Kaynaklar

[1] Stephen W. Hawking, “Zamanın Kısa Tarihi…”, age., s. 167, 168.

[2] Mahir E. Ocak, “Büyük Patlama”, ags., Erişim: 5 Aralık 2018 [bk. sonnot 5].

[3] Jim Holt, age., s. 18, 19, 37, 161-169; şu sonnotlara bakınız: 172, 176, 177.

1 gram anti madde, madde ile buluştuğunda ortaya bir nükleer bombanın patlamasına yakın bir enerji açığa çıkar. CERN vb. deneyler(in)de (anti proton, pozitron gibi) anti madde, oldukça zor şartlar altında (şu an için sadece nanogram düzeylerinde) üretilebilmektedir (10^-9 veya 0,000 000 001 gram=1 nanogram) (CERN, European Organization for Nuclear Research, Avrupa Nükleer Araştırma Merkezi, İsviçre-Fransa sınırındadır.). Şu ana kadar üretilen anti madde enerjisi, bir tencere çorbayı bile kaynatmaya yetmeyecek düzeydedir. Anti madde üretildikten sonra “herhangi bir madde” ile karşılaşırsa anında yok olur, işte bu yüzden üretilen anti maddeyi saklayabilmek de oldukça zordur. 1 gram anti madde üretimi için 25×10¹⁵ kilowatt-saat (kW sa) enerji gerekir ve üretim-saklama maliyeti de 10¹⁵ dolardır^[1] [1.000 W=1 kW, 1 kW sa (veya 1 kW h)=3,6×10⁶ joule^[2]]. Üretilen anti madde Penning, Loffe gibi (izole edilmiş) kapanlarda saklanabilmektedir.

“Kütle çekiminin normal maddeye olan etkisi anti madde için de geçerli midir?” sorusunun cevabı, deneysel gözlem zorluğu neticesinde daha belirlenememiş olsa da geçerli olduğu düşünülür. Yüksüz (nötr) leptonlar olan nötrinoların antilerinin ise yine kendileri olduğu düşünülmektedir.

Evrende, kozmik ışın çarpışmaları rutin olarak^[1] (ama çok az miktarda^[3]) pozitron ve anti proton üretir. Buna benzer şekilde evrende bir anti helyum atomunun oluşması için aşırı yüksek enerjiye ihtiyaç duyulur ki eğer bir tane bile anti helyum gözlemleyebilsek bu bize evrende çok miktarda anti madde olabileceğini gösterir fakat şu ana kadar gözlemlenememiştir^[1] (Belki de gerçekten yoktur!). (“Kozmik ışınlar: Güneş sisteminin dışından gelen nötrino gibi çeşitli parçacık ve elektromanyetik dalgalar içeren maddenin tümü.”)

Evrende anti madde aşırı nadir olarak bulunmaktadır veya neredeyse hiç bulunmamaktadır. Anti parçacıklar bir araya gelerek (normal madde gibi) anti maddeyi oluşturabilirler. Anti parçacıklar sadece kendilerinin eş (zıt) parçacıklarıyla değil herhangi bir parçacıkla da etkileştiği anda anında enerjiye dönüşür. Parçacık hızlandırıcı ve parçacık çarpıştırıcıları gibi sistemlerde (büyük makinelerde) anti parçacıklar üretilebiliyor fakat bunlar şu an için (2018) en gelişmiş anti madde kapanlarında ∼1.000 saniye süre kadar saklanabiliyor, hayatta tutulabiliyor.

Madde ile anti madde çarpışırsa E=mc² kuralına göre ikisi de ısı ve ışığa (genellikle fotona) dönüşür.^[3] Kısacası E=mc²ye göre kütle enerjiye, enerji de kütleye dönüşebilir (dönüşür) veya enerji ile kütle aynı şeylerdir; madde-anti madde etkileşirse enerji oluşur, yeterli miktardaki enerjiden de madde-anti madde çifti oluşur.^[4]

Güçlü etkileşim gerek kuarkları gerekse proton ve nötronları birbirine bağlar. Zayıf etkileşim bazı parçacıkların (“atom çekirdeği ölçeğinde radyoaktif”) bozunmalarından sorumludur.

“Dirac teorisi çerçevesinde parçacık-anti parçacık çifti yaratılabilir. Eğer bir gamma ışınının enerjisi bir elektronu negatif enerjili durumdan pozitif enerjili duruma yükseltecek derecede yeterince yüksekse, -kritik değer 2mc²– çift yaratmak mümkün olacaktır.” (gamma veya gama ışını). Bir maddenin durgun kütle enerjisi mc²dir: Bir parçacık ile anti parçacığın (örneğin elektron ile pozitronun) toplam durgun kütle enerjisi 2mc²dir ve çarpıştıklarında 2mc²lik enerjiye (ışığa) dönüşürler.

Evrendeki (görülür evreni oluşturan) parçacıklar kendi anti parçacıklarıyla (bir arada) mevcut değillerdir: Yani evrendeki herhangi bir parçacığın kendi anti parçacığının olmamasının sebebi Büyük Patlama sırasındaki (madde-anti madde etkileşmesinden arta kalan) fazladan madde oluşumudur, ki zaten eğer bu olmasaydı tüm madde ve anti madde birbirini yok edip enerjiye dönüşeceğinden evren sadece ışıkla dolu bir yer olurdu. Anti madde insanlar tarafından yapay olarak oluşturulur bu bir,^[5] ikincisi evrende (“evren boşluğu”nda veya kuantum boşluğunda) evrenin her tarafına yayılmış olan Higgs alanında veya (eşittir) istikrarsız “hiçlikte” sürekli olarak “kendiliğinden” madde ve anti madde (parçacık ve anti parçacık) oluşarak birbirini yok eder ve bu durmadan devam eder,^[6] üçüncü olarak diğer oluşumları da belirtmiştik zaten.

Anti madde üretiminde anti hidrojen de üretilebilmektedir. Parçacık hızlandırıcıda protonlar 28 GeV’e kadar hızlandırılır ve iridyum hedefine çarptırılır. “Her ∼100.000 proton etkileşimine karşılık 3,5 GeV enerjili bir anti proton oluşur.”: Mıktanıslar aracılığıyla bu anti protonlar, “anti proton yavaşlama ünitesi”ne (AD) aktarılır (Antiproton Deceleration). AD’de ilerleyen anti protonlar stokastik [“rastlantısal” (Nişanyan Sözlük)] ve elektron soğutma yöntemiyle 100 MeV enerjiye düşürülür, soğutulur. Sonrasında AD’deki 5 dedektöre yönlendirilip tuzaklanan anti protonlara pozitronlar eklenir ve böylelikle anti hidrojen elde edilir. Dünyada şu an için 1 yılda sadece 1-10 nanogram civarı anti proton üretilmektedir. 1 gram anti madde ∼62,5 trilyon dolardır.^[7]

[ATLAS, A Toroidal LHC ApparatuS, Halka Şeklindeki Büyük Hadron Çarpıştırıcısı Aparatı; LHC, Large Hadron Collider, Büyük Hadron Çarpıştırıcısı] CERN’deki ATLAS deney(i) mekanizmasının yapısı şudur. Halka (çember) şeklinde olan (silindir borulardan oluşan) Büyük Hadron Çarpıştırıcısı denilen tünel ∼100 m derinlikte olup uzunluğu ∼27 km’dir. Büyük Hadron Çarpıştırıcısı’nın bir yerinde (yönün önemi yok ama güneye bakan tarafında) ∼7.000 ton ağırlığında, ∼46 m uzunluğunda ve ∼25 m çapında ATLAS dedektörü (algıcı) bulunur. Parçacıklar ATLAS dedektöründe çarpıştırılır. Her 1 saniyede ∼1 milyar proton çarpıştırılır. Parçacıkları içeren bir Büyük Hadron Çarpıştırıcısı demeti (BHÇ demeti), hızlandırıcıda [BHÇ’te (tünelde)] dolanırken toplamda ∼10 milyar km (Dünya’dan Neptün’e gidiş dönüş kadar) yol alır. ATLAS dedektöründe en yüksek enerjili tek bir proton-proton çarpışmasının enerjisi ∼13 TeV’dir (teraelektronvolt, 1 TeV=10¹² eV). Her 1 BHÇ demeti en sıkken ∼2.808 tane proton paketçiği içerir, her 1 paketçik ∼120 milyar tane proton içerir, demetteki her 1 proton saniyede ∼11.245 kez tünelde tur atar. Ayrıca ATLAS dedektöründe ∼3.000 km’lik kablo ve fiber bulunmaktadır.

Büyük Hadron Çarpıştırıcısı’nda parçacık demetlerinin hızları ışık hızının %99,9999991’ine kadar çıkartılır ve “enerjileri 7 trilyon elektronvolta” ulaşır: Bu demetler ATLAS dedektörünün “merkezinde çarpışarak her yönde saçılan yeni parçacıklar” oluşturur ve bunlar da ölçülür, araştırılır. Çarpışmaların çoğu benzer(i) olup (“dünyadaki her insan eş zamanlı 20 telefon görüşmesi yapabilse ortaya çıkacak veri akış hızına denk” olan, her saniye 1 milyarın üstünde parçacık etkileşimi olur ve bunlardan) sadece milyonda biri ilginç bulunup incelenir. CERN ATLAS’ta Büyük Patlama sonrası koşullar oluşturularak (veya normal koşullarda) madde, Higgs alanı, karanlık madde, anti madde, kütle çekimi, ek boyutlar gibi evrensel araştırmalar yapılır, hatta hiç bilinmeyenler bile aranır. ATLAS’ın sanayi sektörüne faydaları dışında tümör yok etmenin geliştirilmesi, tıbbi görüntülemede yüksek çözünürlük gibi tıbba da faydası vardır.^[8]

Kaynaklar

[1] Nasuf Sönmez, “Antimadde Nedir?: Antimadde Hakkında Bilmeniz Gereken 10 Önemli Bilgi”, Rasyonalist, 10 Mayıs 2018, <https://rasyonalist.org/yazi/antimadde-nedir/>, Erişim: 24 Kasım 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20181010173359/https://rasyonalist.org/yazi/antimadde-nedir/].

[2] Wikipedia Contributors, “Kilowatt-hour”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgt: 14 Nisan 2020, kalıcı arşiv kaydı: <https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Kilowatt-hour&oldid=950961927>, Erişim: 19 Nisan 2020.

[3] Deniz Kaya [Çeviren], “CERN antimaddeyi hapsedip bir tesisten diğerine taşımayı planlıyor”, Bilim ve Ütopya, 2018, <https://www.bilimveutopya.com.tr/cern-antimaddeyi-hapsedip-bir-tesisten-digerine-tasimayi-planliyor>, Erişim: 24 Kasım 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20180616043817/https://www.bilimveutopya.com.tr/cern-antimaddeyi-hapsedip-bir-tesisten-digerine-tasimayi-planliyor].

[4] Mahir E. Ocak, “Antimadde Nedir?”, TÜBİTAK: Bilim Genç, 5 Aralık 2014, <http://bilimgenc.tubitak.gov.tr/makale/antimadde-nedir>, Erişim: 24 Kasım 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20181018031428/http://bilimgenc.tubitak.gov.tr/makale/antimadde-nedir].

[5] Namık Kemal Pak, “Antimadde”, Bilim ve Ütopya [ISSN: 1301-6717], Sayı: 202, Nisan 2011, [PDF] <http://www.physics.metu.edu.tr/uploads/Admission.ADM-146/8-Antimadde2-BilUt202-nis11.pdf>, Erişim: 24 Kasım 2018, s. 7-9, 11, 12, 14 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20180220031755/http://www.physics.metu.edu.tr/uploads/Admission.ADM-146/8-Antimadde2-BilUt202-nis11.pdf]. (Daha fazlası olarak -aynı yerden- CPT Simetrisi’ne de bakabilirsiniz).

[6] Jim Holt, “Dünya Neden Var? Varoluş Üzerine Bir Dedektiflik Hikayesi” [ISBN: 978-605-5691-81-3], Aylak Kitap, Çeviren: Ebru Kılıç, 2. Baskı, Ekim 2013, İstanbul, s. 65, 150, 163-166, 285, 319 (Bu kitap “The Philosopher’s Magazine tarafından 2012 yılının en iyi kitaplarından biri olarak gösterilmiş, 2013 yılında New York Times Bestseller olmuştur.”.); Brian Greene, “Evrenin Zarafeti…”, age., s. 146, 147, 192, 193, 213, 214, 405, 475, 476, 496; Brian Greene, “Evrenin Dokusu…”, age., s. 311, 315, 326, 328, 399-401, 624, 625, 632, 635, 636.

[7] Umut Köse, “Karşıt Madde”, CERN/Indico, Turkish Teacher Programme 6 (Türk Öğretmen Çalıştayı 6), 28 Haziran 2016, [PDF] <https://indico.cern.ch/event/496615/contributions/1175383/attachments/1227550/1797951/Antimatter_UKose.pdf>, Erişim: 25 Kasım 2018, s. 10-12, 18 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20210128003423/https://indico.cern.ch/event/496615/contributions/1175383/attachments/1227550/1797951/Antimatter_UKose.pdf].

[8] Katarina Anthony, “ATLAS Experiment Brochure – Turkish” (ATLAS Deney Broşürü – Türkçe), CERN/CDS, 2018, [PDF] <http://cds.cern.ch/record/2621158/files/CERN-Brochure-2018-006-Tur.pdf>, Erişim: 25 Kasım 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20211214232240/http://cds.cern.ch/record/2621158/files/CERN-Brochure-2018-006-Tur.pdf]. (Broşürü Türkçe yazan bu kişidir.)

[9] Mehmet Taşkan, “Fizikte 10 Teori” [ISBN: 978-605-127-343-3], Cinius Yayınları, 1. Baskı, Aralık 2011, İstanbul, <https://books.google.com.tr/books?id=vMnuBQAAQBAJ&printsec=frontcover&hl=tr#v=onepage&q&f=false>, Erişim: 4 Aralık 2018, s. 197, 198 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20201031024155/https://books.google.com.tr/books?id=vMnuBQAAQBAJ&printsec=frontcover&hl=tr#v=onepage&q&f=false].

Tüm atom altı parçacıklar hem dalgadır hem de parçacıktır.^[3] Fermiyon olan kuarklar ve leptonlar^[4] bozonlarla etkileşerek (birleşerek)^[5] atomu oluştururlar^[2]. Atom çekirdeğindeki protonu ve nötronu oluşturan kuarklardır. 3 kuark bir araya geldiğinde 1 protonu ve (veya) 1 nötronu oluşturur. 1 kuark “renk hapsi” nedeniyle asla tek başına bulunamaz [ve (veya) gözlemlenemez]: Bu 3 kuark ancak^[6] (bir elektromanyetik alan benzeri olan^[7]) hadron içerisinde var olabilir (veya kendini gösterebilir). Kuarklar 6 çeşit olup yukarı, aşağı, tılsım, acayip, üst ve alt isimleriyle ifade edilir. Evrenin hemen her yerinde yukarı (u) ve aşağı (d) kuark yaygındır. Diğerleri ekstrem koşullarda oluşur.^[6]

Çekirdeğin etrafında bulunan elektron(lar), lepton çeşitlerinden biridir.^[3] Elektron, müon ve tau (elektriksel olarak) yüklü; (nötrinolar da denilen) elektron nötrino, müon nötrino ve tau nötrino ise nötr olmak üzere 6 çeşit lepton bulunur: Evrende en yaygın yüklü lepton elektrondur.^[8] Protonun [ve (veya) nötronun] kütlesi ve hacmi, elektronunkinden katbekat büyüktür (elektronun kütlesi protonun kütlesinin ∼1.836’da biri kadardır).^[3]

Aynı çeşit tüm fermiyonlar (proton, nötron, elektron vs.) Pauli Dışlama ilkesi gereğince aynı kuantum hâlini işgal edemezler [yani birbirlerini iterler, aynı anda aynı yerde bulunamazlar ve (veya) belirli bir yere kadar sıkıştırılabilirler].^[2][3][9] Bozonlar (foton, gluon, W-Z ve Higgs) için bu ilke geçersizdir.^[9] [Peter Ware Higgs (d. 1929)]

Elektron okullarda öğretildiği gibi çekirdeğin etrafında sabit bir yörüngede dönmez, bu yanlıştır: Çekirdeğin etrafında “rastgele” herhangi bir yerde birden belirir sonra hemen kaybolur, yine başka bir yerde tekrar belirir sonra yine kaybolur, bu, kuantum fiziğindeki Belirsizlik ilkesinden dolayı bu şekilde (çoğunlukla) elektron bulutu içerisinde durmadan devam eder. Yani elektronu durmadan gözlemleyemeyiz: O hem dalgadır hem de parçacıktır. Şöyle bir benzetme yapabilirim: Dalgaya uzunca bir ip dersek ipin herhangi bir yerine attığımız düğüm de parçacık olacaktır. İp (dalga) gözükmez ama düğüm (parçacık) gözükür. İpin uzunluğu tüm evrenin uzunluğu kadardır ve düğüm bu ipteki yani tüm evrendeki herhangi bir yerde görülebilir ama düğüm daha çok elektron bulutunda (stadyumda) görülür. Proton, nötron, foton vs. için de bu anlattıklarım geçerlidir.^[10][11]

Nötrinolar çoğunlukla yıldızlarda üretilir. 1 saniyede Güneş’ten Dünya’ya, cm²ye ∼65 milyar tane nötrino ulaşır.^[12] Nötrinoların kütleleri aşırı az ve hızları ışık hızına çok yakındır: Zayıf ve kütle çekimi kuvvetleriyle etkileşime girseler de kuantum renk taşımadıklarından güçlü çekirdek kuvvetiyle,^[13] yüksüz olduklarından da elektromanyetik kuvvetle etkileşime girmediklerinden^[14] dolayı nötrinolar, maddelerin (vücutlarımızın) içinden geçip giderler.^[12][13]

Kuarkın kütlesi protonun kütlesinin ∼200’de biridir. Gluonlar kuarkları bir arada tutan “yapıştırıcı” parçacıklardır. Kuarklar ve gluonlar renk yüküne sahiptir: Kuarklar ve gluonlar bu renk yükünden dolayı (kuantum renk dinamiğine göre) güçlü etkileşime girerler ki bu sayede protonlar ve nötronlar çekirdekte bir arada bulunur. Gittikçe artan bir sıcaklıkta önce “elektronlar ve çekirdekler birbirinden” ayrılır, sonra protonlar ve nötronlar da ayrılır, en son ise (yoğunluğun da “çekirdek yoğunluğunun birkaç katına” ulaşmasıyla) [ve (veya) çarpıştırmalarla] (2 trilyon °C ve üstünde) kuarklar ve gluonlar da ayrılır ki bu en son ayrılmayla (buzun suya geçmesi gibi bir faz değişimi olur ve) serbest hareket edip sıcak bir akışkan olan (evrenin başlarındaki faz olan) kuark-gluon plazma oluşur. Evrendeki madde oluşumu ise bunun (soğumayla) tam tersidir. Deneylerde bu süper yoğun faz çok kısa süreliğine oluşturulabilmektedir. Nötron yıldızlarında (ve bu gibi ortamlarda doğal olarak) kuark-gluon plazma mevcuttur. Kuantum renk dinamiğindeki “renk hapsi” olayı şu an için bilimde tam olarak anlaşılamamıştır.

Görünür evrendeki (bilinen) tüm maddenin %99’undan fazlasını kuarklar (ve gluonlar) oluşturmaktadır: Kalanının neredeyse tamamı ise elektronlardır. Kuarklar ve gluonlar [ve (veya) hadronlar, baryonlar, kısacası madde] renksizdir: Kuarklar ve gluonlar için kullanılan kırmızı, mavi ve yeşil anlatımları “kuantum sayıları”nı ifade eder ki kuarklar ve gluonlardaki “renk” teriminin bildiğimiz renklerle uzaktan yakından alakası yoktur.

