30 yıl önce dünyada 600 milyon insan, yani o zamanki dünya nüfusunun beşte biri, bu macerayı canlı olarak televizyonlarından izledi. Bu macera, Uzay bilimi ve Uzay sanayiinin bugün vardığı aşama için de bir eşik oluşturdu. Sanatçılar için bir ilham, aşıklar için romantizm kaynağı, ilkçağ insanları için kutsal bir imge, bilim adamları için Dünya’nın uydusu ve med-cezir olayının sebebiydi.

30 yıl önce 20 Temmuz 1969 yılında dokunulmazlığı kalktı. Çünkü 30 yıl önce Ay’a ilk insan gitti ve büyü bozuldu. O tarihten bu yana da özellikle Amerikalılar için komşu kapısı oldu.

30 yıl önce, iki Amerikalı astronot, Neil Armstrong ve Edwin ??Buzz?? Aldrin, Kartal adlı Apollo Ay Modülü’nü, Sukünet Denizi’ne indirdiler ve altı saat sonra da modülden çıkarak Ay’a ayak bastılar.

Neil Armstrong, Ay’a ilk ayak basan insan olarak tarihe geçmiş sözlerini orada etti, ??İnsan için küçük ama insanlık için büyük bir adım.?? Armstrong ve Aldrin, Ay’da yürürken, ekibin üçüncü astronotu Michael Collins, Columbia adlı ana gemide Ay’n yörüngesi etrafında turluyordu. Bu yolculuğa o da katılmış, ama Ay’a ayak basmak ona nasip olamamıştı.

Ay’daki iki astronot, toprağa ABD bayrağını diktikten sonra, kameraları kurdular, toprak örneklerini aldılar, Ay taşları topladılar ve bazı bilimsel testler yaptılar. Ay’da rüzgar olmadığı için, bayrağı tellerle tutturarak dalgalanan bayrak imgesi yarattılar.

Yerçekimi, Dünya’nın altıda biri kadar olduğundan Ay’da yürümekte ve hareket etmekte hiç zorlanmadılar. Columbia, 16 Temmuz 1969 tarihinde Florida Cape Kennedy Üssü’nden, bir Saturn Beş roketiyle ateşlenmiş ve üç gün süren bir yolculuk sonucunda Ay’a varmıştı.

Yaklaşık 600 milyon televizyon izleyicisi, bir haftalık bu macera sırasında televizyonlarına yapışık kaldı. Bu rakam, o tarihte dünya nüfusunun beşte birini oluşturuyordu. Armstrong’dan sonra 11 kişi daha Ay’da yürüdü. Bunlar arasında, bu ilk seyahata katılan ve Apollo XI’le gittiğinde Ay’da golf oynayan Edwin Aldrin de vardı.

Daha sonra Apollo XII, XIV, XV, XVI ve XVII de Ay’a insan taşıdı. Aralarında, teknik bir arıza nedeniyle Ay’a inemeyen Apollo 13 de olan tüm Apollo Projesi, ABD’ye 25 milyar dolara mal oldu. Apollo 13′ün arızalanması, 13 rakamı konusunda saplantılı olan Amerikalıların 13′ün uğursuzluğuna daha da inanmalarına yol açtı.Ancak yine de dünyanın kollektif bilincine yazılan isim, Ay’da ilk küçük adımı atarak ayak basan insan Neil Armstrong oldu.

24 Temmuz tarihinde iki astronot tekrar ana gemi Columbia’ya dönmüşlerdi. Geminin 31. turu tamamlanınca Collins, onları tekrar eve yani Dünya’ya döndürecek tek motoru ateşledi. Columbia, Dünya’ya dönünce, Pasifik Okyanusu’na indi. Korkunç bir fırtınanın ortasına, ancak tepetaklak iniş yapabildi ama her üç astronot da sapasağlamdı.

Moleküler bulut tek bir yıldız oluşturacak biçimde çökmez (büzülmez). Bulut birkaç yoğunlaşmış bölgeye parçalanır. Bu yoğunlaşmış parçalar daha sonra yıldızların oluşması için çökmeye devam ederler. Bir buluttan 10 ile 1000 arasında yıldız oluşabilir.

Moleküler bulutun bir parçası kritik bir kütleye ulaşırsa bu parça büzülmeye devam ederek bir yıldız oluşturabilir. Fakat moleküler bulutun bu kritik kütleye ulaşması o kadar kolay olmamaktadır. Kuramsal alanda, ortaya çıkan büyük güçlük, onlarca ışık yılı boyutlarında son derece seyreltik yıldızlararası gazın nasıl bu ölçüde yoğunlaştığı ve yüz binlerce kilometreyle ölçülen yıldızları oluşturduğu noktasında düğümlenir.

Yıldız oluşumunda aşağıdaki süreçler gerçekleşebilmektedir.

1. Yığılma:

Küçük gaz ve toz bulutlarından büyük bulutlar oluşur. Bulutlar birbirleri ile birleşerek büyürler. Yıldızlararası ortamın yoğunluğunun çok düşük olması nedeniyle bu işlem çok yavaş gelişir.

2. Çekimsel Çökme ve ışınım basıncı:

3. Süpernova patlaması sonucu ile ortaya çıkan dalgaların etkisi ile bulutun sıkıştırılması:

Çekimsel güç bulutun büzülmesini sağlar. İç ısınma basıncın oluşmasına neden olur. Bulut büzülme ile parçalara ayrılır. Potansiyel enerji, kinetik enerjiye dönüşür. Gaz parçacıkları hızlanır ve çarpışırlar. Sıcaklık artar. Bu durum basıncın artmasına neden olur. Çökme yavaşlar veya durur. Enerji yayılmaya başlar.

Açısal momentum = kütle x dolanma hızı x yarıçap olduğundan ve de açısal momentum kapalı bir sistem için sabit olduğundan (açısal momentumun korunumu), bulutun bu parçası çekim nedeniyle büzülürken daha hızlı dönmeye başlar. Bulut parçası, merkezi bir çekirdeği saran, bir disk maddesi şeklinde çöker. Sürtünmeyle yavaşlayan madde, sarmallar meydana getirerek merkezi şişkinliğe doğru akar ve merkezin kütlesi yavaş yavaş artar. Yıldızın doğmasını sağlayacak oluşum bu merkezi yoğunlaşmadır. Bu arada disk, çevresindeki maddeyi çekmeyi sürdürür. Ayrıca yıldızlar arası manyetik alanın, bu diskin oluşum ve evriminde önemli bir rol oynadığı sanılmaktadır.

Merkezi çekirdek etrafında bulunan disk parçalanmaya devam ederek halkalı yapılar meydana getirir. Bu halkalarda bulunan parçacıklar birbirleri üzerine düşerek gezegenlerin oluşumuna neden olurlar.

Merkezi çekirdeğe ön yıldız adı verilir. Yüzey sıcaklığı 300 °K kadardır. Çekimsel büzülme devam eder. Çökme, çekim tarafından kontrol edilen serbest düşme ile başlar. Merkezi çökme çok daha hızlı gerçekleşir. Merkezi çekirdek böylece bir ön yıldız haline gelir. Çekirdek, çevresinde bulunan zarftan, madde almaya devam eder. Bu büzülme merkezi çekirdeği ısıtır. Çekirdeğin, çökerken sıcaklığın artması nedeniyle, kırmızı ötesi bölgede ışınım yayılması başlar.

Çökmeye devam eden ön yıldız merkezi çekirdeğin sıcaklığını milyonlarca dereceye kadar çıkarır. Füzyon reaksiyonları başlar. Yeni bir yıldız doğar. Yıldızın çökmesini engelleyen nedenler vardır. Bu nedenler,

Çökme ısıtılan gazın basıncı ve ışınımı nedeniyle çekimsel etkiyi dengeleyerek durdurulur.
Basınç dışarıya doğru etkiyen güç iken, çekimsel güç yıldızın içeriye itilmesine neden olur.
Her iki kuvvet arasında bir dengeye ulaşılır.

Astrofiziğin başlıca araştırma yöntemi ise gökcisimlerinden gelen ışınımları incelemektir.Bu amaçla ışınımların yoğunluk ve değişimleri belirlenir; dalga boyunun bütün bölgelerindeki ışınlara tayfgözlemsel çözümleme uygulanır. Örneğin görünür ve radyoelektrik ışınımlar Yer’ den algılanarak; kızıl ötesi, mor ötesi, X ve gama ışınları, ise uzay gözlemlerinden yararlanılarak çözümlenir. Astrofizik çoğunlukla yüksek enerji ve alçak enerji astrofiziği biçiminde ikiye ayrılır. Yüksek enerji astrofiziği gök cisimlerinin gama, X ve morötesi ışınlarıyla ilgilenir; alçak enerji astrofiziği de, gökcisimlerinin görünür, kızıl ötesi ve radyoelektrik ışınlarını inceler. Kuramsal astrofizik, gözlemlerini fizik yasaları yardımıyla yorumla¤¤¤¤¤ gök cisimlerinin fiziksel parametrelerini (örneğin, sıcaklık, yoğunluk, kimyasal bileşim, boyut, hareket) ve bu parametrelerin zaman içindeki gelişimlerini saptamaya yarayan modeller oluşturur. Bu modellerin geçerliliği, kuramsal tahminlerle gözlem verileri karşılaştırılarak denenir. Aynı yöntem evrenin yapısını, evrimini bir bütün olarak incelemek için de uygulanır ve bu inceleme astrofiziğin, evrenbilim adı verilen dalını oluşturur.

