64 : ) UZAY NEDİR..? OLUŞUMU HAKKINDA KURAMLAR NELERDİR....? / 17-11-2013

 

 

UZAY  NEDİR...?

 

Uzay, Dünya'nın atmosferi dışında evrenin geri kalan kısmına verilen isimdir. Uzay'ın sınırları asla kesin değildir ve Uzay hep büyür. Atmosfer ile uzay arasında kesin bir sınır bulunmamaktadır, fakat Dünya'nın atmosferi yukarı doğru çıkıldıkça incelmektedir. Uzayda milyonlarca gökada bulunmaktadır. Bu gökadalar içinde milyonlarca güneş sistemleri, gezegenler ve gök taşları bulunmaktadır.
Uzay çok eski dönemlerden beri insanların büyük ilgisini çekmiş, sonu olup olmadığı; varsa, sınırlarının nereye kadar uzandığı bilginleri ve felsefecileri yakından ilgilendirmiştir. Uzayda yer alan gökcisimlerinin incelenmesi, bunların hareketlerinin diğer gökcisimlerinin davranışlarına yaygınlaştırılması, uzay hakkında çok az da olsa kimi fikirlerin ortaya atılmasını sağladı. Çağlar geçtikçe insanların daha güçlü teleskoplarla uzayı incelemesi uzay hakkındaki bilgileri artırdı. Uçan cisimlerin ortaya çıkmasıyla Dünya'yı çevreleyen yakın uzay hakkındaki bilgiler, daha da artmaya başladı. Nihayet, güçlü füzeler, yapma uydular, Ay'a insanlı ya da insansız araçlar gönderilmesi, Güneş Sistemi içinde yolculuk yapacak yapma uyduların geliştirilmesi, çok güçlü radyoteleskoplarla uzayın derinliklerinin araştırılması, 20. yüzyılın ikinci yarısında insanlığın uzay hakkındaki bilgilerini önemli ölçüde genişletti. Bu arada teorik fizik ve astronomi konusunda devrim yapacak görüşler ortaya atan Einstein gibi bilginlerin uzay konusunda ortaya attıkları pek çok kuram, gözlemcilerin uzay üzerine verdikleri bulguların mantıklı bir şekilde açıklanmasını sağladı. Uzay konusundaki ilk sağlam bilgiler, 19. yüzyıl sonu ile 20. yüzyıl başında, özellikle kuzey ülkelerinde kurulan gözlemevleri sayesinde alındı. ABD'nin Kaliforniya eyaletinde bulunan Palomar Gözlemevi, Dünya'da mevcut gözlemevlerinin en büyüğüdür. Buradaki aynalı teleskopun çapı 5 m., yüksekliği 40 m.dir. Bu gözlemevlerinde uzaydaki gökcisimlerinin kütlesi, hacmi, ışığının şiddeti vb. incelenmektedir. Uygulamalı fiziğin geliştirdiği tayf (spektrum) analizi, uzaydan gelen ışıklardan, cisimlerin hangi elementlerden oluştuğunu göstermektedir. 1932'de K. G. Jansky adındaki bir mühendisin rastlantı sonucu bulduğu uzaydan gelen radyo yayınları, daha sonraki yıllarda radyoteleskopların doğmasına ve uzayın derinliklerinin dinlenmesine, bu radyo yayınlarının kaynaklarının ve nedenlerinin bulunmasına yol açtı. II. Dünya Savaşı sırasında Almanların geliştirdiği V-1 ve V-2 füzeleri daha sonraki yıllarda uzayın keşfi için yapılacak çalışmalarda büyük bir adım oldu. 1947-1956 yılları arasında özellikle ABD, uzay çalışmalarına büyük hız verdi. Yapılan uzay uçuşu denemelerinin hiçbiri bir uzay aracını yörüngeye oturtmayı başaramadı. Bu arada SSCB, 1957 yılında üç kademeli Vostok füzeleri ile "Sputnik" adındaki ilk yapma uyduyu Dünya çevresinde yörüngeye oturtarak uzay yarışında öne geçti. Uydulardan elde edilen uzay üzerine bilgiler, canlıların, özellikle insanların uzayda yaşayabilmeleri için hangi koşulların yerine getirilmesi gerektiğini ortaya koydu. Böylece uzay tıbbı doğdu ve gelişti. Uzayda ilk insan ise 12 Nisan 1961 tarihinde SSCB'nin uzaya gönderdiği Yuri Gagarin oldu. Bu arada, insanların uzay boşluğuna yerleşmelerini sağlamak, uzayı uzaydan izlemek, Dünya üzerinde haberleşme kolaylıkları sağlamak için binlerce uydu yörüngeye yerleştirildi ya da uzayın boşluğuna fırlatıldı. Nihayet 1969 Temmuzu'nda Ay'ın ABD'li astronotlar tarafından fethedilmesi, uzay çalışmalarında en önemi adımlardan biri oldu. Günümüzde uzay yarışı büyük bir hızla sürmektedir.

