TEMEL FİZİK (1. Bölüm: 10 Konu)

TEMEL FİZİK
(1. Bölüm: 10 Konu)

 

İÇİNDEKİLER

1- Büyük Patlama Kuramı’nın Gözlemsel Kanıtları
2- Şişmeli Büyük Patlama’nın (Şişme Kozmolojisi veya Kozmik Enflasyon’un) Kronolojisi
3- 4 Temel Kuvvet
4- Büyük Patlama ve Evren Hakkında
5- Yıldızlar
6- Kara Delikler
7- Galaksiler
8- Güneş Sistemi
9- Evrenin Oluşumu, Yapısı ve Özellikleri ile Samanyolu Galaksisi, Güneş Sistemi ve Güneş
10- Evrenin Toplam Enerjisinin 0 (Sıfır) Olması
Kaynakça

 

---

 

[one-third-first]

SİTE DİZİNİNDEKİ 1. KONU
BÜYÜK PATLAMA KURAMI’NIN GÖZLEMSEL KANITLARI

Uzay ve zaman (yani evren) kabaca 15 milyar önce hayal edilemeyecek kadar sıcak ve yoğun olan küçücük bir noktacığın (tekilliğin) kuantum sayesinde kendiliğinden (spontan) patlayıp genişlemesiyle oluştu: Buna Büyük Patlama (Big Bang) denir. Bu fikir 20. yy.ın başlarında Friedmann ve Lemaitre tarafından ortaya atılan Büyük Patlama Kuramı’dır (BPK). BPK’nın gözlemsel kanıtları şunlardır.

Kanıt 1: Hubble Yasası ve Evrenin Genişlemesi (Kırmızıya Kayma): Bir ışık kaynağı gözlemciden ne kadar uzaklaşırsa kırmızıya, ne kadar yakınlaşırsa maviye kayacaktır. Etrafımızdaki galaksilerden gelen ışığın kırmızıya kaydığı tespit edilmiştir. Bu da evrenin genişlediği anlamına gelir. Bu genişleme şu benzetmeyle açıklanır: Şişmemiş bir çocuk balonunun üzerine 1 cm aralıklarla kalemle noktalar (galaksiler) atalım ve balonu şişirirken bu noktaların birbirinden gittikçe uzaklaştığını görürüz. Öyle ki başlangıçtaki şişmemiş balona aynı şekilde 4 tane yan yana nokta atalım ve bunlara soldan sağa sırasıyla 1, 2, 3 ve 4 diye isim verelim: Balonu şişirirken 1. ve 2. noktalar 1x, 1. ve 3. noktalar 2x, 1. ve 4. noktalar ise birbirlerinden 3x hızıyla uzaklaşacaklardır. Yani galaksiler arası mesafe ne kadar fazlaysa birbirlerinden de bir o kadar hızla uzaklaşacaklardır.

Kanıt 2: Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması (KMAI): 1965 yılında A. Penzias ve R. Wilson tarafından keşfedilen bu elektromanyetik ışıma, evrenin her yerindedir: Dalga boyu 1.9 mm’dir: Sıcaklığı ise 2.725 kelvindir (0 kelvin mutlak sıfır olup -273 santigrad dereceye karşılık gelir). BP’nin hemen sonrasında evren; ışık, kuark, lepton ve kuarkları bir arada tutan zamk parçacıklarından (gluon) oluşuyordu. Işık (ışıma) burada yüklü parçacıklarda tutuluyordu (soğuruluyordu). Sıcaklık azaldıkça zamk kuarklara daha çok yapıştı, sonra kuarkların birleşmesinden hadronlar (proton ve nötron) ve onlar da birleşerek atomları oluşturdu. Atomların oluşmasıyla ışığın etkileşebileceği parçacıklar azaldığından soğurulma da azaldı ve ışıma evrene yayıldı: Bu ışıma evrenin genişlemesiyle enerji kaybeden KMAI’dır. Evren ~379.000 (yıl) yaşındayken KMAI’nın sıcaklık dağılımının her yönde aynı olduğu tespit edilmiştir.

Kanıt 3: Çekirdeklerin Sentezlenmesi (Nükleosentez): Döteryum, helyum ve lityum gibi hafif elementler BP’nin (Büyük Patlama’nın) ilk anlarında, ağır elementler ise yıldızlar sayesinde çok sonra üretildi (oluştu). İlk başlarda evren çok sıcaktı ve maddenin tamamı iyonize ve parçalanmış bir durumdaydı ki sadece foton vardı. İlk 3 dakikada foton sıcaklığının düşmesiyle proton ve nötronlar birleşerek döteryumları oluşturdu: Döteryum 1 proton ve 1 nötrondan meydana gelir. Hafif elementlerin oluşmasına nükleosentez denir. Çok kısa bir sürede proton ve nötronlar çarpışıp döteryumu, döteryumlar da proton ve nötronlarla çarpışıp helyumu ve trityumu oluşturdular. Bu reaksiyonlar 13 dakika boyunca devam etti, bu sürenin sonunda gereken sıcaklık düştüğünden nükleosentez durdu ve 300.000 yıl boyunca reaksiyon olmadı. Sonrasında genişlemeyle soğuma devam ederken foton enerjisinin düşmesiyle elektron ve protonlar bir araya gelip atomu (hidrojen atomunu) oluşturdular (1 hidrojen atomunda 1 proton ve 1 elektron vardır). Evrende helyum varlığı şu an için yaklaşık %23’tür.

BP aslında bir şeyin patlaması değil, uzay-zamanın başlangıcı demektir. BP’nin başlama noktası evrenin her yerini kapsar. BP’den önce zaman kavramı yoktur, zaman evrenin oluşmasıyla başlar.^[1]

 

SİTE DİZİNİNDEKİ 2. KONU
ŞİŞMELİ BÜYÜK PATLAMA’NIN (ŞİŞME KOZMOLOJİSİ VEYA KOZMİK ENFLASYON’UN) KRONOLOJİSİ

≈10^-43 saniye (Zaman): Evrenin neredeyse doğum anı olup boyutu bir protondan bile küçük ve sıcaklığı ~10³² kelvindir (K), (°C = K – 273,15). Buradaki kuantum titrenimleri galaksilerin (yıldız, gezegen vs.nin) tohumu ve özüdür.
≈10^-34 saniye: Bu anlarda evren şişme (kozmik enflasyon) aşamasına girdi ve büyüklüğü 10³⁰ kat arttı. Evren bu aşamada foton, kuark ve leptonlardan meydana gelen bir çorba gibi olup sıcaklığı ~10²⁷ K’di.
≈10^-12 saniye: Bu anlarda evren kuarklar ile zamk parçacıklarının oluşturduğu bir çorba (plazma) şeklindeydi.
≈10^-4 saniye: Bu anda kuarklar birleşerek hadronları (protonlar ve nötronlar) ve bunların karşıt (anti) parçacıklarını meydana getirdiler. Evrenin genişleyip soğuması yavaşladı. Parçacıklar ile antiparçacıklar çarpışıp foton vd. parçacıklara dönüşmekteydi.
≈3 dakika: Bu anlarda evrenin sıcaklığı gereken seviyeye düştüğündendir ki protonlar ile nötronlar çarpışıp 2H, 3He, 4He ve 7Li elementlerini oluşturmuşlardır. Işıma fazlaydı fakat alabileceği serbest yol parçacıklara çarptığından dolayı azdı. (H hidrojen, He helyum, Li lityum).
≈379.000 yıl: Sıcaklık 2970 K’di ve elektronlar çekirdeklere bağlanıp atomlar oluştu. Işık serbest kaldı. H ve He atomları kütleçekimle birleşerek yıldız ve galaksiler oluştu, bunun sonucunda ise evren daha karanlık oldu.

Ağır Elementlerin Oluşumu: Bir nötron yıldızını örnek alarak bu konuyu işleyelim. Büyük kütleli yıldızlarda hidrojen füzyonuyla helyum oluşur. Bu helyum gittikçe tüketilip çöktüğünde helyumlar kaynaşıp karbonları oluşturur (3 helyum çekirdeği birleşip 1 karbon çekirdeğine dönüşür). Bu sürede helyum da bittiğinde kütleçekiminden dolayı bir çökme yaşanır ve iç bölgelerin sıcaklığı da giderek artar, böylelikle karbon yanmaya başlar. Yıldız çekirdek sıcaklığı ~1 milyar K’ye ulaşıncaya kadar bu yanma (füzyon) devam eder. Bu süre içinde oksijen (O), neon (Ne), magnezyum (Mg), silisyum (Si), kükürt (S) ve demir (Fe) atomları oluşur. Sırasıyla baştan söyleyecek olursak: hidrojenler birleşip helyuma dönüşür, helyumlar birleşip karbon ve oksijene, karbonlar neon ve magnezyuma, oksijenler silisyum ve kükürte, silisyum ve kükürtler ise birleşip demire dönüşür.^[1]

___________________
^[1] Durmuş Ali Demir, Namık Kemal Pak, “Büyük Patlama ve Evrenin Genişlemesi”, Bilim ve Ütöpya Dergisi, Sayı: 195, 2010, <http://www.physics.metu.edu.tr/uploads/Admission.ADM-146/6-BB-EvrenGenisl-BilUt195-ey10.pdf> Erişim: 7 Ekim 2018, s. 16-21.

 

 

SİTE DİZİNİNDEKİ 3. KONU
4 TEMEL KUVVET

Büyük Patlama (Big Bang) Teorisi evrenin oluşumu için en tutarlı teoridir. ~14,5 milyar yıl önce çok küçük bir hacimde; madde ve enerji bulunuyordu. Burada evreni evren yapan kütleçekimi, elektromanyetik kuvvet, zayıf etkileşim ve güçlü etkileşim adındaki 4 temel etkileşim “kuvvetle muhtemelen tek bir etkileşim” olarak birleşik haldeydi.

Evren 10^-43 saniyede 10³² K sıcaklığındaydı ve buraya kadarki kısma Planck Zamanı denilir. 10^-43 saniyenin ardından kütleçekimi diğer 3 kuvvetten ayrıldı. 10²⁷ K ve 10¹⁵ GeV (Enerji) değerlerindeki 10^-35 saniyede hızlı bir genişleme olan “Şişme Dönemi” başladı: 10^-32 saniye sonunda Şişme durduğunda evren ilk hacminin 10⁵⁰ katına çıktı ve güçlü çekirdek kuvveti de öteki 2 kuvvetten ayrıldı. Bu sırada madde ve antimadde birbirlerini yok ettiler fakat madde antimaddeden çok az daha fazlaydı bu yüzden madde varlığını sürdürüp günümüze kadar geldi. 10²¹ K ve 10³ GeV değerlerindeki 10^-11 saniyede ise elektromanyetik kuvvet ile zayıf kuvvet birbirinden ayrıldı. 1 GeV’lik 10^-6 saniyede, azalan sıcaklıkla, kuarklarla antikuarkların birbirini yok etme süreci sonlanıp arta kalan kuarklar üçerli bir şekilde birleşerek proton ve nötronları meydana getirdiler (3 kuark birleşirse bir proton veya bir nötron oluşur). 10¹⁰ K’lik 1. saniyede elektronlar ve nötrinolar oluştu. 10⁹ K’lik 3. dakikada proton ve nötronlar, döteryum ve helyum gibi atomların çekirdeklerini oluşturdu. 3.000 K’lik 300.000 yıl sonra ise elektronların (eksi yük) proton (artı yük) taşıyan çekirdeklere bağlanma süreci başladı ve bu sayede hafif elementler olan hidrojen, helyum ve lityum atomları oluştu. Bu noktada evrenin yapısı neredeyse tamamlandı. Sonrasında azalan sıcaklık eşliğinde sırasıyla diğer atomlar, yıldızlar ve galaksiler oluştu.

Kütleçekimi: Gökcisimlerini bir arada tutup hareketlerini belirler. Etki alanı (menzili) sonsuz, göreli şiddeti 10^-38 olup diğer 3 kuvvetten çok daha zayıf bir kuvvettir. Bu etkileşimi graviton adındaki bir parçacığın taşıdığı düşünülür.
Güçlü Çekirdek Kuvveti: Etki alanı 10^-12 mm (milimetre), göreli şiddeti ise 1’dir. Protonları ve/veya nötronları birbirine bağlayan kuvvettir: Eğer olmasaydı protonlar veya nötronlar aynı yükte oldukları için birbirini iteceğinden atom olmazdı. Diğer 3’ünden çok daha güçlü bir kuvvettir. Yıldızın iç kısmındaki çekirdek birleşmesi ile -bunun sonucunda- salınan ısı, ışık gibi enerji bu kuvvet sayesinde gerçekleşir. Bu etkileşim 8 gluon tarafından taşınmaktadır.
Zayıf Çekirdek Kuvveti: Etki alanı 10^-15 mm, göreli şiddeti ise 10^-13‘tür. Kuark ve leptonların birbiriyle etkileşmesini sağlar ve bunun sonucunda beta ışıması gibi radyoaktif ışıma ortaya çıkar. Bu etkileşim W⁺, W^– ve Z⁰ parçacıkları tarafından taşınır.
Elektromanyetik: Etki alanı sonsuz, göreli şiddeti ise 10^-2‘dir. Bu kuvvet sayesinde elektronlar çekirdeğe bağlanır, atomlar ve moleküller bir arada tutulur. Bu etkileşim foton tarafından taşınır.

Atomların proton ve nötron sayılarının farklılıkları, farklı elementleri oluşturur. Gluonlar kuarkları, protonları ve nötronları (kısaca çekirdeği) bir arada tutar. Kuarklar hafiften ağıra doğru (kütle olarak); yukarı ve aşağı (u ve d), tılsım ve acayip (c ve s), üst ve alt (t ve b) kuark isimleriyle sıralanır ve her birinin anti/karşıt kuarkı vardır. Bir proton 2 yukarı ve 1 aşağı kuarktan oluşup elektrik yükü +1 ve spini 1/2’dir (1 bölü 2). Protonun toplam kütlesinin %1,3’ünü 3 kuarkın kütlesi oluşturur, %98,7’sini ise (E=mc² formülündeki kütleyle enerjinin aynı şey olmasından ötürü) o 3 kuarkın kinetik ve potansiyel enerjisi oluşturur: Bu yüzden kuarklar kütlelerinin yaklaşık 80 katı enerjiye sahiptirler. Kuarkların boyutları net olarak bilinmemektedir fakat 10^-18 metrenin altındadır: Proton veya nötronun boyutu ise 10^-15 metre civarıdır. Bir nötron 1 yukarı ve 2 aşağı kuarktan oluşup elektrik yükü 0 ve spini 1/2’dir. Nötronun toplam kütlesi ise protondaki anlatım gibi olup %1,6, %98,4 ve 60 katı’dır.

Evrenin başlangıcında sadece serbest haldeki kuarklar ve gluonlar bulunmaktaydı. Elektronlarından arındırılarak iyon hale getirilmiş iki atom çekirdeği ışık hızına yakın bir hızda çarpıştırılırsa kuark ve gluonlardan oluşan bir kuark-gluon madde (çorba) ortaya çıkar: Bu çorba ise “gaz halinde” değil daha çok “ideal akışkana” benzer. Bu madde neredeyse her yönde aynı yani izotropik, elektrik alanı sıfır, nötr yüklü ve uzay-zaman geometrisi Einstein’ın Genel Rölativite teorisine uygundur. Kuark-Gluon madde (veya kuark madde) evrenin ilk birkaç saniyesinde oluşmuştur: Evren bu anlarda homojen (tamamının aynı yapıda olması) ve izotroptu.^[2]

___________________
^[2] Can Aktaş, “Kuark Gluon Maddenin Uzay-Zaman Geometrisi”, Çanakkale 18 Mart Ü., Fizik Anabilim Dalı, Doktora Tezi, 2008, <https://tez.yok.gov.tr/UlusalTezMerkezi/giris.jsp> Erişim: 9 Ekim 2018, s. 1-10, 13, 18, 36. (YÖK Başkanlığı Ulusal Tez Merkezi, Tez No: 238526) (Verilen linkten tez adını aratıp, tez numarasına tıklayıp, açılan sayfada PDF sembolüne tıklayıp tezi indiriniz).

 

 

SİTE DİZİNİNDEKİ 4. KONU
BÜYÜK PATLAMA ve EVREN HAKKINDA

BP evrenin başlangıcını, gelişimini, makro yapısını, kozmik artalan ışımayı, Hubble Yasası’nı, hafif element çokluğunu vs.yi başarıyla açıklayan bir kuramdır. Genel Görelilik denklemlerine göre başlangıçta sıcaklığı ve yoğunluğu sonsuz olan bir tekillik çıkar (fakat böyle bir durum fiziksel olarak imkansızdır, bulunacak olan bir kuantum kütleçekim kuramı buna cevap olabilir). 13,8 milyar yıl önce evren bu tekilliğin genişlemesiyle oluştu. BP uzay içerisinde bir patlama değil uzayın genişlemesidir. Evren ilk anlarda homojen (ki günümüzdeki çok büyük ölçeklerdeki homojenlik de buradan gelir), çok sıcak ve çok yoğundu (evrenin ilk anlarında bilinen fizik yasaları geçerli değildir). Şişmeden sonra evren neredeyse tamamen kuark-gluon plazmasından oluşmaktaydı: Sonrasında soğuma başladı. 10^-6 saniye sonra kuark ve gluonlar birleşerek proton ve nötronlar oluştu: Bunlar ve antileri E=mc² eşliğinde birbirlerine çarpıp enerjiye dönüştüler lakin sadece başlangıçtaki tüm proton ve nötronların -fazladan oluşmuş olan- “∼on milyarda biri” kaldı. 1 saniye sonra elektron ve antileri olan pozitronlar için de benzer bir süreç yaşandı. Birkaç dakika sonra sıcaklık 1 milyar K’ye düştüğünde döteryum ve helyum çekirdekleri oluşmaya başladıysa da protonların çoğu halen serbestti. Kozmik radyasyondaki fotonların enerjisi sıcaklığın düşmesiyle giderek azaldı, öyle ki bu, 379.000 yıl sonra elektronların proton ve/veya çekirdeklere bağlanıp atomların oluşmasını mümkün kıldı. Bu (hafif) atomların çoğu hidrojen ve helyum olup azı lityumdur. Uzun süre sonra bu atomlar (elementler) kütleçekim etkisiyle bir araya gelip yıldız ve galaksileri oluşturdu: Diğer (ağır) elementler ise bu yıldızlar içerisinde ve/veya süpernova patlamaları sırasında sentezlendi.^[3]

Evrenin ilk anlarında gerçekleşen Şişme’nin hızı ışık hızından daha hızlıdır. Evrende ışık hızı aşılamaz diyen Einstein’ın hız limiti kuramı burada ihlal edilmez çünkü bu kuram evrenin kendi genişlemesine uyarlanamaz. Galaksilerin birbirinden uzaklaşma hızı -aralarındaki mesafeyle de doğru orantılı olarak katlanarak- giderek artmaktadır, öyle ki bu artış başta ışık hızına sonra ışık hızından fazlasına sonra da daha fazlasına ulaşır. Bu durumda o galaksiyle iletişim kurmak da mümkün olmaz.