Astrofiziğin Buluşları

Astrofizik, gökcisimlerinin görünür ışınımını incelemede uygulanan tayfgözlemin ve fotoğrafçılığın bulunuşuyla XIX. yy. ortalarında doğdu.1945′ten sonra, gökcisimlerinin radyoelektrik ışınımını çözümleyen radyoastronominin ortaya çıkışıyla gelişti. Son yıllarda yapılan uzay gözlemleri astrofiziğin, kızıl ötesi, mor ötesi, X-ışını ve -ışını bölgelerine el atmasını sağladı. Bu tür dalga boylarının tayfına başvurularak yapılan gökbilim gözlemi temel araştırma yöntemini oluşturdu. Bu gözlem yeni gökcisimlerinin bulunmasını ve yalnız görünür ışığın ilettiği bilgi şifresini çözerek elde edilemeyen gizli kalmış fiziksel olayların açığa çıkmasını sağladı. Nitekim, radyoastronomi gözlemleri, yıldızlararası moleküllerin, pulsarların bulunmasına ve gökadamızın sarmal yapısının saptanmasına olanak verdi. Kızılaltı gökbilimi yıldızlararası ortamda oluşum halindeki yıldızları görmemizi ve tozların önemini belirlememizi sağladı. Gökadamızın merkezindeki yıldızlar ancak kızılaltı tayfıyla görülebildi. Çok sıcak yıldızlar, temel ışınım olarak morötesi ışınları yayar; dolayısıyla morötesi tayfıyla yapılan gözlemler yıldız rüzgarı olaylarını, sıcak yıldızlarla yıldızlararası ortam arasındaki kütle alışverişlerini ortaya koydu. Zayıf duyarlık eşiklerine ulaşmak için gerçekleştirilen atılımlar, morötesi alanda, çok uzak gök cisimlerinin tayfını ölçme olanağı verdi. X-ışınımı biçiminde gözlenen yüksek enerji bölgesinde de birçok bulgu elde edildi. Yıldızların kuramsal olarak betimlenmiş çok ileri evrim hallerinin gözlemi, ancak nötron yıldızlarının ve kara deliklerin yaydıkları X-ışını tayfıyla sağlandı. Gökada kümelerinden gelen X-ışını yayımı, gökadalar arasında, bir olasılıkla evrimleri sırasında saldıkları sıcak bir gazın bulunduğunu gösterir. Gama ışınımı ise özellikle, kozmik ışınımın yıldızlararası madde ile etkileşiminden kaynaklanır ve dolayısıyla bu olayın izleyicisi biçiminde ele alınabilir; ayrıca bu ışınlar evrende karşıt madde bulunduğunun belirtisi olarak evrenbilim bakımından çok ilgi çekici bir ışınımdır.

Astronomi ve Astrofizik

Astronomi ve Astrofizik, üzerinde yaşadığımız gezegenden galaksi dışı uzayın en uzak noktalarına kadar gözlenebilen tüm evrenle ilgili verilerin toplandığı, aralarında ilişkiler kurulduğu ve yorumlandığı birer bilim dalıdır. Astronominin temeli gözleme, Astrofiziğin temeli ise laboratuar fiziğinin astronomik olaylara uygulanmasına dayanır. Bazen astrofizik, henüz gözlenmemiş olayları önceden tahmin ederek, astronomiden önce davranır. Örneğin astrofizikçiler nötron yıldızlarının modelini, astronomların bu cisimleri gözlemsel olarak tespit etmelerinden çok önce kurmuşlardır.

Özetleyecek olursak, astronomi gözlemlerden itibaren yoruma gitmek, astrofizik ise fiziğe dayanan modellerden itibaren gözlemlere gitmek şeklinde çalışır.

Astronomlar, Büyük Patlamanın 10 ila 20 milyar yıl önce meydana geldiğini tahmin etmektedirler. Buna geniş bir açıdan bakarsak, Güneş Sisteminin 4,5 milyar yaşında olduğu düşünülmektedir ve insanoğlu bir canlı türü olarak birkaç milyon yıldır mevcuttur. Astronomlar evrenin yaşını iki yolla tahmin etmektedirler: (a) en yaşlı yıldızlara bakarak; ve (b) evrenin genleşme oranını ölçerek ve Büyük Patlamaya kadar geri giderek dış değer bularak (uzaylama).

En Yaşlı Yıldızlardan Daha Mı Yaşlı?

Astronomlar evrenin yaşını küresel kümeleri inceleyerek tahmin edebilirler. Küresel Kümeler yaklaşık bir milyon yıldızın yoğun bir şekilde toplanmasıdır. Küresel Kümelerin merkezine yakın yıldızlara ait yoğunluklar muazzamdır. Eğer bir Küresel Kümenin merkezine yakın yaşasaydık, o zaman en yakın takımyıldız komşumuz olan, Alfa Kentaur (Erboğa) takımyıldızından bize daha yakın yüz binlerce yıldız olacaktı. Bir yıldızın yaşam devresi onun kütlesine bağlıdır. Yüksek kütleli yıldızlar düşük kütleli yıldızlardan çok daha parlaktırlar, nitekim hidrojen yakıtı tedarikleri vasıtasıyla hızla yanarlar. Güneş gibi bir yıldız çekirdeğinde mevcut parlaklığında yaklaşık 9 milyar yıl yakacak kadar yeterli yakıta sahiptir. Güneşin iki katı kadar kütleli bir yıldız yakıt tedarikiyle sadece 800 milyon yılda yanacaktır. 10 güneş kütleli bir yıldız, yani Güneşten 10 kat daha kütleli bir yıldız, hemen hemen bin kat daha parlak yanar ve sadece 20 milyon yıllık bir yakıt tedarikine sahiptir. Bunun tersine, Güneşin yarısı kadar kütlesi olan bir yıldız, yakıtını 20 milyar yıl sürecek kadar yavaş yakar.

Bir küresel kümedeki tüm yıldızlar kabaca aynı zamanda oluştuğundan, kozmik saatler olarak hizmet edebilirler. Eğer bir küresel küme 10 milyon yaşından daha fazlaysa, o zaman onun hidrojen yakan yıldızlarının tamamı, 10 güneş kütlesinden daha az kütleli olacaktır. Bu da hiçbir özel hidrojen yakan yıldızın Güneşten bin defa daha parlak olamayacağı anlamına gelir. Eğer bir küresel küme 2 milyar yaşından daha büyükse, o zaman 2 güneş kütlesinden daha kütleli hiçbir hidrojen-yakan yıldız olmayacaktır.

En yaşlı küresel kümeler sadece 0,7 güneş kütlesinden daha az kütleli yıldızlar içermektedirler. Bu düşük kütleli yıldızlar Güneşten daha fazla sönüktürler. Bu gözlem en yaşlı küresel kümelerin 11 ila 18 milyar yaş arasında olduklarını ortaya koymaktadır. Bu tahmindeki kararsızlık bir küresel kümenin kesin mesafesini belirlemedeki zorluğa (bu yüzden, kümedeki yıldızların parlaklığındaki (ve kütlesindeki) bir kararsızlığa) bağlıdır. Bu tahmindeki başka bir kararsızlık kaynağı da takımyıldız oluşumlarının daha iyi detayları hakkındaki bilgisizliğimizde yatmaktadır.

Büyük Patlamaya Kadar Geri Giderek Dış Değer Bulma (Uzaylama)

Galaksinin yaşını tahmin etmek için alternatif bir yaklaşım da “Hubble sabitini” ölçmektir. Hubble sabiti (H0) evrenin mevcut genleşme oranının bir ölçümüdür. Evren bilimciler bu ölçümü Büyük Patlamaya kadar geri giderek dış değer bulmada kullanmaktadırlar. Bu dış değer bulma evrenin mevcut yoğunluğuna ve evrenin bileşimine dayanmaktadır.

Eğer evren düz ise ve çoğunlukla maddeden oluşuyorsa, o zaman evrenin yaşı 2/ (3 H0) olur. Eğer evren çok düşük bir madde yoğunluğuna sahip ise, o zaman onun dış değeri bulunmuş yaşı daha büyük olacaktır: 1/ H0. Eğer Genel Görelilik Kuramı bir kozmolojik sabit içerecek şekilde değiştirilirse, o zaman sonucu çıkarılacak yaş daha büyük bile olabilir.

Bir çok astronom, Hubble sabitini ölçmek için çeşitli farklı teknikleri kullanarak sıkı bir şekilde çalışıyorlar. H0′ın mevcut en iyi tahminleri 50 kilometre/sn/Megaparsek’ten 100 km/sn/Megaparsek’e kadar uzanmaktadır. Daha alışılagelmiş birimler içinde, astronomlar 1/ H0′ın 10 ila 20 milyar yıl arasında olduğuna inanmaktadırlar.

Bir Yaş Krizi?

Eğer iki yaş belirlemesini kıyaslarsak, potansiyel bir kriz ortaya çıkar. Eğer 1/ H0′ı 10 milyar yıl kadar küçük olduğunu tahmin eden astronomlar haklıysa, o zaman evrenin yaşı en yaşlı yıldızların yaşından daha kısa olacaktır. Bu çelişme, ya Büyük Patlama kuramının yanlış olduğu ya da genel göreliliği kozmolojik bir sabit ekleyerek değiştirmemiz gerektiği anlamına geliyor.

Bazı astronomlar bu krizin ölçümlerimizi iyileştirdikçe geçeceğine inanmaktadırlar. Eğer 1/ H0′ın daha büyük değerlerini ölçmüş olan astronomlar haklıysa ve küresel küme yaşlarının daha küçük tahminleri de doğruysa, o zaman tümü Büyük Patlama kuramı için uygun olacaktır.

MAP Evrenin Yaşını Ölçebilir

MAP uydusu tarafından yapılan ölçümler bu krizin çözümüne yardım edebilir. Eğer büyük ölçekli yapıların kökeni hakkındaki mevcut fikirlerimiz doğruysa, o zaman kozmik mikrodalga fon dalgalanmalarının ayrıntılı yapısı evrenin mevcut yoğunluğuna, evrenin bileşimine ve nispeten basit bir yol olarak genleşme oranına bağlı olacaktır. MAP, bu parametreleri % 5′ten daha iyi biri doğrulukla belirleyebilecektir. Böylece, evrenin genleşme yaşını %5′ten daha iyi bir olasılıkla tahmin edebileceğiz.

Eğer MAP tarafından ölçülen genleşme yaşı en yaşlı küresel kümelerden daha büyük olursa, o zaman Büyük Patlama kuramı önemli bir deneyi geçecektir. Eğer MAP tarafından ölçülen genleşme yaşı en yaşlı küresel kümelerden daha küçük olursa, o zaman ya Büyük Patlama kuramı hakkında ya da yıldızların oluşum kuramı hakkında bir şeyler esas itibarıyla yanlıştır. Her iki yolda da, astronomların el üstünde tuttukları bir çok fikrini yeniden düşünmeleri gerekli olacaktır.

EVREN NE KADAR HIZLI GENLEŞMEKTEDİR?

Tarihsel Bakış

1920′lerde, Edwin Hubble, Wilson Dağı Gözlemevi’ndeki yeni yapılmış teleskopu kullanarak, birkaç nebuladaki (bulutsu) değişen yıldızları ve astronomi çevrelerinde hararetli bir tartışma konusu olan dağınık cisimleri ortaya çıkarmıştır. Onun Sefeid değişkenleri olarak adlandırılan bir yıldızlar sınıfına benzeyen bu değişen yıldızlar için keşfi devrim yaratmıştır. Daha önceden, Harvard Koleji Gözlemevi’nde çalışan kadın astronom, Henrietta Levitt, bir Sefeid değişken yıldızın bu periyotları ve bunun parlaklığı arasında yoğun bir bağıntı olduğunu göstermişti. Bu yüzden, Hubble, bu yıldızların ve akılarının periyodunu ölçerek, bunların kendi galaksimiz içindeki bulutsular olmadığını, fakat kendi Galaksimizin kıyısının çok ötesinde dış galaksiler olduklarını gösterebilmişti.

