmağınızda tuttuğunuzda dengede tutabilirsiniz. Ancak kütlesi eşit dağılmamış cisimlerin kütle merkezi cismin geometrik merkezinde olmaz. Buna da örnek olarak bir balyozu verebiliriz. Balyozun kütle merkezi daha yoğun olan metal ucuna çok daha yakındır. Cisimlere benzer biçimde gök cisimlerinin oluşturduğu sistemlerin de kütle merkezleri bulunur ve bu gök cisimleri bu kütle merkezi çevresinde dolanırlar. Örneğin Dünya ile Güneş'in kütle merkezi, tam Güneş'in merkezi değil, Güneş'in içinde bir noktadır. Ancak Jüpiter gibi Dünya'dan çok daha büyük kütleli gezegenlerde durum biraz daha tuhaf bir hal alır. Jüpiter'in kütlesi, kütle merkezini biraz daha kendine çeker ve Jüpiter-Güneş ikilisinin kütle merkezinin Güneş'e yakın ancak Güneş'in dışında bir noktada olmasına neden olur. Yani Güneş ile Jüpiter bu ortak kütle merkezi çevresinde dolanıyor diyebiliriz. Sistemimizde bu şekilde Güneş-gezegen ikililerinin kütle merkezlerinden bahsedebileceğimiz gibi tüm bir sistemin kütle merkezinden de bahsedebiliriz. Gezegenlerin değişen konumlarına göre bu kütle merkezi de değişir ve bazen Güneş'in merkezine yakın olurken bazen Güneş'in dışında olur. Güneş de bu değişen kütle merkezi etrafında yörüngededir ve yalpalanır . Evrendeki yıldızların birçoğu tek başına değil bir sistemin içinde bulunur ve çoklu yıldız sistemlerinde yıldızların ya da varsa gezegenlerin yörüngeleri biraz daha karmaşıktır. Bu noktada belki de şunu dile getirmek gerekir. Her ne kadar bizler için büyük ölçekler olsa da evren için küçük ölçekler olan gezegenler ve yıldızlardan bahsettik bu noktaya kadar. Fakat galaksiler de birbirleri etrafında bir dolanma hareketine sahip olup, galaksi kümelerini oluşturabilirler. Yani bu gördüğümüz davranış, sadece bu ölçekle sınırlı değildir. Çift yıldız sistemindeki yıldızların kütleleri aynı ise bu iki yıldız ortak bir kütle merkezi etrafında döner. Bu sistemde bir de gezegen varsa gezegenin izleyebileceği üç farklı yörünge vardır. Bunlardan ilki gezegenin yıldızlardan birinin etrafında dolanıyor olmasıdır. Tabii bunun için gezegenin yıldızlardan birine çok daha yakın olması gerekir. Diğer bir seçenek ise gezegen her iki yıldıza da oldukça uzakta bulunduğunda geçerlidir. Böyle bir durumda gezegen, iki yıldıza tek bir kütle gibi davranır ve ikisinin etrafında dolanan bir yörüngeye yerleşir. Üçüncü ve son durum ise gezegenin her iki yıldız etrafında da, sekize benzer bir yörünge izleyerek dönüyor olmasıdır. İlk iki yörünge durumu kararlıdır, yani sistem bu şekilde varlığını uzun süre devam ettirebilir ancak son durumda gezegen muhtemelen kısa bir süre içerisinde sistemin dışına itilecektir . Evrende 2, 3, 4, 5, 6 hatta 7'li yıldız sistemleri mevcuttur. Elbette bunun teknik bir limiti yoktur, fakat doğabilecek etkileşim olasılıkları arttığından, pek kararlı olmadığından enderdirler. Bu sistemlerde yer alan yıldızlar, kütlelerine göre çeşitli yörüngeleri takip edebilirler. Bu simülasyonlarda, her yıldızın eşit kütleye sahip olduğu durumlarda ki bir senaryoda ikili, üçlü ve dörtlü yıldız sistemlerinin nasıl yörüngelere sahip olacağını görüyoruz. Şunu da belirtmekte fayda var ki üçlü bir sistemde sekiz biçimli yörünge her ne kadar bilgisayar simülasyonlarında mümkün görünse de henüz gözlemlenmemiştir. Yörüngelerden bahsedip Kepler'in yasalarına değinmemek olmazdı. Johannes Kepler 16-17. Yüzyıllar arasında yaşamış Alman bir astronomdur. Kendisi gezegen hareketleriyle ilgili üç yasasıyla tanınır. - Gezegenler, odak noktalarının birinde Güneş olacak biçimde eliptik bir yörüngede dolanırlar. - Eşit zaman aralıklarında taradıkları alan eşit ve sabittir. - Gezegenin yörünge periyodunun karesi, elipsin yarı büyük eksen uzunluğunun kübüne eşittir. Kepler yasaları uzayda etkileşim halindeki iki cismin zamanla nasıl hareket edeceklerini ifade ettiğinden, doğal olarak bazı yörüngeleri tahmin etmemize yardımcı olur. Ancak üç cismin birbirleriyle etkileşimini inceleyip tahminde bulunmaya çalıştığımızda hesaplamalar oldukça karmaşıklaşır ve bir öngörüde bulunmak bazı istisnalar hariç imkansız hale gelir. Bu istisnalara örnek olarak, uzay araçlarında olduğu gibi, bir cismin kütlesinin sonsuz küçüklükte sayılmasını, üç cismin de aynı düzlemde olduğu Lagrange durumlarını ya da üç cisimden ikisinin hareketsiz olduğu Euler durumunu verebiliriz .