Elektromanyetik etkileşmede elektrik yüklü parçacıklar foton alış verişi yaparak birbirlerini ya “iter ya da çekerler”: Kuarklar ve gluonlar ise renk yükleri (iç kuantum sayıları) nedeniyle etkileşirler: Pozitif yüklü çekirdekle negatif yüklü elektronların birbirini çekerek bir arada olması elektromanyetik etkileşme, farklı iç kuantum sayılarına sahip kuarklar ve gluonların bir arada bulunması ise güçlü etkileşmedir. Kuarklar birbiriyle gluonlar aracılığıyla etkileşirler. Ayrıca gluonlar kendileriyle de etkileşir. Kuarkların anti kuarkları kendilerinin tersidir (1-1=0), gluonların ise antileri yine kendileridir.

1 kuarkın tek başına serbest olarak bulunamamasının sebebi şudur: “Asimptotik Özgürlüğe göre kısa mesafelerde/yüksek enerjilerde kuarklar hadronlar içinde neredeyse etkileşmeksizin serbestçe dolaşırlar. Büyük mesafelerde/düşük enerjilerde ise etkileşme şiddeti artar. Bu özellik nedeniyle deneylerde serbest kuark gözlenemez. Bu durum kuarkların hadronlar içine ebediyen hapsolduğu (confinement) anlamına gelir.”.^[15]

Fermiyonlar 3 nesil altında toplanır. 1. nesilde yukarı ile aşağı kuark, elektron ve elektron nötrinosu bulunur ki bu nesil en kararlı olup uzun ömürlüdür (evreni oluşturandır). Diğer nesiller kararsızlardır ki en kararlılarının yaşam ömrü bile “saniyenin milyarda birinden azdır”, çoğu ise “neredeyse hiçbir şey yapmadan bozunur”.

Elektromanyetik etkileşim, elektrik yüklü parçacıklar arasında olur. Temel yük (temel elektrik yükü) “e” ile gösterilir. Elektronun yükü -1e’dir. Yukarı kuark +2e/3, aşağı kuark -1e/3 yükündedir: Bu yüzden “2 yukarı ve 1 aşağı kuarktan oluşan protonun” yükü (2/3+2/3-1/3=1) +1e’dir, “1 yukarı ve 2 aşağı kuarktan oluşan nötronun” yükü ise (2/3-1/3-1/3=0) 0e’dir. Bozonlar dörde ayrılır: gluonlar, foton, W-Z ve Higgs. “8 ayrı gluon vardır.”. Elektromanyetik etkileşime aracılık eden fotonlar ile güçlü etkileşime aracılık eden gluonların “kütlesi ve elektrik yükü sıfırdır”. 4 temel kuvvetten “sadece zayıf etkileşim, parçacıkların” (fermiyonların) türünü değiştirebilir. Örneğin nötronun bozunarak “protonun oluşması sürecinde bir aşağı kuarkın bir yukarı kuarka” dönüşmesi bu etkileşimle olur. W bozonu 2 tanedir (veya 2 farklı şekildedir): +1e yüklü W⁺ ve -1e yüklü W^–. Z bozonunda ise elektrik yük sıfırdır. Bu 3 bozon kütlelidir. Zayıf etkileşim “W ve Z bozonları aracılığıyla” gerçekleşir.

Standart Model’de “parçacıklar noktasal olarak ele” alınır ve parçacıkların bir “spin kuantum sayısı” vardır. Fermiyonların spinleri 1/2, Higgs hariç diğer bozonların spinleri ise 1’dir: Higgs’in 0’dır.^[16] Parçacıkların spin ve yük özellikleri birer kuantum sayısıdır.^[17] (Spin hakkında 48. sayfaya bakınız.)

12 fermiyon parçacığına karşılık gelen 12 tane de anti parçacık bulunur, bozonların antileri yine kendileridir. Bir parçacığın antisi aynı kütlededir ama yükü tam tersidir. Örneğin -1e yüklü elektronun antisi +1e yüklü pozitrondur, +2e/3 yüklü ve iç kuantum sayısı kırmızı olan bir aşağı kuarkın antisi ise -2e/3 yüklü ve iç kuantum sayısı anti kırmızı olan bir anti aşağı kuarktır. “Anti parçacıkların bir araya gelmesiyle anti madde oluşur.” örneğin bir protonun antisi 2 anti yukarı kuark ve 1 anti aşağı kuarktan oluşan anti protondur. Bu şekilde küçükten büyüğe her yapının bir antisi vardır.

Kütleli denilen parçacıklar aslında (özünde) kütlesizdir. Tüm evren Higgs alanıyla doludur: Fermiyonlar ve W-Z bozonları evrende “hareket ederken bu alanla etkileşerek kütle kazanırlar”^[16] [Şu örneksel benzetme verilebilir: Higgs alanına deniz diyelim, parçacığa da deniz topu diyelim, topu denize daldırıp hareket ettirmeye çalıştığımızda zorlanırız, (sözde) kütle dediğimiz şey de aslında parçacıkların bunun gibi Higgs alanına verdiği tepkidir, veya etki-tepkidir.^[18]]. Foton ve gluonlar Higgs alanıyla etkileşmediğinden kütlesizdirler. Higgs bozonu veya Higgs parçacığı etkileşime aracılık eden parçacıktır. “Higgs bozonunun kendisi de Higgs alanıyla etkileşerek kütle kazanır. Higgs bozonunun diğer bozonlardan önemli bir farkı vardır. Elektromanyetik, güçlü ve zayıf etkileşimlerin aksine Higgs mekanizması kuvvet benzeri bir şeyle sonuçlanmaz.”. “Standart Model’de spini 0 olan tek” parçacık Higgs bozonudur. (Higgs hakkında bilinenler şu an için bilimde sınırlıdır.)^[16]

Kaynaklar

[1] M. Zeyrek, “Maddenin Yapısı ve Higgs Bozonu”, Fizik Dünyası Dergisi, Cilt: 1, Sayı: 2, Makale No.: 6, 2014, [PDF] <http://fizikdunyasi.ankara.edu.tr/j/tmp/mzeyrek_06_2014.pdf>, Erişim: 20 Kasım 2018, s. 1 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20190712045817/http://fizikdunyasi.ankara.edu.tr/j/tmp/mzeyrek_06_2014.pdf].

[2] Wikipedia Contributors, “Atom”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgt: 15 Kasım 2018, kalıcı arşiv kaydı: <https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Atom&oldid=869019340>, Erişim: 20 Kasım 2018.

[3] Wikipedia Contributors, “Electron”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgt: 16 Kasım 2018, kalıcı arşiv kaydı: <https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Electron&oldid=869101322>, Erişim: 20 Kasım 2018.

[4] Wikipedia Contributors, “Fermion”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgt: 17 Kasım 2018, kalıcı arşiv kaydı: <https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Fermion&oldid=869311216>, Erişim: 20 Kasım 2018.

[5] Wikipedia Contributors, “Boson”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgt: 26 Ekim 2018, kalıcı arşiv kaydı: <https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Boson&oldid=865838479>, Erişim: 20 Kasım 2018.

[6] Wikipedia Contributors, “Quark”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgt: 4 Kasım 2018, kalıcı arşiv kaydı: <https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Quark&oldid=867250147>, Erişim: 21 Kasım 2018.

[7] Wikipedia Contributors, “Hadron”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgt: 1 Kasım 2018, kalıcı arşiv kaydı: <https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Hadron&oldid=866710853>, Erişim: 21 Kasım 2018.

[8] Wikipedia Contributors, “Lepton”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgt: 3 Kasım 2018, kalıcı arşiv kaydı: <https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Lepton&oldid=867075814>, Erişim: 21 Kasım 2018.

[9] Wikipedia Contributors, “Pauli Exclusion Principle”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgt: 12 Kasım 2018, kalıcı arşiv kaydı: <https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Pauli_exclusion_principle&oldid=868456548>, Erişim: 21 Kasım 2018.

[10] Wikipedia Contributors, “Atomic Orbital”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgt: 14 Kasım 2018, kalıcı arşiv kaydı: <https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Atomic_orbital&oldid=868745623>, Erişim: 21 Kasım 2018.

[11] Bu sonnotlara bakınız: 149-151, 175, 227, 249-253, 256.

[12] Wikipedia Contributors, “Neutrino”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgt: 16 Kasım 2018, kalıcı arşiv kaydı: <https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Neutrino&oldid=869141505>, Erişim: 21 Kasım 2018.

[13] Meltem Ceylan, “Süpersimetrik U(1)’ Modellerinde Nötrino Salınımlarının İncelenmesi”, Balıkesir Üniversitesi, Fizik Ana Bilim Dalı, Yüksek Lisans Tezi, Haziran 2015, [PDF] <https://dspace.balikesir.edu.tr/xmlui/bitstream/handle/20.500.12462/2417/Meltem_Ceylan.pdf>, Erişim: 22 Kasım 2018, s. 1, 4 [(+) eklediğim kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20221218180806/https://dspace.balikesir.edu.tr/xmlui/bitstream/handle/20.500.12462/2417/Meltem_Ceylan.pdf].

[14] Gülsün Appak, “Süpersimetrik U(1)’ Modellerinde En Hafif Nötral Higgs Bozonunun Bozunum Genişlikleri”, Balıkesir Üniversitesi, Fizik Ana Bilim Dalı, Yüksek Lisans Tezi, Ocak 2015, [PDF] <https://dspace.balikesir.edu.tr/xmlui/bitstream/handle/20.500.12462/2364/Gülsün_Appak.pdf>, Erişim: 22 Kasım 2018, s. 4 [(+) eklediğim kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20221218210436/https://dspace.balikesir.edu.tr/xmlui/bitstream/handle/20.500.12462/2364/Gülsün_Appak.pdf].

[15] Elşen Veli, Jale Yılmazkaya Süngü, “Süper Yoğun Madde: Kuark-Gluon Plazma”, YTSAM, Yeni Türkiye [ISSN: 1300-4174], Bilim ve Teknoloji Özel Sayısı‑III, Sayı: 90, Temmuz‑Aralık 2016, [PDF] <http://www.yeniturkiye.com/Conference2016/Present/2_3_5_2_Elsen_Veli-Jale_Yılmazkaya_Sungu.pdf>, Erişim: 23 Kasım 2018, s. 2, 3, 7, 8 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20190819003713/http://www.yeniturkiye.com/Conference2016/Present/2_3_5_2_Elsen_Veli-Jale_Yılmazkaya_Sungu.pdf]. {Linkteki sayfa sayılarıdır, diğeri için bk. <http://www.yeniturkiye.com/display.asp?c=0901>, Erişim: 23 Kasım 2018, [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20181215082031/http://www.yeniturkiye.com/display.asp?c=0901].}

[16] Mahir E. Ocak, “Standart Model”, TÜBİTAK: Bilim ve Teknik [ISSN: 1300-3380], Sayı: 595, Haziran 2017, [PDF] <https://bilimteknik.tubitak.gov.tr/sites/default/files/posterler/41x55_poster_haziran_2017.pdf>, Erişim: 23 Kasım 2018, 595. sayının eki/posteri [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20190212130720/https://bilimteknik.tubitak.gov.tr/sites/default/files/posterler/41x55_poster_haziran_2017.pdf].

[17] Kerem Cankoçak, “Madde, Anti-madde: Evrendeki Simetriler ve Simetrilerin İhlalinin Önemi”, Alfa Bilim Felsefe, Mart 2011, <http://keremcankocak.blogspot.com/2013/11/madde-anti-madde-evrendeki-simetriler.html>, Erişim: 23 Kasım 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20200810161823/http://keremcankocak.blogspot.com/2013/11/madde-anti-madde-evrendeki-simetriler.html].

[18] Brian Greene, “Evrenin Dokusu…”, age., s. 316-322, 450, 513, 617, 635.

Eğer tüm evreni sonsuza kadar küçültürsek (çökertirsek) tüm bilgiler de yok olacaktır.^[2] [Görüşüme göre Büyük Patlama’dan önce bir “şey(ler)” olsa bile, bu evrendeki hiç bir şey, bu evrenin kurallarına tabi olduğundan “oraya” ulaşamaz ve tanımlayamaz.]

Büyük Patlama’dan önce zaman hakkında 2 görüş vardır: birincisi, zaman yoktu, diyenler, ikincisi, zaman vardı, diyenler. Birincisi, “tekillik”te zaman işlemez (zamanın anlamının olmadığı “nokta”dır): Büyük Patlama’dan önce “tekil” (her şeyin -uzay ve zamanın- sıfıra kadar sıkılıp sonsuz olduğu “çökmüş”) olan evrende zaman kavramı da yoktur: Büyük Patlama ile zaman başlar. İkincisi, Sicim kuramı (teorisi) ve Ekpyrotic senaryosu, Büyük Patlama’dan önce evrenin çok seyrek (zayıf) olarak etkileştiğini ve dolayısıyla zamanın da olduğunu ve Büyük Patlama ile ani bir geçiş yaşadığını söylemektedir.^[3]

Evren her yönde tekdüze olarak genişlemektedir.^[4]

Evrenin ucu (kenarı) yoktur: Evrende herhangi bir yönde ne kadar uzağa bakarsak bakalım göreceğimiz şey ışıktır (daima bizden uzaklaşan ışıktır).^[5]

Evrende yön kavramı yoktur. Balon ve kek örnekleri de gerçeği yansıtmaz.^[6]

Büyük Patlama’da (-n önceki) “tekil” olan evren kara delik veya -varsa- ak delik formunda değildir.

“Evrenin ötesinde” bir boşluk yoktur.^[7]

Varsa diğer evrenleri gözlemenin hiçbir yolu yoktur ve yine onlar eğer varsa bizim evrenimizle hiçbir şekilde etkileşime girmemektedirler.^[8]

Gözlemlenebilir evrendeki toplam kütlenin enerji eş değeri (yani kütlenin sahip olduğu iç enerji, kütle içindeki enerji veya evrenin toplam enerjisi) ∼9,5×10⁵³ megaton TNT’dir^[9] (TNT, trinitrotoluene adındaki bir patlayıcıdır ve aynı zamanda patlayıcı verimidir, patlayıcıların şiddetinin standart bir ölçüsüdür^[10]). 1 megaton=1 milyon ton=1 milyar kg’dır. 1 megaton TNT, 4,184×10¹⁵ jul enerjiye eşittir^[11] veya 50 tane atom bombası patlamasına eşittir^[12].

Hızın sembolü v’dir (v=m/sn). “Bir cismin birim zamandaki yer değiştirme miktarına hız denir.”

İvmenin sembolü a’dır (a=v/sn=m/sn/sn=m/sn²).^[13] “İvme, bir cismin hızındaki sürekli artışı ya da azalışı tarif eden bir kavramdır. Birim zamandaki hız değişimine ivme denir.”^[14]

Newton (N), kuvvetin birimidir (N=kgxm/sn²).^[15] “1 N’luk bir kuvvet, durgun hâldeki 1 kg’lık bir kütleye uygulandığında, o kütleye 1 m/s²‘lik bir ivme kazandırabilen kuvvetin büyüklüğüdür.”^[16] veya “Bir Newton kuvvet, 1 kg cisme uygulandığında, bu cisme 1 m/s² ivme kazandıran kuvvettir.”^[17].

Joule veya jul (J); enerji, iş ve (veya) ısı (miktarı) birimidir (J=kgxm²/sn² veya J=Nxm).^[15] “1 Joule: 1 Newton’lık bir kuvvet, etki ettiği cisme, kendi doğrultusunda 1 m yol aldırıyorsa yapılan iş [veya harcanan enerji] 1 Joule’dur.”^[18] veya “Bir Joule, bir Newton (1N) kuvvetin, 1 metre (1m) mesafede yaptığı iştir [veya harcadığı enerjidir].”^[19].

Watt (W) güç ve (veya) ışınım akısı birimidir (W=kgxm²/sn³ veya W=J/sn).^[15] “Bir watt, bir joule işin, bir saniye içinde yapılmasıdır.” veya “Bir cisim, 1 saniyede, 1 joule iş yaparsa, gücü 1 watt’tır.”^[20] veya “Watt, 1 saniyede, 1 jullük” enerji üreten (veya iş sağlayan) güçtür. [Bu parantez ektir. 126. sayfadaki görsel yazısındaki ve 51. sayfadaki elektronvolt (eV) için tamamlama olarak şu birim dönüşümlerin verilmesi gerekir. 1 eV = 1,60217733×10^-19 joule, 1 keV = 1,60217733×10^-16 joule, 1 MeV = 1,60217733×10^-13 joule, 1 GeV = 1,60217733×10^-10 joule, 1 TeV = 1,60217733×10^-7 joule]^[21]

Bilindiği kadarıyla evren (-in tamamı) dönmemektedir.^[22]

Işık, elektrik alanı ve manyetik alandan oluşan bir enerjidir: Elektrik alanı manyetik alanı, manyetik alan ise elektrik alanı oluşturur (üretir) ve bu durmadan devam eder: Bu sayede ışık “kendi kendini idame ettirir”. Işığın aldığı mesafe artarsa dalga boyu uzar [veya yoğunluğu (parlaklığı) zayıflar] fakat enerjisi değişmez ta ki toz, gaz, gezegen vb.ye çarparsa o madde tarafından emilip daha düşük enerjili bir ışık olarak yayılır (yansıtılır). Evrende bahsi geçen maddeler (atomlar) az yer kapladığından (veya uzay “boşluğu” çoğunlukla boş olduğundan) ışık neredeyse serbest bir şekilde yayılabilir.^[23]

Evrenin genişlemesi (galaksilerin birbirinden mesafe arttıkça daha hızlı uzaklaşması değil, evrenin temelde genişlemesi) giderek hızlandığından, gelecekte gözlemlenebilir evren de giderek küçülecektir.^[24]

Bir balonu ne kadar çok şişirirseniz şişirme zorluğu da giderek artar veya bir lastiği ne kadar çok uzatırsanız (uzatma zorluğu da yani) gerginliği de gittikçe artar: İşte bu örneklerdeki “giderek artma”yı, gittikçe hızlanarak genişleyen evrene uyarlarsak karanlık enerjinin giderek artan “negatif basınç” özelliğini dolaylı da olsa (kısmen) anlamış oluruz.^[25] (Sayılar doğru olmamak kaydıyla sadece anlaşılabilmesi adına şunu söyleyebilirim: Büyük Patlama sayesinde genişleyen evrende, evrenin 1 birim genişlemesiyle negatif basınç 2 birim artar ki bu da genişleme hızını giderek artırır.) Bu bağlamlarda “hızlanarak genişleyen” bir evren söz konusu olduğu için Hubble sabiti de bir “sabit” olmayıp (artarak) değişime tabi olan kısmi (değişen) bir “sabit”tir: Bu sabiti kullanırken “şimdilik, günümüzde” gibi sözler kullanılmalıdır.^[26] Yanı sıra evrenin genişlemesinin hızlanması çok hızlı bir artış değil aksine yavaş bir atrıştır.^[27]