Hubble’ın ikinci devrimsel keşfi, onun Sefeid’e dayalı galaksi mesafe belirlemeleri ve bu galaksilerin göreli hızlarının ölçümleri planıdır. Daha uzak galaksilerin bizden daha hızlı bir şekilde uzaklaştıklarını göstermiştir: Evren statik değildir, ancak genleşmektedir. Bu keşif, modern kozmoloji çağının başlangıcını belirlemiştir. Bugün, Sefeid değişkenleri galaksilere olan uzaklıkları ölçmek için en iyi metot olarak kalmıştır ve bunlar genleşme oranı ve evrenin yaşını belirlemede çok önemlidir.

Sefeid Değişkenleri Nedir?

Güneş ve Sefeid değişen yıldızlar dahil, bütün yıldızların yapısı yıldızdaki maddenin donukluğu (opaklığı) ile belirlenir. Eğer madde çok donuksa, o zaman fotonların yıldızın sıcak merkezinden dışa dağılması uzun sürecektir ve güçlü sıcaklık ve basınç eğimleri yıldızın içinde gelişebilir. Eğer madde neredeyse saydam ise, o zaman fotonlar yıldızın içinde kolaylıkla hareket ederler ve herhangi bir sıcaklık eğrisini silerler. Sefeid yıldızlar iki hal arasında salınırlar: Yıldız yoğun haldeyken, atmosferindeki bir tabakadaki helyum tek başına iyonlaşır. Fotonlar, tek başına iyonlaşmış helyum atomlarındaki bağlı elektrondan dışa saçılırlar, bu yüzden, tabaka çok donuktur ve tabaka boyunca büyük sıcaklık ve basınç eğimleri oluşur. Bu büyük basınçlar tabakanın (ve tüm yıldızın) genleşmesine sebep olur. Yıldız genleşmiş haldeyken, tabakadaki helyum iki kat iyonlaşır, böylece tabaka ışınıma daha geçirgen olur ve tabaka boyunca daha zayıf basınç eğimleri olur. Yıldızı çekim gücüne karşı destekleyecek basınç eğimi olmaksızın, tabaka ve (tüm yıldız) büzülür ve yıldız sıkıştırılmış haline geri döner.

Sefeid değişken yıldızlar beş ila yirmi güneş kütlesi arasında kütlelere sahiptirler. Daha kütleli yıldızlar daha parlaktırlar ve daha genişlemiş kaplamalara sahiptirler. Kaplamaları daha genişlemiş olduğundan ve kaplamlarındaki yoğunluk daha düşük olduğundan, tabakadaki yoğunluğun ters kare köküne orantılı olan değişebilirlik periyotları daha uzundur.

Sefeidleri Kullanmadaki Zorluklar

Sefeidleri mesafe belirteçleri olarak kullanmakla birlikte çok sayıda zorlukta olmaktadır Yakın geçmişe kadar, astronomlar yıldızlardan gelen akıları ölçmek için fotoğraf klişeleri kullanmışlardır. Klişeler yüksek derecede doğrusal değildi ve sıklıkla hatalı akış ölçümleri ortaya çıkıyordu. Kütleli yıldızlar daha kısa ömürlü olduklarından, daima kendi tozlu doğum yerlerinin yakınında konumlanmış olurlar. Özellikle çoğu fotoğraf görüntüsünün çekildiği mavi dalga boylarındaki, toz ışığı emer ve eğer uygun bir şekilde düzeltilemezse, bu toz emilmesi hatalı parlaklık belirlemelerine yol açabilir. Sonuç olarak, uzak galaksilerdeki Sefeidleri yerden tespit etmek çok zor olmaktadır: Yerkürenin dalgalanan atmosferi, bu yıldızları ana galaksilerinin yayılan ışığından ayırmayı imkansız hale getirmektedir.

Sefeidleri mesafe belirteçleri olarak kullanmaktaki bir diğer tarihi zorluk, yakınındaki bir Sefeid modeline olan mesafeyi belirleme problemi olmuştur. Son yıllarda, astronomlar kendi Samanyolu Galaksimizin uydu galaksilerinden ikisi olan Büyük Magellan Bulutu (LMC) ve Küçük Magellan Bulutuna (SMC) mesafeleri belirlemede birkaç çok güvenilir ve bağımsız metot geliştirmişlerdir. LMC ve SMC büyük sayıda Sefeid içerdiğinden dolayı, bunlar mesafe ölçeğini ayarlamak için kullanılabilir.

Son Gelişmeler

Son teknolojik ilerlemeler astronomların çok sayıdaki diğer eski zorluğun üstesinden gelmesini sağlamıştır. CCD’ler (şarj bağlı cihazlar) olarak adlandırılan yeni detektörler doğru akı ölçümlerini mümkün kılmıştır. Bu yeni detektörler, aynı zamanda, kızılötesi dalga boylarında da hassastır. Toz, bu dalga boylarında çok daha fazla saydamdır. Çoklu dalga boylarındaki akıları ölçerek, astronomlar toz etkilerini düzeltebilmiş ve çok daha doğru mesafe belirlemeleri yapabilmişlerdir.

Bu ilerlemeler “Lokal Grup”tan oluşan yakın galaksiler üzerine doğru bir çalışmayı sağlamıştır. Astronomlar Sefeidleri hem metal zengini M31 iç bölgesinde (Andromeda) hem de metali zayıf dış bölgede gözlemlemişlerdir. Bu çalışma, Sefeidlerin özelliklerinin hassas olarak kimyasal miktarlara bağlı olmadığını göstermiştir. Bu ilerlemelere rağmen, astronomlar, Yerkürenin atmosferi ile sınırlı olarak, sadece en yakın galaksilerin mesafelerini ölçebilmişlerdir. Evrenin genleşmesine bağlı olarak harekete ilaveten, galaksiler komşuların kütle çekimine bağlı olarak “izafi hareketlere” sahiptirler. Bu olağandışı hareketlerden dolayı, astronomların, Hubble sabitini belirleyebilmek için uzak galaksilere mesafeleri ölçmeleri gerekmektedir.

Evrenin daha derinlerine inmeye çalışırken, astronomlar galaksilere izafi mesafeleri belirlemek için bir dizi yeni teknik geliştirmiştir: bu bağımsız izafi mesafe ölçekleri şu anda 10′dan daha iyisinde anlaşmışlardır. Örneğin, spiral galaksinin dönme hızı ve parlaklığı arasında Tully-Fisher bağıntısı olarak adlandırılan, çok sıkı bir ilişki vardır. Astronomlar aynı zamanda, bir beyaz cücenin patlayıcı yanmasına bağlı olduğu düşünülen, hepsi hemen hemen aynı tepe parlaklığına sahip, Tip Ia süpernovasını bulmuşlardır. Bununla beraber, büyük sayılardaki prototip galaksilere mesafelerin doğru ölçümleri olmaksızın, astronomlar bu izafi mesafe ölçümlerini ayarlayamazlardı. Bu yüzden, Hubble sabitinin doğru belirlemelerini yapamamışlardır.

Geçen birkaç on yıl içinde, önde gelen astronomlar, farklı veri setlerini kullanarak, Hubble sabiti için 50 km/sn/Mpc ila 100 km/sn/Mpc arasında değişen değerler rapor etmişlerdir. Bir faktör 2 belirsizliğe karşılık gelen bu farklılığı çözmek gözleme dayalı evren bilimdeki göze çarpan en önemli problemlerden biridir.

Hubble Anahtar Projesi

Hubble Uzay Teleskopunun “anahtar projelerinden” birisi Edwin Hubble’ın yakın galaksilere mesafeleri ölçme programını tamamlamaktır. Hubble Uzay Teleskopu (HST) çap olarak Hubble’ın Wilson Dağı’ndaki teleskopuna kıyaslanırken, Los Angeles’in kenar mahallelerinde yerleşmiş olmasından çok, Yerküre atmosferinin üzerinde olma avantajına sahiptir. Bu yüzden, HST daha uzak galaksilerdeki Sefeidleri çözebilir. Anahtar projeler yakın 20 galaksiye mesafeleri almayı amaçlar. Bu büyük model ile, proje ayarlanabilir ve birkaç ikincil mesafe belirtecin doğruluğu denetlenebilir. Proje aynı zamanda Sefeid değişkenlerinin özelliklerinin yıldız bileşimlerine hassas olup olmadığını da kontrol edebilir.

Onarımdan Önce ve Sonra M100′ün HST Görüntüsü

Hubble Uzay Teleskopunun NASA tarafından onarımı görüntüsünü düzeltmiştir ve anahtar proje programına imkan tanımıştır. Şekil, anahtar proje programı tarafından gözlemlenmiş yakın galaksilerden biri olan, M100′ün birkaç görüntüsünü göstermektedir. Dikkate değer ölçüde yenilenmiş HST ile, Sefeid değişkenlerini incelerken gerekli bir adım olan, M100′deki tek parlak yıldızları bulmak çok daha kolay olmuştur. M100′ün özdeviniminin Hubble genleşme hızının önemli bir bölümü olarak bize yeterince yakın olmasından dolayı, anahtar proje ekibi M100′ü içeren bir küme olan, Virgo (Başak) kümesinden daha uzak olan Koma (kuyrukluyıldız saçı) kümesine kadar dış değer bulmak için ve Hubble sabitinin bir ölçümünü elde etmek için izafi mesafe belirteçlerini kullanmıştır: H0 = 80 km/sn/Mpc. Bu ölçümdeki istatistik hata 17 km/sn/Mpc’dir. Baskın hata kaynağı M100′den daha uzak Koma kümesine dış değer bulmadır.

Hubble sabitinin anahtar proje belirlemesi, Hubble sabitini tahmin etmek için birkaç bağımsız çaba ile tutarlıdır: yayınlanmış literatürde G.F.R. Ellis ve iş arkadaşları tarafından yapılmış yeni bir istatistik sentez, 66 < H0 < 82 km /sn / Mpc. Sonucunu vermiştir. Bununla birlikte, Hubble sabitinin değeri üzerinde halen tam bir ortak karar yoktur: Allan Sandage tarafından yapılmış yeni bir analiz Tip Ia süpernovasını kullanarak Hubble sabiti için önceden yapılmış birçok ölçümle tutarsız olan bir değer ortaya koymuştur: H0 = 47 km/ sn/MPC.