Lüminozite teriminin kökeni, aslında astrofizik alanından gelmektedir ve basitçe uzaktaki yıldızların yüzeyinden birim zamanda ne kadar enerji yayıldığını ifade etmek için kullanılmaktadır. Yüksek enerji fiziğinde aynı büyüklük kullanılmaktadır fakat enerji yerine parçacık sayısı yerleştirilmiştir. Lüminozite'nin boyutunu 'dir ve birim zamanda bir 'den geçen parçacık sayısını ifade etmektedir. Örneğin; LHC gibi deneylerde protonları tek tek hızlandırılıp çarpıştırmak yerine her bir demette yaklaşık 500 milyon kadarı bir araya getirilip hızlandırılmaktadır. Böylece yaklaşık boyutları olan bu parçacıkların karşılarındaki protonlar ile sert saçılmalar yapmalarının olasılığı artırılmaktadır. LHC'nin tasarlanmış anlık lüminozite değeri, 'dir. Fakat bu kadar büyük sayılardan bahsetmek günlük hayatta pratik olmadığı için adı verilmektedir. Bununla birlikte, anlık lüminozite yerine belli bir zaman aralığındaki toplam lüminozite daha kullanışlıdır. Barn birim şeklinde tanımlanmıştır. ve olduğuna göre, Son yapılan planlara göre; LHC çarpıştırıcısı 2012 yılının sonuna kadar çalışacaktır. Daha sonra LHC'nin nominal çalışma değerlerine çıkılabilmesi için 1 yıl mertebesinde sistem kapatılacak, FAZ-2 dönemine geçebilmek için hızlandırıcı ve dedektör sistemlerinde tamir, bakım ve yenileme çalışmaları yapılacaktır. Böylece önümüzdeki 20 yıl boyunca LHC proton çarpışmaları yaparak çok nadir meydana gelen bazı atom altı parçacıkları yeterli sayıda üretip fizik analiz programları ile var olan ve halen geliştirilen teorik modellerin hipotetik parçacıkları aranacaktır. Bu sayede doğanın nasıl davrandığını anlayabileceğiz. -Geçmişten bir not. Lüminozitenin kendi başına pek bir anlamı yoktur, daha çok saçılma, tesir kesiti ile birleştirildiğinde önemli bir anlam kazanır. Saçılma, tesir kesiti parçacıklar arasında belli bir etkileşmenin meydana gelme olasılığını ifade etmektedir. Boyutu $\left $'dir. Lüminozite ile saçılma tesir kesitinin çarpımı incelenen etkileşme olayının lüminozitenin toplandığı zaman aralığında kaç adet meydana geldiğini ifade etmektedir.