Çoklu Evrenler Modeli’nde Şişme ile oluşmuş farklı fizik yasalarının bulunduğu evrenler olabilir ve bunlar yan yana duran baloncuklar gibi de düşünülebilir. Tek evren modelini inşa etmek çoklu evren modellerini inşa etmekten daha zordur öyle ki şişme modellerinin birçoğu bizi çoklu evrenlere götürüyor. Düzenli döngülerle şişme ve sönme yaşayan bir kozmosta olup şu an bu fazlardan birisinde olduğumuz da ihtimaller arasındadır.^[4]

___________________
^[3] Mahir E. Ocak, “Büyük Patlama”, TÜBİTAK: Bilim Genç, 5 Nisan 2017, <http://bilimgenc.tubitak.gov.tr/makale/buyuk-patlama> Erişim: 10 Ekim 2018.
^[4] Gürkan Akçay, “Büyük Patlama Kuramı Nedir?”, Bilim Fili, 20 Ağustos 2015, <https://bilimfili.com/big-bang-buyuk-patlama-teorisi-nedir/> Erişim: 10 Ekim 2018.

BP Kuramı bomba gibi bir patlama değil evrenin (uzay, zaman ve enerjinin) oluşması ve genişlemesidir. Kısaca bu kuram ilk BP anını değil veya evrenin nasıl, neden ve nereden ortaya çıktığıyla değil ortaya çıktından sonraki süreçle ilgilenip bunu açıklamaya çalışır. O ilk anda ve hemen sonrasındaki (hayal edilemeyecek kadar kısa bir süre olan) ilk aşamada neler olduğunu “şu an için” bilemiyoruz.

Kuantum Belirsizlik Kuramı’yla “hiç yoktan” parçacık-antiparçacık çiftleri veya enerji kabarcıkları oluşur ve bunlar kısa sürede kaybolur yani tekrar yok olur. Evrenimiz de bu şekilde bir kuantum dalgalanmasıyla bir “kuantum kabarcığı”ndan ortaya çıkmış olabilir: Evrendeki maddenin içerdiği enerji pozitif ve bu maddeye ait (ondan çıkan) kütleçekim alanının enerjisi ise negatif olup bunlar birbirine eşittir (birbirini dengeler) yani 1-1=0’dır (Bu iki fikir 1970’lerde Edward Tryon tarafından öne sürülmüştü). Eğer bir madde aşırı derecede yoğunsa kendi kütleçekiminin etkisiyle anında çöker, örneğin bunu kara deliklerde görürüz. O başlangıçtaki çok yoğun olan “kuantum kabarcığı”nın çökmemesi için BP’dan (“zigot” evrenin ortaya çıkmasından) çok kısa bir süre sonra evrenin çok büyük bir kuvvetle çok hızlı bir şekilde “aniden katbekat” daha büyük bir boyuta “Şişme”si gerekmektedir: Bu, Alan Guth’un 1980 yılında öne sürdüğü “Şişme Kuramı” olup BP Kuramı’yla ilgili çokça soruya çözümler getirdi. Bu kurama göre BP’dan 10^-36 saniye sonra bir proton boyutundaki evren “aniden” bir portakal boyutuna ulaştı.

BP Kuramı denklemler ve gözlemlerle doğrulanmakta olup bunların en önemlileri şunlardır. Giderek genişleyen evrenin sıcaklığı ve yoğunluğu azalmaktadır, bunu tersine işletirsek BP’ya ulaşırız. İlkel (“bebek”) evren saydam değildi (TDK: Saydam: İçinden ışığın geçmesine ve arkasındaki şeylerin görülmesine engel olmayan (cisim), şeffaf, transparan). Bu evrede ışınım yayılamıyordu çünkü ortam çok yoğundu. Evrenin genişleme eşliğinde yoğunluk (sıkışıklılık, iç içe geçmişlilik) ve sıcaklığının azalması (veya giderek soğuması) sayesinde 380.000 yıl sonra (~3300°C’de, “çocuk” evrende) atom çekirdekleri ve elektronlar birleşme imkanı buldu dolayısıyla atomlar da oluşmuş oldu: Böylelikle evren saydamlaştığından ışınım da yayılma imkanı buldu ki (1964 yılında fark edilen) bu ışınıma “Kozmik Mikrodalga Fon Işınımı” denir. Fon Işınımı BP’nın bir kalıntısı olup evrenin her yerindedir ve günümüzdeki sıcaklığı -270°C’dir (mutlak sıfır -273°C’dir). BP’dan 380.000 yıl sonra Fon Işınımı yayıldığında evrenin sıcaklığının ~3300°C olmasıyla şu anki evrenin ortalama sıcaklığının (veya Fon Işınımı sıcaklığının) -270°C olması demek evrenin sıcaklığının bu süre zarfında giderek azaldığını gösterir. Ayrıca bu ışınımın dalgaboyundaki (yani evrenin sıcaklığındaki) küçük değişimler yıldız, galaksi ve/veya bunların kümelenerek oluşmalarının vs.nin (yani evrendeki yapıların) nasıl oluştuğu konusunu da açıklar.

 

Hesaplama ve gözlemler bize evrenin 13,7 milyar yıl yaşında olduğunu söyler. Evrenin yaşı evrenin genişleme hızıyla o da galaksilerin bizden uzaklaşma hızıyla belirlenir. Edwin Hubble bunun bir düzene göre gerçekleştiğini buldu. İki galaksi arasındaki uzaklık ne kadar fazlaysa birbirlerinden de bir o kadar fazla hızla uzaklaşırlar: Yani bize yakın olan bir galaksi daha yavaş uzak olanı ise daha hızlı uzaklaşır ve bu doğru orantılıdır: Şöyle ki 1 birim uzaksa 1 hızla, 2 birim uzaksa 2 hızla, 3 birim uzaksa 3 hızla uzaklaşır; buna Hubble Yasası denir (v=H_o.d). Fakat bu, ortak bir kütle merkezi çevresinde düzensiz hareket eden (Andromeda Galaksisi’nin çarpmak üzere bizim Samanyolu galaksimize geldiği gibi) aynı kümede bulunan galaksiler için geçerli olmayıp çok uzaktaki galaksiler için geçerlidir. Evrenin yaşının hesaplanmasında kullanılan diğer bir yöntemse radyoaktif elementlerin bozunmasından yararlanmaktır ki bu, en yaşlı yıldızlara uygulandığında onların (evrenin) yaşının 12-15 milyar yıl arasında olduğu sonucu ortaya çıkar. Aynı yöntemle galaksimizdeki Güneş benzeri yıldızların ölümünden artakalan beyaz cücelere bakılarak onun 10 milyar yıl yaşında olduğu hesaplanmaktadır.

Evrenin genişlemesinin kanıtlarından birisi de “Kozmolojik Kırmızıya Kayma”dır. Eğer bize gelen ışıma (ışık) giderek kırmızıya kayıyorsa onun geldiği yer bizden gittikçe uzaklaşıyor demektir. Bu bağlamda (bizim bulunduğumuz galaksi kümesinin dışındaki yani bizden çok uzaktaki tüm) galaksilerden bize gelen ışığın kırmızıya kaydığı tespit edildiğinden evrenin genişlediği anlaşılmıştır. Kırmızıya Kayma ışığın dalgaboyunun uzayıp enerjisinin düşmesidir ki buna sebep olan da evrenin genişlemesidir. Bize gelen ışık ne kadar kırmızıya kaymışsa geldiği yer de bizden bir o kadar uzakta demektir ve bu kayma hızı ne kadar hızlı oluyorsa bir o kadar hızla da bizden uzaklaşıyor demektir. Bunu zihinde canlandırmak adına şu basit örnek verilebilir: Bizden uzaklaşan bir trenin ses dalgalarının boyu gittikçe uzar ve şiddeti giderek azalan bir ses duyarız. Kırmızıya Kayma ve Hubble Yasası bizden en uzaktaki galaksilerin ışık hızından daha hızlı bir şekilde bizden uzaklaştığını söyler: Fon Işıması’nın aldığı yol ise gerçekten çok fazla olup bizden ışık hızının 50 katı hızla uzaklaşır. Bu bağlamda gözlemleyebildiğimiz (gördüğümüz, test edip üzerinde düşünebileceğimiz) evren 93 milyar ışık yılı genişliğindedir ki bu tüm evrene oranla “denizde bir kum tanesi” gibidir. Biz bu gözlenebilen/görülebilir evrenden sonraki o devasa kısmı hiçbir zaman göremeyeceğiz ve hiçbir şekilde de iletişim kuramayacağız, yani sahildeki o kum tanesi denize asla ulaşamayacak. Ama biz o sahilde yine de mangal yaparız. Ayrıca evrenin genel/temel genişleme hızı da giderek artmıştır, artıyordur ve artacaktır.

Yakınımızdakiler hariç tüm galaksiler bizden uzaklaşır ve bu her galaksi için geçerlidir. Evrenin bir merkezi yoktur ve evren genel anlamda tüm galaksilere (gözlemcilere) göre aynı görünür. Buna “Kozmolojik İlke” denir ve basitçe şu örnek verilir: Kabarmakta olan bir üzümlü kekin içindeki üzümlere galaksi dersek bunların hepsi birbirinden uzaklaşır ve iki üzüm arasındaki mesafe ne kadar fazlaysa birbirlerinden de o kadar hızlı uzaklaşır. Ayrıca evrenin bir kenarının olmadığı düşünülmektedir.

Evren ilk zamanlarda sıcak ve yoğundu, gaz ve karanlık maddeden oluşuyordu: Homojendi yani neredeyse tamamı aynı yapıdaydı, bir su veya çay gibiydi. İlk yıldızlar ve galaksiler evren (-in başlangıcının çok sonralarında) (soğuma eşliğinde) 500 milyon civarı yaşındayken meydana geldi. Günümüzde ölçülen Fon Işıması sıcaklığı bütün yönlerde aynı olmayıp ışımanın sıcaklığında bir derecenin sadece on binde ikisi kadar küçük dalgalanma farklılıkları mevcuttur. Bunun sebebi ise (kuark, proton, nötron, elektron gibi atom altı parçacıkların bulunduğu evrende veya) atom oluşmadan önceki evrende değişik bölgelerdeki madde yoğunluğundaki bölgesel çok küçük farklardır. Yani bu evrede kimi bölgelerde parçacıklar çok az da olsa daha yoğun/kalabalık hale geldi (bu, kuantum titrenimleri sayesinde oldu). Bunun sonucunda atomlar (madde) kütleçekimlerinin etkisiyle çökerek (yani birleşerek veya etraftaki diğer atomları da merkeze çekip gittikçe büyüyerek) yıldız, galaksi ve galaksi kümeleri gibi evrendeki devasa yapılar oluştu. Ayrıca kara deliklerin, etrafındaki gazı toplayıp o bölgede yoğunlaştırmasıyla galaksilerin ve/veya yıldızların oluşumuna katkı sağladığı da düşünülür ki birçok galaksinin merkezinde bir dev kara deliğin olması bunu destekler niteliktedir, yanı sıra büyük galaksilerin tümünün merkezinde de birer dev kara deliğin olduğu düşünülür. Kısaca kuantum sayesinde meydana gelen o küçücük farklılıklar şu an gördüğümüz evreni (yani evreni) oluşturdu.

Kuantum dalgalanmaları “boşlukta” kendiliğinden meydana gelebilir. Öyle ki bu dalgalanmalar evrenler içinde evrenler oluşturabilir. Bunun bir türev örneği ise kara deliklerde yeni evrenlerin tomurcuklanabileceği olup buna “Bebek Evrenler Senaryosu” denir. Şişme Kuramı’nda ise kapağı açılan gazozun kabarcıklarına evren, bunların bulunduğu ortama da gazoz (kozmik sonsuz deniz) denir ve bu yüzen (sonsuz) kabarcıklar da çeşit çeşit (birbirinden farklı) olup birbirleriyle iletişim kuramazlar.

Jan Oort 1930’larda galaksimizin merkezinin etrafında dönen (dolanan) yıldızların savrulmamaları için daha fazla madde (kütleçekimi) gerektiğini bulunca Karanlık Madde’yi fark eden ilk kişi oldu. Sonrasında yapılan araştırmalar bunu doğruladı. Galaksilerdeki merkeze yakın ve uzak olan yıldızlar benzer sürelerde dolanıyordu: Halbuki uzak olanların daha uzun sürede turlaması lazımdı (çünkü merkezin kütleçekimi oralarda yavaşlıyordu): Bu eş zamanlı dolanışlara sebep olanın -galaksiyi küresel olarak çevreleyip büyük miktardaki- karanlık madde (KM) olduğu anlaşıldı. Günümüz evrenini oluşturan toplam maddenin %83’ü KM olarak hesaplanmaktadır. KM’nin şunlardan oluştuğu öngörülmektedir: Çok az bir kısmı neredeyse ışınım yapmayan kara delik, kahverengi cüceler gibi gökcisimleri; çok büyük kısmı ise hem ışınım yapmayan hem de ışınımla etkileşmeyen ve (ama) kütlesi olan (şu an bilmediğimiz) egzotik parçacıklar.^[5]

___________________
^[5] Alp Akoğlu, “Evrenin En Büyük Soruları”, TÜBİTAK: Bilim ve Teknik Dergisi, Sayı: 509, Nisan 2010, <http://www.biyolojiegitim.yyu.edu.tr/fizuzaypdf/Evrenin20108S.pdf> Erişim: 11 Ekim 2018, s. 50-57.

 

SİTE DİZİNİNDEKİ 5. KONU
YILDIZLAR

Bir yıldızın ne olduğunu ve ne olacağını ilk olarak kütlesi belirler. (1 M_☉ = 1 Güneş kütlesi). Çok büyük kütleli yıldızlar (25-100 M_☉) çok sıcak, parlak ve mavi olup merkezindeki basınç yüksek olduğundan füzyon tepkimeleri hızlıdır ki yakıtını da hızlı tüketir. Küçük kütleli yıldızların ise (0.06-8 M_☉) yaşam ömrü daha uzundur. Yıldızın merkezinde nükleer enerji üretimi biterse kütleçekimine direnen basınç kuvveti de sonlanır: Küçük kütleli yıldızlarda yıldız merkeze doğru çöker ve gezegenimsi bir buluta dönüşür, sonra gittikçe soğuyan bir beyaz cüceye dönüşür. Büyük kütleli yıldızlarda ise yüksek enerji çıkışı eşliğinde süpernova patlaması olur ki başlangıç kütle aralığı 8-25 M_☉ ise nötron yıldızına 25-100 M_☉ ise bir kara deliğe dönüşür. Yıldızlar ağırlıklı olarak hidrojen, helyum ve çok az da ağır elementlerden oluşur.^[6]

Yıldızlar arasında boşluk yoktur “yıldızlararası ortam” (YAO) vardır ki burada durmadan yıldız ve gezegenler doğar ve galaksimizdeki tüm maddenin ∼%10’u buradadır. YAO’nun neredeyse tamamında hidrojen (bolluk oranı ∼%89) ve helyum (∼%9) bulunur. Yıldızların merkezinde üretilen karbon, oksijen, nitrojen gibi ağır elementler (∼%2) zamanla YAO’ya yaklaşır. Yıldızlararası bulutta karbon, silikat gibi toz zerrecikleri vardır ki bu, bulut kütlesinin ∼%1’dir. Ayrıca bu bulutta su (H₂O), karbonmonoksit (CO) ve karbondioksit (CO₂) de bulunur.

YAO’daki (serbest, başıboş, H, He içeren) yayılma bulutları süpernova şok dalgalarıyla belli bir yerde kümeleşerek (elementçe zengin ve molekül de içeren) yoğun bulutlar halini alır. Bu şok dalgalarını odayı süpürüp tozları bir köşede toplayan süpürge olarak düşünebiliriz. Bu yoğun bulutlar kendi kütleçekimleri sayesinde çöker (yani belli noktalarda giderek yoğunlaşır): Bu sayede yıldızlar oluşur: Oluşan yıldızın etrafındaki toz zerrecikleri de çarpışıp giderek büyür ve gezegenler oluşur.^[7]

Yıldızlar ağırlıklı olarak H ve He’den oluşan bir plazma küresidir. Yıldızın kütlesi arttıkça yakıtını hızlı tüketeceğinden yaşam ömrü kısalır. En büyük yıldızların yaşam ortalaması yaklaşık 1 milyon yılken en düşük olan kırmızı cücelerin 10-100 milyar yıl arasıdır. Büyük kütleli yıldızların süpernova olarak patlayıp bir kara deliğe dönüşmesi binde bir ihtimaldir, eğer merkezdeki demir yığını sıkışıklığı fazla ise -çekimleri çok güçlü olan- nötron yıldızına dönüşür. Eğer bir yıldızın başlangıç kütlesi Güneş’inkinden 8 kat ve fazlası ise süpernova olarak patlar: 8 katından az ise gezegenimsi bulutsu püskürüğüne dönüşüp ondan geriye demir ve karbon yığını olarak bir beyaz cüce kalır ki bu da zamanla soğuyup bir kara cüceye dönüşür.