Geçen yıl içinde, anahtar proje 8 diğer galaksideki Sefeidleri ortaya çıkarmıştır ve sonucu bulunmuş mesafeler M100 ile tutarlıdır. Bu yeni gözlemler birkaç önemli kontrol ve kalibrasyonu olanaklı kılmıştır: M101'de, anahtar proje hem metali zayıf hem de metal zengini bölgelerde Sefeidleri bulmuştur: bu, Sefeid özelliklerinin miktarlara bağlı olup olmadığını görmek için bir deneye imkan verecektir. Özellikle önemli bir ölçüm, süpernova mesafe ölçeğini ayarlamak için kullanılan yakın bir galaksiler grubu olan, Fornax kümesine mesafesinin belirlenmesidir. Bu ölçüm geriye kalan farklılığı umut verici bir şekilde çözecektir. Sonuçta, anahtar proje Hubble sabitinin doğruluğu % 10'dan daha iyi olan güvenilir bir ölçümünü yapabilmiştir.

MAP ve Hubble Sabiti

Kozmik mikrodalga fon dalgalanmalarının ayrıntılı yapısını tanımlayarak, MAP, % 5'ten daha iyi bir şeklide, Hubble sabiti dahil, temel kozmolojik parametreleri doğru olarak belirleyebilecektir. Bu ölçüm Sefeid değişkenleri ve diğer teknikleri kullanan geleneksel ölçümlerden tamamen bağımsızdır.

Bu sayfa D.N. Spergel, M. Bolte (UC, Santa Cruz) ve W. Freedman (Carnegie Gözlemevleri) tarafından yazılmış bir makaleden uyarlanmıştır.

Daha Fazla Okuma

*

Uzay Teleskopu Bilim Enstitüsü’nden filmler dahil Hubble Sabiti üzerine Dahası.

*
Freedman, Wendy L., “Genleşme Oranı ve Evren Bilimi”, Scientific American, Kasım, 1992.

*
Osterbrock, D.E., Gwinn, J. A. & Brashear, R.S., “Hubble ve Genleşen Evren”, Scientific American, Temmuz, 1993.

EVREN SONSUZ MUDUR?

“Bazıları Dünyanın Ateş İçinde Sona Ereceğini Söylüyorlar, Diğerleri de Buz İçinde ”

Aynen Robert Frost’un şiirinde Yerküre için iki olası kader hayal ettiği gibi, evren bilimcilerde evren için iki olası son öngörmektedirler:

*
Sonsuz genleşme

*
“Büyük Sıkıştırma”

Evrenin oluşumu genleşme devinirliği ve kütle çekim gücü arasında bir savaşımla belirlenmiştir. Kütle çekimin kuvveti evrenin yoğunluğuna bağlı iken, genleşme oranı Hubble Sabiti, H0, ile belirlenir. Eğer evrenin yoğunluğu Hubble sabitinin karesi ile orantılı olan “kritik yoğunluk”tan daha az ise, o zaman evren sonsuza dek genleşecektir. Eğer evrenin yoğunluğu “kritik yoğunluk”tan daha büyük ise, o zaman çekim gücü sonunda kazanacak ve evren kendisi üzerine çökecektir.

Evrenin Geometrisi

Evrenin yoğunluğu aynı zamanda onun geometrisini de belirler. Eğer evrenin yoğunluğu kritik yoğunluğu aşarsa, o zaman uzayın geometrisi kapanır ve bir kürenin yüzeyi gibi pozitif olarak eğilir. Bu da foton yollarının yavaş yavaş uzaklaştığı ve sonunda bir noktaya geri döndüğü anlamına gelir. Eğer evrenin yoğunluğu kritik yoğunluktan daha az ise, o zaman uzayın geometrisi açıktır ve bir eyerin yüzeyi gibi negatif olarak eğilir. Eğer evrenin yoğunluğu tam olarak kritik yoğunluğa eşit olursa, o zaman evrenin geometrisi bir kağıt parçası gibi düz olur. Bu yüzden, evrenin geometrisi ve kaderi arasında doğrudan bir bağ vardır.

Büyük Patlama kuramının bir uzantısı olan şişirilme teorisinin en basit versiyonu, evrenin yoğunluğunun kritik yoğunluğa çok yakın olduğunu ve evrenin geometrisinin bir kağıt parçası gibi düz olduğunu tahmin etmektedir.

MAP’ten Gelen Ölçümler

MAP uydusu evrenin geometrisi dahil olmak üzere Büyük Patlama kuramının temel parametrelerini ölçmeyi amaçlamaktadır. Eğer evren açık ise, o zaman kozmik mikrodalga fon dalgalanmaları yarım dereceli ölçek üzerinde en büyük olur. Eğer evren düz ise, dalgalanmalar dereceli ölçek üzerinde en büyük olur. Eğer evren kapalı olursa, dalgalanmalar daha büyük ölçekte bile en büyük olur. Bu yüzden, MAP’in dalgalanma ölçeği ölçümü evrenin yoğunluğunu araştırmaktadır ve evren bilimcilere evrenin nihai sonunun iç yüzünü gösterecektir.

EVREN NEYDEN YAPILMIŞTIR?

Protonlar, Nötronlar ve Elektronlar: Yaşam Kadrosu

Siz, bu bilgisayar, soluduğumuz hava ve uzak yıldızlar, hepsi protonlar, nötronlar ve elektronlardan yapılmıştır. Protonlar ve nötronlar, çekirdekler içinde birbirine bağlıdırlar ve atomlar elektronların tam bir takımı ile çevrili çekirdeklerdir. Hidrojen bir proton ve bir elektrondan müteşekkildir. Helyum iki proton, iki nötron ve iki elektrondan müteşekkildir. Karbon altı proton, altı nötron ve altı elektrondan müteşekkildir. Demir, kurşun ve uranyum gibi daha ağır elementler daha çok sayıda proton, nötron ve elektron bile içermektedirler. Astronomlar protonlar, nötronlar ve elektronlardan yapılmış tüm maddeleri “baryonik madde” olarak adlandırmaktan hoşlanırlar.

Yaklaşık on yıl öncesine dek, astronomlar evrenin hemen hemen tamamen bu “baryonik madde”den, olağan maddeden oluştuğunu düşünmekteydiler. Ancak, geçmiş on yılda, evrende göremediğimiz bir şeyler, belki de yeni bir madde formu olduğu gibi fikirleri toplayan daha fazla delil vardır.

Karanlık Madde Gizemi

Yıldızların ve gazın hareketlerini ölçerek, astronomlar galaksileri “tartabilirler”. Kendi güneş sistemimizde, Güneşin kütlesini ölçmek için Dünyanın Güneş etrafındaki hızını kullanabiliriz. Yerküre, Güneş etrafında saniyede 30 kilometre (kabaca saatte altmış bin mil) hızla dolaşmaktadır. Eğer Güneş dört kat daha kütleli olsaydı, o zaman Yerkürenin yörüngesinde kalabilmesi için Güneş etrafında saniyede 60 kilometre hızla dönmesi gerekecekti. Güneş, Samanyolu etrafında saniyede 225 kilometre hızla hareket etmektedir. Bu hızı (ve diğer yıldızların hızlarını) galaksimizin kütlesini ölçmek için kullanabiliriz. Benzer olarak, uzak galaksilerdeki gaz ve yıldızların radyo ve optik gözlemleri astronomların bu sitemlerdeki kütlenin dağılımını belirlemelerine imkan vermektedir.

Kendimizinki dahil astronomların galaksiler için buldukları kütle, kabaca bir Galaksideki yıldızlar, gaz ve toz ile birlikte olabilen kütlesinden on kat daha büyük olur. Bu kütle farkı yerçekimsel mercek gözlemleri ile, Einstein tarafından öngörülen ışığın kırılması ve onun genel görelilik kuramı ile doğrulanabilir.

Bir Yerçekimsel Merceğin HST Görüntüsü

Arka zemin galaksilerinin ön zemin kümeleri tarafından nasıl bozulduğunu ölçerek, astronomlar kümedeki kütleyi ölçebilirler. Küme içindeki kütle görünür yıldızlar, gaz ve tozda sonuca varılan beş kat daha büyük olan kütleden daha fazladır.

Karanlık Madde için Adaylar

Yerçekimsel bir çekim gücü uygulayan fakat ışığı ne yayan ne de emen bu gizemli materyal, “karanlık madde”nin doğası nedir? Astronomlar bunu bilmemektedir.

*
Kahverengi Cüceler: eğer bir yıldızın kütlesi Güneşimizinkinin yirmide birinden daha az ise, çekirdeği ne hidrojeni ne de döteryumu yakacak yeterli sıcaklıkta değildir, böylece sadece kendi yerçekimsel büzülmesinden dolayı parlamaktadır. Yıldızlar ve gezegenler arasında bulunan bu donuk cisimler teleskoplarımızla doğrudan bulabileceğimizi kadar parlak değildirler. Kahverengi Cüceler ve benzer cisimler astronomlar tarafından MACHO’lar (Ağır Sıkışmış Haleli Cisimler) lakabı ile anılırlar. Bu MACHO’lar yerçekimsel mercek denemeleri ile potansiyel olarak tespit edilebilirler. Eğer karanlık madde çoğunlukla MACHO’lardan oluşmuşsa, o zaman baryonik maddenin evrenin kütlesinin çoğunu tamamlaması muhtemeldir.

*
Süpermasif Kara Delikler: bunların uzak yıldızsı nesneler güç verdiği düşünülmektedir. Bazı astronomlar karanlık maddeyi ihtiva eden çok sayıda kara deliğin olabileceğinden şüphelenmektedirler. Bu kara delikler aynı zamanda onların mercek etkileri vasıtasıyla potansiyel olarak tespit edilebilir.

*
Yeni Madde Formları: doğanın esas kuvvetlerini ve maddenin bileşimini anlamaya çalışan bilim adamları, parçacık fizikçileri, yeni kuvvetler ve yeni parçacık tipleri olduğunu tahmin etmektedirler. “Süper çarpışanları” yapmak için birincil motivasyonlardan biri bu maddeyi laboratuarda üretmeye çalışmaktır. Büyük Patlamayı takip eden ilk anlarda evren çok yoğun ve sıcak olduğundan, evrenin kendisi mükemmel bir parçacık hızlandırıcıdır. Evren bilimciler, karanlık maddenin Büyük Patlamadan kısa süre sonra ortaya çıkmış parçacıklardan yapıldığını tahmin etmektedirler. Bu parçacıklar olağan “baryonik madde”den çok farklı olacaktır. Evren bilimciler bu varsayıma dayalı parçacıkları, (Zayıf Olarak Etkileşen Kütlesel Parçacıklar için) WIMP’ler ya da “baryonik olmayan madde” olarak adlandırıyorlar.