Yüzümüze Dokunmamak Neden Bu Kadar Zor? İşte Size Birkaç Tüyo! Koronavirüs salgını, tüm dünyayı kasıp kavurmaya devam ediyor. Bu süreçte, insanlar da kendilerini korumak için kesin bir çözüm arayışında. Ünlülerin etkisi altında kalan birçok kişi, maske takarak kendini tamamen koruma altına alabileceğini düşünüyor. Ancak sağlık görevlilerine göre, maskeleri sağlıklı insanların kullanması oldukça mantıksız. Uzmanlara göre kendinizi korumak için yapabileceğiniz en iyi şey, burnunuza, gözlerinize ve ağzınıza dokunmayı bırakmak. Ancak ne yazık ki birçok kişi bu alışkanlığından vazgeçemeyecek gibi. Kentucky Anksiyete ve İlgili Hastalıklar Tedavi Merkezi'nin müdürü psikolog Kevin Chapman'a göre, kendi yüzünüze dokunma eğilimi son derece insani bir alışkanlık çünkü yüzünüze dokunmak, siz farkında olmasanız dahi yanınızdaki kişilere, kendinizin farkında olduğunuz mesajını veriyor. Chapman, Business Insider'a verdiği bir röportajda, "Toplumsal öz-farkındalık genellikle kendimizi diğer insanların bakış açısıyla algılamamız anlamına gelmektedir, ki bu da sosyal etkileşimler sırasında kendiliğinden oluşan bir durum." ifadelerini kullanıyor. Nisan 2014'te yapılan bir araştırma, kişinin kendi yüzüne dokunmasının stres ve hafıza oluşumunu düzenlemeye yardımcı olduğunu öne sürüyor. Yüze dokunmak ilişkisel bir araç olabileceğinden dolayı, insanlar genç yaşlardan itibaren kendi yüzlerine dokunmaya başlıyor. Bu durum alışkanlık haline geliyor ve hatta tehlikeli bir durum mevzu bahis olsa dahi bu alışkanlığı bırakmak gittikçe zorlaşıyor. Chapman, "Duruma psikolojik açıdan baktığımızda, çoğu kişi hastalıkların yüze dokunmaktan kaynaklanabileceğini düşünmüyor. Bu nedenle de enfeksiyon ve hastalık gibi durumları yüz dokunuşuyla ilişkilendiremediklerini görüyoruz" diyor ve "Çoğu kişi, kontrol yanılsaması nedeniyle Hastalık Kontrol ve Korunma Merkezleri'nin tavsiyelerinin, günlük alışkanlıklar ile ilgili olduğunu düşünmüyor." sözlerini ekliyor. Chapman'a göre bunun tek bir istisnası var. O da bir şeyleri sürekli kontrol etme eğilimi olan anksiyete tanısı konmuş kişiler. Kendinize yüzünüze dokunmamanız gerektiğini söylemek yüzünüze daha fazla dokunmanıza neden olacak! Yüzünüze daha az dokunmak mümkün olsa da, ki Hastalık Kontrol ve Korunma Merkezleri yüzünüze hiç dokunmamanız gerektiğini belirtiyor, Chapman'a göre, kendinize karşı bu kadar acımasız olmanızın hiçbir faydası yok çünkü düşünceleri bastırmak, insanları alışkanlıklarından vazgeçirmiyor. Chapman, bunun yerine daha uygulanabilir bir yaklaşım öneriyor. "Bugün halka açık yerlerde yüzüme hiç dokunmayacağım" demek yerine kendinize "Bugün daha dikkatli davranmalıyım" deyin.


Kuantum mekaniğinin temellerini anlamak için anlaşılması gereken en önemli noktalardan birisi, zamandan bağımsız Schrödinger denklemidir. Bu yazımızda da, zamandan bağımsız Schrödinger denkleminin nasıl türetildiğini inceleyeceğiz. Karşımıza çıkan denklemin çözümü de parçacığın durumuna dair pek çok bilgiyi içinde barındıran dalga fonksiyonunun çözümü olmuş olacak. Öncelikle herhangi bir V potansiyeli için yazılmış olan zamana bağlı dalga denklemini hatırlayalım. Olarak yazabiliriz. Şimdi bu iki denklemi, zamana bağlı Schrödinger denkleminin içine yazalım. Şimdi eşitliğin iki tarafını T'ye bölelim. Karşımıza çıkan bu denklem, bizi ona baktıkça bizi mutlu eden türden bir denklemdir. Sebebi ise oldukça basit. Eşitliğin sol tarafı t'ye, sağ tarafı ise x'e bağlı bir fonksiyon halindedir. Bu da demek oluyor ki bu ikisi birbirine ancak tek bir durumda eşit olabilir. Bu durum ise ikisinin de bir sabite eşit olması durumudur. Bu özel sabite, ayrıştırma sabiti denir. Bu denklemin üzerine biraz düşünecek olursanız, zamana bağlı olarak salınım yapacağını görebilirsiniz. Bu salınımın frekansı aşağıdaki gibi ifade edilir. Planck'ın meşhur formulünü hatırlayalım. Dalga denkleminin küresel koordinatlarda nasıl çözüldüğünü merak ediyorsanız. bu çözümün yapıldığı yazımıza bakabilirsiniz.