Süpernova veya iki galaksinin çarpışmasıyla yayılan şok dalgaları gaz ve toz bulutunun kütleçekim etkisiyle birçok yerde çökmesini tetikler ve bu bulut parçaları çökme (sıkışıp yoğunlaşarak küçülme) eşliğinde giderek ısınır ve her nokta bir yıldıza dönüşür. Yıldızlararasındaki gaz, toz, hidrojen, helyum ve iyonize gazların bir arada bulunduğu bölgeye nebula (bulutsu) denir.^[8]

Çökme şu şekilde olur. Çökme, moleküler bulutun daha yoğunluklu kısımlarında başlar. Moleküller birbiriyle çarpıştığında enerjileri artar: Yani bir yörüngede dolaşan elektron bir üst yörüngeye geçer böylelikle enerjisi artar: Tekrar eski yerine dönen elektron çevreye bir kızılötesi ışık yayar ve bu ışığın bulutun dışına çıkmasıyla bu yoğunluklu bölgenin sıcaklığı azalır. Böylece bulutun kendi iç basıncının kendi kütleçekimini dengeleyememesiyle çökme başlar. Giderek artan yoğunlukta moleküllerin soğurduğu ışık dışarı kaçmakta zorlanır ve bu sayede bulutun iç kısımlarındaki sıcaklık da artar. Merkez sıcaklığı 2000 K’yi geçtiğinde hidrojen molekülleri (H₂) hidrojen atomlarına ayrışır, sonra H ve He atomları iyonlaşır: Böylelikle bu ısınma aşaması bulutun iç basıncı kütleçekimini dengeleyene kadar devam eder. Sonucunda da bir önyıldız oluşur. Bu önyıldız gittikçe ışıma yoluyla enerji kaybeder, küçülür ve ısınır. Sonrasında merkez sıcaklığı çekirdek tepkimelerini başlatacak düzeye geldiğinde nihayet bir yıldız oluşmuş olur.^[9]

___________________
^[6] Zeynep Çelik Orhan, “Güneş Benzeri Titreşim Yapan Yıldızların Yapısı ve Evrimi”, Ege Ü., Astronomi ve Uzay Bilimleri Anabilim Dalı, Doktora Tezi, 2017, <https://tez.yok.gov.tr/UlusalTezMerkezi/giris.jsp> Erişim: 12 Ekim 2018, s. 1, 2. (YÖK Başkanlığı Ulusal Tez Merkezi, Tez No: 479743) (Verilen linkten tez adını aratıp, tez numarasına tıklayıp, açılan sayfada PDF sembolüne tıklayıp tezi indiriniz).
^[7] Özgür Barış Etli, “Yıldız Oluşum Bölgelerinde Moleküler Dağılım”, Ege Ü., Astronomi ve Uzay Bilimleri Anabilim Dalı, Yüksek Lisans Tezi, 2012, <https://tez.yok.gov.tr/UlusalTezMerkezi/giris.jsp> Erişim: 12 Ekim 2018, s. 5-7. (YÖK Başkanlığı Ulusal Tez Merkezi, Tez No: 327263) (Verilen linkten tez adını aratıp, tez numarasına tıklayıp, açılan sayfada PDF sembolüne tıklayıp tezi indiriniz).
^[8] Özlem Kılıç Ekici [Çeviren], “Yıldız Oluşumu ve Gelişimi”, TÜBİTAK: Bilim ve Teknik Dergisi, Sayı: 590, Ocak 2017, <http://www.bilimteknik.tubitak.gov.tr/sites/default/files/posterler/41x55_poster_ocak_2017_yeni.pdf> Erişim: 13 Ekim 2018, Görsel: © Sol 90 Images, 590. sayının eki/posteri.
^[9] Mahir E. Ocak, “Yıldızlar Nasıl Oluşur?”, TÜBİTAK: Bilim Genç, 27 Nisan 2015, <http://www.bilimgenc.tubitak.gov.tr/makale/yildizlar-nasil-olusur> Erişim: 13 Ekim 2018.

 

 

 

SİTE DİZİNİNDEKİ 6. KONU
KARA DELİKLER

Kara deliğin kütlesi ne kadar fazlaysa bir o kadar da kütleçekimi vardır, bu yüzden onları her şeyi yutan olarak göremeyiz. Güneş ve Ay şu anki haliyle aniden bir kara delik (KD) olsaydı Güneş Sistemi’ndeki gezegenlerin ve Dünya’nın yörüngesinde bir değişiklik olmazdı. Fiziksel olarak bir nesneyi görebilmek için onun ışık saçması ya da kendisine gelen ışığı yansıtması gerekir ki bu iki durum ışığı dahi yutan KD’ler için geçersiz olduğundan onlar doğrudan gözlemlenemez. KD’lerin “Olay Ufku” denilen bölgesinde ışık ve madde kütleçekiminden kaçamaz, buraya giren bir gözlemci bir yüzeyle karşılaşmaz, geriye de kaçamaz. KD’ye ne kadar yaklaşılırsa kütleçekimin artmasından dolayı zaman da bir o kadar yavaşlar. Eğer bir nötron yıldızının çekirdek kütlesi Güneş kütlesinin yaklaşık 3 katını aşarsa (kritik kütleyi aşarsa) kendi kütleçekimine karşı koyamaz ve kendi merkezine doğru çökmeye başlar ve bu süreçte yüzeydeki kütleçekim etkisi de giderek artar, bir noktadan sonra artık ışık bile bu etkiden kaçamaz hale gelir. KD’ler bu şekilde yıldızların ölümü sonucunda oluşur. 1969’da Roger Penrose KD’lerin enerjisinin bir bölümünü dışarıya aktardığından bahsetmişti. 1974’te de Stephen Hawking “Karadelik (Hawking) Işıması” ile KD’lerin kütlesine bağlı olarak belirli sıcaklıklarda radyasyon/parçacık yaydığını ve bu sayede gittikçe kütle kaybederek çok uzun yıllar sonra ömürlerinin sona ereceğini buldu.^[10]

Cisimler uzay-zamanı (evreni) kütle yoğunluklarına göre bükerler ya da eğerler: Örneğin 1 birim hacimde 10 kg kütlesi olan bir cisim, evreni 1 birim bükerken; aynı hacimde 20 kg’lık cisim 2 birim büker. Bu bağlamda 1 cm³ hacimde bulunan kütle miktarını baz alırsak büyükten küçüğe nötron yıldızı > beyaz cüce > Güneş olarak sıralanır. Bu yüzden nötron yıldızı diğerlerine göre evreni daha fazla büker. Bir yemek kaşığı nötron yıldızının kütlesi yaklaşık 1 milyar tondur. Kara deliklerin hacmi sonsuz küçüğe azalacağından, kütle yoğunluğu da sonsuz büyüğe artacağından onlar evreni sonsuz bükerler. Yanı sıra Görelilik Kuramı kütleçekiminin doğrudan bir kuvvet olmadığını evrenin bükülmesiyle “dolaylı” oluştuğunu söyler: Cisimler ise bu bükülme ile oluşan “çukur”a düşer ve/veya etrafında döner.^[11]

“Kara Delik” 1738’de John Michell’le ilk kez fikir olarak ortaya atıldı, 1915’te Einstein ile pekiştirildi ve 1969’da ise John Wheeler tarafından geliştirilip bu ismi aldı. Onları göremeyip kütleçekim etkilerinden dolayı biliriz ki dalganın yanında parçacık da olan fotonlar (ışıklar) ondan kaçamaz.

Bir önyıldızdaki gazlar çekim etkisiyle gittikçe sıkışırak ısınır (çöker). Bunun sonucunda hidrojenler birbirine çarpıp helyuma dönüşür. Bu sayede ısı ve ışık yayılır. Ortamın sıkışıklığı, ısısı ve basıncı gittikçe artar ki bir noktadan sonra ısı ve basınç sayesinde kütleçekimi dengelenir, yani sıkışma/büzüşme durur (ısı artarsa basınç, basınç artarsa ısı artar), (bir çocuk balonunu şişirin ve ağzını kapatın, içteki havanın basıncı balon lastiğinin balonu küçültme direncine kafa tutacaktır ve balon bu şekilde duracaktır). İşte bu noktada da o önyıldızdan bir “yıldız” oluşmuş olur. Yıldız bu kararlı/dengeli durumda kalabilmek için de durmadan yakıtlarını harcar ki bu sayede ondan devamlı ısı ve ışık yayılır. Yıldızın başlangıç kütlesi ne kadar büyükse basınç-kütleçekim dengesi için yakıtını bir o kadar hızlı harcar. Bu yakıt bitince soğuma ve büzüşme/çökme başlar.

Güneş kütlesinden 1,5 kat (Chandasekhar Sınırı) az olan yıldızlar yakıtları bitince çekim etkisiyle giderek küçülür fakat Pauli Dışlama İlkesi (aynı parçacıkların birbirini itmesi) gereği bu, “beyaz cüce” adı verilen belirli bir noktaya kadar olur. Beyaz cüceler elektron itimiyle ayakta durur (yarıçap birkaç bin km, yoğunluk ise cm³ başına onlarca ton). Landau ise bir iki Güneş kütlesindekilerin proton ve nötron itimiyle de ayakta durabileceğini buldu ve bu “nötron yıldızı”nın çapı 30 km civarı, yoğunluğu ise cm³ başına on milyonlarca tondur. Görelilik Kuramı gereği bu dışlama itiminin bir sınırı vardır öyle ki kütlesi çok fazla olan yıldızlar için bu itim daima çekimden az olur. Yakıtını bitirmiş bu tür yıldızlar çekim etkisiyle durmadan küçülür/çöker ve sonunda sonsuz yoğunluğa ulaşır böylelikle bir kara delik (KD) olur. KD’ler sonsuz yoğunluğa gider (ya da sonsuz yoğunluktadır): Bu da uzay-zamanın sonsuz olarak eğilmesine (bükülmesine) sebep olur: Bu da KD’de zamanın olmamasına (işlememesine, zamanın durmasına) sebep olur (giderek artan bir kütlenin etrafındaki zaman giderek yavaşlar, Genel Görelilik Kuramı): Bu bağlamlarda KD’ler birer tekilliktir. Görelilik Kuramı’na göre evrendeki her bir noktanın zamanı farklıdır: yani mutlak zaman diye bir şey yoktur.^[12]

___________________
^[10] Mustafa Saltı, “Kara Delikler, Solucan Delikleri ve Teleparalel Kütle Çekim Kuramı”, Dicle Ü., Fizik Anabilim Dalı, Doktora Tezi, Haziran 2012, <http://inspirehep.net/record/1386336/files/0078404.pdf> Erişim: 14 Ekim 2018, s. 13-17.
^[11] Mahir E. Ocak [Çeviren], “Karadelikler”, TÜBİTAK: Bilim ve Teknik Dergisi, Sayı: 555, Şubat 2014, <http://www.bilimteknik.tubitak.gov.tr/sites/default/files/posterler/karadelik.pdf> Erişim: 14 Ekim 2018, Görsel: © Sol 90 Images, 555. sayının eki/posteri.
^[12] Stephen W. Hawking, “Zamanın Kısa Tarihi: Büyük Patlamadan Kara Deliklere”, Çevirenler: Sabit Say, Murat Uraz, Milliyet, 1989, s. 111-119.

 

 

SİTE DİZİNİNDEKİ 7. KONU
GALAKSİLER

Büyük Patlama’dan sonra enerji (ve/veya madde) kimi (bazı/belirli) bölgelerde kuantum titrenimleri sayesinde ve evrenin genişlemesi eşliğinde yoğunlaşmaya (kümelenmeye) başladı ve bunun sonucunda gaz bulutlarının çökmesi (sıkışması) neticesinde ilk yıldızlar (veya ilk galaksiler) oluştu, bununla beraber bu bölgelerde karanlık madde de kümelendi, karanlık maddenin bu kümelenmesi sayesinde galaksiler birleşerek galaksi gruplarını oluşturdu, sonrasında birbirine yakın gruplar birleşerek galaksi kümelerini oluşturdu.

Wall’ler süperkümelerden, süperkümeler galaksi kümelerinden, galaksi kümeleri galaksi gruplarından ve galaksi grupları da galaksilerden meydana gelir. [1 M_☉ = 1 Güneş kütlesi, 1 megaparsek (Mpc) = 1.000.000 parsek (pc), 1 pc ≈ 3,26 ışık yılı ≈ 31 trilyon km].

Wall (Duvar/Sheet/Tabaka) adı verilen yapılar ortalama yaklaşık 1 milyar ışık yılı büyüklüğünde olup büyük boşlukları kuşatan (saran) birer (ip) ipliksi görünümündedir ve süperkümelerden meydana gelir. Evrenin ~%90’ı boşluktur. Bu boşlukların ortalama yaklaşık çapı 25 Mpc’dir fakat 124 Mpc’lik Bootes Boşluğu gibi daha büyük boşluklar da vardır.

Süperkümelerde onbinlerce galaksi bulunabilir, milyonlarca ışık yılına sahiptirler. Samanyolu Galaksisi ~15 Mpc (~50 milyon ışık yılı) büyüklüğündeki Başak (Virgo) Süperkümesi’ne dahildir: 100 Mpc’ye ulaşan süperkümeler de vardır. Evrendeki süperküme sayısının 10 milyondan fazla olduğu tahmin edilir. Süperkümelerin ortalama yaklaşık değerleri şunlardır: Kütle 10¹⁶ M_☉, galaksi sayısı 10 bin. Süperkümelerin arasında hidrojen bulutları vardır.

Galaksi kümeleri onlarca veya yüzlerce galaksiden meydana gelebilir ve düzenli galaksi kümeleri kütleçekim kuvvetiyle birbirine bağlı olup “evrendeki en büyük organize yapılar”dır. Evrendeki dağılımları homojen olmayıp bazı bölgelerde sık bazı bölgelerde seyrektir. Bu kümelerdeki kütleçekim etkisi evrenin genişlemesine (kütleitimine) karşı koyduğu için (buradaki galaksiler) bir aradadır. Galaksi kümeleri galaksi gruplarından meydana gelir. Bu gruplardaki ortalama yaklaşık olarak değerler şunlardır: Kütle 10¹³ M_☉, çap 1-2 Mpc arası, galaksi sayısı 50’den az, grup içindeki galaksilerin hızı 150 km/sa (sa=saat). Samanyolu ~30 galaksinin bulunduğu Yerel Grup’tadır. Galaksi kümelerinin ortalama yaklaşık değerleri şunlardır: Büyüklük/boyut 2-10 Mpc arası (10²³ m), kütle 10¹⁵ M_☉ (10⁴⁵ kg), kümenin kütleçekim etkisi altında galaksiler 800-1.000 km/sa hızla rastgele hareket eder. Kümelerarası uzaklık ortalama yaklaşık 10 Mpc’dir (~33 milyon ışık yılı). Bir galaksi kümesini kütle oranlarıyla birlikte şunlar meydana getirir: Galaksiler (%1-5), ICM (küme içi gaz, %10-30), karanlık madde (%70-80).

Bir galaksi kümesindeki galaksi gruplarının veya bir galaksi grubundaki galaksilerin veya bir galaksideki yıldızların veya Güneş’in etrafındaki gezegenlerin merkeze veya birbirine yapışmamasının sebebi sahip oldukları kinetik (hareket) enerjileridir: Bu kinetik enerji kütleçekim kuvvetine karşı bir basınç uyguladığından bir denge oluşur.[/one-third-first][one-third]

Bir galaksideki elemanlar kütleçekim kuvvetiyle (etkisiyle) bir arada bulunurlar. Bu elemanlar şunlardır: Yıldızlar, yıldız kalıntıları (yoğun yıldızlar), yıldızlararası gaz, toz, kozmik ışınlar (proton, elektron vs.den meydana gelen relativistik parçacıklar) ve karanlık madde. Ayrıca çoklu yıldız sistemleri, yıldız kümeleri ve bulutsular (nebulalar) da barındırabilir. Galaksilerin çapı birkaç yüz parsek ile yüz binlerce parsek arasında, kütleleri ise 10⁵-10¹³ M_☉ arasında, yıldız sayıları ise (cüce galaksilerde) 10⁷ ile (dev galaksilerde) 10¹² arasında değişiklik gösterebilir. Galaksilerarasında ortalama olarak her m³‘e 1 atomdan daha az atom düşer. Büyük Patlama ve sonrasından bu yana neredeyse tüm galaksiler için geçerli olmak üzere bir galaksi en az bir başka galaksiyle etkileşime girmiştir (çarpışma, birleşme ve türevleri). Hubble sınıflandırmasına göre galaksiler genel olarak eliptik, spiral ve düzensiz olmak üzere üç ana kısma ayrılır.

Samanyolu Galaksisi ~10 milyar yaşında olup şu ana kadar kendi etrafında ~40 kez dönmüştür. Merkezinde Sagittarius A* adında devasa bir kara delik olduğu düşünülür. Merkezinden uzak dış bölgelerde bulunan yıldızların hızı olması gerekenden daha hızlıdır, halbuki galaksinin kütleçekimine göre hızlarının daha yavaş veya yörüngeden ayrılmaları gerekir, bu bağlamda bunu sağlayan(ın) Samanyolu’nun içini ve dışını saran (çevreleyen) bir karanlık maddenin varlığı söz konusudur. Galaksi merkezinden uzağa gidilip sınırına gelindiğinde kütlenin giderek azalıp biteceği akla gelir fakat yapılan ölçümler bunun tam tersini gösteriyor öyle ki merkezden uzağa gidildikçe kütle giderek artmaktadır ve hatta sınırdan sonra bile artmaktadır: Bu bağlamda Samanyolu’nun kütlesinin ~%10’u gaz, toz vs.den, ~%90’ı ise karanlık maddeden oluşur.

Gözlenebilir evrenin en büyük resmine bakıldığında süperkümelerin, galaksi kümelerinin, kümelerarası gazın ve karanlık maddenin büyük boşluklar arasında rastgele olmamak koşuluyla dağınık ama kendi içinde düzenli “kozmik ağ” (Filament) adı verilen uzun ve ince ipliksi yapılar üzerine dizilmiş (ardı sıra birbirini takip eden) bir halde bulunduğu tespit edilmiştir: Buna “End of Greatness” (Büyüklüğün Sonu) denmektedir ve bundan daha büyük bir yapı (gözlemlenebilir evrende) yoktur.^[13]

___________________
^[13] Adnan Erkurt, “Galaksi Kümeleşmesinin Galaktik Evrim Üzerindeki Fiziksel Etkileri”, İstanbul Ü., Astronomi ve Uzay Bilimleri Anabilim Dalı, Yüksek Lisans Tezi, Aralık 2009, <https://tez.yok.gov.tr/UlusalTezMerkezi/giris.jsp> Erişim: 15 Ekim 2018, s. 1, 3, 4, 9, 14, 15, 33-35, 37, 38, 45-47. (YÖK Başkanlığı Ulusal Tez Merkezi, Tez No: 252713) (Verilen linkten tez adını aratıp, tez numarasına tıklayıp, açılan sayfada PDF sembolüne tıklayıp tezi indiriniz).