Ortalama ısısı -270 santigrat derecedir. Atmosfer ile uzay arasında kesin bir sınır bulunmamaktadır, fakat Dünya'nın atmosferi yukarı doğru çıkıldıkça incelmektedir. Uzayda tahminen milyonlarca galaksi bulunmaktadır. Bu tahmini galaksilerin içinde tahminen milyonlarca sistemler, gezegenler ve astroitler bulunmaktadır. Fizikçi Carl Sagan'ın kitabı "KOZMOS" da yazdığı üzerine evrensel atom sabiti 1088 kadar yani 10 üssü 88, Carl Sagan'a göre evrende tahmini 10'un yanında 88 sıfır tane atom var (on oktovigintilyon). Bu şekilde bir hesaplama ve insanoğlunun bildiği her türlü galaksi uzayın büyüklüğünü kanıtlar.

Uzay karanlığı, büyüklüğü, olayları ile ilgi çekici, karmaşık ve araştırmaya değer olmuştur. Bu yüzden insanlar her çağda uzayı merak etmiştir. Bu yüzden sürekli uzayı araştırmak için icatlar yapmıştır. Teleskop bu alanda çok önemli bir alettir. Çağlar geçtikçe insanlar daha güçlü teleskoplarla uzayı incelemiş, uzay hakkındaki bilgilerini artırmıştır. Böylece merakını gidermeye başlayan insanoğlu bununla yetinmeyip uçarak daha fazla bilgi toplamak istemiştir. İnsanlığın uçmayı keşfetmesiyle Dünya'yı çevreleyen yakın uzay hakkındaki bilgiler, daha da artmaya başladı. Nihayet, güçlü füzeler, yapma uydular, Ay 'a insanlı ya da insansız araçlar gönderilmesi, yapay uydular geliştirilmesi, çok güçlü radyo teleskoplarla (bkz.Hubble Uzay Teleskobu) uzayın derinliklerinin araştırılması, 20. yüzyılın ikinci yarısında insanlığın uzay hakkındaki bilgilerini önemli ölçüde genişletti. Ayrıca insanlık uzayı araştırmak için "astronomi" bilimini doğurdu.

Bu arada teorik fizik ve astronomi konusunda devrim yapacak görüşler ortaya atan Einstein gibi bilginlerin uzay konusunda ortaya attıkları pek çok kuram, gözlemcilerin uzay üzerine verdikleri bulguların mantıklı bir şekilde açıklanmasını sağladı.

Uzay konusundaki ilk sağlam bilgiler, 19. yüzyıl sonu ile 20. yüzyıl başında, özellikle kuzey ülkelerinde kurulan gözlemevleri sayesinde alındı. ABD'nin Kaliforniya eyaletinde bulunan Palamar Gözlemevi, Dünya'da mevcut gözlemevlerinin en büyüğüdür. Buradaki aynalı teleskopun çapı 5 m, yüksekliği 40 metre dir.Bu gözlemevlerinde uzaydaki gökcisimlerinin kütlesi, hacmi, ışığının şiddeti vb. incelenmektedir. Uygulamalı fiziğin geliştirdiği tayf (spektrum) analizi, uzaydan gelen ışıklardan, cisimlerin hangi elementlerden oluştuğunu göstermektedir.

1932'de K. G. Jansky adındaki bir mühendisin rastlantı sonucu bulduğu uzaydan gelen radyo yayınları, daha sonraki yıllarda radyoteleskopların doğmasına ve uzayın derinliklerinin dinlenmesine, bu radyo yayınlarının kaynaklarının ve nedenlerinin bulunmasına yol açtı. II. Dünya Savaşı sırasında Almanların geliştirdiği V-1 ve V-2 füzeleri daha sonraki yıllarda uzayın keşfi için yapılacak çalışmalarda büyük bir adım oldu. 1947-1956 yılları arasında özellikle ABD, uzay çalışmalarına büyük hız verdi. Yapılan uzay uçuşu denemelerinin hiçbiri bir uzay aracını yörüngeye oturtmayı başaramadı. Bu arada SSCB, 1957 yılında üç kademeli Vostok füzeleri ile "Sputnik" adındaki ilk yapma uyduyu Dünya çevresinde yörüngeye oturtarak uzay yarışında öne geçti. Uydulardan elde edilen uzay üzerine bilgiler, canlıların, özellikle insanların uzayda yaşayabilmeleri için hangi koşulların yerine getirilmesi gerektiğini ortaya koydu. Böylece uzay tıbbı doğdu ve gelişti. Uzayda ilk insan ise 12 Nisan 1961 tarihinde SSCB'nin uzaya gönderdiği Yuri Gagarin oldu. Bu arada, insanların uzay boşluğuna yerleşmelerini sağlamak, uzayı uzaydan izlemek, Dünya üzerinde haberleşme kolaylıkları sağlamak için binlerce uydu yörüngeye yerleştirildi ya da uzayın boşluğuna fırlatıldı. Nihayet 1969 Temmuzu'nda Ay'ın ABDli astronotlar tarafından fethedilmesi, uzay çalışmalarında en önemi adımlardan biri oldu. Günümüzde uzay yarışı büyük bir hızla sürmektedir.Özellikle de Amerika ve Rusya bu büyük yarışta amansız birer rakiptir.