“Sadece şu an için” görünür evrenin mesafesi (yani “En uzak ne kadar uzaktadır?” diye bir şey var mının cevabı) ∼13,8 milyar ışık yılıdır: Bu sayı (doğal olarak, elbette ki), evrenin yaşıyla ışık hızının çarpılması ile bulunur: Yine doğal olarak şu an için gözlemlenebilir evrenin (veya tüm evren için geçerli olmak üzere evrenin herhangi bir noktasından şu an için gözlemlenebilecek evrenin) “yarıçapı” [yarı genişliği (büyüklüğü)] (evrendeki her nokta için her yönde şu an için) yine ∼13,8 milyar ışık yılıdır ki gözlemlenebilir evrenin şu anki “çapı” ise (yine her nokta için) (∼13,8) + (∼13,8) = (∼28) milyar ışık yılı olur. Yani ne kadar uzağa bakarsak bakalım, göreceğimiz şey geçmiş ve daha çok geçmiş olacağından şu an en uzakta, evrenin ilk anlarını görürüz, zaman ilerledikçe, çok uzak geleceklerde, milyarlarca yıl içinde, gittikçe bu ∼13,8 milyar ışık yıllık alanın genişlemesiyle burada oluşan-oluşmuş galaksilerin ışığı bize geldiğinde onları da görürüz, ama burada bir sınır vardır, birbirine ∼15 milyar ışık yılı uzaklıktıktaki iki nokta, birbirine göre ışık hızından daha hızlı uzaklaşacağından ve evrenin genişlemesi eşliğinde -evrendeki herhangi bir nokta ya da bizim için- görebileceğimiz (gözlemleyebileceğimiz, test edip üzerinde düşünebileceğimiz, çok uzak geleceklere kadar ışığının bize gelebileceği, yani gözlemlenebilir evren, bu) evrenin yarıçapı ∼46,5, çapı ise ∼93 milyar ışık yılıdır, ama bu, asıl evrene göre okyanusta bir damladır.^[28]

Evrende ne kadar uzağa bakarsak bakalım göreceğimiz şey geçmiştir ve daha çok geçmiştir: Yani bebek evreni görürüz fakat bunun da bir sınırı vardır ki göreceğimiz en uzak geçmiş evren 3.000 K sıcaklığında iyonize gaz (plazma) ile doluykenki küçük hâlidir, çünkü bu yoğun plazma, ışığı engeller, bu yüzden bu mesafenin ötesini göremeyiz.
Eğer “Şişme” teorisi (kuramı) doğruysa “tüm evren” içinde farklı farklı “bölümler” olabilir (veya “tüm sistem” içinde birbirinden farklı “evrenler” olabilir). Şöyle ki (benzetme olarak): Dünya’daki birkaç dönümlük bir mısır tarlasına “gözlemlenebilir (bilinen evren)” dersek bu tarladaki mısırlar (yani galaksiler) aynı görünür, fakat diğer tarlalar ve (veya) farklı (çeşitli) bitkiler “gözlemleyemediğimiz evren” olur ki burası bilinen evrenden çok daha büyüktür, öyle ki bu bağlamda tüm evren veya tüm sistem içinde farklı bölümler veya farklı evrenlerin olması söz konusudur (fakat bu evrenler “Temelde aynı, görüntüde mi farklı?” yoksa “Temelde ve görüntüde de mi farklı?” orası bilinmiyor).^[29]

Bizden uzak galaksilerin bizden uzaklaşması konusunda yapılan gözlemler evrenin tekdüze genişlediğini göstermektedir.^[30]

Galaksi kümeleri evrenin kütlesinin büyük bir kısmını oluşturur.^[31] Evrenin bir birim hacmindeki ortalama madde miktarı, kritik değerin (Ω=1,0) üstünde olmadığı için evren “Big Crunch” (Büyük Çöküş) olarak kendine çökmeyecek yani Büyük Patlama anına geri dönmeyecek, sonsuza kadar (veya durmadan) genişlemeye devam edecektir.^[32]

Büyük Patlama’dan hemen sonra evrende H (∼%75), He (∼%25) ve Li (milyarda birkaç tane) oluştu. Şu ana kadar hidrojen ve helyumun ∼%1’i yakıldı. Dolayısıyla günümüz evrenindeki H ve He oranları neredeyse başlangıçtaki gibidir.^[33]

Büyük Patlama’dan saniyeler sonra enerji protonlara (maddeye, hidrojen çekirdeğine) dönüştü, birkaç dakika sonra da bunlar birleşerek helyum ve biraz da lityum çekirdeğine dönüştü: Fakat başlangıçtaki enerjinin nereden geldiği bilinmemektedir, belki de böyle bir soru bile yanlıştır.^[34]

Rekombinasyon’dan önceki dönemde ışık kaçamadığından bu dönemi gözlemleyemeyiz: Sadece Rekombinasyon ve sonrası dönemleri gözlemleyebiliriz.^[35]

Büyük Patlama’nın ilk anlarında kuantum mekaniği (olasılıkları) sonucu küçük pertürbasyonlar (sapmalar) eşliğinde evrendeki yoğunluk (birim hacimdeki madde miktarı) ve sıcaklıkta küçük değişiklikler oldu, bunun sonucunda günümüz evreni oluştu: Eğer bu küçük yoğunluk dalgalanmaları olmasaydı evrendeki yoğunluk, sıcaklık ve diğer her şey mükemmel bir homojenlikte (eşitlikte) olurdu ve günümüz evreni de ol(a)mazdı.^[36] Kuantum dalgalanmaları (günümüzde de dahil) her zaman olan bir şeydir: Fakat ilk anlarda “çok küçük” olan evrende bu dalgalanmalar (alanın küçüklüğü dalgalanmanın küçücük etkisini genişlemeyle birlikte devasa büyüklüğe dönüştüreceğinden dolayı ki), sonrasında büyük sonuçları doğurdu^[37] (Benzetmemi verecek olursam şunu söyleyebilirim: Akdeniz’i dondurun ve tamamen buz olan bu denize bir kıyısı olan Adana’dan birisi kazma ile buza vurduğunda, denizin her yönden çatlayarak tuz buz olduğunu düşünün: kazma ile vuruş anı kuantum dalgalanması, çatlamalar ilk anlardaki galaksi kümelerine dönüşecek madde yoğunlaşmaları, tuz buz ise yoğunlaşan maddenin çökmesiyle oluşan galaksiler.).

“Evrende ilk olarak yıldızlar mı, galaksiler mi, yoksa kara delikler mi oluştu?” konusu şimdilik çözülememiştir, fakat bunların hepsinin oluşum süreci evrenin ilk anlarındaki “dalgalanmalar”la başladığı için ve yine hepsi (pek tabii ki) kütle ve (veya) kütle çekiminden oluştuğu için art arda (bir arada) oluşageldiğinden^[38] bu konunun (sorunun) önem seviyesi pek de yüksek değildir.

Galaksi merkezlerinin çoğunda, büyük galaksilerin merkezlerinin ise neredeyse tamamında bulunan süper kütleli kara deliklerin oluşumu için düşünülen muhtemel senaryo şudur: Erken evrende oluşan ilk kara delikler birleşerek daha büyük kara deliklere dönüşüp galaksiler hâline gelebilecek merkezlere (veya galaksi merkezlerine) (yönelimleştirilenerek, yani hem yönelerek hem de yöneltimlenerek) “battılar” (yani hem kendinin hem de etrafının -merkezin- aşırı kütleli olması neticesinde orada sabitlendiler, birbirlerini dengelediler).^[39] Ayrıca bu merkezî kara deliklerin çekim etkisiyle ve çevreye enerji vermesiyle galaksi evrimlerini etkilediği de bilinmektedir.^[40]

Farklı fizik yasalarının işlediği bambaşka evrenler olabilir (böyle bir şey mümkündür).^[41]

Elektromanyetik tayftaki tüm farklı dalga boyları aslında birer ışıktır veya ışığın farklı formlarıdır. Işık (veya radyasyon), dalgalardan ve (veya) parçacıklardan (fotonlardan) oluşur: Foton, ışığın en küçük birimi olup sıfır kütleye sahiptir (yani kütlesizdir) ve elektrik yükü de yoktur. Işık ise enerjinin farklı bir formudur.^[42]

Gittikçe ısınan bir ışık kaynağından çıkan ışık gittikçe kırmızıdan (turuncu, sarı, beyaz ve) mavi renge dönecektir: Elektromanyetik tayfın görünür kısmını renkler oluşturur ve bunlar ışığın farklı dalga boylarıdır. Dalga boyu artarsa frekans azalır: Görünür tayfta dalga boyu en yüksek olup frekansı en düşük olan (dolayısıyla en düşük enerjili) ışık kırmızıdır. Işık kaynağı ne kadar sıcaksa oradan çıkan ışığın enerjisi de (titreşimi de) o kadar fazla olur. Bir yıldızın kütlesi ne kadar artarsa sıcaklığı ve parlaklığı da o kadar artar. Yıldızın rengini sıcaklığı belirler: Sıcaklık fazlaysa yıldızın rengi maviye, azsa kırmızıya yönelir: Aslında yıldızlar, tayftaki görünür ışık olan tüm renkleri (kırmızı, turuncu, sarı, yeşil, mavi ve mor) belirli oranlarda yayarlar: Bu yayma oranı eşit veya eşite yakınsa yıldız daha çok beyaz(ımsı) görünür: Yıldızların yüzey sıcaklığına karşılık renkleri şu şekildedir: 50-28 bin kelvin → mavi, 28-10 bin K → mavi-beyaz, 10-7,5 bin K → beyaz, 7,5-6 bin K → beyaz-sarı, 6-4,9 bin K → sarı, 4,9-3,5 bin K → turuncu, 3,5-2 bin K → kırmızı. Güneş gibi yıldızlar yeşil rengi “biraz” fazla yaysa da renk kombinasyon eşiğini geçemediğinden beyaz ve (veya) soluk sarı renkte görünür. Evrende beyaz veya beyazımsı renkteki yıldızların sayısı daha çoktur. Gece yukarı baktığımızda farklı renkteki yıldızları gör(e)mememizin nedeni gözlerimizin yetersizliğidir ki gözlerimiz bize oyun oynayıp beyaz olmayan yıldızları bile bize beyaz gördürtür.^[43]

Galaksi çarpışmalarının etkisiyle yıldız(lar), galaksiler arası ortama savrulabilir ki bu şekilde galaksiden bağımsız başıboş yıldızlar vardır ama nadirdir.^[44]

Gözlemlenebilir evrende şu anda kaç tane galaksi vardır, sorusunun cevabını bulmak olanaksızdır, çünkü ışığın ilerlemesi bir süreye bağlıdır. Galaksilerden çıkan ışık, bize ya da Dünya dışına gönderdiğimiz bir uyduya ulaştığında, bir galaksi başka bir galaksiyle birleşerek ortadan kalkmış olabilir, yani şu anda olmayabilir ya da yeni oluşmuş bir galaksinin ışığı bize henüz gelmemiş olabilir. Gözlemlenebilir evrende ne kadar ileriye bakarsak o kadar geçmişe bakarız. Bu bağlamda uydulardan elde edilen verilerin detaylı incelenmesi sonucu, gelmiş geçmiş 2 trilyon (ya da daha fazla) galaksinin oluştuğu tutarlı bir tahmindir. Bunların %90 civarı, gözlemlenebilir evrenin erken dönemlerinde (ilk birkaç milyar yıl içinde) cüce galaksiler olarak oluşmuştur, bunlar Samanyolu galaksimizin uydu galaksileri gibidir, ilerleyen dönemlerde bunlar etraflarındaki galaksilerle çarpışıp birleşerek ortadan kalkmışlardır.^[45] Gözlemlenebilir evrende şu andaki galaksi sayısı -tutarlı bir tahmin olarak- 100 milyardan fazla ya da 200 milyar civarı ya da birkaç yüz milyar kadardır.^[45][46] Bunlardan çoğu galaksimizden büyüktür.^[47]

Kaynaklar

[1] John K. Cannizzo, “Cosmology”, NASA: Imagine The Universe, Ask an Astrophysicist, Library of Past Questions and Answers, “Where in the Universe did the Big Bang originate?”, Soru ID: 980327a, 27 Mart 1998, <https://imagine.gsfc.nasa.gov/ask_astro/cosmology.html>, Erişim(ler): 29 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20190614141355/https://imagine.gsfc.nasa.gov/ask_astro/cosmology.html]. (102-110 ve 123-143 arası sonnotlar, NASA yetkililerinden 34 kişinin 1996-2013 yılları arasında halkın sorularına verdikleri cevapların arşivlenmesidir.)

[2] ags., ea., Michael Arida, “What was before the Big Bang?”, Soru ID: 031001a, 1 Ekim 2003.

[3] ags., ea., Georgia de Nolfo, Mike Arida, “Was there time before the Big Bang?”, Soru ID: 060629a, 29 Haziran 2006.

[4] ags., ea., Padi Boyd, “If all the distant galaxies are flying away from us, does that mean that we’re in the center of the Universe?”, Soru ID: 970611e, 11 Haziran 1997.

[5] ags., ea., Steve Snowden, “What is at the edge of the Universe?”, Soru ID: 961202c, 2 Aralık 1996.

[6] ags., ea., David Palmer, “If the universe is expanding like a balloon, is it hollow?”, Soru ID: 980707a, 7 Temmuz 1998.

[7] ags., ea., Michael Loewenstein, Amy Fredericks, “Could the Big Bang have been a Black/White Hole?”, Soru ID: 011030a, 30 Ekim 2001.

[8] ags., ea., Jonathan Keohane, “Is it possible that there are many Universes?”, Soru ID: 980301d, 1 Mart 1998.

[9] ags., ea., Jim Lochner, Mark Kowitt, Mike Corcoran, Leonard Garcia, “How much energy was released in the Big Bang?”, Soru ID: 980211b, 11 Şubat 1998.

[10] Wikipedia Contributors, “TNT”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgt: 11 Nisan 2020, kalıcı arşiv kaydı: <https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=TNT&oldid=950317358>, Erişim: 16 Nisan 2020.

[11] Wikipedia Contributors, “TNT equivalent”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgt: 12 Nisan 2020, kalıcı arşiv kaydı: <https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=TNT_equivalent&oldid=950606166>, Erişim: 16 Nisan 2020.

[12] Wikipedia Contributors, “Nuclear weapon”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgt: 31 Mart 2020, kalıcı arşiv kaydı: <https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Nuclear_weapon&oldid=948317622>, Erişim: 16 Nisan 2020.

[13] T.C. Milli Eğitim Bakanlığı Yazarları (yy.), “Hız ve İvme”, T.C. MEB, Denizcilik, 2015, [PDF] <http://megep.meb.gov.tr/mte_program_modul/moduller/Hız%20ve%20İvme.pdf>, Erişim: 16 Nisan 2020, s. 3, 18 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20210411041316/http://megep.meb.gov.tr/mte_program_modul/moduller/Hız%20ve%20İvme.pdf].

[14] İlker Ay, “Teknolojinin Bilimsel İlkeleri”, Hacettepe Üniversitesi, 2009, [PDF] <http://www.balamyo.hacettepe.edu.tr/tbi.pdf>, Erişim: 16 Nisan 2020, s. 24 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20181122230716/http://www.balamyo.hacettepe.edu.tr/tbi.pdf].

[15] UME Yazarları (yy.), “Türetilmiş SI Birimleri”, TÜBİTAK Ulusal Metroloji Enstitüsü, ty., <http://www.ume.tubitak.gov.tr/tr/si-birimleri?q=tr/icerik/turetilmis-si-birimleri>, Erişim: 16 Nisan 2020 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20150406023445/http://www.ume.tubitak.gov.tr/tr/si-birimleri?q=tr/icerik/turetilmis-si-birimleri].

[16] yy., “Uluslararası Birim Sistemi”, Aydın Adnan Menderes Üniversitesi, Koçarlı Meslek Yüksekokulu, ty., [PDF] <https://akademik.adu.edu.tr/myo/kocarli/webfolders/File/SI_birim_sistemi.pdf>, Erişim: 16 Nisan 2020, s. 3 [(+) eklediğim kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20221217123418/https://akademik.adu.edu.tr/myo/kocarli/webfolders/File/SI_birim_sistemi.pdf].

[17] Margarita Ginovska, Hristina Spasevska, Nevenka Andonovska, “Fizik: Ortaöğretim Mesleki Eğitimin Birinci Yılı İçin” [ISBN: 978-608-226-259-8], Çeviren: Saki Yusufoski, 2010 (2014), <https://doczz.biz.tr/doc/118932/i%CC%87ndir—ministerstvo-za-obrazovanie-i-nauka>, Erişim: 16 Nisan 2020, s. 47 [(+) eklediğim kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20221217124150/https://doczz.biz.tr/doc/118932/i%CC%87ndir—ministerstvo-za-obrazovanie-i-nauka]. (Kitabın orijinali Makedonca olup şudur: Aynı yazarlar, “Физика: прва година средно стручно образование”, CIP – Каталогизација во публикација Национална и универзитетска библиотека “Св. Климент Охридски”, Министерство за образование и наука на Република Македонија, 2010, Скопје. Kitabın bu Makedonca kaynakça bilgilerinin Türkçesi şudur: Aynı yazarlar, “Fizik: Orta Mesleki Eğitimin İlk Yılı”, CIP – “St. Kliment Ohridski” Ulusal ve Üniversite Kütüphanesi Yayın Kataloğu, Makedonya Cumhuriyeti Eğitim ve Bilim Bakanlığı, 2010, Üsküp, Makedonya.)

[18] Duran Yavuz, “Yağmurlama Sulamanın Enerji Gereksinimi”, Selçuk Üniversitesi, Tarımsal Yapılar ve Sulama Ana Bilim Dalı, Yüksek Lisans Tezi, 2006, [PDF] <http://acikerisimarsiv.selcuk.edu.tr:8080/xmlui/bitstream/handle/123456789/7673/185722.pdf>, Erişim: 16 Nisan 2020, s. 4 [Sayfa numaraları eklenmemiş ama “İçindekiler” kısmına baktığımızda 4. sayfa veya baştan 12. sayfa.] [(+) eklediğim kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20221217124909/http://acikerisimarsiv.selcuk.edu.tr:8080/xmlui/bitstream/handle/123456789/7673/185722.pdf].

[19] Margarita Ginovska vd., age., s. 70.

[20] age., s. 73, 77.

[21] SHGM Yazarları (yy.), “Hava ve Yer Operasyonları İçin Kullanılan Ölçüm Birimleri Yönetmeliği (Shy-Ölçü)”, Sivil Havacılık Genel Müdürlüğü, 2005, [PDF] <http://web.shgm.gov.tr/documents/sivilhavacilik/files/mevzuat/sektorel/taslaklar/SHY-OLCU.pdf>, Erişim: 16 Nisan 2020, s. 2 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20171013204642/http://web.shgm.gov.tr/documents/sivilhavacilik/files/mevzuat/sektorel/taslaklar/SHY-OLCU.pdf] {veya (ya da) TMMOB MMO Yazarları (yy.), “Uluslararası Temel Ölçü Birimleri ve Bu Birimlerden Türetilen Birimlerin Tariflerine İlişkin Yönetmelik”, TMMOB Maden Mühendisleri Odası, ty., [PDF] <http://www.maden.org.tr/resimler/ekler/6cda17abb967ed2_ek.pdf>, Erişim: 19 Ekim 2022, s. 41 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20200331142848/http://www.maden.org.tr/resimler/ekler/6cda17abb967ed2_ek.pdf] (“Watt, 1 saniyede…” alıntısı buradandır.).}. {Köşeli ayraç içindeki elektronvolt (eV) kısmı, Thomas Hainke [Editör], “Conversion Calculator”, Convert Measurement Units, 2022, <https://www.convert-measurement-units.com/conversion-calculator.php?type=energy>, Erişim: 17 Temmuz 2022. [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20200810024441/https://www.convert-measurement-units.com/conversion-calculator.php?type=energy (Dönüştürücü özelliği, siteye gidiniz.)] (Dönüştürücüden istediğinizi dönüştürebilirsiniz.)}

[22] 102. sonnottaki ags., ea., Jim Lochner, Mark Kowitt, Mike Corcoran, Leonard Garcia, “How much energy was released in the Big Bang?”, Soru ID: 980211b, 11 Şubat 1998.