 

[one-half-first]

[/one-half-first][one-half]

[/one-half][clearfix]

 

SİTE DİZİNİNDEKİ 8. KONU
GÜNEŞ SİSTEMİ

İki ya da daha fazla atom çekirdeğinin belirli şartlar eşliğinde tepkimeye girip daha ağır bir atom çekirdeği oluşturmasına nükleer füzyon denir ki oluşan yeni çekirdeğin kütlesi tepkimeye giren çekirdeklerin toplam kütlesinden daha azdır ve bu (yiten) kütle enerjiye dönüşerek salınır. Yıldızların iç kısımlarında böyle bir tepkimenin (H’nin He’ye dönüşmesi) başlayabilmesi için sıcaklık ve basıncın yüksek olması lazım ki gereken en az kütle ~%8 Güneş kütlesidir: He’den ağır elementlerin üretilmesinde daha fazla kütle gerekir: Demirin üretilebilmesi için ise Güneş kütlesinin ~8 katı fazlası gerekir. Demirden ağır elementler ise (yıldız sıcaklığından daha yüksek bir sıcaklıkta olur ki bunlar) süpernova patlamalarında (füzyon olmayan nötron veya proton yakalama tepkimesiyle) oluşur. Dünya’da bulunan demirden ağır bu elementlerin bulunmasının sebebi daha önceleri süpernova patlamalarında üretilenlerin Güneş Sistemi’ni oluşturacak olan gaz ve toz bulutuna (nebulaya) karışmış olmasıdır. Öyle ki yıldızlarda üretilip dağılma veya patlama eşliğinde yıldızlararası ortama saçılan hafif ve ağır elementler daha sonra yıldızlara dönüşecek olan bulutsuları oluşturur: Hepimiz yıldız tozuyuz.^[14]

Gaz ve toz içeren moleküler bulutların sıkışmasıyla yıldızlar oluşur. Bir moleküler bulutun (bulutsu/nebula) parçalar halinde 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, kütleçekim 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, asteroit(/d), kuyrukluyıldız gibi yapıları oluşturmuştur.^[15]

Güneş Sistemi, Güneş ve onun çevresinde dönen (dolanan) cisimlerden oluşur, bunlar: 8 gezegen ve bunların 100’den fazla uydusu, cüce gezegenler, asteroitler (küçük gezegenler), Kuiper Kuşağı ve Oort Bulutu’ndaki göktaşları ve kuyrukluyıldızlardır. Güneş’e yakınlık sırasıyla Merkür, Venüs, Dünya ve Mars kayasal (ve küçük); Jupiter, Satürn, Uranüs ve Neptün gazsal (ve büyük) gezegenlerdir. Çapları 1000 km’den az olan asteroitler 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.^[16]

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 enerji açığa çıkar, yayar. Güneş, hidrojen yakıtını bitirdikten sonra “kırmızı dev yıldız” olarak şişecek (büyüyecek) sonra da bir “beyaz cüce” olarak büzülecektir.^[17]

___________________
^[14] Berahitdin Albayrak, Engin Bahar, “Elementler Nasıl Oluştu?”, TÜBİTAK: Bilim Genç, 27 Nisan 2018, <http://www.bilimgenc.tubitak.gov.tr/makale/elementler-nasil-olustu> Erişim: 16 Ekim 2018.
^[15] (y.y.), “Güneş Sistemi”, TÜBİTAK: Bilim ve Teknik Dergisi, Sayı: 366, Mayıs 1998, <http://www.bilimteknik.tubitak.gov.tr/sites/default/files/posterler/gunessistemi3.pdf> Erişim: 16 Ekim 2018, 366. sayının eki/posteri.
^[16] (y.y.), “Güneş Sistemi”, TÜBİTAK: Bilim ve Teknik Dergisi, Sayı: 495, Şubat 2009, <http://www.bilimteknik.tubitak.gov.tr/sites/default/files/posterler/gunessistemi.pdf> Erişim: 17 Ekim 2018, 495. sayının eki/posteri.
^[17] Arthur Beiser, “Modern Fiziğin Kavramları”, McGraw-Hill Inc., 2003, Çeviren: Gülsen Önengüt, Akademi Yayın Hizmetleri, 2006, Ankara, 1. Basım, Ağustos 2008, <https://books.google.com.tr/books?id=dKhSDwAAQBAJ&pg=PA463…> Erişim: 17 Ekim 2018, s. 463.

Güneş Sistemi’nde meteorlar ve gezegenlerarası 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 ön-güneş 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 ön-gezegenler sonrasında da bunların ve diğer irili ufaklı (oluşmuş) parçaların çarpışma ve birleşmesiyle günümüz gezegenleri oluştu. Gezegenlerin küresel/yuvarlağımsı olmasının sebebi kendi kütleçekimlerinin bir sonucudur. Mars ile Jupiter arasında Güneş etrafında dönen (santimden kilometrelerce genişliğe ulaşabilen) yüz binlerce asteroit 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; gaz ve toz) bırakır: O cismin bu haline de kuyrukluyıldız denir. Meteorlar (ve küçükleri meteoroitler) genel olarak asteroitler arası çarpışmalardan serbest kalan parçalardır. Dünya’ya bir günde ortalama yaklaşık olarak 300 ton meteoroit düşer ve bunların neredeyse hepsi atmosferde buharlaşır/yanar.^[18]

2014 yılı itibarıyla “bilinen” 8 gezegen, 5 cüce gezegen, 173 uydu, 654.984 asteroit, 3.287 kuyrukluyıldız 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/saat’te ~87.000 yılda, 100.000 km/saat’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.^[19]

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 C ve O’den 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.^[20]

Bir şey sonsuz derecede küçülürse zaman ve alan da sıfırlanır. Bu yüzden Büyük Patlama (BP) öncesi yoktur, sonrası vardır. BP anında bildiğimiz madde yoktu saf enerji vardı: İlk saniye içerisinde birleşik (saf/bir) halde 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 ön-güneşin etrafındaki gaz, sıvı ve katı parçacıkların girdaplaşıp (yoğunlaşıp) birleşip büyümesiyle gezegenimsiler ve bunların çarpışıp daha da büyümesiyle gezegenler oluştu: Tabii bu sırada ön-güneş de etrafındaki malzemeyi yine çekerek daha da büyüdü ve Güneş’e dönüştü. Merkür, Venüs, Dünya ve Mars daha çok kayaç ve metalik elementlerden oluşurken, Jupiter, Satürn, Uranüs ve Neptün daha çok H, He, amonyak ve metandan oluşur.

Gökcisimlerinin çarpması, kimyasal tepkimelerle gaz çıkışlarının olması ve saireyle (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.^[21]

___________________
^[18] (y.y.), “Güneş Sistemimiz”, [Sunum], Ankara Ü. Rasathanesi, (t.y.), <http://rasathane.ankara.edu.tr/files/2013/02/Gunes_Sistemi.pdf> Erişim: 17 Ekim 2018.
^[19] Şeyma Çalışkan, “Güneş Sistemi”, [Sunum], Ankara Ü. Kreiken Rasathanesi, 6 Eylül 2014, <http://rasathane.ankara.edu.tr/files/2014/11/2014_09_06_Gunes_Sistemi.pdf> Erişim: 18 Ekim 2018.
^[20] Mahir E. Ocak, “Güneş Sistemi Nasıl Sonlanacak?”, TÜBİTAK: Bilim Genç, 23 Şubat 2015, <http://www.bilimgenc.tubitak.gov.tr/makale/gunes-sistemi-nasil-sonlanacak> Erişim: 18 Ekim 2018.
^[21] Kadir Dirik, “Fiziksel Jeoloji”, [Ders Notları], Hacettepe Ü., Jeoloji Müh. Bölümü, (t.y.), <http://yunus.hacettepe.edu.tr/~kdirik/JEO153_1_giris.pdf> Erişim: 18 Ekim 2018, s. 31, 32, 35, 37-39.

Temel Fizik bağlamında “Evrenin Evrimi”ni anlattığım bu bölümde Türkçe ve İngilizce kaynaklı bilgileri birleştirip (aynı metinde, iç içe) sunmayı uygun görmedim: Çünkü -böylesine anlaşılması zor bir konuda- kısmi karışıklığa sebep olup anlam bütünlüğü karışabilirdi (ki bu sebepten ötürü bütün yazılarımda yaptığım ‘birleştirme’yi burada ‘yapamadığımdan değil’ bilerek yapmadım). Buraya kadar Türkçe kaynaklı bilgiler, buradan sonra ise İngilizce kaynaklı bilgiler kullandım; öyle ki hem bilgiler (detaylarla da) pekiştirilecek hem de ek bilgilerle geliştirilip zenginleştirilecek. Aynı anlatımları yeniden tekrarlatacak bilgileri almamaya özen gösterdim; yanı sıra birkaç benzer anlatım, konu gidişatı gereği olsa da büyük çoğunluğu farklı bilgilerdir. Kısacası bundan sonrası, bundan öncekinin bir benzeri değil, bambaşka bilgilerle onun devamıdır. Bu İngilizce kaynaklı bilgiler şahsım tarafından Türkçe’ye çevrilmiştir.

 

SİTE DİZİNİNDEKİ 9. KONU
EVRENİN OLUŞUMU, YAPISI ve ÖZELLİKLERİ ile SAMANYOLU GALAKSİSİ, GÜNEŞ SİSTEMİ ve GÜNEŞ

Big Bang Modeli evrenin 13,798 ± 0,037 milyar yıl önce meydana geldiğini söyler. Bu teori veya kuram 20. yy.ın ilk yarısında (1920’lerde) Rus matematikçi Aleksandr Friedmann ve Belçikalı astronom Georges Lemaitre tarafından önerilmiş ve (1940’larda) Amerikalı fizikçi George Gamow ile geliştirilmiştir.^[22]

Büyük Patlama’dan 380 bin yıl sonra (diğer bölgelere göre) daha yoğun ve daha sıcak olan bölgeler bugünkü galaksi kümeleri haline geldi. İlgili (Fon Işıması) resimdeki maviler daha soğuk, kırmızılar ise daha sıcak bölgelerdir.

Şu an evrende ~%4 Madde (atom), ~%23 Karanlık Madde (KM) ve ~%73 Karanlık Enerji (KE) vardır. Bu ~%96’lık kısım elektromanyetik bir etkileşime girmediğinden görünmemekte ve tam olarak bilinememektedir. KM kütleçekim etkisiyle ve KE ise evrenin genişlemesi üzerindeki etkisiyle algılanır.

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 kütleçekim etkisi evrenin genişlemesine kafa tutar; uzaklaşan, galaksi kümeleri arası ortamdır.^[23]

Evrenin kütle (enerji) yoğunluğu kritik değere eşit (Ω=1) olduğundan evrenin şekli küre (kapalı) veya eyer* (hiperbolik küre, açık) görünüşünde değildir; 3 boyutlu, açık uçlu (kendine kapanık olmayan), düzlemsel bir yapıdadır ki bu da evrenin sonsuza kadar genişleyeceği anlamına gelir. Yani evrenin bir noktasından diğer bir noktasına giderken ne yokuş çıkarız ne de inişten ineriz, düz bir yolda yürür gibi yürürüz:^[23][24][25] Bu söyleyeceğim örnek 2 boyutlu, siz bunu 3 boyutlu hayal edin: İnce uzun düz iğneler ve yuvarlatılarak küre halini almış sert küçük bir hamur olsun, bu iğneleri (yarısı diğer taraftan çıkacak şekilde) hamurdan her yönde geçirelim, şimdi hamurun olmadığını düşünelim, iğneler düz olduğundan iğnenin bir noktasından diğer noktasına giden biri düz gidecektir, şimdi de iğnelerin hepsinin ‘yarım u’ gibi eğildiğini düşünün, bu eğrilikte ise eğri gidilecektir: İşte evrenin şekli (yapısı) bu şekilde 3 boyutlu bir “eğri” değil, 3 boyutlu bir düzlemdir. (*TDK: Eyer: Binek hayvanlara oturmak için sırtına konulan nesne.)

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 halindeydi. 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 haldeki enerjisi bağıl hale döndüğünde enerji kaybeder ve bu kaybettiği enerji de ışık/ısı olarak yayılır). Evrenin Rekombinasyon Evresi’nde (300-500 bin yıl arasında) tüm atomlar oluştu. 300 bin yıl sonra (atomların oluşmasıyla) yayılan (yoğunluktan dolayı sınırlı bir şekilde yayılabilmiş olan) Fon Işıması’nın (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 Işıması’dır. 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 dalgaboyu da uzadı, böylelikle bu ışık önce kızılötesi radyasyona sonra da mikrodalgaya dönüştü. Buna Fon Işıması (veya radyasyonu) denir ki ilk yayılmasından günümüze kadar evrenin her yerindedir ve şu anki ortalama sıcaklığı ~2,725 K’dir. TV ayarlarken çekmeyen siyah-beyaz karıncalı görüntünün yüzde birkaçı bu Fon Işıması’nın bir kalıntısıdır.^[23][26]

Büyük Patlama’dan (BP’den) ~200^[23] (veya ~560)^[27] milyon yıl sonra ilk yıldızların oluşmaya başladığı düşünülmektedir^[23] (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.^[27] Ayrıca polarizasyon ölçümleri (elektrik ve manyetik alanların mikrodalgalarda salınımları) Enflasyon Kuramı ile tutarlıdır.^[23]

___________________
^[22] Veenu Setia, Grace Young, Adam Augustyn vd., “Big-bang model” (cosmology), Encyclopædia Britannica (Inc.), Son Güncelleme Tarihi (SGT): 21 Nisan 2017 (1998-2017), <https://www.britannica.com/science/big-bang-model> Erişim: 19 Ekim 2018.
^[23] Jupiter Scientific Staff/Authors (y.y.), “An Update on the Universe”, Jupiter Scientific, 2003, <http://www.jupiterscientific.org/sciinfo/ncupdate.html> Erişim: 19 Ekim 2018.
^[24] Jupiter Scientific Staff/Authors (y.y.), “General Relativity and the Possible Geometries for Space”, Jupiter Scientific, 2002, <http://www.jupiterscientific.org/sciinfo/cosmology/frwgeometry.html> Erişim: 19 Ekim 2018.
^[25] Jupiter Scientific Staff/Authors (y.y.), “The Understanding of the History of Our Universe by Cosmologists Evolves”,  Jupiter Scientific, 2002, <http://www.jupiterscientific.org/sciinfo/newcosmology.html> Erişim: 19 Ekim 2018.
^[26] Jupiter Scientific Staff/Authors (y.y.), “Atom Formation During Recombination”, Jupiter Scientific, 2002, <http://www.jupiterscientific.org/sciinfo/cosmology/recombination.html> Erişim: 19 Ekim 2018.
^[27] Jonathan Amos, “Planck Telescope Puts New Datestamp On First Stars”, George Efstathiou, Richard McMahon, BBC News, 5 Şubat 2015, <https://www.bbc.com/news/science-environment-31145520> Erişim: 20 Ekim 2018.

Özetleyecek olursak: Evrenin ilk anlarında (Big Bang/Enflasyon) 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 kütleçekim 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. Evrenin genişlemesi herhangi bir galaksiyi genişletmez, galaksi kümeleri arasındaki mesafeyi genişletir, herhangi bir galaksi (hem kendisinin hem de kendisini çevreleyen karanlık maddenin) kütleçekim etkisiyle bir arada tutulur.^[28]

Evrendeki galaksiler BP’den kabaca 1 milyon ile 7 milyar yıl sonra arasında önce protogalaksiler (ön-galaksiler) olarak sonrasında ise galaksiye dönüşmek üzere oluştu. Başlangıçtaki bu oluşumlarda fazlaca yıldız vardı.^[29]

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.^[30]

Günümüzden 13 milyar yıl öncesine (BP’den ~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).^[31]

Bir süpernova patlamasında yaklaşık olarak 10³¹ megatonluk bir enerji açığa çıkar (salınır). Çıkan bu enerjinin küçük bir kısmı görünür ışık olarak yayılsa da çok daha fazlası şok dalgaları olarak (daha çok kendi malzemesini yayma eşliğinde önüne çıkan gaz, toz ve saireyi de süpürüp toplayıp ısıtıp karıştırıp ilerleyerek) yıldızlararası ortama yayılır. Bu dalga, saniyede ~10.000 km hızla geçtiği yıldızlararası ortamı 10⁷ ile 10⁸ K arasında ısıtarak ~200 yıl ilerleyebilir. Bu ısı, elektronları çekirdekten ayırmaya yetecek bir sıcaklıktır. Sonunda süpernova kalıntısının çapı ~20 ışık yılını bulur. Bahsi geçen bu süpernova patlaması (şok dalgaları) eşliğinde (süpernova kalıntısında) yeni yıldızlar, nebulalar, yıldızlararası gaz vs. oluşur. Süpernova kalıntısının kapsadığı ortam ise 10.000 yıl içinde gittikçe soğur. Çok önce olmuş olsa bile bu patlamaların kalıntılarını görmek mümkündür.

Bir yıldız içe doğru kendi kütleçekimine 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 kütleçekimine 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.^[32]

___________________
^[28] Dorling Kindersley, “Big Bang”, Fact Monster, 2007, <https://www.factmonster.com/dk/encyclopedia/science/big-bang> Erişim: 20 Ekim 2018.
^[29] Tony 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.
^[30] Phys Authors (y.y.), “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.
^[31] Elizabeth Landau, “Scientists Confirm Most Distant Galaxy Ever”, Steven Finkelstein vd., CNN Business, SGT: 25 Ekim 2013, <https://edition.cnn.com/2013/10/23/tech/innovation/most-distant-galaxy/index.html> Erişim: 21 Ekim 2018.
^[32] NASA Authors (y.y.), “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.

Samanyolu Galaksisi’nde en az 200 milyar yıldız vardır (tahminler 400 milyar). Galaksimiz başka galaksi(ler)den oluşmuştur: İçindeki nesneler 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)^[33] (şu an için) Dünya’dan ~2,5 milyon ışık yılı ötede olup^[34] çapı ~220 bin ışık yılıdır^[35]. Samanyolu’nun uyduları (mahiyetinde) olup 2 soluk (bozulmuş cüce) galaksi(msi) olan^[33] 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:^[36] Düzensiz cüce galaksi(msi)ler olan^[33] Büyük Macellan Bulutu ve Küçük Macellan Bulutu sırasıyla^[37] Dünya’dan^[38] 163 bin ve 196 bin ışık yılı uzaklıktadır^[37] (Şunu belirtmeliyim ki elbetteki 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 yıldızlararası 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^[33] (~8,33 kpc)^[39] uzaklıktayız. Diğerleri gibi galaksimizde de düzensiz aralıklarla süpernovalar görülür: Bu patlamaları yıldızlararası madde sönümlemezse görebiliriz. Teleskobun icadından sonra böyle bir patlamayı göremedik; son gözlenen, 1604’te Kepler 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^[33] ~4 milyon Güneş kütlesi kadardır^[39]. Güneş (ve dolayısıyla Güneş Sistemi) merkezin etrafında saniyede ~250 km hızla^[33] (ya da 220-250 km arası bir hızla)^[40] 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.^[33]

___________________
^[33] Hartmut Frommert, Christine Kronberg, “The Milky Way Galaxy”, SEDS-MAA: The Messier Catalog, SGT: 25 Ağustos 2005, <http://www.messier.seds.org/more/mw.html> Erişim: 21 Ekim 2018.
^[34] 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.
^[35] Robert Tindol, “Andromeda Galaxy Three Times Bigger in Diameter Than Previously Thought”, 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.
^[36] The Imagine Team (staff, y.y.), “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.
^[37] Margaret Meixner, “Progressive Star Formation in the Magellanic Clouds”, NASA, Hubble Site, 2007, <http://hubble.stsci.edu/hubble_discoveries/science_year_in_review/pdf/2007/progressive_star_formation_in_the_magellanic_clouds.pdf> Erişim: 17 Kasım 2018.
^[38] 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.
^[39] S. Gillessen vd., “Monitoring Stellar Orbits Around the Massive Black Hole in the Galactic Center”, The Astrophysical Journal, Cilt: 692, Sayı: 2, 20 Şubat 2009, <http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/692/2/1075/pdf> Erişim: 22 Ekim 2018, s. 1075. (IOP Science, SAO/NASA ADS).
^[40] F. J. Kerr, D. Lynden-Bell, “Review of Galactic Constants”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Cilt: 221, 15 Ağustos 1986, <http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query…pdf> Erişim: 22 Ekim 2018, s. 1023. (NASA STI, SAO/NASA ADS).