Uzay Hakkındaki bir başka teorem ise 2009'da öne sürülmüştür. Buna göre Uzay tahmin edilenden daha küçük olabilir. Galaksi sayısı ise tahmin edilenden çok daha azdır. Görünen uzayda görülen galaksilerin ve yıldızların pek çoğu aynı galaksilerin farklı zamanlardaki görüntüleridir. Işık uzayda doğrusal ilerlemez, evrensel çekim güçlerinin belirlediği yolu takip eder, kim bilir yeterince uzun süre uzayı gözlemlersek belki bir gün kendimizi bile görebiliriz..

Dünyayı ve bütün gezegenleri saran ve içinde milyarlarca yıldız bulunan boşluk. Yedi kat gökten birinci gökte bulunur. Bu boşluk mutlak bir boşluk olmayıp, çok az da olsa hidrojen gibi maddelerin parçacıkları bulunur (Plazma). Bu ise dünyada sun’i elde edilebilen bir vakumdan daha boşturuzay

Uzaydaki yıldızlardan her biri güneş gibi gaz halindedir. Hiç birinde ne su, ne de taş, toprak, ağaç, hayvan ve insan gibi katı cisimler yoktur. Aralarındaki mesafe o kadar çoktur ki ışık yılı denen ölçü birimiyle ölçülür. Bir ışık yılı, saniyede 300.000 kilometre giden ışığın, bir yılda gittiği yoldur. Işık bir yıldızdan, komşu bir yıldıza yüzlerce ışık yılında varabilir. Her bir yıldız galaksi denen bir helezon (küme) içinde saniyede ortalama yüz kilometre hızla uçar. Dünyamızın bulunduğu güneş sistemi Samanyolu Galaksisinde bulunur. Uzay hakkındaki çalışmalar, henüz uzayın çok küçük bir kısmını kaplayan dünya atmosferini ve dünya ile güneş sistemini meydana getiren diğer gezegenler arasındaki irtibatı ihtiva etmektedir.

Halbuki uzayda Samanyolu gibi yüz milyonlarca galaksi vardır. 1986 yılında sonuçlandırılan çalışmalara göre her biri en az 30 kadar galaksiden meydana gelen 4000 kadar galaksi kümesi belirlenmiştir. Galaksiler uzayda kümeler halinde bulunmakta ve bu kümeler birbirine bağlanarak uzayda bir zincir yapısı meydana getirmektedir. Galaksi kümelerinden meydana gelen bu zincir, kürevi yapılı büyük uzay boşluklarının yüzeylerinde yer almaktadır. Mesela Bootes, Coma, Pisces-Cetus bölgelerinde keşfedilen uzay boşluklarının çapları 260 milyon ışık yılı olabilmektedir.

Bu yapısıyla uzay, daha çok sabun köpüğüne benzemekte ve zincir meydana getiren galaksi kümeleri dev köpüklerin üzerinde yüzmektedir.

Bugüne kadar keşfedilmiş en büyük galaksi kümesi galaksimizden 150 milyon ışık yılı uzaklıkta olup çapı yaklaşık 250 milyon ışık yılıdır. Kütlesi 30 milyon kere milyar güneş kütlesidir. Akılalmaz büyüklükteki bu kümeye uzayın en büyük çekim merkezi de denmektedir. Samanyolunun da içinde bulunduğu galaksi kümesi en yakın kümeler olan Virgo ve Pavo kümeleri bu çekim merkezine doğru 600 km/s hızla sürüklenmektedir.

Uzay hakkında yapılan çalışmalar dünya atmosferi ve diğer gezegenlerin incelenmesi yanında, dünya yörüngesinde, çeşitli gayelerle yerleştirilen sun’i peykleri de ilgilendirir (Bkz. Uydu). Dünya yörüngesine oturtulmadan aya, diğer gezegenlere veya uzayın derinliklerine gönderilen araçlara uzay sondası veya uzay aracı (feza gemisi) denir. Önceleri insansız olarak gönderilen bu araçlar, sonradan maymun, köpek gibi hayvanlar üzerinde uzaydaki hayat şartları hakkında yapılan denemeler neticesinde insanlı olarak da gönderilmeye başlandı. Şimdiye kadar dünya yörüngesine oturtulan sun’i peykler de dahil olmak üzere uzaya gönderilen uzay araçları binleri aşmış durumdadır. Buna rağmen yapılan çalışmalar henüz güneş sistemiyle sınırlı kalmaktadır. Aya gönderilen araçlar pekçok ilmi incelemeler yaptı, toprak nümuneleri getirdi ve ayın yüzeyine deney cihazları yerleştirdi, Merkür, Venüs, Mars, Jupiter, Satürn gibi güneş sisteminin diğer gezegenlerine gönderilen çeşitli sondalar bazılarına yumuşak iniş yapmayı, yakınlarından geçerek binlerce fotoğraf çekip, bilgi toplayarak dünyaya göndermeyi başardı. Yine bu çalışmalar neticesinde dünyanın fotoğraflarının çekilmesi, dünya yörüngesine oturtulan uzay laboratuvar ve istasyonları sayesinde yerçekimi etkisi olmadan pekçok ilmi inceleme mümkün hale geldi.