MAP ve Karanlık Madde

Kozmik mikrodalga fon dalgalanmalarının doğru ölçümlerini yaparak, MAP, evrenin yoğunluğu ve bileşimi dahil Büyük Patlama modelinin temel parametrelerini ölçebilecektir. Eğer galaksilerin kökeni ve oluşumu ve büyük ölçekli yapılar hakkındaki fikirlerimiz doğruysa, o zaman MAP baryonik ve baryonik olmayan maddenin yoğunluğunu % 5′ten daha iyi bir doğrulukla ölçebilecektir. Aynı zamanda baryonik olmayan maddenin bazı özelliklerini de belirleyebilecektir: baryonik olmayan maddenin kendisi, kütlesi ve olağan madde ile etkileşimleri, tümü kozmik mikrodalga fon dalgalanma spektrumunun (tayfının) ayrıntılarını etkilemektedir.

Diğer İlginç Siteler ve Daha Fazla Okuma:

Karanlık madde üzerine:

*
Berkeley’deki Parçacık Astrofizik Merkezi’ndeki karanlık madde ana sayfasını ziyaret edin.

*
Karanlık maddeler ve Büyük Patlama üzerine popüler kitaplar listesi.

*
Karanlık madde için araştırma üzerine David Spergel tarafından yeni bir tanıtıcı html makalesi. Bu makale fizik öğrencilerine yöneliktir ve J.N. Bahcall ve J.P. Ostriker tarafından düzenlenmiş “Astrofizikte Bazı Göze Çarpan Problemler”de çıkacaktır.

MACHO’lar üzerine:

*
OGLE ana sayfası: MACHO’ları araştıran deneylerden biri. Avrupalılar için daha hızlı bir site.

*
MACHO ana sayfası: MACHO’lar için araştırma The Berkeley/Livermore/Australia.

Yerçekimsel mercek üzerine:

*
HST Yerçekimsel Mercek Ana Sayfa.

R.Penrose:” Büyük Patlama?nın neye benzediğini bize anlatabilecek bir kurama ihtiyacımız vardır. Bu kuramın hagisi olduğunu henüz bilmesek de, büyük ölçekteki fizikle küçük ölçekteki fiziğin bir bileşimine dayanması gerektiğinden eminiz. Hem kuantum fiziğini hem de klasik fiziği kendine birleştirmelidir.Açıklamalarında Büyük Patlama?nın aynen onu gözlediığimiz gibi düzgünbiçimli olduğunu da içermelidir. Nihayet belki böyle bir kuram, benim sevdiğim betmlemeye benzer bir hiperbolik Lobachevski evrenine giden yolu da gösterebilir. Ancak bu konuda o kadar ısrarcı değilim.

Şimdi yeniden kapalı ve açık evren betimlememize dönelim. Bu kez, bir karadeliğin oluşumunu yansıtan bir tablo ekdim. konunun uzmanları bu tabloyu yakından tanıyacaklardır. maddenin, bir karadelik oluşturacak şekilde çökmesi bir tekilllik meydana getirmekterdir. Evren?in uzay-zaman diyagramında gösterilen siyah çizgiler böyle bir durumu temsilen çizilmiştir. Şimdi Weyl eğrilik hipotezi adını verdiğim bird hipotezi takdim etmek istiyorum. Bu, _bilinen herhangi bir kuruma ait bir hipotez değildir. Az önce de belirttğim gibi, henüz ortada kuram muram yok;çünkü henüz çok büyük ölçeğin fiziğiyle çok küçük ölçeğin fiziğini nasıl birleştireceğimizi bilmiyoruz. Ama bir gün gelip de kuramı keşfettiğimizde, içerdiği sonuçlardan bir tanesi de Weyl eğrilik hipotezi adını verdiğim hipotez olmalıdır…

Evren?in, şöyle mütevazi bir görünüşle de olsa başlangıçtaki gibi bir tekilliğe sadece tesadüf eseri sahip olma olasılığı nederi? Bu olasılık, 10 üzeri 123′te 1′den daha düşüktür. Bu tahmindeğeri nereden gelmekteri? Bu değer, kara delik entropisi ile ilgili oylarak Jacob Beckentein ve Stephen Hawking tarafından bulunan bir formülden türetilmiştir. Bu formülü sözü edilen konu kapsamında uyguladığınzda bu müthiş yanıtı elde etmektesiniz. Gerçekte ise her şey Evren?in ne derece büyük olduğuna bağlıdır. Aynı formülü benim gözde Evrenim?e uyarlayacak olursanız, elde edeceğiniz sayı sonsuzdur.

Bütün bunlar, büyük Patlama?nın gerçekleştirilebilmesi çin sağlanması gereken duyarlılık konusunda bize ne söylemektedir? Bu, gerçekten de çok ama çok muazzam bir durumdur. ..Şayet Evren?de bulunan temel parçacıkların herbirinin tepesine birer sıfır konrusaydım bile, bu sayıyı gene yazamazdım. Bu, çok devasa bir sayıdır.

Buraya dek hep kesinlikten, matematikle fiziğin nasıl da olağanüstü bir doğrulukla uyuştuğundan söz ettim. Bunun yanısıra tesadüfe ve şansa yer verdiği için-oldukça kaypak bir yasa olarak tanının,öte yandan temelined gizliden gizilye bir duyarlılık barındıran bir yasaya- termodinamiğin İkinci Yasası?na değindim. Evren geneline uygulandığında, bu yasa, başlangıç koşullarının belirlenmesinde ihtiyeç duyulan kesinlikle yakından ilişikilidir. bu kesinlik ise kuantum kuramı ile genel görelelik?in birleşme noktasına, yani henüz sahip olmadığımız bir kurama doğru uzanıyor olmalıdır. Bundan sonraki bölümde sizle, böyle bir kuramın sağlaması gereken çeşitli koşullardan söz edeceğim (R.Penrose, BKİZ s:41- 67)

Kozmos Bir Dönme Dolap mıydı?

“Evren, ilk dönemlerinde muazzam bir dönme dolap gibi dönüyordu.” Büyük Patlama kuramına alışık kulaklarımıza aykırı gelen bu önermenin, yıldızlar ve gökadaların kütleleriyle dönme hızları arasındaki garip ilişkiyi açıklayabileceği belirtiliyor.
Gökbilimcilerin büyük çoğunluğu, Evren’in 15 milyar yıl kadar önce oluşan “Büyük Patlama”dan bu yana sürekli genişlediğine inanıyor. Ancak bu kuramın gökbilimcilerce fazla sevilmeyen bir yanı, başlangıçta “tekillik” diye adlandırılan sonsuz bir yoğunluğun varlığını kabul etmesi. Kozmologlar bu tekillikten kurtulabilmek için acaip bazı seçenekler sunuyorlar. Bunlardan bazıları, kuantum mekaniği ve genel görelilik kuramını birleştiren “kuantum kütleçekim” kuramının henüz keşfedilmemiş yasalarına bile başvuruyor.

Ama şimdiye değin yapılan en garip açıklama, Brezilyalı fizikçi Saulo Carneiro tarafından öne sürülen “dönen Evren” modeli.

Aslında Evren’in dönmesi pek yeni bir önerme sayılmaz. Matematikçi Kurt Gödel, bu sonucu daha 1949 yılında Einstein’in genel görelilik denklemlerini inceleyerek çıkartmıştı. Carneiro ise bu sonuçtan, büyük patlamayı reddeden ve Evren’in uzun bir süre boyunca döndüğü görüşünü savunan kendi kuramını desteklemek için yararlanmış. Brezilyalı fizikçiye göre kuantum dalgalanmaların neden olduğu bir enerji boşalımı olarak tanımlanabilecek bir “boşluk faz geçişi” yoluyla dönme aniden genişlemeye dönüşmüş olabilir. Bu faz geçişleri, çağdaş kozmolojide sıkça rastlanan açıklama biçimleri.Carneiro’nun hesaplarına göre Evren’in günümüzde gözlenen genişleme hızını tutturabilmesi için ilk dönemlerindeki bir dönüşünü 13 milyar yılda tamamlaması gerekiyordu. Dönmenin genişlemeye dönüşmesinin ise bundan 11 milyar yıl önce gerçekleşmiş olması gerekiyordu. Önerinin doğru olması halinde, açısal momentumun korunması nedeniyle, dönmenin kanıtlarının bugün bile gözlenmesi gerekiyo olmalı. Kanada’nın Ontario kentindeki Waterloo Üniversitesigökbilimcilerinden Paul Wesson, Carneiro’nun önerisini ilginç bulmakla birlikte, “nasıl olup da Evren’in eski durumundan açısal bir momentumun miras kalabildiği konusu fazla açık değil” diyorr ki, Carneiro bu kanıtın gökbilimcilerin 1970′li yıllarda keşfettikleri esrarengiz bir “yasa”da yattığını öne sürüyor: Gökbilimcilerin farkettikleri, ama açıklamakta güçlük çektikleri yasa şu: Her gezegen, yıldız ya da gökada, kütlesinin karesiyle orantılı açısal bir momentuma sahip. “Klasik ve Kuantum Kütleçekim” Dergisinde yayınlanan yazısında Carneiro, Evren’in genişleme anında , içinde barındırdığı cisimlere bir dönme hızı vermesi gerektiğine işaret ediyor. Hesaplamalarına göre bu, her cisme, kütlesinin 1.7 kuvveti ile orantılı bir hız vermiş.Carneiro ise amacının halen geçerli kozmolojiyi tepesi üstüne dikmek değil yalnızca Evren’in evrimi konusunda farklı bazısenaryoların da bulunabileceğini göstermek olduğunu söylüyor. (Bilim ve Teknik)

(New Scientist, 19/26 Aralık 1998 ? 2 Ocak 1999 )
Evrenin Genişlemesi Hızlanıyor

İki uluslararası astrofizik ekibi, 40 kadar supernovayı (yıldız patlaması) gözlemleyerek aynı sonuca vardılar: Evren’in genişlemesi hızlanıyor. Bu süpernovalardan biri, bugüne kadar bulunan en uzak süpernovalardandı: 7 milyar ışık yılı ötemizde.
Bu iki ekipten biri, Kaliforniya’daki Lawrence Berkeley Ulusal Laboratuvarından Saul Perlmutter yönetimindeki Supernova projesi ekibi, diğeriyse Weston Creek’deki (Avustralya) Mount Stromla ve Siding Spring gözlemevlerinden Brian Schmidt yönetimindeki yüksek-Z Süpernova projesi ekibiydi. Bu 40 supernova, bugünkü kuramın öngördüğünden çok daha hızlı olarak birbirlerinden uzaklaşıyorlardı. Demek ki yıldızların birbirinden uzaklaşmasını sağlayan ve Evren’in daralmasına yolaçacak kütleçekimi yenebilecek bir enerji vardır. Einstein 1917′de aynı şeyi düşünmüş ve bu düşünceyi denklemlerine “evrensel değişmez” adıyla eklemişti. Ne var ki Einstein bir 10 yıl kadar sonra bu görüşünü geri çekmiş, bu düşüncenin hayatının en büyük yanılgısı olduğunu söylemişti. Bu iki astrofizik ekibinin çalışması, nihayet böyle bir değişmez olduğunu ve bunun Evren’in genişleme hızını belirlediğini gösterdi. Nereden geldiği henüz bilinmeyen bu enerji, Evren’de varolan toplam enerjinin % 70′ini oluşturuyor; buna karşı görünen ve görünmeyen madde toplam enerjinin yalnızca % 30′unu içeriyor. Resimde sağda söz konusu olan supernovalar görülmekte. Bir supernova patlaması bir gökada kadar ışık enerjisi vermektedir. Science et Vie, Şubat 1999 (Bilim ve Teknik-TÜBİTAK)

“THE BIG BANG THEORY” / BÜYÜK PATLAMA KURAMI

Büyük Patlama Kuramı, evrenimizin kökeni ve oluşumuna ilişkin yaygın kabul gören bir kuramdır. Bu kuram, gözlemlenebilir evrenin, kabaca on ya da yirmi milyar yıl önce, aniden genişleyen bir noktadan başladığını varsaymaktadır.