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 (≈Jupiter) gezegen sayısından daha fazladır (oran ~1/6’dır). Öyle ki 10 milyardan fazla karasal gezegen bulunmaktadır. Bu veriler mikro-mercekleme tekniğine tabidir.^[41]

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) ~6×10²² tane yıldızın bulunduğu, verilerden çıkan tutarlı bir sonuçtur (60.000.000.000.000.000.000.000).^[42]

Galaksimizde tüm ana dizi yıldız sistemlerinin yaklaşık üçte ikisi (ikili yıldız değil) tek yıldızlardan oluşmaktadır ve bunların çoğunun etrafında da gezegenleri vardır.^[43]

En küçük kütleli yıldızlar ~0,08-0,25 Güneş kütlesi aralığındadır: ~0,25’den 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.^[44]

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 yarımküresinden Andromeda, güney yarımküresinden 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 1000 katı kadar enerji yayabilir. BP’den kısa bir süre sonra gaz yığınları bir araya toplanıp çökmeye başladı ve kütleçekiminin bu kitleleri sıkıştırmasıyla da galaksiler oluştu: Evrendeki galaksilerin neredeyse tamamı bu ilk aşamalarda oluşmuş olup sonrasında oluşan yeni galaksi sayısı yok denecek azdır.^[45]

___________________
^[41] Ray Villard, “The Milky Way Contains at Least 100 Billion Planets According to Survey”, NASA, ESA, Kailash Sahu (STScI) ve A. Cassan vd., Hubble Site, 11 Ocak 2012, <http://hubblesite.org/news_release/news/2012-07> Erişim: 22 Ekim 2018.
^[42] J. Richard Gott III vd., “A Map of the Universe”, The Astrophysical Journal, Cilt: 624, Sayı: 2, 10 Mayıs 2005, <http://iopscience.iop.org/article/10.1086/428890/pdf> Erişim: 22 Ekim 2018, s. 463, 465. (UCP, SAO/NASA ADS, IOP Science).
^[43] Charles J. Lada, “Stellar Multiplicity and the Initial Mass Function: Most Stars Are Single”, The Astrophysical Journal, Cilt: 640, Sayı: 1, 20 Mart 2006, <http://iopscience.iop.org/article/10.1086/503158/pdf> Erişim: 23 Ekim 2018, s. L63, L66. (UCP, SAO/NASA ADS, IOP Science).
^[44] Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, Fred C. Adams, “The End of the Main Sequence”, The Astrophysical Journal, Cilt: 482, Sayı: 1, 10 Haziran 1997, <http://iopscience.iop.org/article/10.1086/304125/pdf> Erişim: 23 Ekim 2018, s. 420, 422, 431. (UCP, SAO/NASA ADS, IOP Science).
^[45] Kenneth Brecher, “Galaxy”, World Book Online Reference Center, World Book, Inc., 2005, <https://tr.scribd.com/document/88672647/A-Galaxy-is-a-System-of-Stars> Erişim: 24 Ekim 2018. (Yükleyen: Vaibhav Soni).

Galaksimiz ~1.000 ışık yılı (ıy) kalınlığındadır (1 ıy = 9,5×10¹⁵ metre). Diski küresel bir bulut olan “halo” çevreler ve burası %2 oranında yıldız içerir.^[46]
Güneş, galaksinin ekvator düzleminin ~20 ıy üzerinde olup Orion spiral kolundadır.^[47]
Yerel Grup’taki galaksiler saatte 100 km’nin altındaki hızlarla birbirlerine uyguladıkları kütleçekim etkisiyle hareket etmektedirler. Yerel Grup’un tamamı ise fon ışımasına göre saniyede ~600 km hızla hareket etmektedir.^[48]
Galaksimizdeki yıldızların yaklaşık yarısı 4,5 milyar yıl yaşından büyüktür. Galaksimizdeki yıldızların çoğunun yaşam ömrü ise 10 milyar yıl civarını bulmaktadır.^[49]
Bir atom çekirdeği kendi etrafında “döndüğü” için etrafındaki elektronları da “döndürür”.^[50]
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.^[51]
Galaksimizin merkezi gaz ve tozdan ötürü görünür ışık olarak neredeyse hiç görün(e)mez (ama insan gözünün göremediği ışınlarla tespit edilebilir, edilmiştir).^[52]
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.^[53]
Dünya’nın Güneş’e, Ay’ın Dünya’ya yaklaşması gibi aynı kümedeki (veya gruptaki) galaksiler de birbirlerine yakınlaşıp uzaklaşırlar; kütleçekimi 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.^[54]
IOK-1 galaksisi bizden ~12,88 milyar ışık yılı uzaklıktadır.^[55]
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.^[56]
Düzensiz galaksiler şekilsiz olup genç, sarmallar orta, eliptikler ise eski yıldızları barındırır: Öyle ki (birim hacim başına ve birbirlerine göre) gaz ve toz miktarı düzensizde çok, sarmalda orta/çok, eliptikte ise azdır.^[57]
Galaksiler başlangıçta oluşurken spiral 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.^[58]
Gözlemlenebilir evrendeki galaksilerin ~%60’ı eliptik türdendir.^[59]
Samanyolu, spiral kolları olup sarmal tipinde olan büyük bir galaksidir. Galaksimiz evrendeki çoğu galaksiden (çap ve kütle olarak) daha büyüktür. Örneğin Yerel Grubumuzdaki galaksilerin çoğunun çapı bizden en az 10 kat daha küçüktür.^[60]
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.^[61]
Bizim bulunduğumuz galaksi kümesini kendine doğru çeken ve şu an için ne olduğunu bilmediğimiz fakat muazzam bir oranda galaksi (vs.) barındırdığı düşünülen Süper Çekici (Great Attractor) adında bir “yapı” vardır. Büyük Çekici’den yayılan görünür ışık galaksimizdeki gaz ve tozdan dolayı engellendiğinden görememekteyiz fakat onun varlığını X-ışını, kütleçekim etkisi vs. ile bilmekteyiz.^[62]

___________________
^[46] 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. (46-62 arası dipnotlar, NASA yetkililerinden 23 kişinin 1997-2011 yılları arasında halkın sorularına verdikleri cevapların arşivlenmesidir.)
^[47] Ags., Barbara Mattson, Ilana Harrus, “Where is the Solar System located in the galaxy?”, Soru ID: 030827a, 27 Ağustos 2003.
^[48] Ags., 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.
^[49] Ags., 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.
^[50] Ags., J. K. Cannizzo, Karen Smale, David Palmer, “What is the proof that the Milky Way is a barred spiral?”, Soru ID: 980714a, 14 Temmuz 1998.
^[51] Ags., Jim Lochner, Gail Rohrbach, Koji Mukai, “Do you have any pictures of the Milky Way Galaxy from above?”, Soru ID: 970516a, 16 Mayıs 1997.
^[52] Ags., Koji Mukai, “Why are far away galaxies visible to telescopes, but not the center of ours? “, Soru ID: 980516a, 16 Mayıs 1998.
^[53] Ags., Allie Cliffe, Jim Lochner, “What happens when galaxies collide?”, Soru ID: 980213a, 13 Şubat 1998.
^[54] Ags., Tim Kallman, “Can galaxies lose mass when they interact?”, Soru ID: 980116a, 16 Ocak 1998.
^[55] Ags., Jay Cummings, Jeff Livas, “What is the most distant known galaxy in the observable universe?”, Soru ID: 070423a, 23 Nisan 2007.
^[56] Ags., Michael Loewenstein, Amy Fredericks, “What will happen to the Central Black holes when galaxies collide? “, Soru ID: 110207a, 7 Şubat 2011.
^[57] Ags., J. Allie Cliffe, “What different types of galaxies are there?”, Soru ID: 980215c, 15 Şubat 1998.
^[58] Ags., Kevin Boyce, Hans Krimm, “Why do galaxies have their different shapes?”, Soru ID: 100416b, 16 Nisan 2010.
^[59] Ags., Hans Krimm, “What type of galaxy is the most abundent?”, Soru ID: 020130a, 30 Ocak 2002.
^[60] Ags., Michael Loewenstein, David Marsden, “What is the average size of a galaxy?”, Soru ID: 001205a, 5 Aralık 2000.
^[61] Ags., Koji Mukai, Kevin Boyce, “What are the sizes of the different types of galaxies?”, Soru ID: 050912a, 12 Eylül 2005.
^[62] Ags., Koji Mukai, Rich Mushotzky, Maggie Masetti, “What is the Great Attractor?”, Soru ID: 990924a2, 24 Eylül 1999.

Merkür ve Venüs’ün uydusu bulunmazken, Dünya’nın 1, Mars’ın 2, Jupiter’in 54, Satürn’ün 53, Uranüs’ün 27, Neptün’ün ise 13 tane uydusu bulunur: Cüce gezegenlerden Ceres ve Makemake’nin de bulunmazken, Plüton’un 5, Haumea’nın 2, Eris’in ise 1 tane uydusu bulunur. Uranüs’ün uydu isimleri Shakespeare’in oyunlarındaki ve Pope’nin “Rape of the Lock” adlı kitabındaki karakterlerden gelmekteyken, Güneş Sistemi’ndeki diğer uydu isimlerinin neredeyse tamamı Yunan, Roma ve çeşitli Avrupa mitolojilerinden gelmektedir. Dünya gezegeninin isim olarak söylemi kimi toplumlarda farklılık gösterirken diğer (normal) gezegenlerin isimlerinin tamamı Yunan/Roma Mitolojisi’ndendir: Haumea Hawai ve Makemake Polinezya Mitolojisi’nden iken diğer cüce gezegenler de ‘Yunan/Roma’dandır.^[63]

(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 asteroit ve ~3 trilyon kuyruklu yıldız ve buzlu cisim barındırır.^[64]

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 km³‘tür; dolayısıyla Güneş’in hacmi Dünya’nın 1.304.000 katıdır. Ortalama yoğunluk (kg/m³) Güneş (G) 1.408, Dünya 5.514 (G/D=0,255): Yüzey kütleçekimi (eşdeğer) (m/sn²) G 274,0 D 9,78 (G/D=28,0): 0 tam bir küreyse G 0,00005 D 0,0034 oranında eliptik küremsidir: Parlaklık (J/sn) G 10²⁴x382,8: Kütle dönüşüm oranı (kg/sn) 10⁶x4.260: Güneş’in merkez yoğunluğu 162.200 kg/m³‘tür^[65] ve yüzey sıcaklığı ~5.500 °C’dir^[66]. Dünya 23,9345 saatte, Güneş 609,12 saatte (1 tam tur olarak) kendi etrafında döner. Dünya’nın ve Güneş’in eliptik eğimleri (kutuplardan bir çubuk geçirin ve eğin) sırasıyla 23,44 ve 7,25 derecedir. Güneş, yakınındaki yıldızlara göre 19,4 km/sn hızla hareket eder.^[65] Güneş’in hareketini zihinde canlandırmak adına 2 tane benzetme 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.^[67]

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 dipnottan bakabilirsiniz: Bu yıldızlar normalden muazzam büyüklüklere kadar çok çeşitli olup merkez (SgrA) etrafında dönmektedir.].^[68]

4,56730 ± 0,00016 milyar yıl yaşındaki^[69] Güneş, galaksinin 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 kütleçekimi uyguladığından bu malzemeler harekete geçer, bu hareket eşliğinde kütleçekimine karşı bir merkezkaç kuvveti oluşur ve bu sayede ikisi birbirini dengelediğinden tüm malzeme merkez (-e yapışmayıp) etrafında döner.^[70]

Güneş ne sarı ne kırmızı ne de turuncu renktedir,^[71][72][73] Güneş’in gerçek (orijinal) rengi beyazdır^[71][72][74]. 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:^[71] Bu renklerin hepsini karıştırdığımızda beyaz rengi elde ederiz ve diğer tüm renkler bu renklerin farklı kombinasyonlarıdır.^[72] 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^[71] (atmosferik soğurma denilen şu olaylar yaşanır:^[74]) kısa dalga boylu renkler (-in çoğu) (dalga boyları kısa olduğu için) atmosferi oluşturan malzemeye (atomlara vs.ye) çarpıp atmosferi geçemeyip burada dağılır ve yayılırlar^[71] (filtrelenirler^[72]) 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.^[71] Güneş, gama ışınları hariç, tayftaki tüm elektromanyetik dalga frekanslarını yayar.^[72]

[/one-third][one-third]

Evrenin ~13,7 milyar yıl önce (~380.000 yaşındayken) içeriği şu oranlardaydı: Karanlık Madde %63, fotonlar %15, atomlar %12 ve nötrinolar %10:^[75] Günümüzde ise Karanlık Enerji %71,4, Karanlık Madde %24 ve atomlar %4,6 oranındadır.^[76][77] Karanlık Enerji kütleçekiminin karşıtı^[75] (anti-kütleçekimi^[76]) olup evrenin genişlemesini sağlar (evrensel genişlemenin hızlanmasını sağlar).^[75]

Enflasyon (İnflation/Şişme) genişlemesi sırasında meydana gelen “küçük dalgalanmalar” sonucunda galaksiler oluştu, ilgili fon ışıması resminde eşit sayıda sıcak ve soğuk noktaların olması ile yoğunluk farklılıklarının Öklid geometrisiyle (bir üçgenin iç açıları toplamıyla) uyumlu olması bunu doğrular. Ayrıca evren ~400 milyon yıl yaşındayken ilk yıldızlar parladı.^[76]

___________________
^[63] IAU WGPSN Committe (y.y.), “Planet and Satellite Names and Discoverers”, Gazetteer of Planetary Nomenclature, International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN), (t.y.), <https://planetarynames.wr.usgs.gov/Page/Planets> Erişim: 26 Ekim 2018. (USGS, NASA).
^[64] Planetary Science Communications Team (y.y.), “Sun”, NASA Science: Solar System Exploration, SGT: 6 Kasım 2018, <https://solarsystem.nasa.gov/solar-system/sun/overview/> Erişim: 26 Ekim 2018.
^[65] 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.
^[66] Stanford Univ. Solar Center Staff (y.y.), “The Sun’s Vital Statistics”, Stanford Univ.: Stanford Solar Center, 2008, <http://solar-center.stanford.edu/vitalstats.html> Erişim: 26 Ekim 2018. (John Eddy).
^[67] Nasif Nahle, “Coplanarity of the Solar System and the Milky Way”, Biology Cabinet, BioCab Journal Online, 27 Şubat 2007, <http://www.biocab.org/Coplanarity_Solar_System_and_Galaxy.html> Erişim: 19 Kasım 2018.
^[68] Matthew Horrobin vd., “First results from SPIFFI. I: The Galactic Center”, Copyright © 2004 WILEY‐VCH Verlag GmbH & Co. KGaA, Weinheim, Astronomische Nachrichten, Cilt: 325, Sayı: 2, Şubat 2004, <http://www2011.mpe.mpg.de/SPIFFI/preprints/first_result_an1.pdf> Erişim: 27 Ekim 2018, s. 89-91.
^[69] James N. Connelly vd., “The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk”, Science, Cilt: 338, Sayı: 6107, 2 Kasım 2012, <http://science.sciencemag.org/content/338/6107/651> Erişim: 27 Ekim 2018, s. 651. (Dergi/PDF ücretli olduğundan sadece özet kısmına bakılabilmiştir.)
^[70] 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.
^[71] Stanford Univ. Solar Center (& SID) Team/Staff (y.y.), “What color is the Sun?”, Stanford Univ.: Stanford Solar Center (& SID), (t.y.), <http://solar-center.stanford.edu/SID/activities/GreenSun.html> Erişim: 27 Ekim 2018.
^[72] Christopher S. Baird, “What is the color of the Sun?”, West Texas A&M Univ.: C. S. Baird: Science Questions with Surprising Answers, 3 Temmuz 2013, <http://wtamu.edu/~cbaird/sq/2013/07/03/what-is-the-color-of-the-sun/> Erişim: 27 Ekim 2018.
^[73] Stephen R. Wilk, “The Yellow Sun Paradox”, OSA, Optics & Photonics News, Cilt: 20, Sayı: 3, Mart 2009, <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/> Erişimler: 27 Ekim 2018, s. 12. (Dergi/PDF ücretli olduğundan sadece özet kısmına bakılabilmiştir.)
^[74] Keith A. Wilson, “Representationalism and Anti-Representationalism About Perceptual Experience“, Univ. of Warwick Department of Philosophy, Kısmi Doktora Tezi, Mayıs 2013,  <https://www.researchgate.net/publication/318129886> Erişim: 19 Kasım 2018, s. 144. (Açılan sayfada “download”a tıklayarak PDF’yi indiriniz.)
^[75] NASA: WMAP Science Team (y.y.), “Content of the Universe”, NASA WMAP, SGT: 8 Nisan 2013, <https://map.gsfc.nasa.gov/media/080998/index.html> Erişim: 28 Ekim 2018.
^[76] NASA: WMAP Science Team (y.y.), “WMAP 9-Year Results Released”, NASA WMAP, SGT: 8 Nisan 2013, <https://map.gsfc.nasa.gov/news/index.html> Erişim: 28 Ekim 2018.
^[77] NASA: WMAP Science Team (y.y.), “Universe Content – WMAP 9yr”, NASA WMAP, SGT: 8 Nisan 2013, <https://map.gsfc.nasa.gov/media/121236/index.html> Erişim: 28 Ekim 2018.