Bu laboratuvarların öncülerinden biri de Amerikalıların Skylab uzay laboratuvarıydı. İçinde bir çok deneme ve ilmi araştırma yapılan Skylab daha sonra terk edilmiş ve atmosfere girerek yanarak parçalanmıştı. Rusların ise daha çok istasyon olarak adlandırdıkları laboratuarlardan ilki olan Salyut terk edilmiş olup Skylab’ın akibetini beklemektedir.

Daha gelişmişi olan Mir Uzay İstasyonu ise halen kullanılmakta ve içinde birçok araştırma yanında uzayda uzun süre yaşayabilme deneyleri yapılmaktadır. Bu deneyler 21. yüzyılın başlarında gerçekleştirilmesi beklenen Merih yolculuğu için büyük önem taşımaktadır. Çünkü NASA’nın 2007 yılında planladığı bu ilk gezegenlerarası uzay seyahati, gidiş-dönüş olarak tam 2,5 yıl sürebilecektir. İnsanların uzay hakkındaki merakını gidermek için teleskoplarla rasathanelerde çok eski tarihlerde başlayan incelemeler astronomi ilminin ortaya çıkıp gelişmesini sağladı (Bkz. Astronomi). Bu ilim sayesinde pekçok bilgi toplandı. Gezegenlerin güneş etrafındaki yörüngelerinin tespiti, diğer gezegenlerin yapısı ve aralarındaki mesafe mertebelerinin tahmini, hareketlerinin belirli fizik ve matematik kaideleriyle açıklanması çok eskiden beri yapılan astronomi alimlerinin çalışmalarına dayanır. Yirmi birinci yüzyıla girerken, teknoloji geliştikçe ilmi araştırmalar, askeri keşifler yapmak, haberleşme, meteoroloji, jeodezi (haritacılık), yerüstü ve yeraltı tabii kaynaklarının ve potansiyellerinin tespitinde faydalanmak üzere çeşitli sun’i peyklerin dünya yörüngesine oturtulabileceği aya ve diğer gezegenlere gidilebileceği inancından hareketle yeryüzünden dünya atmosferinin dışına çıkabilecek araçların yapımıyla günümüzdeki uzay çağı başladı. Bu düşünceyi ilk ortaya atanlar Rus K. E. Tsiolkovsky, Amerikan R.H. Goddard ve Alman H.Oberth’dir.

Böylece uzay araçlarını inceleyen Astronotik bilimi ortaya çıktı. İkinci Dünya Savaşında Almanların geliştirdiği V-2 roketleri bu teknolojinin ilk ürünleri oldu. Savaş sonunda Amerikalıların ve Rusların eline geçen bu roketlerin teknolojisinden faydalanılarak ilk defa 1957’de Ruslar ilk sun’i peyk olan Sputnik 1’i ve içinde bir köpek bulunan Sputnik 2’yi dünya yörüngesine oturtmayı başardı. Amerikalılar ise Ruslardan dört ay sonra ilk sun’i peykleri olan Explorer 1’i uzaya gönderdi. İki süper devlet arasında başlayan bu yarışı Fransa, Japonya, Çin, İngiltere gibi memleketlerin fırlattıkları peykler takip etti. İçinde insan bulunan uzay araçlarının iki süper devlette geliştirilmesine rağmen diğer ülkeler bu çok pahalı çalışmalarda kendilerini henüz daha gösteremediler. Uzay çalışmalarını Amerika’da NASA (Milli Havacılık ve Uzay Dairesi), Rusya’da Bilimler Akademisi, Avrupa’da ise bazı Avrupa devletlerinin dahil olduğu (İngiltere, Fransa, Belçika, Danimarka, Almanya, İtalya, İspanya, Hollanda, İsviçre, İsveç) ESA (Avrupa Uzay Ajansı) yürütmektedir. ESA ilk olarak ESRO (Avrupa Uzay Araştırma Teşkilatı) olarak kuruldu, sonradan bu ismi aldı. Memleketimizde bu sahada henüz bir çalışma yapılmış değildir. Fakat haberleşme, meteoroloji, yeraltı ve yerüstü tabii kaynak potansiyellerinin belirlenmesi sahalarında memletimizdeki kuruluşlar Amerika, İtalya gibi ülkelerin bilgi toplama istasyonlarından memleketimizle ilgili bilgileri elde etmek gayesiyle çalışmalar yapmaktadır. Türkiye, Fransızlara Türksat haberleşme uydusunu yaptırmış, 1994 Ocak ayında uzaya fırlatılmış, fakat havada meydana gelen bir arıza sebebiyle imha edilmiştir. Türksat iki projesi ise devam etmektedir (1994 Mart).

Astronotik

Uzaya fırlatılan gemilerin (uzay araçlarının) yapısını, çeşitli gayeler için donatılmasını, fırlatılmasını, uzayda takip edeceği yolu, uçuşun insan ve diğer canlılar üzerindeki tesirini inceleyen bir ilimdir. Uzay araçlarının şekilleri kullanıldıkları gayeye ve zamana göre değişiklikler göstermek üzere küre, koni, silindirik, mermi şeklinde veya örümcek gibi karmaşık olabilir.