Evrende, yıldızların iç kısımlarını doğrudan gözleyebilmekten daha zor bir iş yoktur. Fakat astrosismoloji yardımıyla, zonklayan yıldızların salınımlarını kullanarak onların iç yapılarını incelemek mümkün olmaktadır. Birçok kişi için bir yıldızın zonklaması kavramı tuhaf gelebilir, fakat bu son derece doğal bir durumdur. Gerçekte, astrosismoloji için kullanılan temel ilkeler, yeryüzünde sismologlar tarafından geliştirilenlere çok benzerdir. Yıldızların iç yapılarının salınımlarına bakılarak belirlenebilmesi, farklı salınım modlarının yıldızın içinde farklı derinliklerle ilgili olmasıyla alakalıdır. Bir zonklayan yıldızda gözlenen salınımlar ayrıntılı olarak incelenir ve bu yolla yıldızın içi hakkında bilgi elde edilir. Yapılan gözlemlerle bir nabıza benzetilebilecek farklı modlarda atmalar ayırt edilebilir. Temel olarak depremlerde olduğu gibi, akustik modları ve çekim modları gözlenir. Yüksek frekanslı olan akustik modlarda basınç baskındır. Düşük frekanslı olan çekim modlarında ise kaldırma ya da yüzme baskın olur. Yıldızların içini doğrudan gözlemleme şansımız ne yazık ki yoktur. Hatta bugünkü teknoloji ile örneğin, Güneş'in iç yapısını incelemek amacıyla bir uzay aracı göndersek bile, Güneş'in içine girdiğinde yüksek sıcaklık nedeniyle kısa sürede tümüyle bozulmaya uğrayarak yok olacaktır. Bu bir sorun olmasaydı bile, Güneş dışındaki yıldızlar daha önceki yazılarımızda da belirttiğimiz gibi o kadar uzakta bulunurlar ki bu yolla onları incelemeye çalışmak olanaksız olacaktır. Yıldızlarla ilgili neredeyse tüm bildiklerimiz, onlardan gelen ışığa dayanmaktadır. Astrosismoloji için de bu ışığı kullanmaktan başka seçeneğimiz bulunmamaktadır. Yıldızların zonklaması, temel olarak kappa mekanizması adıyla bilinen bir mekanizmayla açıklanmaktadır . Normal koşullarda yıldızlar, merkezlerinde çekirdek birleşmesiyle ürettikleri yüksek miktardaki enerjiyi üst katmanlara iletirler ve bu enerji yüzeyden uzaya salınır. Bu yüksek miktardaki enerji akışı, yıldızın daha üst katmanlarını iter ve bu yıldızın hacmen genişlemesine neden olur. Bu enerjiye karşı koyan yalnızca yıldız maddesinin kendi çekimidir. Bir yandan yıldız şişmeye çabalarken , diğer yandan çekim onu büzmeye çalışır. Bu iki kuvvet birbirini dengeler ve sonuçta yıldızlar normal koşullarda dengede olan, sabit enerji akışı gösteren ve yarıçapı da belli bir değerde olan gök cisimleri olarak uzun süre kararlı bir biçimde yaşamlarını sürdürürler . Normal bir yıldızda atmosferdeki basınç artarsa sıcaklık ve basınç da artar. Böylece yıldız maddesi daha geçirgen hale gelir ve yıldız enerjisini çok daha kolay ve hızlı kaybeder. Böylece sıcaklık ve basınç dengesi kurulmuş olur. Geçirgenliğin azalması, opaklığın artması olarak tanımlanır. Eğer opaklık sıcaklıkla artarsa, atmosfer zonklamaya karşı kararsız hale gelir. Yıldız maddesi aşağıya doğru inerse, daha yoğun ve opak hale gelir. Bu yüzden de akmakta olan ısıyı tutar. Bu ısı tutulması basıncı arttırır ve madde yukarıya doğru hareket eder. Bu işlem böylece art arda yinelenir. Buna bağlı olarak yıldızın zonkladığını görürüz . Zonklama ile ilgili ortamdaki fiziksel süreçler çok iyi bilindiğinden, bu durum bize yıldızın iç yapısı ile ilgili önemli bilgiler verir. Bu tür zonklama hareketi gösteren yıldızlara, zonklayan yıldızlar denilmektedir. Yıldız fiziği ile ilgili bilgilerimizin önemli ölçüde belirsizlikleri olması yüzünden, buna bağlı olarak elde ettiğimiz sonuçlar da duyarlı değildir. Örneğin yaşlı yıldızların yaşlarının belirlenmesi ya da galaksilerin kimyasal evrimi, galaksi dışı ölçeklerdeki uzaklıkların doğru belirlenmesi gibi konular, doğrudan