[23] ags., ea., Jim Lochner, Andy Ptak, Mike Arida, “What is the longevity of light?”, Soru ID: 970216, 16 Şubat 1997.

[24] ags., ea., David Palmer, Samar Safi-Harb, “Is the expansion of the Universe slowing down or speeding up?”, Soru ID: 990210c, 10 Şubat 1999 ve Jack Hewitt, “How can galaxies merge in a expanding universe?”, Soru ID: 110421a, 21 Nisan 2011.

[25] ags., ea., Barbara Mattson, Koji Mukai, “Is the Cosmological Constant real or not?”, Soru ID: 080908a, 8 Eylül 2008.

[26] ags., ea., Martin Still, Kevin Boyce, “The accelearted expansion of Space is not a constant.”, Soru ID: 010904a, 4 Eylül 2001.

[27] ags., ea., Koji Mukai, Georgia de Nolfo, “Is the Hubble Constant really a constant, if the Universe is expanding? “, Soru ID: 100528a, 28 Mayıs 2010.

[28] 28. sonnota bakınız ve 102. sonnottaki ags., ea., Paul Butterworth, “How do you measure the size of the Universe?”, Soru ID: 971124x, 24 Kasım 1997 ve John K. Cannizzo, “Physics of Stars”, NASA: Imagine The Universe, Ask an Astrophysicist, Library of Past Questions and Answers, “How far is the furthest star visible from Earth?”, Soru ID: 980329a, 29 Mart 1998, <https://imagine.gsfc.nasa.gov/ask_astro/stars.html>, Erişim: 31 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20191212035547/https://imagine.gsfc.nasa.gov/ask_astro/stars.html].

[29] 102. sonnottaki ags., ea., David Palmer, “How can one estimate the size of the Universe if any part of it past this critical distance is forever cut off from our measurement?”, Soru ID: 970630c, 30 Haziran 1997.

[30] ags., ea., Padi Boyd, “Can you tell me about the end of time?”, Soru ID: 970613d, 13 Haziran 1997.

[31] ags., ea., Koji Mukai, Drs. Chen, Michael Loewenstein, Steve Snowden, “What is the present accepted value of the density of the Universe? “, Soru ID: 961130b3, 30 Kasım 1996.

[32] ags., ea., Eric Christian, “Is there enough matter in the Universe for a “Big Crunch”?”, Soru ID: 980109a, 9 Ocak 1998 ve Koji Mukai, Bram Boroson, “Does the discovery of intergalactic hydrogen imply a Big Crunch?”, Soru ID: 000530a, 30 Mayıs 2000 ve Tim Kallman, “Will the Universe keep collapsing and re-expanding?”, Soru ID: 980114c, 14 Ocak 1998.

[33] ags., ea., David Palmer, “What is the known percentage of hydrogen in the Universe and where is it? “, Soru ID: 971113i, 13 Kasım 1997.

[34] ags., ea., Amy C. Fredericks, Michael Loewenstein, “If the Big Bang was pure energy, what made the matter?”, Soru ID: 090710, 10 Temmuz 2009.

[35] ags., ea., Ilana Harrus, “What does it mean for the universe to become transparent?”, Soru ID: 000404a, 4 Nisan 2000.

[36] ags., ea., Ira, Bernard, (soyadlar ?), “Shouldn’t the CMB be uniform?”, Soru ID: 130214a, 14 Şubat 2013.

[37] ags., ea., Jay Cummings, Jeff Livas, “Were there seeds for galaxy formation before atoms formed?”, Soru ID: 071107a, 7 Kasım 2007.

[38] ags., ea., Eric Christian, “Which formed first in the universe – galaxies or stars?”, Soru ID: 980108a, 8 Ocak 1998 ve Hans Krimm, “What came first, black holes or galaxies?”, Soru ID: 130925a, 25 Eylül 2013.

[39] ags., ea., Bret, Antara, (soyadlar ?), “Did bigger stars in the early universe make more black holes?”, Soru ID: 110216a, 16 Şubat 2011.

[40] ags., ea., 130925a agID.

[41] ags., ea., Jeff Silvis, Mark Kowitt, “Could the Laws of Physics be different in another Universe?”, Soru ID: 980308a, 8 Mart 1998.

[42] ags., ea., Jim Lochner, “Can light be contained and how do we observe light from the Big Bang? “, Soru ID: 970220a, 20 Şubat 1997, (“light”, “photons” ve “radiation” tanımlamaları).

[43] ATNF Team (yy.), “The Colour of Stars”, CSIRO: Australia Telescope National Facility (ATNF), ty., <http://www.atnf.csiro.au/outreach/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html>, Erişim: 31 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20181025233543/http://www.atnf.csiro.au/outreach/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html].

[44] John K. Cannizzo, C. Allie Hajian, “Physics of Stars”, NASA: Imagine The Universe, Ask an Astrophysicist, Library of Past Questions and Answers, “Are stars only found in galaxies or globular clusters?”, Soru ID: 980927a, 27 Eylül 1998, sonnot 129’daki link ve erişimi ile aynı.

[45] Christopher J. Conselice, Aaron Wilkinson, Kenneth Duncan, Alice Mortlock, “The Evolution Of Galaxy Number Density at z < 8 and Its Implications”, The Astrophysical Journal [ISSN: 0004-637X], Cilt: 830, Sayı: 2, Makale No.: 83, 20 Ekim 2016, [PDF] <https://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-637X/830/2/83/pdf>, Erişim: 12 Haziran 2022, s. 1, 10 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20211227160457/https://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-637X/830/2/83/pdf] [https://doi.org/10.3847/0004-637x/830/2/83]; Ray Villard [Editör], “Hubble Reveals Observable Universe Contains 10 Times More Galaxies Than Previously Thought”, Christopher Conselice, Mathias Jaeger, National Aeronautics and Space Administration (NASA), 13 Ekim 2016, 2. Editör: Karl Hille (sgt: 7 Ağustos 2017), <https://www.nasa.gov/feature/goddard/2016/hubble-reveals-observable-universe-contains-10-times-more-galaxies-than-previously-thought>, Erişim: 12 Haziran 2022 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20220709103311/https://www.nasa.gov/feature/goddard/2016/hubble-reveals-observable-universe-contains-10-times-more-galaxies-than-previously-thought]; Avi Shporer [Editör], “The Observable Universe – ‘Only a Tiny Fraction of the Aftermath of the Big Bang'”, Christopher Conselice, Martin Rees, The Daily Galaxy, 8 Ağustos 2021, <https://dailygalaxy.com/2021/08/beyond-comprehension-the-observable-universe-is-only-a-tiny-fraction-of-the-aftermath-of-the-big-bang/>, Erişim: 12 Haziran 2022 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20220703144152/https://dailygalaxy.com/2021/08/beyond-comprehension-the-observable-universe-is-only-a-tiny-fraction-of-the-aftermath-of-the-big-bang/]; Henry Fountain [Editör], “Two Trillion Galaxies, at the Very Least”, Christopher Conselice, The New York Times, 17 Ekim 2016, <https://www.nytimes.com/2016/10/18/science/two-trillion-galaxies-at-the-very-least.html>, Erişim: 12 Haziran 2022 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20220616204857/https://www.nytimes.com/2016/10/18/science/two-trillion-galaxies-at-the-very-least.html].

[46] Bill Bryson, age., s. 25, 115; Brian Greene, “Evrenin Dokusu…“, age., s. 205, 282, 374.

[47] Bill Bryson, age., s. 25.

(Şu an için) Güneş, Güneş Sistemi kütlesinin ∼%99,8’i olup ∼%92,1 hidrojen ve ∼%7,8 helyum barındırır, halkaları yoktur, çekirdek sıcaklığı ∼15 milyon santigrat derecedir, etrafında on binlerce asteroid ve ∼3 trilyon kuyruklu yıldız ve buzlu cisim barındırır.^[2]

Güneş’in kütlesi ∼10²⁴x1.988.500 kg, Dünya’nın ise ∼10²⁴x5,9724 kg’dır, bu nedenle Güneş’in kütlesi Dünya’nın ∼333.000 katıdır. Güneş’in hacmi ∼10¹²x1.412.000 km³, Dünya’nın ise ∼10¹²x1,083 km³tür, dolayısıyla Güneş’in hacmi Dünya’nın ∼1.304.000 katıdır. Güneş’in (G) ortalama yoğunluğu, her 1 metreküpte ∼1.408 kg’dır (1.408 kg/m³), Dünya’nın (D) ise ∼5.514 kg/m³tür [G bölü D yaklaşık olarak eşittir 0,255 (G/D≈0,255)]. Güneş’in yüzey kütle çekimi (ivmesi) (eş değer), her 1 saniyekarede ∼274,0 metredir (274,0 m/sn²), Dünya’nın ise ∼9,78 m/sn²dir (G/D≈28,0) [m/sn hızın birimidir, m/sn² ise ivmenin birimidir; m/sn, 1 saniyede kaç metre yol aldığınızı yani hızınızı gösterir, m/sn² (veya hız/sn yani m/sn/sn) ise 1 saniyede ne kadar hızlandığınızı yani ivmenizi gösterir. Bunun için bu kitapta 116. sayfaya bakınız.]. 0 (sıfır) tam bir küreyse Güneş ∼0,00005, Dünya ise ∼0,0034 oranında eliptik küremsidir. Güneş’in parlaklığı ∼10²⁴x382,8 watt (J/sn), kütle dönüşüm oranı ∼10⁶x4.260 kg/sn’dir, merkez yoğunluğu ∼162.200 kg/m³tür^[3] ve yüzey sıcaklığı ∼5.500 °C’dir^[4]. Dünya ∼23,9345 saatte, Güneş ∼609,12 saatte (1 tam tur olarak) kendi etrafında döner. Dünya’nın ve Güneş’in eliptik eğimleri (açıları) (kutuplardan bir çubuk geçirin ve eğin) sırasıyla ∼23,44 ve ∼7,25 derecedir. Güneş, yakınındaki yıldızlara göre ∼19,4 km/sn hızla hareket eder.^[3] Güneş’in hareketini zihinde canlandırmak adına 2 tane benzetmemi veriyorum: Vidalı makarnanın boşluklarından küçük bir bilye geçirin, işte Güneş’in hareketi de böyledir veya sağ elinizin parmaklarını yumruk yapar gibi kapatın sadece işaret parmağınızı açın ve bu parmağın ucu sizin sol tarafınıza bakacak şekilde olsun, şimdi parmağınızla durmadan çember çizin ve bunu yaparken elinizi de (veya kolunuzu da) sağa doğru çekin, Güneş de buna benzer bir şekilde galaktik merkez etrafında döner.^[5]

Galaksimizin merkezindeki “Sagittarius A*” adındaki süper kütleli kara delik (diğer kara delikler gibi) “tekil” yapıda olduğundan dolayı doğrudan gözlemlenemez: Samanyolu’nun merkezini gaz ve tozdan dolayı göremesek de oradan gelen ışınlarla oranın dolaylı bir çizimini yapabiliriz [Galaksimizin merkezindeki kara delikle hemen etrafındaki yıldızların görsel(ler)ine ilgili sonnottan bakabilirsiniz: Bu yıldızlar normalden muazzam büyüklüklere kadar çok çeşitli olup merkez (“SgrA*”) etrafında dönmektedir.].^[6]

4,56730 (±0,00016) milyar yıl yaşındaki^[7] Güneş, Samanyolu’nun (yani galaksimizin) merkezi etrafında saniyede 220 km hızla dönmekte olup 1 tam turunu 225 ile 250 milyon yıl (Dünya yılı) arasında tamamlar (225, 230, 240 veya 250 milyon yıl): Bu 1 tura “kozmik yıl” denilmektedir ve yörüngenin şekli neredeyse dairedir. Galaksimizin merkezi, galaksideki tüm malzemeye kütle çekimi uyguladığından bu malzemeler harekete geçer, bu hareket eşliğinde kütle çekimine karşı bir merkezkaç kuvveti oluşur ve bu sayede ikisi birbirini dengelediğinden tüm malzeme merkez (-e yapışmayıp) etrafında döner.^[8]

Güneş ne sarı ne kırmızı ne de turuncu renktedir,^[9][10][11] Güneş’in gerçek (orijinal) rengi beyazdır^[9][10][12]. Uzaydan çekilen Güneş resimlerinin beyaz olması bize bunu gösterir. Güneş ışığında her renk (kırmızı, turuncu, sarı, yeşil, mavi, mor) bulunur: Gökkuşağı Güneş’ten gelen ışıktır ki bu durumu açıklar:^[9] Bu renklerin hepsini karıştırdığımızda beyaz rengi elde ederiz ve diğer tüm renkler bu renklerin farklı kombinasyonlarıdır.^[10] Kırmızı en uzun, mor ise en kısa dalga boyuna sahiptir ki kırmızı, turuncu ve sarı uzun; yeşil, mavi ve mor ise kısa dalga boylu olup elektromanyetik spektrumda (tayfta) insan gözünün görebildiği ışıklardır (görünür ışık). Güneş ışığı atmosferimize geldiğinde^[9] (atmosferik soğurma denilen şu olaylar yaşanır:^[12]) kısa dalga boylu renkler (-in çoğu) (dalga boyları kısa olduğu için) atmosferi oluşturan malzemeye (atomlara vs.ye) çarpıp, atmosferi geçemeyip burada dağılır ve yayılırlar^[9] (filtrelenirler^[10]), bu yüzden yukarı baktığımızda atmosferi (göğü) mavi (ve tonları renklerde) görürüz (normalde gök, mavi değildir): Uzun dalga boylu renkler (-in çoğu) ise atmosferden geçebildiğinden Güneş’i sarı (ve tonları renklerde) görürüz.^[9] Güneş, gama ışınları hariç, tayftaki tüm elektromanyetik dalga frekanslarını yayar.^[10]

Evrenin ∼13,7 milyar yıl önce [∼380.000 (yıl) yaşındayken] içeriği şu oranlardaydı: karanlık madde %63, fotonlar %15, atomlar %12 ve nötrinolar %10:^[13] Günümüzde ise karanlık enerji %71,4, karanlık madde %24 ve atomlar %4,6 oranındadır.^[14][15] Karanlık enerji kütle çekiminin karşıtı^[13] (anti kütle çekimi^[14]) olup evrenin genişlemesini sağlar (evrensel genişlemenin hızlanmasını sağlar).^[13]

Kaynaklar

[1] IAU WGPSN Committe (yy.), “Planet and Satellite Names and Discoverers”, Gazetteer of Planetary Nomenclature, U.S. Geological Survey Astrogeology Science Center, Planetary Geomatics Group, International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN), ty., <https://planetarynames.wr.usgs.gov/Page/Planets>, Erişim: 26 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20181016203256/https://planetarynames.wr.usgs.gov/Page/Planets].

[2] NASA: Planetary Science Communications Team (yy.), “Sun”, NASA: Solar System Exploration (NASA’s Jet Propulsion Laboratory, NASA’s Science Mission Directorate), sgt: 6 Kasım 2018, <https://solarsystem.nasa.gov/solar-system/sun/overview/>, Erişim: 26 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20181031013358/https://solarsystem.nasa.gov/solar-system/sun/overview/].

[3] David R. Williams, “Sun Fact Sheet”, NASA Space Science Data Coordinated Archive (NSSDCA), sgt: 23 Şubat 2018, <https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/sunfact.html>, Erişim: 26 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20181018080940/https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/sunfact.html].

[4] Stanford Solar Center Authors (yy.), “The Sun’s Vital Statistics”, Stanford University: Stanford Solar Center, 2008,

<http://solar-center.stanford.edu/vitalstats.html>, Erişim: 26 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20180917185716/http://solar-center.stanford.edu/vitalstats.html].

[5] Nasif Nahle, “Coplanarity of the Solar System and the Milky Way”, Biology Cabinet, 27 Şubat 2007, <http://www.biocab.org/Coplanarity_Solar_System_and_Galaxy.html>, Erişim: 19 Kasım 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20181216070610/http://www.biocab.org/Coplanarity_Solar_System_and_Galaxy.html].

[6] Matthew Horrobin vd., “First results from SPIFFI. I: The Galactic Center”, Astronomische Nachrichten [ISSN: 0004-6337], Cilt: 325, Sayı: 2, Şubat 2004, [PDF] <http://www2011.mpe.mpg.de/SPIFFI/preprints/first_result_an1.pdf>, Erişim: 27 Ekim 2018, s. 89-91 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20180816062125/http://www2011.mpe.mpg.de/SPIFFI/preprints/first_result_an1.pdf] [https://doi.org/10.1002/asna.200310181].

[7] James N. Connelly vd., “The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk”, Science [ISSN: 0036-8075], Cilt: 338, Sayı: 6107, 2 Kasım 2012, <http://science.sciencemag.org/content/338/6107/651>, Erişim: 27 Ekim 2018, s. 651 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20181001172932/http://science.sciencemag.org/content/338/6107/651] [https://doi.org/10.1126/science.1226919]. (Dergi/PDF ücretli olduğundan sadece özet kısmına bakılabilmiştir.)

[8] Stacy Leong, “Period Of The Sun’s Orbit Around The Galaxy (Cosmic Year)”, Hypertext Book, The Physics Factbook, 2002, <https://hypertextbook.com/facts/2002/StacyLeong.shtml>, Erişim: 27 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20181004032259/https://hypertextbook.com/facts/2002/StacyLeong.shtml].

[9] Stanford Solar Center Authors (yy.), “What color is the Sun?”, Stanford University: Stanford Solar Center, ty.,

<http://solar-center.stanford.edu/SID/activities/GreenSun.html>, Erişim: 27 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20181107041714/http://solar-center.stanford.edu/SID/activities/GreenSun.html].

[10] Christopher S. Baird, “What is the color of the Sun?”, West Texas A&M University, 3 Temmuz 2013, <http://wtamu.edu/~cbaird/sq/2013/07/03/what-is-the-color-of-the-sun/>, Erişim: 27 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20181030070515/http://wtamu.edu/~cbaird/sq/2013/07/03/what-is-the-color-of-the-sun/].

[11] Stephen R. Wilk, “The Yellow Sun Paradox”, OSA, Optics & Photonics News [ISSN: 1047‑6938], Cilt: 20, Sayı: 3, Mart 2009, <https://www.researchgate.net/publication/297708668_Light_Touch_The_yellow_sun_paradox>, Erişim: 27 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20181002064600/https://www.researchgate.net/publication/297708668_Light_Touch_The_yellow_sun_paradox] ve (veya) <https://www.osa-opn.org/home/articles/volume_20/issue_3/departments/light_touch/the_yellow_sun_paradox/>, Erişim: 27 Ekim 2018, s. 12 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20190320130243/https://www.osa-opn.org/home/articles/volume_20/issue_3/departments/light_touch/the_yellow_sun_paradox/]. (Dergi/PDF ücretli olduğundan sadece özet kısmına bakılabilmiştir.)

[12] Keith A. Wilson, “Representationalism and Anti-Representationalism About Perceptual Experience“, University of Warwick, Department of Philosophy, Kısmi Doktora Tezi, Mayıs 2013, [PDF] <http://wrap.warwick.ac.uk/57739/1/WRAP_THESIS_Wilson_2013.pdf>, Erişim: 19 Kasım 2018, s. 144 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20211002183345/http://wrap.warwick.ac.uk/57739/1/WRAP_THESIS_Wilson_2013.pdf].

[13] NASA: WMAP Science Team (yy.), “Content of the Universe”, NASA/WMAP, sgt: 8 Nisan 2013, <https://map.gsfc.nasa.gov/media/080998/index.html>, Erişim: 28 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20181001040253/https://map.gsfc.nasa.gov/media/080998/index.html].