Büyük Patlama Kuramının Temelleri

Şiddetli Büyük Patlama Kuramı, evrenimizin kökeni ve oluşumuna ilişkin yaygın kabul gören bir teoridir. Bu kuram, iki benzer sütun üzerine dayanmaktadır:

*
Genel Görelilik Kuramı: Seksen yılı aşkın bir süre önce, Einstein, evrende kütlenin dağılımının uzayın geometrisini nasıl belirlediğini betimleyen bu kuramı ileri sürmüştür. Başlangıçta, kuram Merkür’ün yörüngesindeki özellikleri ve Güneş’ten gelen ışığın kırılmasını izah etmekteydi. Son yıllarda, kuram bir dizi özenli testten geçmiştir.

*
Büyük ölçeklerde, maddenin evrende dağılımı hemen hemen yeknesaktır(tek düze,homojen). Bu varsayım, hem galaksi incelemeleriyle hem de kozmik mikrodalga fon ışınımlarındaki dalgalanmaların düşük seviyesi ile teyit edilmiş gibi görünmektedir.

Şiddetli Büyük Patlama Kuramında, gözlemlenebilir evren, kabaca on ya da yirmi milyar yıl önce, aniden genişleyen bir nokta ile başlamıştır. O zamandan beri, evren gittikçe Galaksimiz ve dış gezegenler arasındaki mesafeyi arttırarak genleşmeye devam etmiştir. Evrenin genişlemesi, ışık ışınlarını mavi ışığı kırmızı ışığa ve kırmızı ışığı da kızılötesi ışığa dönüştürerek “uzatmaktadır”. Bu yüzden, hızla bizden uzaklaşmakta olan uzak galaksiler daha kırmızı görünürler. Bu genleşme aynı zamanda mikrodalga fon ışınımını da soğutur. Böylece, bugün 2,728 Kelvin’lik bir sıcaklığa sahip olan kozmik mikrodalga fon ışınımı ilk evrende daha sıcaktı. Kütle çekimi evrenin genleşmesini yavaşlatmaktadır. Eğer evren yeterince yoğun ise, evrenin genleşmesi sonunda tersine olacaktır ve evren çökecektir. Eğer yoğunluk yeterince yüksek değilse, o zaman genleşme sonsuza dek devam edecektir. Bu yüzden, evrenin yoğunluğu kendi nihai kaderini belirleyecektir.

Büyük Patlama Kuramının Testleri

Şiddetli Büyük Patlama Kuramı çok sayıda önemli gözlem ile tutarlıdır:

*
Evrenin gözlemlenebilir genleşmesi,

*
Evrenin ilk üç dakikasında birincil olarak bireşimli olduğu düşünülen üç element olan helyum, döteryum ve lityumun gözlemlenebilir bolluğu,

*
Kozmik mikrodalga fon ışınımının termal (ısıl) tayfı,

*
Kozmik mikrodalga fon ışınımları uzak gaz bulutlarında daha sıcak görünmektedir. Işık sonlu bir hızla yol aldığından, biz bu uzak bulutları evrenin tarihinde daha yoğun ve bu yüzden daha sıcak olduğu önceki bir zamanda görürüz.

Büyük Patlama Kuramının Ötesinde

Mevcut şekliyle, büyük patlama kuramı tam değildir. Bu kuram;

*
Galaksilerin kaynağını ve galaksilerin gözlenebilir büyük ölçekli kümelenmelerini,

*
Maddenin çok büyük ölçeklerde yeknesak dağılımının kaynağını açıklamamaktadır.

Bir çok evren bilimci, Büyük Patlama Kuramının bir uzantısı olan, Şişirme Kuramının (Inflation Theory) bu soruları cevaplayabileceğinden şüphe etmektedirler.

19. yüzyıl, savaş roketlerinin büyük ilgi gördüğü bir yüzyıldır. Büyük Britanyalı Sir William Congreve, Napolyon Savaşları’nda ve 1812 Savaşı’nda katı yakıtlı itici kuvvetle çalışan bir roket geliştirmiştir. Ancak akaryakıtlı roketlerin kullanılması ile Uzay’a seyahatin mümkün olacağını savunan ve bu konuda ilk bilimsel eseri yayınlayan kişi Constantin Tsiolkovsky adlı bir Rus bilim adamıdır. Onun bu çalışması ciddiye alınmazken, Robert H. Goddard adında bir Amerikalı ve Hermann adında Romanya asıllı bir Alman ayrı ayrı çalışarak modern roket biliminin temellerini atmışlardır.

Ayrıca Oberth adında bir bilgin, Dünya’dan bir cismin başka bir aleme gitmesi ile ilgili teorilerini ve formüllerini bir kitapta toplamış ve bu kitaptan esinlenerek Almanya’da Uzay’a Seyahat Kurumu kurulmuştur. Goddard ise, uzun süre üzerinde çalıştığı konu ile ilgili görüşlerini bir rapor olarak yayınlamıştır. 1919′da çıkan bu raporda Ay’a atılacak bir roketten de söz edilmektedir. 1926′da bir deney roketi hazırlamış ve bu roket yaklaşık 60 metre kadar havalanmıştır. 1929 yılında ise Goddard, içinde barometre, termometre gibi ölçü araçlarının ve bir fotoğraf makinasının bulunduğu ilk roketi havaya fırlatmıştır.

Füzecilik ve uzay yolculuğu denildiğinde akla ilk gelen isim kuşkusuz Wernher von Braun’dır. Goddard ve Oberth’in çalışmalarından haberdar olan Von Braun, Uzay’a Seyahat Kurumu’nda füze denemeleri yapmış daha sonra Alman Hava Kuvvetleri hesabına çalışmış ve bu iş için bir füze üssü kurulmuştur. Bu çalışmalar sonucunda İkinci Dünya Savaşı’nın en güçlü silahı olan V-2 roketleri doğmuştur.

Savaştan sonra von Braun, planları ile birlikte Amerika’ya kaçmış ve Kaliforniya’da kurulan Cape Canaveral (şimdiki adı Cape Kennedy) Uzay Araştırmaları Merkezi’nde çalışmaya başlamıştır.

4 Ekim 1957 tarihinde ise Ruslar dünyanın ilk yapay uydusu olan Sputnik-1′i Dünya’nın yörüngesine oturtmayı başardılar. 31 Ocak 1958′de ilk Amerikan yapay uydusu yörüngeye oturtuldu ve Uzay’a uydu gönderilmesi bu tarihten sonra baş döndürücü bir hızla devam etti.

Amerikalılar, uzay çalışmalarını bir çatı altında toplamak için Ekim 1958′de NASA’yı (Ulusal Havacılık ve Uzay Dairesi) kurdular. 12 Nisan 1961′de ilk defa Uzay’a insanlı bir roket fırlatıldı. Vostok-1 adlı roketle birlikte Uzay’a çıkan bu ilk insan Rus Yuri Gagarin idi.

21-27 Aralık 1968′de Frank Borman, James Lowel ve William Anders, Ay çevresini Apollo-8 ile dolaştılar ve inişe uygun yerleri tesbit ettiler. 20 Temmuz 1969 günü ise, Neil Armstrong, Edwin Aldrin ve Michael Collins idaresi altındaki Apollo-11 Uzay Aracı, Ay’ın Sessizlik Denizi denilen ıssız bir düzlüğüne inmeyi başardı ve Neil Armstrong, Ay’a ilk ayak basan insan ünvanını elde etti. Bu başarı, gezegenlere gönderilen insansız araştırma gemileri ve 1981′de uzay mekiğinin geliştirilmesiyle sürdü.

Astronomlar yeni kaynakları anlamaya çalıştılar. Onlar için sorun, X-ışınlarının kaynağının ne olduğu idi! X-ışın gözlemlerinden elde edilen koordinatların optik yolla gözlenmesi ile çift yıldızların böyle bir elektromanyetik ışınıma neden olabileceği anlaşıldı. Bununla birlikte gözlemler çift yıldızlardan birinin oldukça sönük olduğunu gösteriyordu. Teorisyenler, X-ışınlarının açıklanabilir bir modelini kısa bir zamanda formülize edip, ortak bir tahminde birleştiler. Görünür yıldızın yüzeyindeki madde, görünmeyen bileşeninin etrafındaki bir yörüngeye çekiliyordu. Çekilen bu madde helozonik bir yol ile görünmeyen bileşenin üzerine ışık hızına yakın bir hızla düşerek, X ışın üretimine neden oluyordu.

Ama görünmeyen bu bileşenler neydi? Astronomlar o zamanlara kadar yeni birkaç “nötron” yıldızı bulmuşlardı. Bu nötron yıldızları Güneş’in kütlesinin 1.4 ile 3 katı arasında bir kütleye sahipken, genişlikleri birkaç kilometreyi geçmiyordu. Buradan anlaşılacağı gibi, böyle büyük bir kütlenin, böyle küçük bir hacime sığması ile yıldız yoğunluğu inanılmaz bir şekilde artıyordu. Bu da çevresinde oluşturduğu inanılmaz çekim kuvvetini açıklayabiliyordu. Bu yolla yapılan açıklamalarla X-ışın çiftlerinin doğasının çözüldüğü zannedildi.