Fırlatma üslerinden dev kademeli füzelerin uç kısmında fırlatılan bu araçlar içlerinde çeşitli cihazlar ve uzay adamları için lüzümlu techizatları ihtiva ederler. Dış kısmı ısı geçirmez bir izolasyon malzemesiyle kaplıdır. Dünyaya dönüşte atmosferle olan sürtünme dış cidarları akkor haline getirir. Bu yüksek sıcaklığın araç içindeki insanlara tesir etmemesi için izolasyon lüzumludur.

Araçtan dışarıyla irtibat özel pencere ve periskoplarla sağlanır. Atmosfere geri dönüşte frenlemeyi sağlayan füzeler ve paraşütler, kumanda cihazları, astronotların oturduğu özel koltuklar, astronotun pozisyonunu dünyaya gönderen kameralar, haberleşmeyi sağlayan radyo sistemleri vb. uzay gemilerinin diğer ana parçalarını teşkil eder. Astronotun önündeki bir harita ona yerin neresinde olduğunu gösterir. Yön verme füzelerine kumanda, hem astronot tarafından hem de yerdeki istasyon tarafından yapılabilir.

Uzay gemisini fırlatmak için yapılacak esas iş yerçekimi kuvvetini yenmektir. Bu da roket motorlarıyla çalışan dev füzelerle sağlanır (Bkz. Roket). Uzay gemisi bu motorların uç kısmına yerleştirilir. İlk ateşleme anında hız saatte 100 kilometre civarında olduğu halde, dünya etrafındaki bir yörüngeye oturtulabilmek için hızın saatte 25.000 kilometreyi aşması lazımdır. Yine dünya dışında yıldızlararası boşlukta, bir hedefe doğru yollanacak gemilerin, yerçekiminden kurtulabilmeleri için hızlarının 40.000 kilometreye ulaşması lazımdır. Araç yükseldikçe yerçekiminin tesiri azalır. Yaklaşık 100.000 km civarında yeryüzündeki çekimin yirmide birine düşer. Aracın yükseldikçe hızının artmasını sağlamak için roket motorlarının teşkil ettiği füze birkaç kademe halinde yapılır (daha çok üç kademe). Önce birinci kademe ateşlenir. Yakıt bitince bu kademe atılarak araç hafifleştirilir. Sonra sırayla diğer kademeler devreye girer.

Aracın az yakıt harcaması ve ucuz olması için istenen hıza çok çabuk ulaşması gerekir. Fakat bu hız artışı(ivme) aracın içindeki araçlara ve insanlı araçlarda astronotlara zarar vermemesi için sınırlanır. Mesela insanın dayanabileceği ivme, yerçekimi ivmesinin 5 veya 6 katıdır. Yerçekiminin yedi katı olan bir ivmede kanın özgül ağırlığı yaklaşık demirin özgül ağırlığı kadar olur. Bu da insan organizması için dayanılmaz bir şeydir. Bunun zararından korunmak için astronot koltuğa sırtüstü yerleştirilir ve özel elbiseler giydirilir. Ani ivmeler de insan fizyolojisini etkileyen önemli bir faktördür.

İnsan fizyolojisi bakımından karşılaşılan diğer bir problem beslenme ve solunumdur. Ağırlığın artmaması için götürülecek gıdalar ve ihtiyaç maddeleri hesaplanıp, özel olarak korunurlar. Solunum için lüzumlu oksijen şimdilik tüplerle sağlanmaktadır. Vücuttan atılan karbondioksitin güneş enerjisinden faydalanarak tekrar oksijen olarak kullanılır hale getirilmesi henüz mümkün değildir. Bunların yanında araca çarpabilecek meteorlar, radyasyon da birer problem teşkil ederler. Neticede insan fizyolojisine tesir eden çeşitli uzay şartlarını incelemek üzere geliştirilen uzay tıbbını pekçok problem beklemektedir.

Uzay araçlarının yerden fırlatılması, yer yörüngesinde dolaşması, yerçekiminden kurtulması, gezegenlere doğru gitmesi ve dünyaya geri dönmesi için takip edeceği yollar önceden bilgisayarlarla hesaplanır. Araç uzayda giderken, diğer gezegenler de hareketli olup, durumları değiştiğinden ve araç bunların değişik çekim kuvvetlerine maruz kaldığından, yol alırken sabit birreferans noktası bulamaz. Bunun için hiçbir dış referans noktasına ihtiyaç göstermeyen sadece atalet tesiriyle çalışan jiroskopik yön bulucularından faydalanılır (Bkz. Jiroskop). Jiroskoptan gelen sinyaller bilgisayarda değerlendirilerek küçük roket motorlarına kumanda edilmek suretiyle yönde lüzumlu düzeltmeler yapılır. İnsansız araçlarda yön bulmak diğer haberleşme işlemleri gibi radyo sinyalleriyle olmaktadır. Araç dünyaya dönerken atmosfere yeryüzü ufuk düzlemine göre 5-7° açıyla girmesi lazımdır. Bu açının altına inilirse araç atmosferden çıkıp tekrar uzaya kaçabilir. Bu açıdan büyük açıyla girilirse sürtünme ısısı ve yerçekimi araca ve astronota zarar verebilir. Amerikalılar uzay gemilerini denize, Ruslar ise Sibirya’ya indirirler. Denizden helikopter ve gemilerle kurtarırlar. Bazı araçlar ise havada uçakla yakalanarak indirilir.