Evrenin ilk anlarında şu andaki evrenin tüm bileşenleri (farklı bir biçimde de olsa) mevcuttu.^[78]
Eğer tüm evreni sonsuza kadar küçültürsek (çökertirsek) tüm bilgiler de yok olacaktır.^[79] (Görüşüme göre BP’dan önce bir “şey(ler)” olsa bile bu evrendeki hiç bir şey, bu evrenin kurallarına tabi olduğundan “oraya” ulaşamaz ve tanımlayamaz.)
BP’dan önce zaman yoktu veya vardı diyen 2 görüş vardır. Bir; Tekillik’te zaman işlemez (zamanın anlamının olmadığı ‘nokta’dır): BP’dan önce “tekil” (her şeyin -uzay ve zamanın- sıfıra kadar sıkılıp sonsuz olduğu “çökmüş”) olan evrende zaman kavramı da yoktur: BP ile zaman başlar. İki; Sicim Teorisi ve Ekpyrotic Senaryosu BP’dan önce evrenin çok seyrek (zayıf) olarak etkileştiğini ve dolayısıyla zamanın da olduğunu ve BP ile ani bir geçiş yaşadığını söylemektedir.^[80]
Evren her yönde tekdüze olarak küreselimsi bir şekilde genişlemektedir.^[81]
Evrenin ucu/kenarı yoktur: Evrende herhangi bir yönde ne kadar uzağa bakarsak bakalım göreceğimiz şey ışıktır (daima bizden uzaklaşan ışıktır).^[82]
Evrende yön kavramı yoktur. Balon ve kek örnekleri de gerçeği yansıtmaz.^[83]
BP’da (-n önceki) “tekil” olan evren kara delik veya -varsa- ak delik formunda değildir.
“Evrenin ötesinde” bir boşluk yoktur.^[84]
Varsa diğer evrenleri gözlemenin hiçbir yolu yoktur ve yine onlar eğer varsa bizim evrenimizle hiçbir şekilde etkileşime girmemektedirler.^[85]
Gözlemlenebilir evrendeki toplam kütlenin enerji eşdeğeri (yani kütlenin sahip olduğu iç enerji, kütle içindeki enerji veya evrenin toplam enerjisi) ~9,5×10⁵³ megaton TNT’dir.
Bilindiği kadarıyla evren (-in tamamı) dönmemektedir.^[86]
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.^[87]
Evrenin genişlemesi (galaksilerin birbirinden mesafe arttıkça daha hızlı uzaklaşması değil, evrenin temelde genişlemesi) giderek hızlandığından gelecekte gözlemlenebilir evren de giderek küçülecektir.^[88]
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 Enerji’nin giderek artan “negatif basınç” özelliğini dolaylı da olsa (kısmen) anlamış oluruz.^[89] (Sayılar doğru olmamak kaydıyla sadece anlaşılabilmesi adına şunu söyleyebilirim: BP 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.^[90] Yanı sıra evrenin genişlemesinin hızlanması çok hızlı bir artış değil aksine yavaş bir atrıştır.^[91]
Görünür evrenin mesafesi (yani ‘En uzak ne kadar uzaktadır?’ sorusunun cevabı) ~13,8 milyar ışık yılıdır: Bu sayı (doğal olarak, elbetteki), evrenin yaşıyla ışık hızının çarpılması ile bulunur: Yine doğal olarak gözlemlenebilir evrenin (veya tüm evren için geçerli olmak üzere evrenin herhangi bir noktasından gözlemlenebilecek evrenin) “yarıçapı” (yarı genişliği/büyüklüğü) (evrendeki her nokta için her yönde) yine ~13,8 milyar ışık yılıdır ki gözlemlenebilir evrenin “çapı” ise (yine her nokta için) (~13,8) + (~13,8) = (~28) milyar ışık yılı olur.^[92]
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 halidir; çünkü bu yoğun plazma, ışığı engeller; bu yüzden bu mesafenin ötesini göremeyiz.
Eğer “Enflasyon Teorisi” 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).^[93]
Bizden uzak galaksilerin bizden uzaklaşması konusunda yapılan gözlemler evrenin tekdüze genişlediğini göstermektedir.^[94]
Galaksi kümeleri evrenin kütlesinin büyük bir kısmını oluşturur.^[95] Evrenin bir birim hacmindeki madde miktarı kritik değerin (Omega=1.0) altında olduğu için evren “Big Crunch” (Büyük Çöküş) olarak kendine çökmeyecek yani BP anına geri dönmeyecek, sonsuza kadar (veya durmadan) genişlemeye devam edecektir.^[96]
BP’dan hemen sonra evrende H (~%75), He (~%25) ve Li (milyarda birkaç tane) oluştu. Şu ana kadar H ve He’nin ~%1’i yakıldı. Dolayısıyla günümüz evrenindeki H ve He oranları neredeyse başlangıçtaki gibidir.^[97]
BP’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.^[98]
Rekombinasyon’dan önceki dönemde ışık kaçamadığından bu dönemi gözlemleyemeyiz: Sadece Rekombinasyon ve sonrası dönemleri gözlemleyebiliriz.^[99]
BP’nin ilk anlarında kuantum mekaniği (olasılıkları) sonucu küçük pertübasyonlar (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.^[100] 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^[101] (benzetme verecek olursam, 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 kütleçekiminden oluştuğu için art arda (bir arada) oluşageldiğinden^[102] 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 haline 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).^[103] Ayrıca bu merkezi kara deliklerin çekim etkisiyle ve çevreye enerji vermesiyle galaksi evrimlerini etkilediği de bilinmektedir.^[104]
Kütle Çekimi, Işık Hızı ve Planck Sabiti evrenin 3 ana temel sabiti olup birbirinden ayrılamazlar, biri olmazsa diğerleri de olmaz, hatta birinin ayarıyla küçük bir oynama yapsak bile evren yine ol(a)mazdı. “Farklı fizik yasalarının olduğu bir evren olabilir mi?” sorusunun cevabı evettir; şöyle ki, bu sabitlerin ayarlarıyla oynama değil de (yani ışık hızının süratini düşürme veya yükseltme gibi değil de) bu sabitleri komple değiştirip yerine başka (bilmediğimiz) sabitleri koyarsak eğer farklı fizik yasalarının işlediği bambaşka evrenler olabilir (böyle bir şey mümkündür).^[105]
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.^[106]

___________________
^[78] J. 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): 28-30 Ekim 2018. (78-106 arası dipnotlar, NASA yetkililerinden 34 kişinin 1996-2013 yılları arasında halkın sorularına verdikleri cevapların arşivlenmesidir.)
^[79] Ags., Michael Arida, “What was before the Big Bang?”, Soru ID: 031001a, 1 Ekim 2003.
^[80] Ags., Georgia de Nolfo, Mike Arida, “Was there time before the Big Bang?”, Soru ID: 060629a, 29 Haziran 2006.
^[81] Ags., 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.
^[82] Ags., Steve Snowden, “What is at the edge of the Universe?”, Soru ID: 961202c, 2 Aralık 1996.
^[83] Ags., David Palmer, “If the universe is expanding like a balloon, is it hollow?”, Soru ID: 980707a, 7 Temmuz 1998.
^[84] Ags., Michael Loewenstein, Amy Fredericks, “Could the Big Bang have been a Black/White Hole?”, Soru ID: 011030a, 30 Ekim 2001.
^[85] Ags., Jonathan Keohane, “Is it possible that there are many Universes?”, Soru ID: 980301d, 1 Mart 1998.
^[86] Ags., Jim Lochner, Mark Kowitt, Mike Corcoran, Leonard Garcia, “How much energy was released in the Big Bang?”, Soru ID: 980211b, 11 Şubat 1998.
^[87] Ags., Jim Lochner, Andy Ptak, Mike Arida, “What is the longevity of light?”, Soru ID: 970216, 16 Şubat 1997.
^[88] Ags., 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.
^[89] Ags., Barbara Mattson, Koji Mukai, “Is the Cosmological Constant real or not?”, Soru ID: 080908a, 8 Eylül 2008.
^[90] Ags., Martin Still, Kevin Boyce, “The accelearted expansion of Space is not a constant.”, Soru ID: 010904a, 4 Eylül 2001.
^[91] Ags., Koji Mukai, Georgia de Nolfo, “Is the Hubble Constant really a constant, if the Universe is expanding? “, Soru ID: 100528a, 28 Mayıs 2010.
^[92] Ags., Paul Butterworth, “How do you measure the size of the Universe?”, Soru ID: 971124x, 24 Kasım 1997 ve J. K. Cannizzo, “Physics of Stars”, (78. dipnotla aynı), “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.
^[93] “Cosmology”, ags. (78. dipnot), 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.
^[94] Ags., Padi Boyd, “Can you tell me about the end of time?”, Soru ID: 970613d, 13 Haziran 1997.
^[95] Ags., 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.
^[96] Ags., 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
^[97] Ags., David Palmer, “What is the known percentage of hydrogen in the Universe and where is it? “, Soru ID: 971113i, 13 Kasım 1997.
^[98] Ags., Amy C. Fredericks, Michael Loewenstein, “If the Big Bang was pure energy, what made the matter?”, Soru ID: 090710, 10 Temmuz 2009.
^[99] Ags., Ilana Harrus, “What does it mean for the universe to become transparent?”, Soru ID: 000404a, 4 Nisan 2000.
^[100] Ags., Ira, Bernard, (soyadlar ?), “Shouldn’t the CMB be uniform?”, Soru ID: 130214a, 14 Şubat 2013.
^[101] Ags., Jay Cummings, Jeff Livas, “Were there seeds for galaxy formation before atoms formed?”, Soru ID: 071107a, 7 Kasım 2007.
^[102] Ags., 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.
^[103] Ags., Bret, Antara, (soyadlar ?), “Did bigger stars in the early universe make more black holes?”, Soru ID: 110216a, 16 Şubat 2011.
^[104] Ags., 130925a agID.
^[105] Ags., Jeff Silvis, Mark Kowitt, “Could the Laws of Physics be different in another Universe?”, Soru ID: 980308a, 8 Mart 1998.
^[106] Ags., 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).

Gittikçe ısınan bir ışık kaynağından çıkan ışık gittikçe kırmızıdan (turuncu, sarı, beyaz ve) mavi renge dönecektir (en son ekstrem olarak ‘siyah’ olur): 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.^[107]

Galaksi çarpışmalarının etkisiyle yıldız(lar), galaksilerarası ortama savrulabilir ki bu şekilde galaksiden bağımsız başıboş yıldızlar vardır ama nadirdir.^[108]

Madde moleküllerden, moleküller atomlardan, atomlar ise elektron bulutu ve onun merkezindeki çekirdekten oluşur. Elektron bulutunda elektronlar, çekirdekte ise proton ve nötron bulunur. Proton ve nötron kuarklardan oluşur. Bir atomun çapı 1 santimetrenin yaklaşık 100.000.000’da 1’i olan bir elektron bulutundan oluşur. Çekirdeğin çapı ise bu bulutun yaklaşık 100.000’de 1’i kadardır.^[109] (Şu benzetmeyi yapabilirim: Çekirdeğin buluta oranı 1 cm’ye 1 km olur ki bu da bir futbol stadı çapındaki bir kürenin merkezindeki bir pirinç veya bir bulgur tanesine karşılık gelir: Yani çekirdek, (elektron bulutu olan) bir futbol stadındaki bir bulgur tanesi kadardır.) Bir su damlası 4×10²¹ tane atom içerir. Bir elmayı Dünya kadar büyüttüğümüzü düşünelim, o elmadaki bir atomun büyüklüğü (hacmi/boyutu) Dünya’daki bir orijinal elma büyüklüğünde olurdu veya birbirine değen elmalarla dolu Dünya hacminde bir küre düşünelim, elmadaki bir atomun hacmi o küredeki bir elma kadar olurdu.^[110]

Tüm atom altı parçacıklar hem dalgadır hem de parçacıktır.^[111] Fermiyon olan kuarklar ve leptonlar^[112] bozonlarla etkileşerek / birleşerek^[113] atomu oluştururlar^[110]. 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^[114] (bir elektromanyetik alan benzeri olan^[115]) 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.^[114]

Çekirdeğin etrafında bulunan elektron(lar), lepton çeşitlerinden biridir.^[111] 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.^[116] Protonun/nötronun kütlesi ve hacmi, elektronunkinden katbekat büyüktür (elektronun kütlesi protonun kütlesinin ~1836’da biri kadardır).^[111]

Aynı çeşit tüm fermiyonlar (proton, nötron, elektron vs.) Pauli Dışlama İlkesi gereğince aynı kuantum halini işgal edemezler (yani birbirlerini iterler, aynı anda aynı yerde bulunamazlar ve/veya belirli bir yere kadar sıkıştırılabilirler).^{[110][111][117]} Bozonlar (foton, gluon, W-Z ve higgs) için bu ilke geçersizdir.^[117]

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 İlkesi’nden 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.^[118][119]

Nötrinolar çoğunlukla yıldızlarda üretilir. 1 saniyede Güneş’ten Dünya’ya, cm²‘ye ∼65 milyar tane nötrino ulaşır.^[120] Nötrinoların kütleleri aşırı az ve hızları ışık hızına çok yakındır: Zayıf ve kütleçekimi kuvvetleriyle etkileşime girseler de kuantum renk taşımadıklarından güçlü çekirdek kuvvetiyle^[121] ve yüksüz olduklarından da elektromanyetik kuvvetle etkileşime girmediklerinden^[122] dolayı nötrinolar, maddelerin/vücutlarımızın içinden geçip giderler.^[120][121]

___________________
^[107] ATNF Team (y.y.), “The Colour of Stars”, CSIRO: Australia Telescope National Facility (ATNF), (t.y.), <http://www.atnf.csiro.au/outreach/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html> Erişim: 31 Ekim 2018.
^[108] John 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, <https://imagine.gsfc.nasa.gov/ask_astro/stars.html> Erişim: 31 Ekim 2018.
^[109] M. Zeyrek, “Maddenin Yapısı ve Higgs Bozonu”, Fizik Dünyası Dergisi, Cilt: 1, Sayı: 2, (M6), 2014, <http://fizikdunyasi.ankara.edu.tr/j/tmp/mzeyrek_06_2014.pdf> Erişim: 20 Kasım 2018, s. 1.
^[110] Wikipedia Contributors, “Atom” (☆), Wikipedia, The Free Encyclopedia, <https://en.wikipedia.org/wiki/Atom> Erişim: 20 Kasım 2018.
^[111] Wikipedia Contributors, “Electron” (☆), Wikipedia, The Free Encyclopedia, <https://en.wikipedia.org/wiki/Electron> Erişim: 20 Kasım 2018.
^[112] Wikipedia Contributors, “Fermion”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, <https://en.wikipedia.org/wiki/Fermion> Erişim: 20 Kasım 2018.
^[113] Wikipedia Contributors, “Boson”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, <https://en.wikipedia.org/wiki/Boson> Erişim: 20 Kasım 2018.
^[114] Wikipedia Contributors, “Quark” (☆), Wikipedia, The Free Encyclopedia, <https://tr.wikipedia.org/wiki/Quark> Erişim: 21 Kasım 2018.
^[115] Wikipedia Contributors, “Hadron”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, <https://en.wikipedia.org/wiki/Hadron> Erişim: 21 Kasım 2018.
^[116] Wikipedia Contributors, “Lepton”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, <https://en.wikipedia.org/wiki/Lepton> Erişim: 21 Kasım 2018.
^[117] Wikipedia Contributors, “Pauli Exclusion Principle”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, <https://en.wikipedia.org/wiki/Pauli_exclusion_principle> Erişim: 21 Kasım 2018.
^[118] Wikipedia Contributors, “Atomic Orbital”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, <https://en.wikipedia.org/wiki/Atomic_orbital> Erişim: 21 Kasım 2018.
^[119] Bu sitedeki yazıma bk. (Konu 33 ve 34).
^[120] Wikipedia Contributors, “Neutrino”, Wikipedia, The Free Encyclopedia, <https://en.wikipedia.org/wiki/Neutrino> Erişim: 21 Kasım 2018.
^[121] Meltem Ceylan, “Süpersimetrik U(1)’ Modellerinde Nötrino Salınımlarının İncelenmesi”, Balıkesir Ü., Fizik Anabilim Dalı, Yüksek Lisans Tezi, Haziran 2015, <http://dspace.balikesir.edu.tr:8080/xmlui/bitstream/handle/123456789/2417/Meltem_Ceylan.pdf?sequence=1&isAllowed=y> Erişim: 22 Kasım 2018, s. 1, 4.
^[122] Gülsün Appak, “Süpersimetrik U(1)’ Modellerinde En Hafif Nötral Higgs Bozonunun Bozunum Genişlikleri”, Balıkesir Ü., Fizik Anabilim Dalı, Yüksek Lisans Tezi, Ocak 2015, <http://dspace.balikesir.edu.tr:8080/xmlui/bitstream/handle/123456789/2364/Gülsün_Appak.pdf?sequence=1&isAllowed=y> Erişim: 22 Kasım 2018, s. 4.

Kuarkın kütlesi protonun kütlesinin ∼200’de biridir. Gluonlar kuarkları bir arada tutan ‘yapıştırıcı’ parçacıklardır. Kuarklar ve gluonlar (KvG) renk yüküne sahiptir: KvG bu renk yükünden dolayı (Kuantum Renk Dinamiği (KRD)’ne göre) güçlü etkileşime girerler ki bu sayede protonlar ve nötronlar (PvN) çekirdekte bir arada bulunur. Gittikçe artan bir sıcaklıkta önce elektronlar ve çekirdekler birbirinden ayrılır, sonra PvN de ayrılır, en son ise (yoğunluğun da çekirdek yoğunluğunun birkaç katına ulaşmasıyla) (ve/veya çarpıştırmalarla) (2 trilyon °C ve üstünde) KvG de 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 (KGP) 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) KGP mevcuttur. KRD’deki “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. KvG (ve/veya hadronlar, baryonlar, kısacası madde) renksizdir: KvG için kullanılan kırmızı, mavi ve yeşil anlatımları “kuantum sayıları”nı ifade eder ki KvG’deki “renk” teriminin bildiğimiz renklerle uzaktan yakından alakası yoktur.

Elektromanyetik etkileşmede elektrik yüklü parçacıklar foton alış verişi yaparak birbirlerini ya iter ya da çekerler: KvG 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 KvG’nin bir arada bulunması ise güçlü etkileşmedir. Kuarklar birbiriyle gluonlar aracılığıyla etkileşirler. Ayrıca gluonlar kendileriyle de etkileşir. Kuarkların antikuarkları kendilerinin tersidir (1-1=0), gluonların ise antileri yine kendileridir.

1 kuarkın tek başına serbest olarak bulunamamasının sebebi şudur: “Asimtotik 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.”.^[123]

___________________
^[123] Elşen Veli, Jale Yılmazkaya Süngü, “Süper Yoğun Madde: Kuark-Gluon Plazma”, YTSAM, Yeni Türkiye, Bilim ve Teknoloji Özel Sayısı – III, Sayı: 90, Temmuz-Aralık 2016, <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. (Bağlantıdaki sayfa sayılarıdır, diğeri için bk.).