Daha sonra, kaynakların farklı olduğu görüldü ve herşey değişti. Astronomlar, keşfedilen bir X-ışın kaynağının, 9. kadirden HDE 226868 adlı mavi bir yıldızla ilişkisini keşfettiler. Paul Murdin ve Louise Webster gözlemlerden yıldızın kütlesini, Güneş kütlesinin (Mo) 23 katına eşit olduğunu buldular. Bu yıldız, bir çift yıldız sisteminin parçasıdır. Sistem, Güneş’ten 8,200 ışık yılı uzaklıkta bulunmakta ve sistemin üyeleri birbirleri etrafında 5.6 günlük bir peryot ile dönmektedirler.

Astronomlar sistemin görünmeyen bileşeninin kütlesini, HDE 226868′nin gözlemlerden elde edilmiş kütle değeri ile dönme peryodundan itibaren hesapladılar. Bu görünmeyen bileşenin kütlesi, Güneş kütlesinin 10 katına eşitti. Bulunan bu değer bir nötron yıldızının kütlesinden oldukça büyüktü. O zaman bu bir “kara delik” olmalıydı!

Elde edilen bu değer astronomları heyecanlandırdı. Kara delik veya en azından yoğun görünmeyen yıldızlar, 1784′de İngiliz astronom John Michell tarafından önerilmişti. Ama böyle yıldızların var olabileceği ise 1939′da Robert Oppenheimer ve onun öğrencisi Hartland Snyder tarafından gösterilmişti.

Oppenheimer, araştırma sonuçlarının bilim dünyasında yayınlamasıyla, çevresinden büyük tepkiler gördü. Kara deliklerin sahip oldukları bu özellikler o güne kadar bulunan fizik teorilerine oldukça ters idi. Peki neydi bu farklı özellikleri? Büyük kütleli yıldızlar korlarındaki yakıtlarını bitirmeleriyle, koru dengede tutan nükleer kuvvet ve dolayısıyla iç basınç kaybolur. Böylece yıldızın korunda bulunan ağır elementlerin çekim kuvveti üstün gelerek yıldızın kendi içine çökmesine yol açar. Çekimsel çökme kaçınılmaz sona doğru ilerledikçe yıldızda üretilmiş olan ışık ışınları yıldızın yüzeyine doğru çekilir. Sonunda çökme öyle kritik bir aşamaya ulaşır ki, artık yıldızdan hiçbir ışık ışını kurtulamaz. Çöken yıldızın ışığının bile kaçamayacağı boyutlara değin büzüldüğünde yıldız, kendi “olay ufkunun” altında kalır. Olay ufku, ardında ne olup bittiğini bilmediğimiz bir duvar gibidir. Bu ufkunun içinde kalmış madde ve enerji sanki, evrenden izole olmuştur ve buradan hiçbir şey kaçamaz.

Astronomlar uzun araştırmalardan sonra ilk kara delik adayı olan Cyg X-1 i Uhuru uydusunun gözlemleri sayesinde keşfettiler. Onlara göre X-ışınları, çift sistemin dev yıldızının yüzeyinden gelen maddenin kara delik adayı Cyg X-1 in yüzeyine düşmesi ile oluşuyordu. 1970′lerin başlarında, X-ışın kaynaklarının çoğunun hala tam olarak ne olduğu belirlenememişti. 1978′de Nasa’nın, Einstein X-ışın uydusunu uzaya yerleştirmesi ile astronomlar o güne kadar keşfedilmemiş 1000 yeni X-ışın kaynağı buldular. Bulunan bu kaynakların bazıları şüphesiz kara delik olabilirdi ama astronomların bu kaynaklar hakkındaki çalışmaları onların birer nötron yıldızı olduğunu gösteriyordu. Nötron yıldızlarının sayıları bu gözlemlerle günden güne artarken, kara delik adaylarının sayısı Cyg X-1 ile sınırlı kalıyordu.

Neden şimdiye kadar kara deliklerden daha çok nötron yıldızı bulundu? Karadeliğin oluşması için, nötron yıldızlarının kütlesinden daha fazla bir kütleye ihtiyaç vardır ki bu miktarda en az 3Mo olmalıdır. Ama bir yıldızın evrimi boyunca ve çökme esnasında kaybettiği kütle, yıldızın son kütlesinin önemini arttırmaktadır. Böyle bir karadeliğin oluşması için yıldızın başlangıç kütlesinin en az 10Mo veya bu limitten daha fazla bir kütle içermesi gerekmektedir. Bununla birlikte yapılan hesaplar, astronomlar tarafından bulunan her bir kara delik için 3 tane nötron yıldızının bulunması gerektiğini göstermektedir ki bu durumda bazı şeyler yanlış olabilir!

Cyg X-1′nin bulunmasından beri astronomlar iki yeni kara delik adayı buldular. Bu adayların belirlenmesi süreci içinde 500 den fazla nötron yıldızı bulundu. Cyg X-1 hala en iyi kara delik adayıdır. Fakat keşfinden 20 yıl geçmesine rağmen bazı astronomlar Cyg X-1′in, bir kara delik adayı oluğundan şüphelenmektedirler.

Büyük problemin en iyi adayını yıldızın kütlesi belirlemektedir. Astronomlar iyi bir adayın en azından 3Mo kütlesine sahip olması gerektiğini bilmektedirler. Ama astronomlar, bir çift sistemin içinde bulunan bir kara delik adayının kütlesini nasıl bulabilirlerdi? Bunun için astronomların görünür yıldızın kütlesini ve çift sistemin yörüngesinin eğimini bilmeleri lazımdır. Hemen hemen bütün adaylar için bu parametreler bilinmemektedir. Örneğin, kütlenin bulunmasında en önemli parametre olan yörüngenin eğimi, çoğu kara deliklik adayında bulunamamıştır. Çünkü kara delik adaylarının içinde bulunduğu sistem, bir örten çift yıldız sistemi değildir. Peki en iyi kara delik adayı olan Cyg X-1 in yörünge eğimi nedir? Bunun için yapılan teorik hesaplar sistemin eğimini 30o olarak göstermektedir. Buradan itibaren görünmeyen bileşenin kütlesi 7Mo olarak hesaplanmıştır.

HDE 226868 nin kütlesi tam olarak bilinemediğinden Cyg X-1 e olan çekimsel etkisi de tam olarak anlaşılamamaktadır. Gözlemler, HDE 226868 nin büyük, mavi bir dev olduğunu gösterir. Astronomlar bu özellikleri taşıyan yıldızların spektrel tiplerinden itibaren kütle değerlerini bilmektedirler ama buradaki, belirsizlik kara delik adayının bu yıldızdan çaldığı madde miktarıdır. Çalınan madde miktarı hakkında yapılan bir araştırmada Charles T.Bolton ve Douglas R.Gies HDE 226868′nin çok az bir kütle kaybettiğini buldular. Bu çalışmadan başka Bohdan Paczynski ve John Bahcall, Cyg X-1′in kütlesini HDE 226868′in kütlesinden bağımsız hesaplayarak Cyg X-1 in yaklaşık 10Mo e sahip olduğunu buldular. Astronomlar çok kuvvetli delillere sahip olsalar bile henüz Cyg X-1′in kesinlikle bir kara delik olup olmadığını bilememektedirler

Cyg X-1′in diğer kara delik adayları ile karşılaştırılması, astronomlara yardım edebilir. Diğer en iyi aday, Büyük Magellan Bulutsusu’nda yer alan LMC X-3 diye bilinen X-ışın kaynağıdır. Anne Cowley, David Crampton ve Jonh Hutchings LMC X-3 ün en kuvvetli kara delik adayı olduğunu gösterdiler. Cowley ve çalışma arkadaşları, 1970′li yılların ortasında Magellan Bulutsusunda X-ışın kaynakları aramaya başladılar. Bu astronomların birkaç kara delik adayının spektrumlarını elde etmiş olmalarına rağmen onların kara delik olabileceğine dair sağlam deliller gösteremediler. Sonra, Einstein uydusu daha uzakta bulunan kaynakların pozisyonunu belirledi. Bu uydudan gelen yeni verilerin indirgenmesi ile Cowley, kaynaklardan birinin spektrumunda iki ayrı yerde farklılıklar gördü.

Cowley, bazı şeylerin yanlış olduğundan emindi. Bundan dolayı bu farklılığı bulmaya karar verdi. Birçok gözlemin tekrar incelenmesi ile cismin spektrumda gerçekten farklılıklar görüldü. Spektrel çizgiler kaymıştı. Bir çift sistem vardı ve bileşenlerden biri görünmüyordu. Görünen bileşen 17. kadirden bir anakol yıldızı olup yörüngesi üzerinde 235 km/sn lik inanılmaz bir hızı vardı. Böyle bir hızla görülen bileşen yörüngesi üzerindeki bir turunu 1.7 günde tamamlıyordu. Acaba görünmeyen bileşen bir kara delik miydi?

Cowley ve Crompton heyecanlandılar. Çalışmalarını baştan aşağı kontrol edip görünmeyen bileşenin kütlesini 9Mo olarak buldular. O halde bu bir kara delik adayı idi. Diğer kara delik adaylarında olduğu gibi, bu çalışmada da bazı tereddütler vardı. Bunlarında hesaba katılması ile elde edilen sonuç, görünen bileşenin 3Mo sine sahip olduğunu gösteriyordu ki, bu da bir kara delik olmak için yeterli bir miktardı. Onlara göre en iyi kara delik adayı 3Mo ile 11Mo kütlesine sahip yıldızlardır.

Üçüncü kara delik adayı ise A0620-00 diye bilinen ve 1980 li yılların ortasında Jeffrey McClintock ve Roland Remilland tarafından keşfedilmiş olandır. Çalışmayı yaptıkları sistemde bulunan görünmeyen bileşen, görünen bileşenden daha fazla bir kütle içeriyordu. Bu yüzden McClintock görünmeyen bileşenin etrafındaki yörüngede dönmekte olan küçük kütleli yıldızla çalışmak istedi. Çünkü bu durumda görünmeyen bileşenin kütlesini daha kesin bulabileceğini tahmin ediyordu.