İki uzay aracının uzayda bir araya gelerek kenetlenebilmesi uzay çağında elde edilmiş en önemli başarılardan biridir. Uzayda kurulabilecek uzay laboratuarları için kenetlenme şarttır. Şimdiye kadar pekçok kenetlenme yapıldı. Hatta Amerikan uzay araçları ile Rus araçları arasında gerçekleştirilen kenetlenmeler sayesinde Amerikan astronotlarıyla, Rus kozmonotları arasında uzay ziyaretleri yapıldı. 21. yüzyılda içinde binlerce insanın barınacağı uzay şehirleri, Ay’da ve Merih’te uzay kolonileri kurulacak, güneş sisteminin dışına çıkılarak yıldızlararası uzayın araştırılması hayal olmaktan çıkabilecek. Uzay hakkında bugünkü bilgilerimizi hiç derecesine indiren bilgiler elde edilecektir.

Sözlükte "uzay" ne demek?

1. Bütün varlıkların içinde bulunduğu sonsuz boşluk, feza, mekan.
2. Bütün gökcisimlerinin içinde bulunduğu sınırsız boşluk.

 

BÜYÜK  PATLAMA

HAKKINDA 

KURAMLAR....?

 

 

Büyük Patlama ya da Big Bang, evrenin yaklaşık 13,7 milyar yıl önce aşırı yoğun ve sıcak bir noktadan meydana geldiğini savunan evrenin evrimi kuramı ve geniş şekilde kabul gören[1]kozmolojik model.[2] İlk kez 1920’lerde Rus kozmolog ve matematikçi Alexander Friedmann ve Belçikalı fizikçi papaz Georges Lemaître [3] tarafından ortaya atılan, evrenin bir başlangıcı olduğunu varsayan bu teori, çeşitli kanıtlarla desteklendiğinden bilim insanları arasında, özellikle fizikçiler arasında geniş ölçüde[4] kabul görmüştür.

Teorinin temel fikri, hâlen genişlemeye devam eden evrenin geçmişteki belirli bir zamanda sıcak ve yoğun bir başlangıç durumundan itibaren genişlemiş olduğudur. Georges Lemaître’in önceleri “ilk atom hipotezi” olarak adlandırdığı bu varsayım günümüzde “büyük patlama teorisi” adıyla yerleşmiş durumdadır. Modelin[2] iskeleti Einstein’ın genel görelilik kuramına dayanmakta olup, ilk Big Bang modeli Alexander Friedmann tarafından hazırlanmıştır. Model daha sonra George Gamow ve çalışma arkadaşları tarafından savunulmuş ve ilk nükleosentez olayı eklenmek suretiyle [5]geliştirilerek sunulmuştur.[1]

1929’da Edwin Hubble’ın uzak galaksilerdeki (galaksilerin ışığındaki) nispi kırmızıya kaymayı keşfinden sonra, bu gözlemi, çok uzak galaksilerin ve galaksi kümelerinin konumumuza oranla bir "görünür hız"a sahip olduklarını ortaya koyan bir kanıt olarak ele alındı. Bunlardan en yüksek "görünür hız"la hareket edenler en uzak olanlarıdır.[6] Galaksi kümeleri arasındaki uzaklık gitgide artmakta olduğuna göre, bunların hepsinin geçmişte bir arada olmaları gerekmektedir. Big Bang modeline göre, evren genişlemeden önceki bu ilk durumundayken aşırı derecede yoğun ve sıcak bir halde bulunuyordu. Bu ilk hale benzer koşullarda üretilen "parçacık hızlandırıcı"larla yapılan deney sonuçları teoriyi doğrulamaktadır. Fakat bu hızlandırıcılar, şimdiye dek yalnızca laboratuvar ortamındaki yüksek enerji sistemlerinde denenebilmiştir. Evrenin genişlemesi olgusu bir yana bırakılırsa, Big Bang teorisinin, ilk genişleme anına ilişkin bir bulgu olmaksızın bu ilk hale herhangi bir kesin açıklama getirmesi mümkün değildir. Kozmozdaki hafif elementlerin günümüzde gözlemlediğimiz bolluğu, Big Bang teorisince kabul edilen ilk nükleosentez[7] sonuçlarına uygun olarak, evrenin ilk hızlı genişleme ve soğuma dakikalarındaki nükleer süreçlerde hafif elementlerin oluşmuş olduğu tahminleriyle örtüşmektedir.(Hidrojen ve helyumun evrendeki oranı, yapılan teorik hesaplamalara göre Big Bang'den arta kalması gereken hidrojen ve helyum oranıyla uyuşmaktadır. Evrenin bir başlangıcı olmasaydı, evrendeki hidrojenin tümüyle yanarak helyuma dönüşmüş olması gerekirdi.) Bu ilk dakikalarda, soğuyan evren bazı çekirdeklerin oluşmasına imkân sağlamış olmalıydı.(Belirli miktarlarda hidrojen, helyum ve lityum oluşmuştu.)

Big Bang terimi ilk kez İngiliz fizikçi Fred Hoyle tarafından 1949’da, “Eşyanın Tabiatı” adlı bir radyo (BBC) programındaki konuşması sırasında kullanılmıştır.[8] Hoyle, hafif elementlerin bazı ağır elementleri nasıl meydana getirebilecekleri konusunda katkıları olmuş bir bilim insanıdır.