[14] NASA: WMAP Science Team (yy.), “WMAP 9-Year Results Released”, NASA/WMAP, sgt: 8 Nisan 2013, <https://map.gsfc.nasa.gov/news/index.html>, Erişim: 28 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20180823230212/https://map.gsfc.nasa.gov/news/index.html].

[15] NASA: WMAP Science Team (yy.), “Universe Content – WMAP 9yr”, NASA/WMAP, sgt: 8 Nisan 2013, <https://map.gsfc.nasa.gov/media/121236/index.html>, Erişim: 28 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20170117153935/https://map.gsfc.nasa.gov/media/121236/index.html].

SY verileri: kütle 0,8-1,5×10¹² Güneş kütlesi (M_☉), yıldız sayısı 250±150 milyar, çap ∼100 bin ışık yılı (ıy) (%10’luk yoğun olmayan seyrek kısım ise ∼100-230 bin ıy arasında bulunur.).^[9] AN verileri: kütle 1,5±0,5×10¹² M_☉, yıldız sayısı ∼1 trilyon, çap ∼220 bin ıy. AN, SY’nin merkezine (ve Dünya’ya) ∼2,5 milyon ıy uzaklıktadır^[10] ve birbirlerine saniyede ∼120 km hızla yaklaşırlar ve 3-4 milyar yıl içinde (yıldızların çoğu aradaki mesafenin -boşluğun- uzaklığından dolayı çarpmayacak ama merkezler çarpacaktır) birleşecektir^[9].

YG verileri: kütle 2,3±0,7×10¹² M_☉, çap ∼9,8 milyon ıy. YG’de şu an için bilinen 80 civarı galaksi vardır ama bunların çoğu cüce galaksidir.^[11] AN ve SY, YG’nin kütlesinin ∼%95’ini oluşturur.^[12] YG, BK’den saniyede ∼1.000 km hızla uzaklaşır ama evrenin kozmolojik kırmızıya kayma ve Hubble sabiti genişlemesi bağlamında bu uzaklaşmanın saniyede ∼1.400 km olması beklenir, bu yüzden YG, BK tarafından saniyede ∼400 km hızla çekilir.^[6]

BK verileri: galaksi sayısı ∼2.000, merkezi SY’den ∼54 milyon ıy uzaklıktadır, kütle ∼1,2×10¹⁵ M_☉, merkezindeki M87 galaksisinin çapı ∼5 milyon ıy’dır, kümenin merkez civarındaki galaksilerin kütlesi ∼10¹³ M_☉ kadardır. BK, BSK’nin kütle merkezi olduğundan BSK’deki tüm galaksi kümelerini ve gruplarını çeker (veya onlara çekim uygular).^[13]

BSK verileri: içerdiği galaksi kümesi sayısı 100-200 arası, çapı 150-200 milyon arası ıy. Kütlesi 10¹⁵ten daha fazladır.^[14]

BÇ verileri: kütle ∼10¹⁶ M_☉, Dünya’dan uzaklığı 150-250 milyon arası ıy. BÇ’yi (şu anda) “kaçınma bölgesi”nden dolayı^[15] (yani SY’deki toz, gaz, yıldız vs.den dolayı^[16]) gözlemleyememekteyiz. Diğer galaksilere uyguladığı çekim etkisiyle BÇ’yi bilmekteyiz.^[15] Kaçınma bölgesi, Dünya’dan göğü -her türlü teknolojik araçla- incelerken, inceleyeceğimiz yöne doğru olan alanın, SY’de o yönde bulunan gaz, toz, yıldız ve benzerinin yoğunluğundan dolayı gözlemlememizin engellenmesi, gizlenmesidir.^[16]

LSK verileri: uzunluğu ∼520 milyon ıy, galaksi sayısı 100-150 bin arası, kütle ∼10¹⁷ M_☉, galaksi kümesi ve grubu sayısı yüzlerce. LSK; Virgo, Hydra-Centaurus, Pavo-Indus ve Southern süper kümelerini içinde barındıran (veya bunların birleşiminden oluşan) büyük bir süper kümedir. LSK’nin kütle merkezi BÇ’dir.^[5] BÇ, Hydra-Centaurus süper kümesindeki bir yapıdır.^[13]

SSK, SY’den ∼650 milyon ıy uzaklıktadır. SSK için araştırmalar şu an için sınırlıdır.^[17]

LSK’deki tüm süper kümeler, Hydra-Centaurus süper kümesindeki BÇ’ye doğru çekilmektedir (oraya doğru hareket etmektedir). Örneğin BSK saniyede ∼600 km hızla oraya doğru hareket etmektedir.^[5][13][14]

LSK (ve etraftaki süper kümeler), SSK’ye doğru hareket etmektedir. Bu hareket 2 ana sebebe bağlıdır. Birincisi SSK’nin kütlesinin fazla olmasıdır. İkincisi ise olması büyük ihtimaldir, o şudur: SSK, LSK’nin ötesindeki boşlukta, kendi kütle çekimiyle, LSK’yi SSK’ye (kendisine) iten, aslında olmayan, sanal (göreceli) bir itim gücü yaratır, buna “dipol kovucu” denir. LSK’nin SSK tarafından çekilmesi ve dipol kovucu ile de itilmesi eşliğinde LSK, SSK’ye doğru hareket eder.^[18]

LSK’deki süper kümeler kütle çekimsel olarak birbirine “bağlı” değildir, bu yüzden gelecekte, karanlık enerji (evrenin genişlemesini sağlayan enerji) sayesinde dağılacaktır.^[5]

SSK, LSK ve etraftaki süper kümelerin (Hercules, Coma, Perseus-Pisces) daha büyük bir yapının parçaları olduğu düşünülür.^[19]

Kabaca, SSK’nin sağında BÇ, BÇ’nin sağında YG vardır, yani bunlar kabaca yan yana sıralanmıştır. BÇ ve YG, SSK tarafından çekilir. Bu yüzden YG’nin, BÇ’ye doğru çekilmesine, SSK’nin BÇ’yi ve YG’yi çekmesi de etki eder.^[20]

Aslında özel göreliliğe göre evrende, tercih edilen (öncelikli) ataletsel (hareketsiz, durağan) referans çerçevesi olmadığından ötürü, karşılaştırma (kıyas) yapılamayacağından dolayı galaksilerin hızları belirlenemez, anlamsızdır veya yoktur: Ama (Hubble akışı, fon ışıması, kırmızıya kayma gibi) kozmolojik referans çerçevelerine göre belirli bir hızları vardır. SY, BÇ’ye doğru, BÇ de SSK’ye doğru, “SSK de yine bu aynı yöne doğru” hareket ediyor, ilerliyor: Yani bunların tamamı kabaca aynı yönde birbirini takip ederek ilerliyor. SY’nin kozmolojik (ekstragalaktik) referans çerçevelerine göre toplam (tüm, son, nihai) hareketi (hızı), Hydra süper kümesine yakın bir yere, BÇ civarına doğru saniyede 552 ile 630 km arasındadır veya saniyede ortalama ∼600 km’dir (yani bu hızla hareket eder).^[2]

Shapley süper kümesinin bunca şeyi -bu hızda- çekmesi için yeterli kütleye sahip olmadığı gözükmektedir. Gaz, toz vs. etrafımızdakilerini belirlemeyi, yani görüşümüzü, engelleyebilmektedir. Bunun için itinalı kızılötesi, radyo vs. araştırmaları uygulanır. Shapley süper kümesi de böyle belirlenebildi. Görüş yeterli olmasa da araştırma sonuçlarından dolayı denilebilir ki Shapley’in karşısında büyük ihtimalle bir itici olmalıdır, buna “dipol kovucu (itici)” denilir.

“Bunu şöyle düşünün. Diyelim ki bir şeyde -bir tahta parçası, bir parça peynir ya da evrenin büyük ölçekli yapısında- bir delik açtınız. Eğer o deliğin yakınlarına bir şey yerleştirirseniz [bu], delik dışında her yönden kütle çekimsel bir etkiye maruz kalır. Hâl böyleyken nesne delikten uzaklaşma eğilimi gösterir.”. Çünkü o delik, nesnenin maruz kaldığı kütle çekimsel etkiye katkıda bulunamaz. “Sadece orada oturuyor ve kelimenin gerçek anlamıyla hiçbir şey yapmıyor olsa da delik ‑veya boşluk- nesneyi itiyormuş gibi görünür.”.

Bu iticiler (boşluklar) “evrende 13.8 milyar yıldan beri gerçekleşen olağan yapısal oluşum sürecinin normal bir neticesi[dir]“.

“Süperkümeler, banyo küvetinize çok fazla sabun döktüğünüz zaman gördüğünüz köpüklere benzer. Biz yalnızca bu köpük ağının farklı kısımlarına havalı [gösterişli] isimler veriyoruz. Aslında, tüm bu köpük parçaları arasında, devasa genişlikte bomboş bölgeler mevcut. Banyonuzdaki o boş bölgeler, sabun köpüğünden oluşan balonları andırır. Kozmolojideyse, onlar büyük kozmik boşluklardır.”

“Bu boşluğun keşfi aslında Samanyolu’nun kendine özgü hızını ve daha da önemlisi neden doğrudan Shapley çekicisine doğru değil de onun biraz yanına gittiğini açıklamaya yardımcı oluyor [bk. Figür 26, sarı ok]. Bizden 1,5 milyar ışıkyılı uzağa uzanan uzay hacminin 3 boyutlu bir haritası, yerel galaksilerin akışının bunun yerine dipol itici ile iyi bir şekilde hizalandığını gösteriyor.”. Y. Hoffman şunu söylemektedir: “Evren, bazı yoğunluk düzensizlikleri olan bir başlangıç ​​durumundan başladı, bazı bölgeler biraz daha yoğundu ve bazıları biraz daha az yoğundu. Evren[de]… aşırı yoğun bölgelerin net kütle çekimi kuvveti bir çekim kuvveti ve düşük yoğun bölgelerinki ise itme kuvvetidir.”.^[21]

Kaynaklar

[1] Wikipedia Autoren, “Milchstraße”, Wikipedia, Die freie Enzyklopädie, sgt: 29 Mart 2020, kalıcı arşiv kaydı: <https://de.wikipedia.org/w/index.php?title=Milchstraße&oldid=198237342>, Erişim: 6 Nisan 2020.

[2] Wikipedia Contributors, “Milky Way”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgt: 4 Nisan 2020, kalıcı arşiv kaydı: <https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Milky_Way&oldid=949099077>, Erişim: 6 Nisan 2020.

[3] Wikipedia Autoren, “Virgo-Galaxienhaufen”, Wikipedia, Die freie Enzyklopädie, sgt: 5 Temmuz 2019, kalıcı arşiv kaydı: <https://de.wikipedia.org/w/index.php?title=Virgo-Galaxienhaufen&oldid=190164495>, Erişim: 6 Nisan 2020; Сарадници на сајту Википедија, “Локална група галаксија”, Википедија, sgt: 10 Haziran 2017, kalıcı arşiv kaydı: <https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Локална_група_галаксија &oldid=13666016>, Erişim: 6 Nisan 2020. (sgt: 9 Temmuz 2010, kalıcı arşiv kaydı: <https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Local_Cluster&oldid=372622428>, Erişim: 6 Nisan 2020)

[4] Wikipedia Autoren, “Lokale Gruppe”, Wikipedia, Die freie Enzyklopädie, sgt: 28 Mart 2020, kalıcı arşiv kaydı: <https://de.wikipedia.org/w/index.php?title=Lokale_Gruppe&oldid=198198533>, Erişim: 6 Nisan 2020.

[5] Wikipedia Contributors, “Laniakea Supercluster”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgt: 26 Mart 2020, kalıcı arşiv kaydı: <https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Laniakea_Supercluster&oldid=947418220>, Erişim: 6 Nisan 2020.

[6] Wikipedia Autoren, “Virgo-Galaxienhaufen”, Wikipedia, Die freie Enzyklopädie, sgta., ags., ea. [bk. sonnot 68]; Wikipedia Autoren, “Virgo-Superhaufen”, Wikipedia, Die freie Enzyklopädie, sgt: 16 Eylül 2019, kalıcı arşiv kaydı: <https://de.wikipedia.org/w/index.php?title=Virgo-Superhaufen&oldid=192315043>, Erişim: 6 Nisan 2020.

[7] Wikipedia Contributors, “Milky Way”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgta., ags., ea. [bk. sonnot 67]; Wikipedia Contributors, “Laniakea Supercluster”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgta., ags., ea. [bk. sonnot 70].

[8] Wikipedia Autoren, “Milchstraße”, Wikipedia, Die freie Enzyklopädie, sgta., ags., Erişim: 7 Nisan 2020 [bk. sonnot 66].

[9] Wikipedia Contributors, “Milky Way”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgta., ags., Erişim: 7 Nisan 2020 [bk. sonnot 67].

[10] Wikipedia Contributors, “Andromeda Galaxy”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgt: 31 Mart 2020, kalıcı arşiv kaydı: <https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Andromeda_Galaxy&oldid=948316276>, Erişim: 7 Nisan 2020.

[11] Wikipedia Contributors, “Local Group”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgt: 12 Mart 2020, kalıcı arşiv kaydı: <https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Local_Group&oldid=945276554>, Erişim: 7 Nisan 2020.

[12] Wikipedia Autoren, “Lokale Gruppe”, Wikipedia, Die freie Enzyklopädie, sgta., ags., Erişim: 7 Nisan 2020 [bk. sonnot 69].

[13] Wikipedia Autoren, “Virgo-Galaxienhaufen”, Wikipedia, Die freie Enzyklopädie, sgta., ags., Erişim: 7 Nisan 2020 [bk. sonnot 68].

[14] Wikipedia Autoren, “Virgo-Superhaufen”, Wikipedia, Die freie Enzyklopädie, sgta., ags., Erişim: 7 Nisan 2020 [bk. sonnot 71].

[15] Wikipedia Autoren, “Großer Attraktor”, Wikipedia, Die freie Enzyklopädie, sgt: 28 Kasım 2019, kalıcı arşiv kaydı: <https://de.wikipedia.org/w/index.php?title=Großer_Attraktor&oldid=194466494>, Erişim: 7 Nisan 2020; Wikipedia Contributors, “Great Attractor”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgt: 25 Şubat 2020, kalıcı arşiv kaydı: <https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Great_Attractor&oldid=942620136>, Erişim: 7 Nisan 2020.

[16] Wikipedia Contributors, “Zone of Avoidance”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgt: 11 Kasım 2019, kalıcı arşiv kaydı: <https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Zone_of_Avoidance&oldid=925631298>, Erişim: 7 Nisan 2020.

[17] Wikipedia Contributors, “Shapley Supercluster”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgt: 23 Mart 2020, kalıcı arşiv kaydı: <https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Shapley_Supercluster&oldid=947026944>, Erişim: 7 Nisan 2020.

[18] Wikipedia Contributors, “Dipole repeller”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgt: 3 Şubat 2020, kalıcı arşiv kaydı: <https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Dipole_repeller&oldid=939037566>, Erişim: 12 Nisan 2020; Wikipedia Contributors, “Shapley Supercluster”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgta., ags., Erişim: 12 Nisan 2020 [bk. sonnot 82].

[19] Wikipedia Autoren, “Laniakea”, Wikipedia, Die freie Enzyklopädie, sgt: 16 Eylül 2019, kalıcı arşiv kaydı: <https://de.wikipedia.org/w/index.php?title=Laniakea&oldid=192305669>, Erişim: 12 Nisan 2020; Wikipedia Autoren, “Milchstraße”, Wikipedia, Die freie Enzyklopädie, sgt: 9 Nisan 2020, kalıcı arşiv kaydı: <https://de.wikipedia.org/w/index.php?title=Milchstraße&oldid=198692795>, Erişim: 12 Nisan 2020.

[20] Wikipedia Contributors, “Great Attractor”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgta., ags., Erişim: 12 Nisan 2020 [bk. sonnot 80]; Wikipedia Contributors, “Dark flow”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgt: 1 Nisan 2020, kalıcı arşiv kaydı: <https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Dark_flow&oldid=948473149>, Erişim: 12 Nisan 2020.

[21] Paul Sutter, “A mysterious intergalactic force is pushing against the Milky Way”, Space.com, 30 Mayıs 2022, <https://www.space.com/dipole-repeller-mystery-beyond-galaxy>, Erişim: 11 Ocak 2023 [eklediğim kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20230111200814/https://www.space.com/dipole-repeller-mystery-beyond-galaxy] {Tarkan Tufan [Çeviren], “Gizemli bir galaksiler arası güç Samanyolu’nu ‘itiyor'”, Gazete Duvar, 31 Mayıs 2022, <https://www.gazeteduvar.com.tr/gizemli-bir-galaksiler-arasi-guc-samanyolunu-itiyor-haber-1567223>, Erişim: 11 Ocak 2023 [eklediğim kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20230111201521/https://www.gazeteduvar.com.tr/gizemli-bir-galaksiler-arasi-guc-samanyolunu-itiyor-haber-1567223].}. {“Bu boşluğun keşfi…” paragrafı, Alfredo Carpineti [Editör], “The Milky Way Is Running Away From An Extragalactic Void”, Yehuda Hoffman, IFLScience, 30 Ocak 2017, <https://www.iflscience.com/the-milky-way-is-running-away-from-an-extragalactic-void-40040>, Erişim: 11 Ocak 2023 [eklediğim kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20230111203515/https://www.iflscience.com/the-milky-way-is-running-away-from-an-extragalactic-void-40040].}

Figürler ve Kaynakları

Shapley Attractor (Shapley Çekici), Dipole Repeller (Dipol Kovucu veya İtici), Great Attractor (Büyük Çekici), Local Group motion (Yerel Grup hareketi).