yıldız gözlemlerine dayanır. Astrosismoloji üzerine yapılan çalışmalar, yıldız iç yapısı ile ilgili ayrıntılı bilgi sağlayarak bu belirsizlikleri önemli ölçüde azaltmaktadır. Örneğin, ESA'nın çok önemli misyonlarından biri olan Gaia, yıldızların konumları ve uzaydaki hızlarını bu güne dek ulaşamadığımız bir duyarlılıkla ölçebilmiştir. Yıldızların kütle ve yaşlarına ilişkin temel belirlemelerimiz, galaksiyi oluşturan farklı bölümlerin oluşum ve gelişimine ilişkin belirlemelerimizde yine de sınırlama getirecek. Oysa ki astrosismoloji, bu bilgileri çok duyarlı biçimde elde etmemizi sağlayarak bu sınırlamaları ortadan kaldırmaktadır. Ötegezegen çalışmalarıyla ilgili olarak astrosismoloji, Güneş'in değişimlerini inceleme yoluyla yıldız döngülerini izlemek ve gezegenlerin yaşanabilirliği ile ilgili önemli bilgiler verebilmektedir. NASA'nın Kepler ve Fransa'nın liderliğindeki CoRoT uydusu ile çok duyarlı gözlemler elde edilebilmiş, özellikle Güneş benzeri salınımlar gösteren yıldızlarla ilgili büyük atılımlar yapılmıştır. Bu uydularla gece ve gündüz ayrımı olmaksızın, kesintisiz ve uzun süreli gözlemlerle, zonklayan binlerce yıldızın çok kullanışlı astrosismik veri setleri elde edilerek çözümlenmiştir. Bunların bazıları ise çift yıldızların üyesi olan zonklayan yıldızlara ilişkindir. Bu verilerin çözümlenmesiyle, astrosismoloji yardımıyla, yıldızlara ilişkin çok daha duyarlı ve önemli sonuçlar elde edilebilmiştir. Bu tür yıldızlarla ilgili yer tabanlı, daha küçük teleskoplarla da birçok gözlemevinde çalışmalar yapılmaktadır. Güneş türü ve kırmızı dev yıldızlar, Güneş benzeri salınım ve atmalarla ilgili zengin bir tayf vermektedir. Bu salınım ve atmalar, bu yıldızların konvektif dış katmanlarında ortaya çıkan dalgalanmalar tarafından yönetilmektedir. Konvektif dış katman, çaydanlıkta kaynayan suya benzetilebilir. Bir çaydanlıkta ocak tarafından alttan ısıtılan su hafifleyerek üste çıkmakta, buna bağlı olarak üstte soğumuş ve ağırlaşmış su ise tabana çökmektedir. Böylece çaydanlıktaki su, aşağıdan yukarı ve yukarıdan aşağıya doğru bir döngü göstermektedir. Bu tip yıldızların dış katmanlarında bu döngü, çok daha büyük ölçekli olarak gerçekleşir. Güneş benzeri yıldızlarda salınımlar baskın olarak akustiktir. Evrimin sonraki aşaması olan alt dev ya da kırmızı dev evresindeki yıldızlarda ise çekim modları daha baskındır ve buna bağlı olarak iç katmanlarla ilgili bilgi elde edilir. Kepler uydusu ile elde edilmiş olan çok uzun zaman aralığına sahip kesintisiz veri sayesinde, bu tür yıldızların iç yapıları çok daha duyarlı biçimde çözümlenebildiği için, özellikle evrimleri ve yaşları ile ilgili çok duyarlı hesaplamalar yapılabilmektedir. Kepler'le gezegene sahip olduğu düşünülen ve Güneş benzeri salınım gösteren 1000'den fazla yıldız gözlenmiştir. Bu bilgiler, özellikle gezegenler ve onların çekimle bağlı olduğu yıldızlar hakkında önemli bilgiler vermektedir. Birkaç yüz Güneş benzeri yıldız ve 10.000'den fazla kırmızı yıldızın gözlemleri ise bu tür yıldızların karakteristik bilgilerinin çok daha iyileştirilmesine ve onların daha iyi anlaşılmasına ışık tutmuştur. Standart yıldız modelleri pek çok kaba varsayıma dayandırılarak ortaya konmuştur. Enerjinin yıldız içinde yayılımı, konvektif madde fırlatmaları, dönmenin etkileri gibi kavramlar genellikle çok iyi ele alınamamaktadır. Bu parametreler duyarlı değilse, bunlardan elde edilecek sonuçlar da yeterince duyarlı olmayacaktır. Yıldızlardaki salınımlarla ilgili gözlemler, yıldız içlerinin ayrıntılı fiziksel çözümlemesine doğrudan katkı sağladığından, bu konuda duyarlılığın artmasını sağlama yönünde yararı olmaktadır.