A0620-00 bir tekrarlayan nova olup 1917 ve 1975 te patlamıştı. 1975 yılındaki patlamasında iki ay süreyle gökyüzündeki en parlak X-ışın kaynağı olmuştu. Ama patlamadan 15 ay sonra tekrar eski parlaklığına dönerek sönük ve sıradan bir yıldız haline geldi. Patlamadan iki yıl sonra ise yıldızın spektrumunda kendini gösteren X-ışın emisyonu kayboldu. Bu durumu fark eden McClintock ve Remilland yıldızı araştırmaya karar verdiler. Araştırmalarına başlamalarıla görünen bileşenin bir turuncu yıldız olduğunu ve Güneş kütlesinin yaklaşık yarısına sahip olduğunu buldular. Çift sistemin dinamikel yapısı hakkındaki araştırmalarında ise görünen bileşenin, görünmeyen bileşen etrafında yaklaşık 800,000 km/saat lik bir hızla dolaştığını ve sistemin yörüngesel peryodunu ise 7.8 saatte tamamladığını fark ettiler. Çoğu X-ışın çiftlerinde olduğu gibi, bu sistemde örten bir çift yıldız değildi. Bu yüzden tutulum kenardan görülemiyordu. Ama teorik çalışmalar yörüngenin eğiminin yaklaşık 45o olduğunu gösteriyordu. Bu eğimin bulunması ile görünmeyen bileşenin kütlesinin 9Mo olduğu hesaplandı.

McClintock memmundu. Bu konuda çalışan diğer astronomlar da A0620-00 in iyi bir kara delik adayı olduğu kanısındadırlar. McClintock çalışmasının sonunda A0620-00 gibi sistemler keşfederek, yörüngesi üzerinde daha hızlı hareket eden ve kısa peryodlara sahip yıldızlar bulmak istediğini söyledi.

Astronomların çoğunun bulunan üç kara delik adayı hakkında hem fikir olmalarına rağmen, bu konudaki araştırmalar hala sürmektedir. Cowley ve çalışma arkadaşları, Büyük Magellan Bulutsusunda yer alan ve bir X-ışın kaynağı olan CAL 87 hakkında çok geniş bir çalışma yaptılar. Gözlemler bu kaynağın 19. kadirden görünen parlaklığa sahip olduğunu ve şimdiye kadar bulunan en belirsiz aday olduğunu göstermektedir. Bu sistem diğer kara delik adaylarının bulunduğu sistemlerden farklı olup bir örten çift sistemdir. Yörünge peryodu ise 10.6 saattir. Dinamikel çalışmalardan elde edilen verilerden, görünmeyen bileşenin 4Mo e sahip olduğu ve bu sonucun da bir kara delik için yeterli bir kütle değeri olduğu görülür. Sistemin bir örten çift ve görünmeyen bileşenin bir kara delik adayı olması, astronomları sistemin yörünge eğimi hakkındaki derin araştırmalara sürüklemiştir.

Büyük Magellan Bulutsusunda yer alan diğer en parlak X-ışın kaynağı LMC X-1 dir. En büyük zorluk, sistemde yer alan görünen bileşenin teşhisidir. Yapılan yaklaşık hesaplar, görünmeyen bileşenin 4Mo ile 10Mo e arasında olduğunu gösterir. Ama bu konudaki belirsizlik çok büyüktür.

Neden iyi adayları belirleyemiyoruz? Bir düşünceye göre; kara deliklerin birkaç kilometrelik çaplara sahip olması ve dışarıya hiç ışık vermemeleridir. Bu yüzden astronomlar hiçbir yolla kara delikleri doğrudan doğruya gözleyemezler. Hatta çok büyük teleskoplar kullansalar bile! Fakat astronomlar kara delik adaylarının çevrelerine verdikleri etkilerden yola çıkarak onları keşfedebilirler. Peki nedir bu yöntemler? Kara deliklerin üç belirgin özellikleri vardır. Bunlar Kütle, Elektrik yükleri ve Açısal Momentum (dönme) tur. İşte bu özelliklerle çevrelerinde bulunan gökcisimlerine bir etkide bulunmaları, onların keşfedilmesine yardımcı olur.

Bu aşamada aklımıza şu soru gelebilir. Neden kara deliklerin keşfedilmesi nötron yıldızlarının keşfedilmesinden daha zordur? ve neden bunların çoğu çift sistemlerde bulunur? Nötron yıldızları kuvvetli manyetik alanlara sahiptir. Manyetik alan, yıldızın manyetik kutuplarına doğru düşen gazı kontrol eder. Gazın kutuplara düşmesiyle her iki kutupta X-ışını oluşur. İşte oluşan bu X-ışınlarını, astronomlar tarafından düzenli sinyaller halinde gözlenir. Bu duruma kara deliklerde rastlanmaz. Çünkü karadeliğe düşen madde, karadeliğin olay ufkunun altına gireceğinden evrenden soyutlanır ve bir ışınım meydana getirmez. Bundan başka tek başlarına bulunan nötron yıldızlarıyla pulsarlar, uzaya düzenli sinyaller yollarlar. Buna en iyi örnek ise Yengeç Bulutsusu’nda bulunan nötron yıldızıdır. Bu nötron yıldızı hem görünür bölgede hemde radyo bölgesinde ışınım yayar. Buna rağmen tek başlarına bulunan kara delikler hiçbir ışınım yapmayarak çevrelerine sinyaller veya görüntüler vermezler. Bundan dolayı da astronomlar tarafından gözlenemezler.

X-ışın kaynaklarının kısa yaşam süreci de bir faktördür. Bir X-ışın çiftinin evrim safhası belki 10,000 yıl olup astronomi diliyle oldukça kısadır. Ama bu nedenler arasında en önemli şey büyük kütleli bir yıldızın, evrimi sonucu, karadeliğe dönüşmesidir.

Astronomlar kara deliklerin büyük kütleli yıldızların çökmesiyle oluştuğuna inanmaktadırlar. Çoğu karadelik aşağı yukarı aynı boyutlarda olup birkaç kilometrelik çapları olduğu varsayılmaktadır. Bunun yanı sıra da, çok daha büyük kara deliklerin galaksilerin merkezlerinde yer aldığı düşünülmektedir. Galaksilerin merkezlerinde bir karadeliğin var olabileceği fikri ilk defa ciddi bir şekilde, “kuazarların” keşfinden sonra başladı. Bilindiği gibi kuazarlar sıradan bir galaksiden 100 kez hatta 1,000 kez daha fazla bir ışınım yaymaktadırlar. Bundan dolayı çoğu astronom, böyle olağanüstü bir enerjinin ancak kara delikler sayesinde olabileceğini ummaktadır.

İngiliz astrofizikçisi Doland Lynden 1969 yılında yaptığı bir modelde, bu enerjinin nasıl oluştuğunu gösterdi. Bunun için Donald Lynden, Cyg X-1 in etrafında yer alan yığılma diskinin daha büyüğünü düşünerek, yeni bir model geliştirdi. Modeline göre süper kara delik, galakside bulunan yıldızlar ile gazı, o müthiş çekim kuvveti ile çekebilir ve etrafındaki bir yörüngeye yerleştirebilirdi. Galaksimizin merkezinde yer aldığı düşünülen kara delik ise bu modele göre 1,000,000,000 Mo olmalıdır. Böyle bir kütle, Güneş sisteminin merkezinde yer alsaydı, boyutları Uranüs gezegenin yörüngesine kadar uzanırdı. Çevresinde yer aldığı yığılma diskin ise Güneş ile Plüton gezegeni arasındaki uzaklığın 100 katı mesafede bulunurdu. Bu disk içinde bulunan madde ise, karadeliğin çekimsel etkisinden dolayı helozonik yollar izleyerek, hızlı bir şekilde kara delikle ilişkiye girerdi. Sonuç olarak, bu etkileşim ile, gözlediğimiz X-ışınları oluşurdu.

Büyük kütleli kara deliklerin araştırılmasında astronomlar iki delilin varlığını ararlar. Galaksi merkezinde büyük kütleli bir kara delik varsa, bu kara delik çevresindeki yıldızları çekerek, merkez çevresindeki bir bölgede yoğun bir parlaklığa yol açardı ki bu da araştırmadaki ilk delili teşkil ederdi. Bundan dolayı astronomlar, galaksilerin merkezlerine yakın yerlerde ani parlaklık artışlarını araştırırlar. İkinci delil ise, gözlemlerden elde edilen spektrumlardan, karadeliğe yakın yıldızların hızlarının araştırılmasıdır. Bir yıldız karadeliğe yakınsa, yörüngesel hızı da fazla olmak zorundadır. Gerçekten, kara deliklere çok yakın olan yıldızların, yörüngeleri üzerinde yaklaşık ışık hızına yakın hızlarla dolaşmaları gerekmektedir.

Holland Ford ve diğer astronomların Hubble Uzay Teleskobunu kullanmalarıyla, Virgo kümesinde yer alan ve bir dev galaksi olan M87 nin merkezinde süperkütleli bir karadeliğin kesin delillerini ele geçirdiler. Galaksinin nükleer diskinin dönmesinden elde edilen spektrumlardan diskin, 500 km/sn bir dönme hızına sahip olduğu bulundu. Bu hızdan itibaren, galaksinin çekirdeğinde 3 milyar Mo kütleli bir kara delik bulunması gerektiği anlaşıldı. Durumun açıklanmasında en iyi alternatif, M87 nin merkezinde yer aldığı düşünülen bir süper kara delik oldu. Bu kuvvetli delillerin elde edilmesi ile kara delik adaylarının sayısı 4 e yükseldi. Fakat bulunan bu kara delik adayı, diğer bulunan kara delik adaylarına benzemiyordu. Çünkü bu aday, bir ekstra galaktik süper kara delikti.

Astronomların ekstra galaktik gökcisimlerinde yaptıkları kara delik araştırmasında en büyük problemi, kuazarların ve aktif galaksilerin bizden çok uzakta yer almaları oluşturur. Bundan dolayı detaylı bir şekilde incelenemezler. Fakat Havai Üniversitesinde çalışmakta olan Alan Diesler ve John Kormendy CCD kamera kullanarak yakın galaksilerin korlarını incelemeye karar verdiler.

Öncelikle gözlemlerine M31, M104, M32, M33, NGC 3115 ve diğer yakın galaksileri listelerine alarak çalışmalarına başladılar. Gözlemlerinde galaksilerin merkezlerine yakın yıldızlar belirleyerek, onların galaksi etrafındaki yörüngesel hızlarını ve parlaklık profillerini hesapladılar. Elde edilen sonuçlar, M31 ve NGC 3115 in mükemmel adaylar olduğunu gösterdi. Andromeda galaksisinin merkezine yakın bir bölgede hızla hareket etmekte olan bir kümenin hız ölçümü ise, M31 galaksisinin merkezinde, 10 milyon ile 1 milyar Mo kütlesine sahip, karanlık bir kütlenin varlığını gösterdi. Acaba bu bir kara delik miydi? Kormendy emin bir şekilde bir karadeliğin delillerine sahip olmadığını ama elde ettiği sonuçların galaksilerin merkezlerinde çok büyük ve karanlık bir cismin yer aldığını göstermek olduğunu söylemektedir. Bir grup astronom ise, kümenin içinde çok sayıda küçük kara delik veya nötron yıldızı bulunabileceği fikrini savunmaktadır.