Güneş, galaksinin ekvator düzleminin ∼20 ıy üzerinde olup Orion spiral kolundadır.^[2]

Yerel Grup’taki galaksiler saatte 100 km’nin altındaki hızlarla birbirlerine uyguladıkları kütle çekim etkisiyle hareket etmektedirler. Yerel Grup’un tamamı ise fon ışımasına göre saniyede ∼600 km hızla hareket etmektedir.^[3]

Galaksimizdeki yıldızların yaklaşık yarısı 4,5 milyar yıl yaşından büyüktür. Galaksimizdeki yıldızların çoğunun yaşam ömrü ise 10 milyar yıl civarını bulmaktadır.^[4]

Bir atom çekirdeği kendi etrafında “döndüğü” için etrafındaki elektronları da “döndürür”.^[5]

Bir uzay aracının galaksimizin görüntüsünün tamamını tek bir fotoğraf karesinde çekebilmesi için galaksimizin dışına çıkması lazımdır ki Dünya’dan ∼3×10¹⁹ milyar km uzaklaşması gerekir.^[6]

Galaksimizin merkezi gaz ve tozdan ötürü görünür ışık olarak neredeyse hiç görün(e)mez (ama insan gözünün göremediği ışınlarla tespit edilebilir, edilmiştir).^[7]

Büyük galaksilerin çarpışması (tam olarak iç içe geçmesi) milyarlarca yıl sürer ve bu çarpışmayla (sırasında ve devamında) gazlar ısınır, karışır, çok fazla enerji üretilir ki bu da fazlaca yeni yıldız oluşumu için ideal bir ortam oluşturur.^[8]

Dünya’nın Güneş’e, Ay’ın Dünya’ya yaklaşması gibi aynı kümedeki (veya gruptaki) galaksiler de birbirlerine yakınlaşıp uzaklaşırlar, kütle çekimi eşliğinde olan bu yakınlaşma(lar) sonucu “gel”, uzaklaşmalar sonucu ise “git” olur, buna “gel-git” kuvveti denir ki bu durum galaksilerin kümedeki hareketlerini belirler, öyle ki bu çekim galaksileri bir arada da tutar. Eğer 2 veya birkaç galaksi arası mesafe yeterince azalmışsa büyük olan galaksi diğerinden gaz gibi maddeleri kendine çekebilir ve (veya) çarpışabilirler.^[9]

IOK-1 galaksisi bizden ∼12,88 milyar ışık yılı uzaklıktadır.^[10]
Samanyolu ve Andromeda galaksileri 3-5 milyar yıl içinde çarpışmaya başlayacak ve bu çarpışma milyarlarca yıl sürecektir, öyle ki merkezlerindeki kara delikler de sonunda (yeni) merkezde birleşip süper dev bir kara deliğe dönüşecektir.^[11]

Düzensiz galaksiler şekilsiz olup genç yıldızları, sarmal galaksiler orta yıldızları, eliptik galaksiler ise eski yıldızları barındırır: Öyle ki (birim hacim başına ve birbirlerine göre) gaz ve toz miktarı; düzensizde çok, sarmalda orta (ya da çok), eliptikte ise azdır.^[12]

Galaksiler başlangıçta oluşurken spiral (sarmal) disk şeklindedir, yakındaki galaksilerle etkileştikçe eliptik şekilli galaksiye dönüşür, bu yüzdendir ki eliptik galaksiler daha eski yapılardır. Düzensiz galaksiler çoğunlukla galaksi etkileşimlerinin kesintiye uğraması sonucu oluşagelirler.^[13]

Gözlemlenebilir evrendeki galaksilerin ∼%60’ı eliptik türdendir.^[14]

Samanyolu, spiral kolları olup sarmal tipinde olan büyük bir galaksidir. Galaksimiz evrendeki çoğu galaksiden (çap ve kütle olarak) daha büyüktür. Örneğin Yerel Grup’umuzdaki galaksilerin çoğunun çapı bizden en az 10 kat daha küçüktür.^[15]

Çap olarak eliptik galaksiler büyük, sarmallar orta, düzensizler ise küçük olma eğilimindedir: Küçük-büyük oranları kısmen değişse de genelde bu sıralama söz konusudur ki bildiğimiz en büyük galaksiler eliptik türündekilerdir.^[16]

Kaynaklar

[1] Eric Christian, Samar Safi-Harb, “Milky Way and other Galaxies”, NASA: Imagine The Universe, Ask an Astrophysicist, Library of Past Questions and Answers, “How large is the Milky Way galaxy?”, Soru ID: 980317b, 17 Mart 1998, <https://imagine.gsfc.nasa.gov/ask_astro/galaxies.html>, Erişim(ler): 25 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20170127231208/https://imagine.gsfc.nasa.gov/ask_astro/galaxies.html]. (50-65 arası sonnotlar, NASA yetkililerinden 23 kişinin 1997-2011 yılları arasında halkın sorularına verdikleri cevapların arşivlenmesidir.)

[2] ags., ea. (erişim aynı), Barbara Mattson, Ilana Harrus, “Where is the Solar System located in the galaxy?”, Soru ID: 030827a, 27 Ağustos 2003.

[3] ags., ea., Damian Audley, David Palmer, “What is our Sun’s rate of speed in relation to the center of our galaxy? Is our galaxy moving as well?”, Soru ID: 970821a, 21 Ağustos 1997.

[4] ags., ea., Koji Mukai, “How many stars (or what percentage) in our galaxy are 4.5 billion years old (age of the Sun) or older?”, Soru ID: 980402b, 2 Nisan 1998.

[5] ags., ea., John K. Cannizzo, Karen Smale, David Palmer, “What is the proof that the Milky Way is a barred spiral?”, Soru ID: 980714a, 14 Temmuz 1998.

[6] ags., ea., Jim Lochner, Gail Rohrbach, Koji Mukai, “Do you have any pictures of the Milky Way Galaxy from above?”, Soru ID: 970516a, 16 Mayıs 1997.

[7] ags., ea., Koji Mukai, “Why are far away galaxies visible to telescopes, but not the center of ours? “, Soru ID: 980516a, 16 Mayıs 1998.

[8] ags., ea., Allie Cliffe, Jim Lochner, “What happens when galaxies collide?”, Soru ID: 980213a, 13 Şubat 1998.

[9] ags., ea., Tim Kallman, “Can galaxies lose mass when they interact?”, Soru ID: 980116a, 16 Ocak 1998.

[10] ags., ea., Jay Cummings, Jeff Livas, “What is the most distant known galaxy in the observable universe?”, Soru ID: 070423a, 23 Nisan 2007.

[11] ags., ea., Michael Loewenstein, Amy Fredericks, “What will happen to the Central Black holes when galaxies collide? “, Soru ID: 110207a, 7 Şubat 2011.

[12] ags., ea., J. Allie Cliffe, “What different types of galaxies are there?”, Soru ID: 980215c, 15 Şubat 1998.

[13] ags., ea., Kevin Boyce, Hans Krimm, “Why do galaxies have their different shapes?”, Soru ID: 100416b, 16 Nisan 2010.

[14] ags., ea., Hans Krimm, “What type of galaxy is the most abundent?”, Soru ID: 020130a, 30 Ocak 2002.

[15] ags., ea., Michael Loewenstein, David Marsden, “What is the average size of a galaxy?”, Soru ID: 001205a, 5 Aralık 2000.

[16] ags., ea., Koji Mukai, Kevin Boyce, “What are the sizes of the different types of galaxies?”, Soru ID: 050912a, 12 Eylül 2005.

Bir yıldız içe doğru kendi kütle çekimine karşı, füzyon sonucu dışa doğru basınç uygulayarak direnir ki onun başlangıç kütlesi bu maçın sonucunu belirler.

Nötron yıldızları elektron ve protonların birleşip nötronlara dönüşmesiyle oluşur ki bu esnada yayılan enerji nötrinolardır, bu nötronlar arasında da neredeyse boşluk yoktur. Nötron yıldızlarında nötron dejenere basıncı, çökmeye karşı denge sağlar. Eğer yıldızın başlangıç kütlesi çok büyükse bu basınç bile kütle çekimine kafa tutamaz ve bir kara delik oluşur. Ayrıca dönen nötron yıldızları etrafını süpürüp radyasyon yayan pulsara dönüşür. Başlangıç kütlesi düşük olan yıldızlar yavaşça dağılıp beyaz cüceye dönüşür ki bu esnada elektronlar aralarında boşluk kalmayıncaya kadar sıkışır, böylelikle elektron dejenere basıncı, çökmeye karşı denge sağlar.^[1] [Dejenere, “bozunmuş” demektir. Bozunmak, “ışın etkin bir çekirdek, ışınım salarak değişikliğe uğramak”. (TDK, GTS)]

Samanyolu galaksisinde en az 200 milyar yıldız vardır (tahminler 400 milyar). Galaksimiz başka galaksi(ler)den oluşmuştur. İçindeki cisimler merkez etrafında döner. Kütlesi ∼1 trilyon Güneş kütlesidir. Çapı ∼100 bin ışık yılıdır. Spiral tipinde bir galaksidir. 30 küçük ve 3 büyük galaksinin bulunduğu Yerel Grup’ta ikinci büyüktür: En büyüğü olup, bize en yakın-büyük galaksi olarak Andromeda (M31)^[3] (şu an için) Dünya’dan ∼2,5 milyon ışık yılı ötede olup^[4] çapı ∼220 bin ışık yılıdır^[5]. Samanyolu’nun uyduları (mahiyetinde) olup 2 soluk (bozulmuş cüce) galaksi(msi) olan^[3] Büyük Köpek Cüce galaksisi ve Yay Eliptik Cüce galaksisi sırasıyla Dünya’dan ∼25 bin ve ∼70 bin ışık yılı uzaklıktadır, bu ikisinin galaktik merkezimize uzaklığı ise sırasıyla ∼42 bin ve ∼50 bin ışık yılıdır:^[6] Düzensiz cüce galaksi(msi)ler olan^[3] Büyük Macellan Bulutu ve Küçük Macellan Bulutu sırasıyla^[7] Dünya’dan^[8] 163 bin ve 196 bin ışık yılı uzaklıktadır^[7] (Şunu belirtmeliyim ki, elbette ki bu mesafe verileri karşılıklı hareketlerden dolayı ‑uzun yıllar içinde- durmadan bir değişime tabidir): Bu 4 galaksi bize Andromeda’dan daha yakın olup Yerel Grup içerisinde yer alırlar. Samanyolu’nun sarmal kolları arasında yıldızlar arası madde, dağınık bulutsular ve burada oluşan genç yıldızlar ile açık yıldız kümeleri bulunur: Kollarda ise eski yıldızlar ve küresel yıldız kümeleri bulunur ki bilinen küre sayısı ∼150 olup bunlar merkeze doğru daha yoğundur. Güneş Sistemi, galaksinin dış bölgelerinde olup diskin içindedir: “Kuzey”e doğru ∼20 ışık yılı mesafe gidersek eğer galaksinin dışına çıkabiliriz: Merkeze 28 bin (ya da 25 veya 26 bin) ışık yılı^[3] (∼8,33 kpc -kiloparsek-)^[9] uzaklıktayız. Diğerleri gibi galaksimizde de düzensiz aralıklarla süpernovalar görülür: Bu patlamaları yıldızlar arası madde sönümlemezse görebiliriz. Teleskobun icadından sonra böyle bir patlamayı göremedik, son gözlenen, 1604’te Johannes Kepler (1571-1630) tarafından incelenmişti. Galaksimizin dışına çık(a)madığımız için onun ilgili görsel(ler)i, çok sayıda fotoğrafın birleştirilmesi (mozaiği) olup tutarlı çizimlerdir. Merkezinde bulunan devasa kütleli bir kara delik olan “Sagittarius A*”^[3] ∼4 milyon Güneş kütlesi kadardır^[9]. Güneş (ve dolayısıyla Güneş Sistemi) merkezin etrafında saniyede ∼250 km hızla^[3] (ya da 220-250 km arası bir hızla)^[10] neredeyse bir daire çizerek döner (ilerler) ve bu yörüngedeki 1 turunu ∼220 milyon yılda tamamlar (şu an 21. turundadır). Ayrıca Güneş (Sistemi), komşu yıldızlar [eşliğinde ve (veya)] arasında saniyede ∼20 km hızla da (git-gel olarak) hareket etmektedir.^[3]

Galaksimizde en az 100 milyar gezegen, 50 ışık yılı (mesafedeki) çevremizde ise en az 1.500 gezegen bulunmaktadır. Samanyolu’nda Dünya (≈Venüs) boyutlu (küçük kütleli) gezegen sayısı büyük kütleli (≈Jüpiter) gezegen sayısından daha fazladır (oran ∼1/6’dır). Öyle ki 10 milyardan fazla karasal gezegen bulunmaktadır. Bu veriler mikromercekleme (mikrolensleme) tekniğine tabidir.^[11]

Gözlemlenebilir evrende şu an için bilinen (gözlenen) en büyük “yapı” ∼1,37 milyar ışık yılı uzunluğundaki bir “duvar”dır (Sloan Great Wall). Yine gözlemlenebilir evrende (şu anda) ∼60.000.000.000.000. 000.000.000 (∼6×10²²) tane yıldızın bulunduğu, verilerden çıkan tutarlı bir sonuçtur.^[12]

Galaksimizde tüm ana dizi yıldız sistemlerinin yaklaşık üçte ikisi (ikili yıldız değil) tek yıldızlardan oluşmaktadır ve bunların çoğunun etrafında da gezegenleri vardır.^[13]

En küçük kütleli yıldızlar ∼0,08-0,25 Güneş kütlesi aralığındadır: ∼0,25’ten küçükler neredeyse hayatlarının tamamında çevreye ısı, ışık yayarlar: ∼0,20’den küçükler asla kırmızı dev aşamasına gir(e)mezler. Bu küçük (0,08-0,25) yıldızlar büyük kütleli yıldızlara oranla (bir birim sürede) daha az H yaksa da trilyonlarca yıl yaşayabildiklerinden ısı, ışık yayılımıyla galaksiyi (evreni) [tekil ve (veya) çoğul olarak toplamda] onların çoğundan daha fazla aydınlatırlar. Bu yıldızlar trilyonlarca yılda (0,08 için ∼10, 0,10 ∼6, 0,20 ise ∼1 trilyon) yavaş yavaş mavileşip en son helyum beyaz cüceler olarak hayatlarını sona erdirirler (bu beyaz cücelerin parlaklığı sıfıra düşmez ama parlaklığı çok büyük oranda azalmıştır, ömürleri ∼10²⁵ yıldır). Evrende zamanla (10 trilyon yıl içinde) yıldız oluşumu giderek azalacağından evrenin parlaklığı da giderek düşecektir, öyle ki ∼10 trilyon yıl sonra (yani küçük kütleli yıldızlar sonlandığında) (düşegelen) bu parlaklık çok hızlı bir düşüşe geçecektir.^[14]

Galaksilerin çapı birkaç bin ile yarım milyon ışık yılı arasında değişir: Küçüklerde 1 milyardan az, büyüklerde ise 1 trilyondan fazla yıldız bulunabilir. Sadece 3 galaksiyi çıplak gözle görebiliriz: Dünya’nın kuzey yarım küresinden Andromeda, güney yarım küresinden ise Büyük Macellan Bulutu ile Küçük Macellan Bulutu görülebilir. Nötron yıldızı veya kara delik bırakmayan süpernova patlamaları da vardır (aşırı büyük kütleli yıldızlar). (Aktif olan küçük galaksiler yani) kuasarlar muazzam miktarlarda enerji yayarlar hatta bazıları Samanyolu’nun 1.000 katı kadar enerji yayabilir. Büyük Patlama’dan kısa bir süre sonra gaz yığınları bir araya toplanıp çökmeye başladı ve kütle çekiminin bu kitleleri sıkıştırmasıyla da galaksiler oluştu: Evrendeki galaksilerin neredeyse tamamı bu ilk aşamalarda oluşmuş olup sonrasında oluşan yeni galaksi sayısı yok denecek kadar azdır.^[15]

Kaynaklar

[1] NASA’s HEASARC Authors (yy.), “Introduction to Supernova Remnants”, NASA’s HEASARC, sgt: 11 Mayıs 2011, <https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html>, Erişim: 21 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20190521040809/https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html].

[2] Thomas Hainke [Editör], “Conversion Calculator”, Convert Measurement Units, 2022, <https://www.convert-measurement-units.com/conversion-calculator.php?type=masse>, Erişim: 31 Temmuz 2022 [(+) eklediğim kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20221212215407/https://www.convert-measurement-units.com/conversion-calculator.php?type=masse (Dönüştürücü özelliği, siteye gidiniz.)] (Dönüştürücüden istediğinizi dönüştürebilirsiniz.) veya USMA Editors (yy.), “SI prefixes and their etymologies”, US Metric Association (USMA), 2015, <https://usma.org/si-prefixes-and-their-etymologies>, Erişim: 10 Ekim 2022 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20221009223559/https://usma.org/si-prefixes-and-their-etymologies].

[3] Hartmut Frommert, Christine Kronberg, “The Milky Way Galaxy”, SEDS: The Messier Catalog, sgt: 25 Ağustos 2005, <http://www.messier.seds.org/more/mw.html>, Erişim: 21 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20181020201704/http://www.messier.seds.org/more/mw.html].

[4] Ray Villard, “Hubble’s High-Definition Panoramic View of the Andromeda Galaxy”, NASA, 5 Ocak 2015, Editör: Lynn Jenner (sgt: 7 Ağustos 2017), <https://www.nasa.gov/content/goddard/hubble-s-high-definition-panoramic-view-of-the-andromeda-galaxy>, Erişim: 17 Kasım 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20181026194513/https://www.nasa.gov/content/goddard/hubble-s-high-definition-panoramic-view-of-the-andromeda-galaxy].

[5] Robert Tindol [Editör], “Andromeda Galaxy Three Times Bigger in Diameter Than Previously Thought”, Scott Chapman, Rodrigo Ibata, California Institute of Technology (Caltech), 30 Mayıs 2005, <http://www.caltech.edu/news/andromeda-galaxy-three-times-bigger-diameter-previously-thought-1006>, Erişim: 17 Kasım 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20160304233128/http://www.caltech.edu/news/andromeda-galaxy-three-times-bigger-diameter-previously-thought-1006].

[6] NASA: The Imagine Team (yy.), “The Nearest Galaxies”, NASA: Imagine The Universe, sgt: 24 Ağustos 2015, <https://imagine.gsfc.nasa.gov/features/cosmic/nearest_galaxy_info.html>, Erişim: 17 Kasım 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20190205223639/https://imagine.gsfc.nasa.gov/features/cosmic/nearest_galaxy_info.html].

[7] Margaret Meixner, “Progressive Star Formation in the Magellanic Clouds”, NASA, Hubble Site, 2007, [PDF] <http://hubble.stsci.edu/hubble_discoveries/science_year_in_review/pdf/2007/progressive_star_formation_in_the_magellanic_clouds.pdf>, Erişim: 17 Kasım 2018, s. 61 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20181026152348/http://hubble.stsci.edu/hubble_discoveries/science_year_in_review/pdf/2007/progressive_star_formation_in_the_magellanic_clouds.pdf].

[8] Paul W. Hodge vd., “Magellanic Cloud” (astronomy), Encyclopædia Britannica, Inc., sgt: 27 Haziran 2017 (1998-2017), <https://www.britannica.com/topic/Magellanic-Cloud>, Erişim: 17 Kasım 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20181205010500/https://www.britannica.com/topic/Magellanic-Cloud].

[9] S. Gillessen vd., “Monitoring Stellar Orbits Around the Massive Black Hole in the Galactic Center”, The Astrophysical Journal [ISSN: 0004-637X], Cilt: 692, Sayı: 2, 20 Şubat 2009, [PDF] <http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/692/2/1075/pdf>, Erişim: 22 Ekim 2018, s. 1075 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20190417012359/http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/692/2/1075/pdf] [https://doi.org/10.1088/0004-637x/692/2/1075].

[10] F. J. Kerr, D. Lynden-Bell, “Review of Galactic Constants”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society [ISSN: 0035-8711], Cilt: 221, Sayı: 4, Ağustos 1986, [PDF] <https://academic.oup.com/mnras/article-pdf/221/4/1023/9404848/mnras221-1023.pdf>, Erişim: 22 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20180726003710/https://academic.oup.com/mnras/article-pdf/221/4/1023/9404848/mnras221-1023.pdf] veya [PDF] <https://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1986MNRAS.221.1023K>, Erişim: 19 Aralık 2022 [(+) eklediğim kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20221219174543/https://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1986MNRAS.221.1023K], s. 1023 [https://doi.org/10.1093/mnras/221.4.1023].

[11] Ray Villard [Editör], “The Milky Way Contains at Least 100 Billion Planets According to Survey”, Kailash Sahu, Stephen Kane, A. Cassan vd., Hubble Site (NASA Hubble Space Telescope, ESA, STScI), 11 Ocak 2012, <http://hubblesite.org/news_release/news/2012-07>, Erişim: 22 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20181101034030/http://hubblesite.org/news_release/news/2012-07].

[12] J. Richard Gott III vd., “A Map of the Universe”, The Astrophysical Journal [ISSN: 0004-637X], Cilt: 624, Sayı: 2, 10 Mayıs 2005, [PDF] <http://iopscience.iop.org/article/10.1086/428890/pdf>, Erişim: 22 Ekim 2018, s. 463, 465 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20180728040656/http://iopscience.iop.org/article/10.1086/428890/pdf] [https://doi.org/10.1086/428890].