Bilim insanlarının çoğu, evrenin başlangıcında, bir Big Bang olayının cereyan etmiş olduğuna ancak 1964/1965’te, evrenin sıcak ve yoğun döneminin kanıtı olarak kabul edilen “kozmik mikrodalga arkaplan ışıması"nın ya da Georges Lemaître’in kullandığı terimlerle « Big Bang’ın soluk ışıklı yankısı»nın keşfinden sonra ikna oldular.

 

 

Big Bang modeli temelde iki kabule dayanır: Albert Einstein'in genel görelilik kuramı ve kozmolojik prensip.[9] Genel görelilik kuramı tüm cisimlerin çekimsel etkileşimini hatasız olarak açıklar. Albert Einstein tarafından 1915’te genel göreliliğin keşfi, evrenin aşamalı evrimi genel görelilikle tanımlandığından, evreni bir fiziksel sistem gibi bütünlüğü içinde tanımlamayı mümkün kılan modern kozmolojinin başlangıcı sayılır.

Einstein aynı zamanda,uzayı bütünlüğü içinde tanımlamada, genel görelilikten doğan bir çözümü (“Einstein evreni”) önermesiyle genel göreliliği bu yolda kullanan ilk kişi olmuştur. Bu model o dönemde Einstein’in gözüpek girişimiyle yeni bir kavramın doğmasını sağlamıştı: Kozmolojik prensip. Kozmolojik prensibe göre, insanoğlu evrende ayrıcalıklı bir konuma sahip değildir, evren homojen ve izotroptur. Yani insanın baktığı yer ve yön neresi olursa olsun evren uzay (mekân) bakımından homojendir; daha açık bir deyişle, evrenin genel görünümü gözlemcinin konumuna ve baktığı yöne bağlı değildir. Bu, o dönem için çok cüretkar bir hipotez sayılırdı; çünkü henüz, sonradan “Büyük Tartışma” adı verilen, Samanyolu dışında cisimler olup olmadığı tartışmasının sürdüğü o dönemde hiçbir inandırıcı gözlem, Samanyolu dışındaki cisimlerin varlığını doğrulama imkânını sağlayamıyordu. "Kozmolojik prensip" evrenin makro özelliklerini açıklamakla birlikte, evrenin sınırı olmadığını, bu nedenle Big Bang'ın boşlukta belirli bir noktada değil, aynı anda tüm boşluk boyunca gerçekleştiğini ima eder.[1] Makro ölçekte evren homojen ve izotroptur.[10] Bu iki kabul, evreninPlanck zamanından sonraki tarihini hesaplamayı mümkün kılmıştır. Bilim insanları hâlen "Planck zamanı"ndan önce gerçekleşen çok önemli olayları saptamaya çalışmaktadır.[1]

Einstein 1915 yılında ortaya attığı genel görelilik kuramıyla yaptığı hesaplamalarda evrenin durağan olamayacağı sonucunu çıkarmıştı. Fakat o dönemlerde genel kabul, evrenin statik olduğu yönündeydi; bu yüzden Einstein vardığı sonucu düzeltmek üzere denklemlerine “ kozmolojik sabite ” etkenini ekledi. Böylece, Einstein kozmolojik prensibe üstü kapalı biçimde, günümüzde doğrulanma derecesi açıkça azalmış görünen bir başka hipotez ekledi; bu, evrenin statik olduğu, yani zamanla evrim geçirmediği hipoteziydi. Bu da kendisini, denklemlerine “ kozmolojik sabite ” terimini eklemek suretiyle ilk çözümünü değiştirme yoluna götürdü. Fakat gelecekteki gelişmeler, yanılmış olduğunu ortaya koyacaktı. Örneğin 1920’lerde Edwin Hubble günümüzde galaksidediğimiz bazı “nebülöz”lerin galaksimiz dışında olduklarını, ayrıca onların galaksimizden uzaklaştıklarını ve uzaklaşma hızlarının galaksimize uzaklıklarıyla orantılı olduğunu (Hubble Yasası ya daHubble Sabiti) keşfetti. Bu keşiften beri Einstein’ın “statik evren hipotezi”ni doğrulayacak hiçbir veriye rastlanmamıştır.

Zaten Hubble’ın bu keşfinden daha önce Willem de Sitter, Georges Lemaître ve Alexandre Friedmann gibi birçok fizikçi bir “evren genişlemesi”ni tanımlayan başka “genel görelilik” çözümleri bulmuş bulunuyorlardı. Onların ortaya koymuş oldukları modeller [2] evrenin genişlemesi keşfedilir keşfedilmez derhal kabul edildiler. Böylece milyarlaca yıldır genişleme halinde olan bir evren tanımlanmıştı.