 

“Standart Model” kütleçekimi hariç diğer 3 temel kuvveti bir araya getiren kuramdır. Bu kuramda fermiyonlar ve bozonlar olarak iki ana gruba ayrılan 17 tane parçacık bulunur (yani tüm evrende toplamda 17 tane parçacık bulunur). “Fermiyonlar madde parçacıkları, bozonlarsa bu parçacıklar arasındaki etkileşimlere aracılık eden kuvvet parçacıklarıdır.”. Fermiyonlar kuarklar ve leptonlardan oluşur. Doğada serbest halde bulunmayıp bir araya gelip çeşitli parçacıkları oluşturan 6 tür (u, d, s, c, t, b) kuark vardır. 1 kuarkla 1 antikuark birlikte bir mezon, 3 kuark ise bir baryon oluşturur: Kuarkların oluşturduğu tüm parçacıklara genel olarak hadron denir. Doğada serbest halde bulunan (dshb) proton ve nötronlar nükleon olarak adlandırılıp birer baryondurlar. Leptonlar 6 tür olup dshb parçacıklardır: Hadronlardan daha hafiftirler fakat sadece taunun kütlesi protonunkinin yaklaşık 2 katıdır.

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 (EE), elektrik yüklü parçacıklar arasında olur. Elektrik yükü birimi e’dir. Elektronun yükü -1e’dir. Yukarı kuark +2/3(e), aşağı kuark -1/3(e) 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. EE’ye 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 elektirik yük sıfırdır. Bu 3 bozon kütlelidir. Zayıf etkileşim W ve Z bozonları aracılığıyla gerçekleşir.

Standart Model’de parçacıklar “nokta”sal 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.^[124] Parçacıkların spin ve yük özellikleri birer kuantum sayısıdır.^[125]

12 fermiyon parçacığına karşılık gelen 12 tane de antiparçacık bulunur, bozonların antileri yine kendileridir. Bir parçacığın antisi aynı kütlededir ama yükü tam tersidir. Örneğin -1e yüklü elektronun antisi +1e yüklü pozitrondur: +2/3(e) yüklü ve iç kuantum sayısı kırmızı olan bir aşağı kuarkın antisi ise -2/3(e) yüklü ve iç kuantum sayısı antikırmızı olan bir antiaşağı kuarktır. “Antiparçacıkların bir araya gelmesiyle antimadde oluşur.” örneğin bir protonun antisi 2 antiyukarı kuark ve 1 antiaşağı kuarktan oluşan antiprotondur. 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”^[124] (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^[126]). 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.)^[124]

___________________
^[124] Mahir E. Ocak, “Standart Model”, TÜBİTAK: Bilim ve Teknik Dergisi, Sayı: 595, Haziran 2017, <http://www.bilimteknik.tubitak.gov.tr/sites/default/files/posterler/41x55_poster_haziran_2017.pdf> Erişim: 23 Kasım 2018, 595. sayının eki/posteri.
^[125] 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.
^[126] Bu sitedeki yazıma bk. (Konu 48 ve 51).

Antimadde kısaca bir parçacığın yükünün ters (spin, kütle, kuantum vs. gibi) diğer özelliklerinin ise aynı olduğu parçacıktır veya “Madde ve antimadde parçacıklarının yükleri dışındaki tüm özellikleri aynıdır.”. Bir parçacık kendi antiparçacığı ile karşılaşırsa hemen birbirlerini yok edip enerjiye dönüşürler. Güneş veya diğer kaynaklardan Dünya atmosferine her an 1 metre²‘ye 1-100 parçacık arası antimadde yağmaktadır. “Dünya’ya yağan antiprotonların bir kısmının, Dünya’nın manyetik alanı tarafından antimadde kapanı şeklinde yakalanabildiği Dünya etrafındaki Van Allen radyasyon kuşaklarında keşfedilmiştir.”. Yere düşen yıldırımlarda da antimadde oluşmaktadır. Örneğin muz meyvesi her 75 dakikada bir pozitron yaymaktadır, vücudumuz da yayar, fakat bunlar neredeyse oluştuğu anda maddeyle etkileşir ve bozulur.

1 gr antimadde madde ile buluştuğunda ortaya bir nükleer bombanın patlamasına yakın bir enerji açığa çıkar. CERN vb. deneyler(in)de (antiproton, pozitron gibi) antimadde, oldukça zor şartlar altında (şu an için sadece nanogram düzeylerinde) üretilebilmektedir. Şu ana kadar üretilen antimadde enerjisi, bir tencere çorbayı bile kaynatmaya yetmeyecek düzeydedir. Antimadde üretildikten sonra ‘herhangi bir madde’ ile karşılaşırsa anında yok olur işte bu yüzden üretilen antimaddeyi saklayabilmek de oldukça zordur. 1 gr antimadde üretimi için 25×10¹⁵ kilowatt-saat enerji gerekir ve üretim-saklama maliyeti de 10¹⁵ dolardır. Üretilen antimadde Penning, Loffe gibi (izole edilmiş) kapanlarda saklanabilmektedir.

Kütleçekiminin normal maddeye olan etkisi antimadde 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^[127] (ama çok az miktarda^[128]) pozitron ve antiproton üretir. Buna benzer şekilde evrende bir antihelyum atomunun oluşması için aşırı yüksek enerjiye ihtiyaç duyulur ki eğer bir tane bile antihelyum gözlemleyebilsek bu bize evrende çok miktarda antimadde olabileceğini gösterir fakat şu ana kadar gözlemlenememiştir^[127] (belki de gerçekten yoktur!). (“Kozmik ışınlar: Güneş sisteminin dışından gelen nötrino gibi çeşitli parçacık ve elektromanyetik dalgalar içeren maddenin tümü.”)

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

Madde ile antimadde çarpışırsa E=mc² kuralına göre ikisi de ısı ve ışığa (genellikle fotona) dönüşür.^[128] Kısacası E=mc²‘ye göre kütle enerjiye, enerji de kütleye dönüş(ü/ebili)r veya enerji ile kütle aynı şeylerdir: Madde-antimadde etkileşirse enerji, yeterli miktardaki enerjiden de madde-antimadde çifti oluş(u/abili)r.^[129]

___________________
^[127] 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.
^[128] 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.
^[129] Mahir E. Ocak, “Antimadde Nedir?”, TÜBİTAK: Bilim Genç, 5 Aralık 2014, <http://bilimgenc.tubitak.gov.tr/makale/antimadde-nedir> Erişim: 24 Kasım 2018.

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

“Dirac teorisi çerçevesinde parçacık-antiparçacık 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.”. Bir maddenin durgun kütle enerjisi (dke) mc²‘dir: Bir parçacık ile antiparçacığın (örneğin elektron ile pozitronun) toplam dke 2mc²‘dir ve çarpıştıklarında 2mc²‘lik enerjiye (ışığa) dönüşürler.

Evrendeki (görülür evreni oluşturan) parçacıklar kendi antiparçacıklarıyla (bir arada) mevcut değillerdir: Yani evrendeki herhangi bir parçacığın kendi antiparçacığının olmamasının sebebi Büyük Patlama sırasındaki (madde-antimadde etkileşmesinden arta kalan) fazladan madde oluşumudur; ki zaten eğer bu olmasaydı tüm madde ve antimadde birbirini yok edip enerjiye dönüşeceğinden evren sadece ışıkla dolu bir yer olurdu. Antimadde insanlar tarafından yapay olarak oluşturulur bu bir,^[130] ikincisi evrende (“evren boşluğu”nda veya kuantum boşluğunda) evrenin her tarafına yayılmış olan Higgs alanında veya (eşittir) istikrarsız “hiçlikte” sürekli olarak “kendiliğinden” madde ve antimadde oluşarak birbirini yok eder ve bu durmadan devam eder,^[131] üçüncü olarak diğer oluşumları da belirtmiştik zaten.

Antimadde üretiminde antihidrojen 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 antiproton oluşur.”: Mıktanıslar aracılığıyla bu antiprotonlar, Antiproton Yavaşlama ünitesine (AY) aktarılır. AY’da ilerleyen antiprotonlar stokastik ve elektron soğutma yöntemiyle 100 MeV enerjiye düşürülür, soğutulur. Sonrasında AY’deki 5 dedektöre yönlendirilip tuzaklanan antiprotonlara pozitronlar eklenir ve böylelikle antihidrojen elde edilir. Dünyada şu an için 1 yılda sadece 1-10 nanogram civarı antiproton üretilmektedir. 1 gram antimadde ~62,5 trilyon dolardır.^[132]

CERN ATLAS deney mekanizmasının yapısı şudur: Halka/Çember şeklinde olan (silindir borulardan oluşan) Büyük Hadron Çarpıştırıcısı (BHÇ) denilen tünel ~100 m derinlikte olup uzunluğu ~27 km’dir; BHÇ’nin bir yerinde ~7.000 ton ağırlığında, ~46 m uzunluğunda ve ~25 m çapında ATLAS Dedektörü/Algıcı (AD) bulunur; parçacıklar AD’da çarpıştırılır, her 1 saniyede ~1 milyar proton çarpıştırılır, parçacıkları içeren bir BHÇ demeti hızlandırıcıda (BHÇ’te/tünelde) dolanırken toplamda ~10 milyar km (Dünya’dan Neptün’e gidiş dönüş kadar) yol alır, AD’da en yüksek enerjili tek bir proton-proton çarpışmasının enerjisi ~13 TeV (tera elektron volt)’dir, 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 AD’da ~3.000 km’lik kablo ve fiber bulunmaktadır.

BHÇ’de parçacık demetlerinin hızları ışık hızının %99,9999991’ine kadar çıkartılır ve enerjileri 7 trilyon elektron volta ulaşır: Bu demetler AD’ın 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, antimadde, kütleçekimi, ek boyutlar gibi evrensel araştırmalar yapılır hatta hiç bilinmeyenler bile aranır. ATLAS’ın sanayi sektörüne faydaları dışında tümor yok etmenin geliştirilmesi, tıbbi görüntülemede yüksek çözünürlük gibi tıbba da faydası vardır.^[133]

“Kuantum Alan Teorisi’nde fotonlar ‘küçük bilardo topları’ gibi düşünülmeyip, parçacıklar gibi gözüken bir alanda gerekli küçük dalgalanmalar yapan ‘alan kuantumu’ olarak düşünülür. Elektron gibi, ‘fermiyonlar’, bir alan içerisinde küçük dalgalar olarak da tanımlanabilir, ki orada her bir fermiyon türü kendi alanına sahiptir. Özet olarak, her şeyin parçacık veya alan olduğu klasik görüşü, Kuantum Alan Teorisi’nde, her şeyin parçacıklardan oluştuğuna, daha sonra da her şeyin alanlardan oluştuğuna karar verir. Sonuçta parçacıklar, bir alanın uyarılmış durumları (alan kuantumu) olarak dikkate alınır.”^[134].

___________________
^[130] Namık Kemal Pak, “Antimadde”, Bilim ve Ütopya Dergisi, Sayı: 202, Nisan 2011, <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. (Daha fazlası olarak -aynı yerden- CPT Simetrisi’ne de bakabilirsiniz).
^[131] Bu sitedeki yazılarıma bk. (Konu 58, 59) ve bk. (Konu 18).
^[132] Umut Köse, “Karşıt Madde”, [Sunum], CERN Turkish Teacher Programme 6 (CERN Türk Öğretmenler Çalıştayı 6), CERN: Indico, 28 Haziran 2016, <https://indico.cern.ch/event/496615/contributions/1175383/attachments/1227550/1797951/Antimatter_UKose.pdf> Erişim: 25 Kasım 2018, s. 10-12, 18.
^[133] Katarina Anthony, “ATLAS Experiment Brochure – Turkish” (ATLAS Deney Broşürü – Türkçe), CERN CDS, 2018, <http://cds.cern.ch/record/2621158/files/CERN-Brochure-2018-006-Tur.pdf> Erişim: 25 Kasım 2018.
^[134] Mehmet Taşkan, “Fizikte 10 Teori”, Cinius Yayınları, İstanbul, 1. Baskı, Aralık 2011, <https://books.google.com.tr/books?id=vMnuBQAAQBAJ&printsec=frontcover&hl=tr#v=onepage&q&f=false> Erişim: 4 Aralık 2018, s. 197, 198.

 

SİTE DİZİNİNDEKİ 10. KONU
EVRENİN TOPLAM ENERJİSİNİN 0 (SIFIR) OLMASI

Parçacık-antiparçacık çiftleri enerjiden oluşmaktadır (çıkmaktadır):^[135] Parçacıkların biraz daha fazla üretilmesi veya o yöne olan bir kayma ile günümüz evrenindeki maddeler oluştu^[136]. Kısaca madde, enerjiden çıkmıştır. Peki bu enerji nereden gelmiştir? Maddeye pozitif enerji, maddenin kütleçekimine ise negatif enerji denilir. “Madde kendi kendisini kütlesinden dolayı çekmektedir. Birbirine yakın iki madde parçası, birbirine uzak aynı iki madde parçasından daha az enerjiye sahiptir, çünkü onları birbirine doğru çeken kütlesel çekim kuvvetine karşı koyarak ayırmanız için enerji harcamanız gerekir. Şu halde, kütlesel çekim alanının bir anlamda eksi enerjisi vardır.”. Bir maddenin kütlesi ne kadarsa kütleçekimi de o kadardır (1 kütleyse 1 kütleçekimi, 2 ise 2 vs.). Bu yüzden pozitifler ve negatifler eşit olduğundan (1-1=0) evrenin toplam enerjisi tam tamına sıfırdır. Sıfırdan çıkan evrende “Şişme” aşamasıyla parçacık oluşturmaya hazır toplam potansiyel/saf/öz enerji miktarı anbean ve katbekat arttı/büyüdü, bu “ekstrem” genişleme aşamasının bitmesiyle enerji miktarının artması da sonlandı^[135] (şu benzetme yapılabilir: Sayı doğrusunda sağ (+) ve sol (-) yönlere aynı anda aynı hızla yayıldığınızı düşünün; buradaki (+) ve (-)’lere parçacık-antiparçacık çiftleri ve/veya pozitif-negatif enerji diyebilirsiniz. “Hiçlikten, boşluğa, ondan da maddeye dönüşüm söz konusudur. Hiçlikten boşluk çıkması, kuantum tarafından doğrulanmıştır. Boşluktan madde olması ise şişme kuramı tarafından doğrulanmıştır.”^[137]). Sonuç olarak enerjinin bir yerden geldiği yok, daha doğrusu enerji diye bir şey yok.

___________________
^[135] Hawking, age., s. 167, 168.
^[136] Ocak, “Büyük Patlama”, ags.
^[137] Bu sitedeki yazıma bk. (Konu 59).

[/one-third][clearfix]

 

---

 

KAYNAKÇA

AKÇAY Gürkan, “Büyük Patlama Kuramı Nedir?”, Bilim Fili, 20 Ağustos 2015, <https://bilimfili.com/big-bang-buyuk-patlama-teorisi-nedir/> Erişim: 10 Ekim 2018.

AKOĞLU Alp, “Evrenin En Büyük Soruları”, TÜBİTAK: Bilim ve Teknik Dergisi, Sayı: 509, Nisan 2010, ss. 50-57, <http://www.biyolojiegitim.yyu.edu.tr/fizuzaypdf/Evrenin20108S.pdf> Erişim: 11 Ekim 2018.

AKTAŞ Can, “Kuark Gluon Maddenin Uzay-Zaman Geometrisi”, Çanakkale 18 Mart Ü., Fizik Anabilim Dalı, Doktora Tezi, 2008, <https://tez.yok.gov.tr/UlusalTezMerkezi/giris.jsp> Erişim: 9 Ekim 2018. (YÖK Başkanlığı Ulusal Tez Merkezi, Tez No: 238526. Tez adını aratınız.)

ALBAYRAK Berahitdin, BAHAR Engin, “Elementler Nasıl Oluştu?”, TÜBİTAK: Bilim Genç, 27 Nisan 2018, <http://www.bilimgenc.tubitak.gov.tr/makale/elementler-nasil-olustu> Erişim: 16 Ekim 2018.

AMOS Jonathan, “Planck Telescope Puts New Datestamp On First Stars”, George Efstathiou, Richard McMahon, BBC News, 5 Şubat 2015, <https://www.bbc.com/news/science-environment-31145520> Erişim: 20 Ekim 2018.

ANTHONY Katarina, “ATLAS Experiment Brochure – Turkish” (ATLAS Deney Broşürü – Türkçe), CERN CDS, 2018, <http://cds.cern.ch/record/2621158/files/CERN-Brochure-2018-006-Tur.pdf> Erişim: 25 Kasım 2018.

APPAK Gülsün, “Süpersimetrik U(1)’ Modellerinde En Hafif Nötral Higgs Bozonunun Bozunum Genişlikleri”, Balıkesir Ü., Fizik Anabilim Dalı, Yüksek Lisans Tezi, Ocak 2015, <http://dspace.balikesir.edu.tr:8080/xmlui/bitstream/handle/123456789/2364/Gülsün_Appak.pdf?sequence=1&isAllowed=y> Erişim: 22 Kasım 2018.

ATNF Team (y.y.), “The Colour of Stars”, CSIRO: Australia Telescope National Facility (ATNF), (t.y.), <http://www.atnf.csiro.au/outreach/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html> Erişim: 31 Ekim 2018.

BAIRD Christopher S., “What is the color of the Sun?”, West Texas A&M Univ.: C. S. Baird: Science Questions with Surprising Answers, 3 Temmuz 2013, <http://wtamu.edu/~cbaird/sq/2013/07/03/what-is-the-color-of-the-sun/> Erişim: 27 Ekim 2018.

BEISER Arthur, “Modern Fiziğin Kavramları”, McGraw-Hill Inc., 2003, Çeviren: Gülsen Önengüt, Akademi Yayın Hizmetleri, 2006, Ankara, 1. Basım, Ağustos 2008, <https://books.google.com.tr/books?id=dKhSDwAAQBAJ&printsec=frontcover&hl=tr#v=onepage&q&f=false> Erişim: 17 Ekim 2018.

BRECHER Kenneth, “Galaxy”, World Book Online Reference Center, World Book, Inc., 2005, <https://tr.scribd.com/document/88672647/A-Galaxy-is-a-System-of-Stars> Erişim: 24 Ekim 2018. (Yükleyen: Vaibhav Soni).

CANKOÇAK Kerem, “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.

CEYLAN Meltem, “Süpersimetrik U(1)’ Modellerinde Nötrino Salınımlarının İncelenmesi”, Balıkesir Ü., Fizik Anabilim Dalı, Yüksek Lisans Tezi, Haziran 2015, <http://dspace.balikesir.edu.tr:8080/xmlui/bitstream/handle/123456789/2417/Meltem_Ceylan.pdf?sequence=1&isAllowed=y> Erişim: 22 Kasım 2018.