[13] Charles J. Lada, “Stellar Multiplicity and the Initial Mass Function: Most Stars Are Single”, The Astrophysical Journal [ISSN: 0004-637X], Cilt: 640, Sayı: 1, 20 Mart 2006, [PDF] <http://iopscience.iop.org/article/10.1086/503158/pdf>, Erişim: 23 Ekim 2018, s. L63, L66 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20181229044623/http://iopscience.iop.org/article/10.1086/503158/pdf] [https://doi.org/10.1086/503158].

[14] Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, Fred C. Adams, “The End of the Main Sequence”, The Astrophysical Journal [ISSN: 0004-637X], Cilt: 482, Sayı: 1, 10 Haziran 1997, [PDF] <http://iopscience.iop.org/article/10.1086/304125/pdf>, Erişim: 23 Ekim 2018, s. 420, 422, 431 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20180725140013/http://iopscience.iop.org/article/10.1086/304125/pdf] [https://doi.org/10.1086/304125].

[15] Kenneth Brecher, “Galaxy”, World Book (The World Book Encyclopedia), World Book, Inc., Cilt: 8, 2003, <https://archive.org/details/the-world-book-encyclopedia/The_World_Book_encyclopedia-7/page/n15/mode/2up>, Erişim: 1 Aralık 2022, s. 8, 8a, 8b, 9 [Kalıcı arşiv kaydı aynı linktir.].

Büyük Patlama’dan 380 bin yıl sonra (diğer bölgelere göre) daha yoğun ve daha sıcak olan bölgeler bugünkü galaksi kümeleri hâline geldi. Bu kitapta s. 55’teki “Fon Işıması” adlı ilgili görseldeki maviler daha soğuk, kırmızılar ise daha sıcak bölgelerdir.

Şu an evrende ∼%4 madde (atom), ∼%23 karanlık madde ve ∼%73 karanlık enerji vardır. Bu ∼%96’lık kısım elektromanyetik bir etkileşime girmediğinden görünmemekte ve tam olarak bilinememektedir. Karanlık madde kütle çekim etkisiyle ve karanlık enerji ise evrenin genişlemesi üzerindeki etkisiyle algılanır. (Karanlık enerjiye -ileriki konularda göreceğimiz üzere- şunlar da denilir: hiçlik enerjisi, vakum enerjisi, negatif basınç, itici kütle çekimi, kütle itimi veya anti kütle çekimi.)

Hubble sabiti şu an megaparsek başına saniyede ∼71 km’dir. Bu sabit evrenin şu anki genişleme oranının bir ölçüsüdür. Aslında galaksiler doğrudan birbirinden uzaklaşmaz, alan genişlediği için “dolaylı” olarak uzaklaşır. Bizden 1 megaparsek (Mpc) uzaklıktaki bir galaksi “bizden” saniyede ∼71 km hızla uzaklaşır: 2 Mpc uzaklıktaki ise saniyede ∼142 km hızla (3 Mpc ∼213 km, 100 Mpc ∼7.100 km vs.) uzaklaşır. 1 parsek (pc) ∼31 trilyon km veya ∼3,26 ışık yılı, 1 Mpc = 1.000.000 pc olduğundan, bizden ∼3,3 milyon ışık yılı ötedeki bir galaksi saniyede ∼71 km hızla bizden uzaklaşmaktadır: Tabii biz de ona göre aynı hızda uzaklaşmaktayız (tüm galaksiler de buna tabidir). Yalnız şu hatırlatırmalıdır ki bu uzaklaşma aynı galaksi kümesi içindeki galaksiler için geçerli değildir, çünkü bu kümelerdeki kütle çekim etkisi evrenin genişlemesine kafa tutar: Uzaklaşan, galaksi kümeleri arası ortamdır.^[2]

“‘Evrenin genişlediğini kim keşfetti?’ sorusuna insanların çoğu, ‘Edwin Hubble’ cevabını vermektedir. Bu cevap, tamamen yanlış olmamakla birlikte, eksik. Çünkü George Lemaitre, Edwin Hubble’dan bağımsız olarak iki yıl önce, evrenin genişlediğini ortaya koymuştu. Üstelik bunu, Hubble’ın aksine çok fazla gözlemsel veriye dayanmadan matematiksel olarak ifade etmişti. Bu hususta yukarıdaki soruya cevap olarak iki isim verebiliriz: ‘Edwin Hubble ve George Lemaitre’.”^[3]

Birbirinden “yaklaşık 15 milyar ışık yılı” uzaklıktaki “iki nokta, birbirinden ışık hızında” uzaklaşır. Bu yüzden evrendeki herhangi bir nokta ışık hızında herhangi bir yönde dümdüz ilerlerse nereye varır? Hiçbir yere varamaz, en son hiç galaksi olmayan boş evrende durmadan ilerler, sonra da parçacıklarına ayrılarak kuantuma dönüşür. Şimdi bunun nasıl olduğunu görelim. Aralarındaki mesafe ∼15 milyar ışık yılından fazla olan iki nokta, birbirine göre ışık hızından fazla uzaklaşacağından bizim o ışık hızında giden noktamız, evrende ışık hızı aşılamayacağından ∼15 milyar ışık yılının ötesindeki galaksilere hiçbir zaman ulaşamaz. Evrenin durmadan gittikçe daha hızlı genişlemesinden dolayı, kütle çekiminin evrenin genişlemesine kafa tutamamasından ötürü galaksi (süper) kümeleri arası mesafe gittikçe açılacağından bizim o noktamız başlarda fazla galaksiyle karşılacak, sonra orta, sonra da az galaksi karşısına çıkmaya başlayacak, ilerlemeye devam ettikçe galaksiler çok uzun sürede bir karşısına çıkacak. Aradan daha da uzun süre geçtiğinde, galaksiler arası mesafe ışık hızından hızlı genişlediğinde noktamız galaksi de göremeyecek, ama başıboş yıldız, uzay cismi vs. görebilir. Sonra galaksiler-yıldızlar dağıldığında, herhangi iki cisim arası mesafe ışık hızından hızlı genişlediğinde artık noktamız bir cisim bile göremez. Sonra atomlardaki parçacıklar (proton, nötron, elekron) ayrıldığında, iki parçacık arası mesafe ışık hızından hızlı genişlediğinde, bu noktada noktamız artık kuantuma dönüşmüştür. [Aralarındaki mesafe ∼20 milyar ışık yılı (mıy) olan iki nokta, birbirine göre saniyede 400 bin km hızla uzaklaşır, ∼30 mıy, 600 bin km vesaire. ∼13,8 milyar yıl yaşında olan evrenimizin, bu süre içindeki genişlemesini hesaba kattığımızda, birbirine ∼15 milyar ışık yılı uzaklıktıktaki iki nokta, birbirine göre “ışık hızından daha hızlı” uzaklaştığı için ve evrenin gelecekteki genişlemesini de hesaba kattığımızda evrendeki herhangi bir nokta için -ya da insan için- gözlemlenebilir evreninin (yani gözlemleyebileceğimiz, görebileceğimiz, test edip üzerinde düşünebileceğimiz, çok uzak geleceklere kadar ışığının bize gelebileceği evrenin) yarıçapı ∼46,5, çapı ∼93 milyar ışık yılı olmaktadır, ama tam evrene oranla bu, okyanusta bir damladır. Yanı sıra evrendeki herhangi bir noktanın ulaşılabilir evreninin yarıçapı ∼15, çapı ∼30 milyar ışık yılıdır. Işık hızı saniyede 300 bin km’dir, evrende bu hız aşılamaz, hiçbir şey bundan daha hızlı gidemez, Görelilik kuramı bunu kanıtlar, bundan sonra bir ama yok, yanı sıra bu durum evrenin genişlemesine, yani evrenin tamamına -evrenin kendisine- uygulanamaz, Görelilik kuramı burada çiğnenmez, zaten kuram buna müsaade eder, evrenin genişlemesiyle ‑arada yeterli mesafe varsa- iki nokta birbirine “göre ışık hızından hızlı” uzaklaşabilir, burada noktalar hareket etmiyor, ışık hızından hızlı gitmiyorlar, birbirlerine göre, yani biri diğerinden ışık hızından hızlı uzaklaşıyor, yani aralarındaki mesafe bu hızda genişliyor.]^[4] [Şunları söyleyebilirim. Sonsuz bir sayıdan bir önceki sayı nedir? Yine sonsuz bir sayıdır. Ondan bir önceki sayı nedir? Yine sonsuz. Bu böyle gider. O hâlde 3 de, 2 de, 1 de sonsuz mudur! Sonsuz bir hızdan bir önceki hız nedir? Yine sonsuz. O hâlde saniyede 1 km, saniyede 1 metre vs. tüm hızlar da sonsuz hız mıdır! Sonsuz bir zamandan bir önceki zaman da sonsuz, o hâlde bir yıl, gün, saniye vs. tüm zaman dilimleri de mi sonsuz zamandır! Sonsuz bir sayı, hangi sayıdan sonra başlar! Böyle bir sınır olmadığına göre yoksa her bir şey bulanık ve belirsiz midir! 1+1=2’dir, ama evrende birbirine tam olarak benzeyen iki şey yoktur. O hâlde bir hızın 2 katı, bir zamanın 2 katı vs. nasıl olur! Sayılar nasıl olur! Hız (hareket), zaman, mekân (madde) vs. sadece birer tanımlamadan mı (isimlendirmeden mi) ibarettir! Bu konulara kitapta ilerleyen kısımlarda bolca değineceğiz. Rahat olun!]

Evren başlarda çok sıcaktı: Sıcaklık ne kadar fazlaysa parçacıkların hareketi de o kadar fazla olacağından [negatif yüklü elektronlar pozitif yüklü çekirdeklerden kaçabilecek harekete (hıza) sahip olduğundan] evren başlarda negatif ve pozitif yüklerin bağımsız hareket ettiği bir gaz olan plazma hâlindeydi. 300 bin yıl sonra sıcaklığın ∼4.000 °C’ye düşmesiyle elektronların hızı azaldı ve çekirdekler onları yakalamaya başladı, böylece atomlar da oluşmaya başladı, buna “Rekombinasyon” denir. Bir çekirdek bir elektronu yakaladığında o elektronun kuantum enerji seviyesi düştüğünden etrafa bir ışık verir [saçar (yayar)] [yani serbest hâldeki enerjisi bağıl hâle döndüğünde enerji kaybeder ve bu kaybettiği enerji de ışık (ısı) olarak yayılır]. Evrenin Rekombinasyon evresinde (300-500 bin yıl arasında) tüm atomlar oluştu. 300 bin yıl sonra (atomların oluşmasıyla) yayılan (yoğunluktan dolayı sınırlı bir şekilde yayılabilmiş olan) fon ışımasının (ışığın) sıcaklığı birkaç bin derecedeydi ve ışık elektromanyetik tayfın görünür kısmındaydı, bu dönemde evren opaktı, “bir sis” gibiydi: 300-380 bin yıl arasında evrenin giderek genişlemesi eşliğinde sıcaklık ve yoğunluğun da giderek azalmasıyla (atomların oluşmasıyla çıkan) ışığın serbest bir şekilde gidebileceği mesafe de artıyordu, öyle ki 380 bininci yılda ışık serbest kaldı. Burada bahsi geçen ışık görünür ışık olup evren boyunca her yönde (yönden) neredeyse etkileşimsiz -hiçbir şeye çarpmadan, serbest- olarak yayılan ışıktır, fon ışımasıdır. 380 bininci yıla kadar çoğu atom oluşmuştur ki Rekombinasyon Dönemi’nde evren nötrdü ve ışıl ışıl parlıyordu. Evrenin genişleme ve soğumasıyla (genişleyen alanda ışık hareket ettikçe) ışığın dalga boyu da uzadı, böylelikle bu ışık önce kızılötesi radyasyona sonra da mikrodalgaya dönüştü. Buna fon ışıması (veya radyasyonu) denir. İlk yayılmasından günümüze kadar evrenin her yerindedir ve şu an ki ortalama sıcaklığı ∼2,725 kelvindir. Televizyon ayarlarken çekmeyen siyah-beyaz karıncalı görüntünün yüzde birkaçı bu fon ışımasının bir kalıntısıdır.^[2][5]

Büyük Patlama’dan ∼200^[2] (veya ∼560)^[6] milyon yıl sonra ilk yıldızların oluşmaya başladığı düşünülmektedir^[2] (İlk yıldızların tam olarak ne zaman oluştuğu şu an için bilinmemektedir, sadece tahminler vardır.). Kütle yoğunluğu (kütlesi) çok yüksek olduğundan parlaklığı da çok yüksek olan bu kısa ömürlü yıldızların iç tepkimeleri ve patlamaları sonucu ağır elementler ilk kez bunlar tarafından üretildi.^[6] Ayrıca polarizasyon ölçümleri (elektrik ve manyetik alanların mikrodalgalarda salınımları) Şişme kuramı ile tutarlıdır.^[2]

Özetleyecek olursak evrenin ilk anlarında (Büyük Patlama veya Şişme) ilk bir milisaniyeden daha az bir sürede maddenin en küçük, en basit ve ilk biçimi olan kuark parçacıkları oluştu. Evren genişleyerek soğudukça, bu parçacıklar birleşerek proton ve nötronları, onlar da birleşerek atomların çekirdeğini oluşturdular. İlk galaksilerin 1-2 ay sonra oluşmaya başladığı (temellenmeye başladığı) düşünülmektedir. 300.000 yıl sonra çekirdekler elektronları yakaladı ve ilk atomlar oluştu. 300-380 bin yıl arasında maddeler belirli yerlerde kümelenme eğilimi gösterdi (ve): Atomların kütle çekim etkisiyle birleşmesi sonucu ilk yıldızlar ve galaksiler oluştu. Kırmızıya kayma ile galaksilerin birbirinden uzaklaştığı bilinmektedir. Bir nesne Dünya’dan uzaklaşırsa ondan bize gelen ışık kırmızıya (uzun dalga boyuna) dönüşür (kayar) [Nesne demek, “ne ise” -neyse ne- demektir. (Nişanyan Sözlük)]. Evrenin genişlemesi herhangi bir galaksiyi genişletmez, galaksi kümeleri arasındaki mesafeyi genişletir, herhangi bir galaksi (hem kendisinin hem de kendisini çevreleyen karanlık maddenin) kütle çekim etkisiyle bir arada tutulur.^[7]

Evrendeki galaksiler Büyük Patlama’dan kabaca 1 milyon ile 7 milyar yıl sonra arasında önce öngalaksiler (protogalaksiler) olarak, sonrasında ise galaksiye dönüşmek üzere oluştu. Başlangıçtaki bu oluşumlarda fazlaca yıldız vardı.^[8]

Evrende oluşmuş ilk yıldızlar doğrudan gözlemlenemez fakat bunlar(ın) hipernova patlamalarından kalan ışıkla tespit edilebilir. Hipernova, süpernovadan katbekat daha güçlü bir patlamadır. İlk yıldızların kütle yoğunluğu aşırı yüksek olduğundan yaşam ömürleri de kısaydı ve büyük patlamalarla malzemelerini etrafa yayıyorlardı. Şu an için ölçümlerle tespit edilebilmiş en erken yıldızların 13 milyar yıl öncesine dayandığı saptanmıştır. Bu da ilk yıldızların ilk 700 milyon yıl içinde oluştuğunu gösterir.^[9]

Günümüzden 13 milyar yıl öncesine (Büyük Patlama’dan ∼700 milyon yıl sonrasına) tarihlenen Z8_GND_5296 adlı (ilk galaksilerden biri olan) galakside (hidrojenden) her yıl Güneş kütlesinin 300 katı kadar yıldız üretildiği (elementlerin kimyasal radyasyon imzalarını arayan bir teknik olan spektroskopi yöntemiyle) tespit edildi: Samanyolu’nda ise her yıl 1-2 Güneş kütlesi kadar yıldız üretilmektedir: Bu durum bize ilk galaksilerin çok fazla yıldız ürettiğini gösterir (ki diğer bulunan ilk galaksiler de bu şekildedir). Bu yıldızlar da günümüzdeki yıldızlar gibi (doğal olarak) ana yakıt olarak hidrojeni kullanmaktaydı. Bahsi geçen galaksiden önce oluşmuş galaksilerin olduğu da düşünülür. Galaksiler günümüzden ∼10 milyar yıl öncesine kadar (veya ilk ∼4 milyar yıl içinde) gittikçe artan bir oranda yıldız oluşturdu, bu sayı, sonrasında giderek azaldı. İlk galaksileri tespit edebilmek gerçekten zordur: Çünkü bunlardan yayılmış olan uyarılmış hidrojenden çıkan radyasyon (H radyasyonu-emisyonu, ışığın belirli bir dalga boyu) (günümüzdeki galaksilere oranla daha yoğun olan) o ilk galaksilerdeki aşırı miktarda bulunan gazlar tarafından emilir (söndürülür).^[10]

Kaynaklar

[1] Veenu Setia, Grace Young, Adam Augustyn vd., “Big-bang model” (cosmology), Encyclopædia Britannica, Inc., sgt: 21 Nisan 2017 (1998-2017), <https://www.britannica.com/science/big-bang-model>, Erişim: 19 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20180921192136/https://www.britannica.com/science/big-bang-model].

[2] Jupiter Scientific Authors (yy.), “An Update on the Universe”, Jupiter Scientific, 2003, <http://www.jupiterscientific.org/sciinfo/ncupdate.html>, Erişim: 19 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20181020140314/http://www.jupiterscientific.org/sciinfo/ncupdate.html]. {“1 parsek (pc) ∼31 trilyon km veya ∼3,26 ışık yılı” kısmı, Wikipedia Contributors, “Parsec”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgta., ags., ea. [bk. sonnot 15].}

[3] Emre Kuvan, “Evrenin Genişlediği Nasıl Keşfedildi?”, Editör: Çağrı Mert Bakırcı, Evrim Ağacı, 6 Mayıs 2022, <https://evrimagaci.org/evrenin-genisledigi-nasil-kesfedildi-11709>, Erişim: 11 Ağustos 2022 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20220524005836/https://evrimagaci.org/evrenin-genisledigi-nasil-kesfedildi-11709].

[4] Ethan Siegel, “Evren, Işık Hızından Daha Hızlı mı Genişliyor? Büyük Patlama ve Enflasyon Dönemi’nde Tam Olarak Ne Oldu?”, Uyarlayan: Arzu Recep, Editör: Çağrı Mert Bakırcı, Evrim Ağacı, 30 Aralık 2021, <https://evrimagaci.org/evren-isik-hizindan-daha-hizli-mi-genisliyor-buyuk-patlama-ve-enflasyon-doneminde-tam-olarak-ne-oldu-11288>, Erişim: 11 Ağustos 2022 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20220815222427/https://evrimagaci.org/evren-isik-hizindan-daha-hizli-mi-genisliyor-buyuk-patlama-ve-enflasyon-doneminde-tam-olarak-ne-oldu-11288] (Bu sonnottaki tüm alıntılar Siegel’dandır.); Wikipedia Contributors, “Observable universe”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgt: 29 Temmuz 2022, kalıcı arşiv kaydı: <https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Observable_universe&oldid=1101132973>, Erişim: 11 Ağustos 2022.

[5] Jupiter Scientific Authors (yy.), “Atom Formation During Recombination”, Jupiter Scientific, 2002, <http://www.jupiterscientific.org/sciinfo/cosmology/recombination.html>, Erişim: 19 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20200208102745/http://www.jupiterscientific.org/sciinfo/cosmology/recombination.html].

[6] Jonathan Amos [Editör], “Planck Telescope Puts New Datestamp On First Stars”, George Efstathiou, Richard McMahon, Andrew Jaffe, BBC News, 5 Şubat 2015, <https://www.bbc.com/news/science-environment-31145520>, Erişim: 20 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20190505043448/https://www.bbc.com/news/science-environment-31145520].