CONNELLY James N. vd., “The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk”, Science, Cilt: 338, Sayı: 6107, 2 Kasım 2012, ss. 651-655, <http://science.sciencemag.org/content/338/6107/651> Erişim: 27 Ekim 2018. (bk. dipnot 69).

ÇALIŞKAN Şeyma, “Güneş Sistemi”, [Sunum], Ankara Ü. Kreiken Rasathanesi, 6 Eylül 2014, <http://rasathane.ankara.edu.tr/files/2014/11/2014_09_06_Gunes_Sistemi.pdf> Erişim: 18 Ekim 2018.

ÇELİK ORHAN Zeynep, “Güneş Benzeri Titreşim Yapan Yıldızların Yapısı ve Evrimi”, Ege Ü., Astronomi ve Uzay Bilimleri Anabilim Dalı, Doktora Tezi, 2017, <https://tez.yok.gov.tr/UlusalTezMerkezi/giris.jsp> Erişim: 12 Ekim 2018. (YÖK Başkanlığı Ulusal Tez Merkezi, Tez No: 479743. Tez adını aratınız.)

DEMİR Durmuş Ali, PAK Namık Kemal, “Büyük Patlama ve Evrenin Genişlemesi”, Bilim ve Ütöpya Dergisi, Sayı: 195, 2010, ss. 16-21, <http://www.physics.metu.edu.tr/uploads/Admission.ADM-146/6-BB-EvrenGenisl-BilUt195-ey10.pdf> Erişim: 7 Ekim 2018.

DİRİK Kadir, “Fiziksel Jeoloji”, [Ders Notları], Hacettepe Ü., Jeoloji Müh. Bölümü, (t.y.), <http://yunus.hacettepe.edu.tr/~kdirik/JEO153_1_giris.pdf> Erişim: 18 Ekim 2018.

ERKURT Adnan, “Galaksi Kümeleşmesinin Galaktik Evrim Üzerindeki Fiziksel Etkileri”, İstanbul Ü., Astronomi ve Uzay Bilimleri Anabilim Dalı, Yüksek Lisans Tezi, Aralık 2009, <https://tez.yok.gov.tr/UlusalTezMerkezi/giris.jsp> Erişim: 15 Ekim 2018. (YÖK Başkanlığı Ulusal Tez Merkezi, Tez No: 252713. Tez adını aratınız.)

ETLİ Özgür Barış, “Yıldız Oluşum Bölgelerinde Moleküler Dağılım”, Ege Ü., Astronomi ve Uzay Bilimleri Anabilim Dalı, Yüksek Lisans Tezi, 2012, <https://tez.yok.gov.tr/UlusalTezMerkezi/giris.jsp> Erişim: 12 Ekim 2018. (YÖK Başkanlığı Ulusal Tez Merkezi, Tez No: 327263. Tez adını aratınız.)

FROMMERT Hartmut, KRONBERG Christine, “The Milky Way Galaxy”, SEDS-MAA: The Messier Catalog, SGT: 25 Ağustos 2005, <http://www.messier.seds.org/more/mw.html> Erişim: 21 Ekim 2018.

GILLESSEN S. vd., “Monitoring Stellar Orbits Around the Massive Black Hole in the Galactic Center”, The Astrophysical Journal, Cilt: 692, Sayı: 2, 20 Şubat 2009, ss. 1075-1109, <http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/692/2/1075/pdf> Erişim: 22 Ekim 2018. (IOP Science, SAO/NASA ADS).

GOTT J. Richard III vd., “A Map of the Universe”, The Astrophysical Journal, Cilt: 624, Sayı: 2, 10 Mayıs 2005, ss. 463-484, <http://iopscience.iop.org/article/10.1086/428890/pdf> Erişim: 22 Ekim 2018. (UCP, SAO/NASA ADS, IOP Science).

HAWKING Stephen W., “Zamanın Kısa Tarihi: Büyük Patlamadan Kara Deliklere”, Çevirenler: Sabit Say, Murat Uraz, Milliyet, 1989.

HODGE Paul W. vd., “Magellanic Cloud” (astronomy), Encyclopædia Britannica (Inc.), SGT: 27 Haziran 2017 (1998-2017), <https://www.britannica.com/topic/Magellanic-Cloud> Erişim: 17 Kasım 2018.

HORROBIN Matthew vd., “First results from SPIFFI. I: The Galactic Center”, Copyright © 2004 WILEY‐VCH Verlag GmbH & Co. KGaA, Weinheim, Astronomische Nachrichten, Cilt: 325, Sayı: 2, Şubat 2004, ss. 88-91, <http://www2011.mpe.mpg.de/SPIFFI/preprints/first_result_an1.pdf> Erişim: 27 Ekim 2018.

IAU WGPSN Committe (y.y.), “Planet and Satellite Names and Discoverers”, Gazetteer of Planetary Nomenclature, International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN), (t.y.), <https://planetarynames.wr.usgs.gov/Page/Planets> Erişim: 26 Ekim 2018. (USGS, NASA).

Jupiter Scientific Staff/Authors (y.y.), “An Update on the Universe”, Jupiter Scientific, 2003, <http://www.jupiterscientific.org/sciinfo/ncupdate.html>; “General Relativity and the Possible Geometries for Space”, 2002, <http://www.jupiterscientific.org/sciinfo/cosmology/frwgeometry.html>; “The Understanding of the History of Our Universe by Cosmologists Evolves”, 2002, <http://www.jupiterscientific.org/sciinfo/newcosmology.html>; “Atom Formation During Recombination”, 2002, <http://www.jupiterscientific.org/sciinfo/cosmology/recombination.html> Erişimler: 19 Ekim 2018.

KAYA Deniz [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.

KERR F. J., LYNDEN-BELL D., “Review of Galactic Constants”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Cilt: 221, 15 Ağustos 1986, ss. 1023-1038, <http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query…pdf> Erişim: 22 Ekim 2018. (NASA STI, SAO/NASA ADS).

KILIÇ EKİCİ Özlem [Çeviren], “Yıldız Oluşumu ve Gelişimi”, TÜBİTAK: Bilim ve Teknik Dergisi, Sayı: 590, Ocak 2017, <http://www.bilimteknik.tubitak.gov.tr/sites/default/files/posterler/41x55_poster_ocak_2017_yeni.pdf> Erişim: 13 Ekim 2018. (Görsel: © Sol 90 Images, 590. sayının eki/posteri.)

KINDERSLEY Dorling, “Big Bang”, Fact Monster, 2007, <https://www.factmonster.com/dk/encyclopedia/science/big-bang> Erişim: 20 Ekim 2018.

KÖSE Umut, “Karşıt Madde”, [Sunum], CERN Turkish Teacher Programme 6 (CERN Türk Öğretmenler Çalıştayı 6), CERN: Indico, 28 Haziran 2016, <https://indico.cern.ch/event/496615/contributions/1175383/attachments/1227550/1797951/Antimatter_UKose.pdf> Erişim: 25 Kasım 2018.

LADA Charles J., “Stellar Multiplicity and the Initial Mass Function: Most Stars Are Single”, The Astrophysical Journal, Cilt: 640, Sayı: 1, 20 Mart 2006, ss. L63-L66, <http://iopscience.iop.org/article/10.1086/503158/pdf> Erişim: 23 Ekim 2018. (UCP, SAO/NASA ADS, IOP Science).

LANDAU Elizabeth, “Scientists Confirm Most Distant Galaxy Ever”, Steven Finkelstein vd., CNN Business, SGT: 25 Ekim 2013, <https://edition.cnn.com/2013/10/23/tech/innovation/most-distant-galaxy/index.html> Erişim: 21 Ekim 2018.

LAUGHLIN Gregory, BODENHEIMER Peter, ADAMS Fred C., “The End of the Main Sequence”, The Astrophysical Journal, Cilt: 482, Sayı: 1, 10 Haziran 1997, ss. 420-432, <http://iopscience.iop.org/article/10.1086/304125/pdf> Erişim: 23 Ekim 2018. (UCP, SAO/NASA ADS, IOP Science).

LEONG Stacy, “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.

MEIXNER Margaret, “Progressive Star Formation in the Magellanic Clouds”, NASA, Hubble Site, 2007, <http://hubble.stsci.edu/hubble_discoveries/science_year_in_review/pdf/2007/progressive_star_formation_in_the_magellanic_clouds.pdf> Erişim: 17 Kasım 2018.

NAHLE Nasif, “Coplanarity of the Solar System and the Milky Way”, Biology Cabinet, BioCab Journal Online, 27 Şubat 2007, <http://www.biocab.org/Coplanarity_Solar_System_and_Galaxy.html> Erişim: 19 Kasım 2018.

NASA Authors (y.y.), “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.

NASA: WMAP Science Team (y.y.), “Content of the Universe”, NASA WMAP, SGT: 8 Nisan 2013, <https://map.gsfc.nasa.gov/media/080998/index.html>; “WMAP 9-Year Results Released”, SGT: 8 Nisan 2013, <https://map.gsfc.nasa.gov/news/index.html>; “Universe Content – WMAP 9yr”, SGT: 8 Nisan 2013, <https://map.gsfc.nasa.gov/media/121236/index.html> Erişimler: 28 Ekim 2018.

OCAK Mahir E. [Çeviren], “Karadelikler”, TÜBİTAK: Bilim ve Teknik Dergisi, Sayı: 555, Şubat 2014, <http://www.bilimteknik.tubitak.gov.tr/sites/default/files/posterler/karadelik.pdf> Erişim: 14 Ekim 2018. (Görsel: © Sol 90 Images, 555. sayının eki/posteri.)

OCAK Mahir E., “Antimadde Nedir?”, TÜBİTAK: Bilim Genç, 5 Aralık 2014, <http://bilimgenc.tubitak.gov.tr/makale/antimadde-nedir> Erişim: 24 Kasım 2018.

_______, “Güneş Sistemi Nasıl Sonlanacak?”, TÜBİTAK: Bilim Genç, 23 Şubat 2015, <http://www.bilimgenc.tubitak.gov.tr/makale/gunes-sistemi-nasil-sonlanacak> Erişim: 18 Ekim 2018.

_______, “Yıldızlar Nasıl Oluşur?”, TÜBİTAK: Bilim Genç, 27 Nisan 2015, <http://www.bilimgenc.tubitak.gov.tr/makale/yildizlar-nasil-olusur> Erişim: 13 Ekim 2018.

_______, “Büyük Patlama”, TÜBİTAK: Bilim Genç, 5 Nisan 2017, <http://bilimgenc.tubitak.gov.tr/makale/buyuk-patlama> Erişim: 10 Ekim 2018.

_______, “Standart Model”, TÜBİTAK: Bilim ve Teknik Dergisi, Sayı: 595, Haziran 2017, <http://www.bilimteknik.tubitak.gov.tr/sites/default/files/posterler/41x55_poster_haziran_2017.pdf> Erişim: 23 Kasım 2018. (595. sayının eki/posteri.)

PAK Namık Kemal, “Antimadde”, Bilim ve Ütopya Dergisi, Sayı: 202, Nisan 2011, ss. 7-15, <http://www.physics.metu.edu.tr/uploads/Admission.ADM-146/8-Antimadde2-BilUt202-nis11.pdf> Erişim: 24 Kasım 2018.

Phys Authors (y.y.), “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.

Planetary Science Communications Team (y.y.), “Sun”, NASA Science: Solar System Exploration, SGT: 6 Kasım 2018, <https://solarsystem.nasa.gov/solar-system/sun/overview/> Erişim: 26 Ekim 2018.

SALTI Mustafa, “Kara Delikler, Solucan Delikleri ve Teleparalel Kütle Çekim Kuramı”, Dicle Ü., Fizik Anabilim Dalı, Doktora Tezi, Haziran 2012, <http://inspirehep.net/record/1386336/files/0078404.pdf> Erişim: 14 Ekim 2018.

SETIA Veenu, YOUNG Grace, AUGUSTYN Adam vd., “Big-bang model” (cosmology), Encyclopædia Britannica (Inc.), Son Güncelleme Tarihi (SGT): 21 Nisan 2017 (1998-2017), <https://www.britannica.com/science/big-bang-model> Erişim: 19 Ekim 2018.

SÖNMEZ Nasuf, “Antimadde Nedir?: Antimadde Hakkında Bilmeniz Gereken 10 Önemli Bilgi”, Rasyonalist, 10 Mayıs 2018, <https://rasyonalist.org/yazi/antimadde-nedir/> Erişim: 24 Kasım 2018.

Stanford Univ. Solar Center (& SID) Team/Staff (y.y.), “What color is the Sun?”, Stanford Univ.: Stanford Solar Center (& SID), (t.y.), <http://solar-center.stanford.edu/SID/activities/GreenSun.html> Erişim: 27 Ekim 2018.

Stanford Univ. Solar Center Staff (y.y.), “The Sun’s Vital Statistics”, Stanford Univ.: Stanford Solar Center, 2008, <http://solar-center.stanford.edu/vitalstats.html> Erişim: 26 Ekim 2018. (John Eddy).

STARK Tony, “Protogalaxies”, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), SGT: 18 Kasım 1999, <https://www.cfa.harvard.edu/~aas/oldtenmeter/proto.htm> Erişim: 20 Ekim 2018.

TAŞKAN Mehmet, “Fizikte 10 Teori”, Cinius Yayınları, İstanbul, 1. Baskı, Aralık 2011, <https://books.google.com.tr/books?id=vMnuBQAAQBAJ&printsec=frontcover&hl=tr#v=onepage&q&f=false> Erişim: 4 Aralık 2018.

The Imagine Team/Authors (staff, 23 kişi için bk. 46-62 dipnotlar), “Milky Way and other Galaxies”, NASA: Imagine The Universe, Ask an Astrophysicist, Library of Past Questions and Answers, 1997-2011 yılları, <https://imagine.gsfc.nasa.gov/ask_astro/galaxies.html> Erişim(ler): 25 Ekim 2018. (Bu, NASA yetkililerinden 23 kişinin 1997-2011 yılları arasında halkın sorularına verdikleri cevapların arşivlenmesidir.)

The Imagine Team/Authors (staff, 34 kişi için bk. 78-106 dipnotlar), “Cosmology”, NASA: Imagine The Universe, Ask an Astrophysicist, Library of Past Questions and Answers, 1996-2013 yılları, <https://imagine.gsfc.nasa.gov/ask_astro/cosmology.html> Erişim(ler): 28-30 Ekim 2018. (Bu, NASA yetkililerinden 34 kişinin 1996-2013 yılları arasında halkın sorularına verdikleri cevapların arşivlenmesidir.)

The Imagine Team/Authors (staff, bk. dipnot 92 ve 108), “Physics of Stars”, NASA: Imagine The Universe, Ask an Astrophysicist, Library of Past Questions and Answers, 1998, <https://imagine.gsfc.nasa.gov/ask_astro/stars.html> Erişim: 31 Ekim 2018.

The Imagine Team (staff, y.y.), “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.

TINDOL Robert, “Andromeda Galaxy Three Times Bigger in Diameter Than Previously Thought”, 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.

VELİ Elşen, YILMAZKAYA SÜNGÜ Jale, “Süper Yoğun Madde: Kuark-Gluon Plazma”, YTSAM, Yeni Türkiye, Bilim ve Teknoloji Özel Sayısı – III, Sayı: 90, Temmuz-Aralık 2016, ss. 51-70, <http://www.yeniturkiye.com/Conference2016/Present/2_3_5_2_Elsen_Veli-Jale_Yılmazkaya_Sungu.pdf> Erişim: 23 Kasım 2018.

VILLARD Ray, “The Milky Way Contains at Least 100 Billion Planets According to Survey”, NASA, ESA, Kailash Sahu (STScI) ve A. Cassan vd., Hubble Site, 11 Ocak 2012, <http://hubblesite.org/news_release/news/2012-07> Erişim: 22 Ekim 2018.

_______, “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.

WILK Stephen R., “The Yellow Sun Paradox”, OSA, Optics & Photonics News, Cilt: 20, Sayı: 3, Mart 2009, ss. 12, 13, <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/> Erişimler: 27 Ekim 2018. (bk. dipnot 73).

WILLIAMS David R., “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.

WILSON Keith A., “Representationalism and Anti-Representationalism About Perceptual Experience“, Univ. of Warwick Department of Philosophy, Kısmi Doktora Tezi, Mayıs 2013,  <https://www.researchgate.net/publication/318129886> Erişim: 19 Kasım 2018. (Açılan sayfada “download”a tıklayarak PDF’yi indiriniz.)

Wikipedia Contributors, “Atom” (☆), Wikipedia, The Free Encyclopedia, <https://en.wikipedia.org/wiki/Atom>; “Electron” (☆), <https://en.wikipedia.org/wiki/Electron>; “Fermion”, <https://en.wikipedia.org/wiki/Fermion>; “Boson”, <https://en.wikipedia.org/wiki/Boson>; “Quark” (☆), <https://tr.wikipedia.org/wiki/Quark>; “Hadron”, <https://en.wikipedia.org/wiki/Hadron>; “Lepton”, <https://en.wikipedia.org/wiki/Lepton>; “Pauli Exclusion Principle”, <https://en.wikipedia.org/wiki/Pauli_exclusion_principle>; “Atomic Orbital”, <https://en.wikipedia.org/wiki/Atomic_orbital>; “Neutrino”, <https://en.wikipedia.org/wiki/Neutrino> Erişimler: 20-21 Kasım 2018.

(y.y.), “Güneş Sistemi”, TÜBİTAK: Bilim ve Teknik Dergisi, Sayı: 366, Mayıs 1998, <http://www.bilimteknik.tubitak.gov.tr/sites/default/files/posterler/gunessistemi3.pdf> Erişim: 16 Ekim 2018. (366. sayının eki/posteri.)

(y.y.), “Güneş Sistemi”, TÜBİTAK: Bilim ve Teknik Dergisi, Sayı: 495, Şubat 2009, <http://www.bilimteknik.tubitak.gov.tr/sites/default/files/posterler/gunessistemi.pdf> Erişim: 17 Ekim 2018. (495. sayının eki/posteri.)

(y.y.), “Güneş Sistemimiz”, [Sunum], Ankara Ü. Rasathanesi, (t.y.), <http://rasathane.ankara.edu.tr/files/2013/02/Gunes_Sistemi.pdf> Erişim: 17 Ekim 2018.

ZEYREK M., “Maddenin Yapısı ve Higgs Bozonu”, Fizik Dünyası Dergisi, Cilt: 1, Sayı: 2, (M6), 2014, ss. 1-5 (M6), <http://fizikdunyasi.ankara.edu.tr/j/tmp/mzeyrek_06_2014.pdf> Erişim: 20 Kasım 2018.

 

Hazırlayan: Alper ÇADIROĞLU
Son güncellendiği tarih: 8 Aralık 2018