[7] Fact Monster Editors (yy.), “Big Bang”, Fact Monster, © 2000-2017 Sandbox Networks, Inc., Dorling Kindersley, 2007, <https://www.factmonster.com/dk/encyclopedia/science/big-bang>, Erişim: 20 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20210423031229/https://www.factmonster.com/dk/encyclopedia/science/big-bang].

[8] Antony A. Stark, “Protogalaxies”, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), sgt: 18 Kasım 1999, <https://www.cfa.harvard.edu/~aas/oldtenmeter/proto.htm>, Erişim: 20 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20180326202528/https://www.cfa.harvard.edu/~aas/oldtenmeter/proto.htm].

[9] Phys Authors (yy.), “Ferreting Out The First Stars”, Volker Bromm, Avi Loeb, Phys.org, 22 Eylül 2005, <https://phys.org/news/2005-09-ferreting-stars.html>, Erişim: 20 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20180613062543/https://phys.org/news/2005-09-ferreting-stars.html].

[10] Elizabeth Landau [Editör], “Scientists Confirm Most Distant Galaxy Ever”, Steven Finkelstein, Dominik Riechers, CNN Business, sgt: 25 Ekim 2013, <https://edition.cnn.com/2013/10/23/tech/innovation/most-distant-galaxy/index.html>, Erişim: 21 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20180204205822/https://edition.cnn.com/2013/10/23/tech/innovation/most-distant-galaxy/index.html].

Gaz ve toz içeren moleküler bulutların sıkışmasıyla yıldızlar oluşur. Bir moleküler bulutun (bulutsu veya nebula) “parçalar hâlinde belli bölgelerde” sıkışmasıyla (yoğunlaşmasıyla) onlarca veya yüzlerce yıldız oluşabilir. Güneş yıldızı ve Güneş Sistemi de bir bulutsunun yoğunlaştığı bir bölgede ∼4,6 milyar yıl önce oluşmaya başladı (veya oluştu). Bulutsunun başlangıçtaki sıcaklığı düşüktür, kütle çekim etkisiyle yoğunlaştığı bölgelerde sıcaklık gittikçe artar, öyle ki ∼1 milyon °C’ye ulaştığında, hidrojenlerin birleşip helyumlara dönüşmesiyle termonükleer tepkimeler başlar. Güneş oluşurken etrafındaki gaz ve toz parçaları da birbirine çarpıp büyüyerek gezegen, uydu, asteroid, kuyruklu yıldız gibi yapıları oluşturmuştur.^[2]

“Güneş Sistemi Güneş ve onun çevresinde” dönen (dolanan) cisimlerden oluşur, bunlar: 8 gezegen ve bunların “100’den fazla uydusu, cüce gezegenler,” asteroidler “(küçük gezegenler), Kuiper Kuşağı ve Oort Bulutu’ndaki” gök taşları ve kuyruklu yıldızlardır. Güneş’e yakınlık sırasıyla “Merkür, Venüs, Dünya ve Mars” kayasal (ve küçük); “Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün” gazsal (ve büyük) gezegenlerdir. Çapları 1000 km’den az olan asteroidler bu iki gezegen sınıfının arasında (ortasında) bulunurlar. Plüton ise “Ceres, Eris ve Makemake” gibi bir cüce gezegendir. Neptün’ün sonrasında Kuiper Kuşağı bulunur ve Oort Bulutu ise en dışta olup sistemi bir küre gibi çevreler.^[3]

Güneş’in iç kısımlarında 4 hidrojen çekirdeği kaynaşıp 1 helyum çekirdeğine dönüşür, bu tepkimeyle kaybedilen kütle ısı, ışık gibi enerjiye dönüşür: Oluşan her helyumla 24,7 MeV enerji açığa çıkar: Güneş bu tepkimeyi her saniyede 10³⁸ kez yapar ve bunun sonucunda yine her saniyede 4×10²⁶ W (watt) enerji açığa çıkar, yayar. Güneş, hidrojen yakıtını bitirdikten sonra “kırmızı dev yıldız” olarak şişecek (büyüyecek) “sonra da bir beyaz cüce” olarak büzülecektir.^[4]

Güneş Sistemi’nde meteorlar ve gezegenler arası gaz ve toz da bulunmaktadır. Başlangıçtaki gaz ve toz bulutsusunun bir bölgede (merkezde) sıkışmaya başlaması sonucu bu bulutsu kendi etrafında dönmeye de başlamıştır. Bu merkez gittikçe yoğunlaştığından sıcaklığı da artmıştır, önce öngüneş (protogüneş) oluştu, sonrasında [sıkışmanın başlamasından ∼10 milyon yıl sonra ve (veya) H→He tepkimesinin başlamasıyla)] Güneş oluştu. İlk bulutsuda merkez daha çok olmak üzere (merkeze yönelik) merkezin etrafı da yoğunlaştığından buradaki parçaların birleşmesiyle başta öngezegenler, sonrasında da bunların ve diğer irili ufaklı (oluşmuş) parçaların çarpışma ve birleşmesiyle günümüz gezegenleri oluştu. Gezegenlerin küresel (yuvarlağımsı) olmasının sebebi kendi kütle çekimlerinin bir sonucudur. Mars ile Jüpiter arasında Güneş etrafında dönen (santimetreden kilometrelerce genişliğe ulaşabilen) yüz binlerce asteroid vardır (∼1,6 milyon olduğu düşünülmektedir). “Kuiper Kuşağı ve Oort Bulutu’ndaki” olağan yörüngelerinden sapan (kaya, toz, su, CO₂, metan buzları vs. içeren) cisimler Güneş’e basık yörüngelerde dolanmaya başlar, Güneş’e yakınlaştıkça üst tabakaları ışınım basıncıyla buharlaşır, böylelikle bu cisim ilerlerken Güneş’e bakan tarafın ters yönünde bir iz (kuyruk, yani gaz ve toz) bırakır: O cismin bu hâline de kuyruklu yıldız denir. Meteorlar (ve küçükleri meteoritler) genel olarak asteroidler arası çarpışmalardan serbest kalan parçalardır. Dünya’ya bir günde ortalama yaklaşık olarak 300 ton meteorit düşer ve bunların neredeyse hepsi atmosferde buharlaşır (yanar).^[5]

Kaynakta geçen tarih itibarıyla “bilinen” “8 gezegen, 5 cüce gezegen, 173 uydu, 654.984 asteroid, 3.287 kuyruklu yıldız” vardır (fakat bu sayılar artarak değişebilir). Oort Bulutu’nun sınırına göre Güneş Sistemi’nin yarıçapı ∼15 trilyon km olduğundan, eğer Dünya’dan saatte 1.000 km hızla gidersek ∼870.000 yıl sonra o sınıra (yani Güneş Sistemi’nin sonuna) varabiliriz: 10.000 km/sa’te ∼87.000 yılda, 100.000 km/sa’te ise 8.700 yılda varabiliriz: Bu yarıçap ∼1,6 ışık yılı mesafesinde olduğundan [ve (veya) Güneş ile Dünya arası mesafe ∼150 milyon km olduğundan] Güneş’ten veya Dünya’dan çıkan bir ışık bu sınıra ∼0,8 yıl sonra ulaşacaktır. Güneş ile Neptün arası mesafe ∼4,5 milyar km ve Güneş-Plüton arası mesafe ise ∼6 milyar km’dir. Güneş Sistemi’nin (çap olarak) büyüklüğünün %1’inden daha azını 8 gezegen ve Kuiper Kuşağı, %99’undan fazlasını ise Oort Bulutu oluşturur.^[6]

Güneş’in yaşam ömrü ∼10 milyar yıldır: Şu an ∼4,6 milyar yıl yaşında olan Güneş’in gittikçe H yakıtı azalacak, böylelikle Güneş şişmeye (büyümeye) başlayacak ki buna “kırmızı dev” aşaması denir: Bu hacim şişmesiyle Dünya’yı yutacak büyüklüklere kadar ulaşacak: Sonrasında H bittiğinde He yakıt olarak kullanılmaya başlayacak ki bu aşamada hacim gittikçe küçülecek, devamında birkaç büyüyüp küçülme olacak: En son ise gittikçe küçülecek ve çekirdeği çoğunlukla karbon “ve oksijenden oluşan bir beyaz” cüce olduğunda (∼5,4 milyar yıl sonra) hacmi yaklaşık Dünya kadar olacak: Güneş’in beyaz cüce olması sırasında Güneş Sistemi de yok olacak: Bu beyaz cüce ise milyarlarca yıl içinde gittikçe soğuyacak ve yok olacak.

Güneş, yeterli kütlede olmadığı için süpernova olarak patlamayacaktır. Günümüzden ∼400 milyon yıl sonra, hidrojen yakıtı yeterince azalınca, kütle çekimi potansiyel enerji serbest kalınca, ana dizi aşaması sona erip, büyümeye (genişlemeye) başlayınca önce alt dev, sonra kırmızı dev aşamasına girecek, gittikçe ısı artacak, parlaklığı 1.000 kattan fazla artacak, bu büyüme ∼1 milyar yıl içinde olacak. Sonraki ∼1 milyar yılda, kırmızı dev dal aşamasında Merkür ve muhtemelen Venüs’e kadar genişleyip onları yutacak ve kütlesinde üçte bir kayıp olacak (dal = dizi veya sıra). Kırmızı dev dal aşamasından sonra (∼100 milyon yıl içinde) bugünkü büyüklüğünün ∼10 katına, parlaklığının ∼50 katına küçülür ve sıcaklığı da bugünkünden biraz düşük olur. Sonra (birkaç on milyon yıl içinde) helyum ve çekirdekteki hidrojen bittiğinde ya da çok azaldığında hızlı bir şekilde parlaklığı artarak -eğer yutmadıysa- Venüs’ü de içine alacak kadar genişler (yani daha da büyür), bu asimptotik dev dal aşamasıdır, burada kütle kaybı devam eder, termal darbelerle gittikçe kararsız hâle dönüşür, mevcut parlaklığı birkaç bin katına çıkar. Şimdi bir parantez açalım. Güneş’in kırmızı dev aşamasında kütle kaybetmesi nedeniyle Dünya’nın yörüngesi başlangıçta genişleyecek, sonra dev dal aşamasında Merkür ve Venüs’ün yaşadığını yaşayacak, yani yörüngesi gelgit kuvvetleri nedeniyle sürüklenip küçülecek ve Güneş tarafından yutulacak (Sırasıyla önce Merkür, sonra Venüs ve sonra da Dünya yutulacak, bunlar birkaç milyon yıl arayla yutulacak.). Şimdi kaldığımız yerden devam edelim. Asimptotik dev dal aşamasından sonra Güneş, (yaklaşık yarım milyon yıl içinde) çekirdeğinin dışındaki kısmı, termal darbelerle kaybedecek ve kütlesi şu anki kütlesinin yaklaşık yarısı olacak, burada çekirdek bir beyaz cüceye dönüşmüş olacak ve kaybettiği kısım da çok geniş bir şekilde uzaya dağılarak bir bulutsuya (nebulaya) dönüşecek. Belki bu nebuladan yeni bir yıldız doğacak ya da bu nebula da dağılacak.

Yıldızlar zaman ilerledikçe parlaklığını ve ısısını arttırır, bu artış, yıldızın yapısına bağlıdır. Güneş yaklaşık her 100 milyon yılda bir parlaklığını ∼%1 arttırır ve ısısını da gittikçe yükseltir. Yaklaşık 3 milyar yıl sonra bu ısınmayla (∼1,5 milyar yılın sonundan başlayarak) önce sıvı su buharlaşıp tükenecek, sonra bu da uzaya kaçacak, yanı sıra bu sürede bitki yaşamı da son bulacak. Yani günümüzden yaklaşık 3 milyar yıl sonra Dünya’daki canlılık neredeyse tamamen yok olacak. İnsan, sıcak ve susuz yaşamaya ya da başka bir şeye evrimleşmezse ∼2,5 milyar yıl civarı sonra yok olacak. [Güneş’in parlaklığı ∼%15 artarsa Dünya’nın mevcut sıcaklık ortalaması olan 15 santigrat derece, 40 santigrat dereceye çıkıyor. Bu suyun (okyanus ve diğer suların) buharlaşması 60 santigrat derece civarında oluyor.]^[7]

Bir şey sonsuz derecede küçülürse zaman ve alan da sıfırlanır. “Bu yüzden Büyük Patlama öncesi” yoktur, sonrası vardır. Büyük Patlama anında bildiğimiz madde yoktu, saf enerji vardı: İlk saniye içerisinde birleşik (saf veya bir) hâlde bulunan dört temel kuvvet birbirinden ayrıldı ve saf evren genişlemeye başladı. (“Elektromanyetik kuvvet elektrik ve manyetizmayı tek kuvvette birleştirerek atomları moleküllere bağlar… zayıf çekirdek kuvveti atom çekirdeğini parçalayarak radyoaktif bozuşmayı” sağlar.) ∼300 bin yıl sonra H atomunun oluşmasıyla fotonlar maddeden ayrılarak serbest kaldı veya ışık ilk kez açığa çıktı.

Nebulanın merkezinde oluşan öngüneşin etrafındaki gaz, sıvı ve katı parçacıkların girdaplaşıp (yoğunlaşıp), birleşip büyümesiyle gezegenimsiler ve bunların çarpışıp daha da büyümesiyle gezegenler oluştu: Tabii bu sırada öngüneş de etrafındaki malzemeyi yine çekerek daha da büyüdü ve Güneş’e dönüştü. “Merkür, Venüs, Dünya ve Mars” daha çok kayaç ve metalik elementlerden oluşurken; “Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün” daha çok “H, He, amonyak ve metandan oluşur”.

Gök cisimlerinin çarpması, kimyasal tepkimelerle gaz çıkışlarının olması vesaireyle (ve giderek ısınıp, demir-nikelin eriyip merkeze, silikatların da üst kısma hareket edip yerleşmesiyle ve sonra soğumayla) Dünya’nın kıta, okyanus ve atmosferi oluştu: Şu an Dünya’da olan tüm kimyasal yapılar (yapaylar hariç) başlangıçtaki nebulada vardı ve (veya) ondan oluştu.^[8] Dünya oluşurken yapısında belli bir miktar su buharı vardı, sonra birkaç yüz milyon yıl içinde Dünya’ya su bulunduran kuyruklu yıldızlar, asteroidler, meteorlar, galaktik molozlar vs.nin çarpmasıyla su miktarı da arttı.^[9]

Kaynaklar

[1] Berahitdin Albayrak, Engin Bahar, “Elementler Nasıl Oluştu?”, TÜBİTAK: Bilim Genç, 27 Nisan 2018, <http://bilimgenc.tubitak.gov.tr/makale/elementler-nasil-olustu>, Erişim: 16 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20181018101558/http://bilimgenc.tubitak.gov.tr/makale/elementler-nasil-olustu].

[2] yy. (yazar yok), “Güneş Sistemi”, TÜBİTAK: Bilim ve Teknik [ISSN: 1300-3380], Sayı: 366, Mayıs 1998, [PDF] <https://bilimteknik.tubitak.gov.tr/sites/default/files/posterler/gunessistemi3.pdf>, Erişim: 16 Ekim 2018, 366. sayının eki/posteri [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20181024191549/https://bilimteknik.tubitak.gov.tr/sites/default/files/posterler/gunessistemi3.pdf].

[3] yy., “Güneş Sistemi”, TÜBİTAK: Bilim ve Teknik [ISSN: 1300-3380], Sayı: 495, Şubat 2009, [PDF] <https://bilimteknik.tubitak.gov.tr/sites/default/files/posterler/gunessistemi.pdf>, Erişim: 17 Ekim 2018, 495. sayının eki/posteri [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20181024190933/https://bilimteknik.tubitak.gov.tr/sites/default/files/posterler/gunessistemi.pdf].

[4] Arthur Beiser, “Modern Fiziğin Kavramları” [ISBN: 978-975-6885-14-7], Çeviren: Gülsen Önengüt, Akademi Yayın Hizmetleri, 2006, Ankara, 1. Baskı, Ağustos 2008, <https://books.google.com.tr/books?id=dKhSDwAAQBAJ&pg=PA463>, Erişim: 17 Ekim 2018, s. 463 [(+) eklediğim kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20221211075616/https://books.google.com.tr/books?id=dKhSDwAAQBAJ&pg=PA463].

[5] yy., “Güneş Sistemimiz”, Ankara Üniversitesi Kreiken Rasathanesi, 2013, [PDF] <http://rasathane.ankara.edu.tr/files/2013/02/Gunes_Sistemi.pdf>, Erişim: 17 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20180826214906/http://rasathane.ankara.edu.tr/files/2013/02/Gunes_Sistemi.pdf].

[6] Şeyma Çalışkan, “Güneş Sistemi”, Ankara Üniversitesi Kreiken Rasathanesi, 6 Eylül 2014, [PDF] <http://rasathane.ankara.edu.tr/files/2014/11/2014_09_06_Gunes_Sistemi.pdf>, Erişim: 18 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20160826171418/http://rasathane.ankara.edu.tr/files/2014/11/2014_09_06_Gunes_Sistemi.pdf].

[7] “Güneş’in yaşam ömrü…” paragrafı, Mahir E. Ocak, “Güneş Sistemi Nasıl Sonlanacak?”, TÜBİTAK: Bilim Genç, 23Şubat2015, <http://bilimgenc.tubitak.gov.tr/makale/gunes-sistemi-nasil-sonlanacak>, Erişim: 18 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20190902084502/http://bilimgenc.tubitak.gov.tr/makale/gunes-sistemi-nasil-sonlanacak]. “Güneş, yeterli kütlede…” paragrafı, Wikipedia Contributors, “Sun”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgt: 30 Temmuz 2022, kalıcı arşiv kaydı: <https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Sun&oldid=1101359826>, Erişim: 31 Temmuz 2022; “Yıldızlar zaman ilerledikçe…” paragrafı, Puneet Kollipara [Editör], “Earth Won’t Die as Soon as Thought”, Eric Wolf, Owen Brian Toon, James Kasting, Jérémy Leconte, Ravi Kopparapu, Science, American Association for the Advancement of Science (AAAS), 22 Ocak 2014, <https://www.science.org/content/article/earth-wont-die-soon-thought>, Erişim: 31 Temmuz 2022 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20220809172542/https://www.science.org/content/article/earth-wont-die-soon-thought]; Damian Carrington [Editör], “Date set for desert Earth”, James Kasting, BBC News, 21 Şubat 2000, <http://news.bbc.co.uk/2/hi/sci/tech/specials/washington_2000/649913.stm>, Erişim: 31 Temmuz 2022 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20220811060124/http://news.bbc.co.uk/2/hi/sci/tech/specials/washington_2000/649913.stm].

[8] Kadir Dirik, “Fiziksel Jeoloji”, Hacettepe Üniversitesi, ty. (tarih yok), [PDF] <http://yunus.hacettepe.edu.tr/~kdirik/JEO153_1_giris.pdf>, Erişim: 18 Ekim 2018, s. 31, 32, 35, 37‑39 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20210124031514/http://yunus.hacettepe.edu.tr/~kdirik/JEO153_1_giris.pdf].

[9] Bill Bryson, “Hemen Her Şeyin Kısa Tarihi” [ISBN: 975-7004-46-4], Çeviren: Handan Balkara, Boyner Yayınları, 1. Baskı, Ekim 2004, İstanbul, s. 36; Wikipedia Contributors, “Earth”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, sgt: 17 Kasım 2020, kalıcı arşiv kaydı: <https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Earth&oldid=989181479>, Erişim: 22 Kasım 2020.