 

 

Big Bang ve karşısındaki durağan hal teorisi[değiştir | kaynağı değiştir]

Evrenin genişlediğinin keşfi, evrenin statik olmadığını ortaya koymakla birlikte, "maddenin sakınımı yasası"nı göz önünde bulunduran ve bulundurmayan birçok farklı görüşün ortaya atılmasına imkân vermişti. Bu görüşlerden başlangıçta maddenin yaratılışının sözkonusu olduğunu varsayan görüş, ilk zamanlar en popüler olanıydı. Bu başarıdaki sebeplerden biri, “durağan hal (sabit durum) teorisi” denilen bu modelde evrenin sonsuz kabul edilmesiydi. Fred Hoyle tarafından ortaya atılan "durağan hal teorisi"ne göre evrenin yaşı ile bir gök cisminin yaşı arasında bir çelişki olamazdı.[11]

Buna karşılık Big Bang hipotezinde evrenin, genişleme oranından[12] yola çıkılarak hesaplanabilecek belirli bir yaşı vardı. 1940’lı yıllarda evrenin genişleme oranı hakkındaki tahminler bir hayli abartılıydı, bu da evrenin yaşı hakkındaki tahminlerin gerçeğin bir hayli altında olarak yapılmasına neden olmuştu. Öyle ki, Dünya’nın yaşını belirleyen farklı tarihlendirme yöntemlerinin bildirdiği değerlere göre Dünya evrenden daha yaşlı kalıyordu. Bu, önceleri, Big Bang tipi modellerin çeşitli gözlemler karşısında içine düştüğü güçlüklerden yalnızca biriydi. Fakat bu tür güçlükler evrenin genişleme oranının kesin biçimde belirlenmesiyle tarihe karıştılar.

 

Gözlemsel kanıtlar[değiştir | kaynağı değiştir]

 

Büyük Patlama'nın bilim insanlarınca anlaşılabilmesi amacıyla veri toplayan WMAPuydusunun bir sanatçı tarafından tasviri.

Sonradan iki kesin gözlemsel kanıt Big Bang modellerine tümüyle hak verdi: Evren tarihinin sıcak devrinin kalıntısı denilebilecek enerji ışıması (mikrodalga sahası) olan "kozmik mikrodalga arkaplan ışıması"ın keşfi ve hafif elementlerin salınmasının ölçülmesi, yani ilk sıcak evre sırasında oluşmuş hidrojen, helyum, lityumun farklıizotoplarının bırakılmasının ölçülmesi.

Bu iki gözlem, 20. yy.’ın ikici yarısının başlarında gerçekleşti ve Big Bang’ı kozmolojide, kesin biçimde, gözlemlenebilir evreni tanımlayan model olarak yerleştirdi. Bu modelin kozmolojik gözlemlerle hemem hemen mükemmel biçimde örtüşmesinin yanı sıra, modeli doğrulayan başka kanıtlar da ortaya koyulmaya başlandı: Galaktik kümelerin gözlemi ve "kozmik arkaplan soğuması"nın ölçülmesi (birkaç milyar yıl öncesiyle günümüzdeki ısı farkının ölçülebilmesi).

 

Kozmik arkaplan[değiştir | kaynağı değiştir]

Ana madde: Kozmik mikrodalga arkaplan ışıması

 

Kozmik mikrodalga arkaplan ışıması

Genişleme, doğal olarak bize evrenin geçmişte daha yoğun olduğunu bildirmektedir. Evrenin geçmişte daha sıcak olması olasılığından ilk kez 1934’te Georges Lemaître’in söz etmiş olduğu görülüyor; fakat bunun gerçek anlamda araştırılmasına ancak 1940’lı yıllardan itibaren başlanmıştır. Uzak astrofiziksel cisimlerin ışımasındaki kırmızıya kaymaya benzer bir tarzda, evrenin genişleme olayıyla enerji kaybeden bir ışımayla dolu olması gerektiği konusundaki ilk düşünceler George Gamow’dan gelmiştir.

Gamow aslında, ilksel evrendeki güçlü yoğunlukların, atomlar arasında bir termik dengenin kurulmasına ve ardından bu atomlarca bırakılan bir ışımanın varlığına imkân sağlamış olması gerektiğini anlamıştı. Gamov, 1940'lı yıllarda Lemaitre'in hesaplamalarını geliştirdi ve Big Bang'e bağlı olarak bir tez ortaya attı. Big Bang'dan arta kalan, belirli oranda bir ışımanın var olması gerekiyordu. Ayrıca bu ışıma evrenin her yanında eşit olmalıydı. Bu ışımanın evrenin yoğunluğu oranında bir yoğunlukta olması ve dolayısıyla, bu ışımanın, yoğunluğu artık son derece azalmış olsa da hâlen mevcut olması gerekiyordu. Gamow, Ralph Alpher ve Robert C. Herman’la birlikte, evrenin yaşından, maddenin yoğunluğundan ve helyumun salınmasından yola çıkılarak bu ışımanın günümüzdeki ısısının hesaplanabileceğini anlayan ilk kişi oldu.

Bu ışımaya günümüzde « fosil ışıma » diyenler de bulunmakla birlikte, genellikle, “ kozmik mikrodalga arkaplan (ya da kozmolojik mikrodalga artalan) ışıması” denir. Bu ışıma, Gamow’un öngörülerine uygun olarak, düşük ısıdaki bir "karanlık cisim" ışımasına (2,7 °K) denktir. Biraz rastlantı sonucu olan bu keşfi Arno Allan Penzias ve Robert Woodrow Wilson’a borçluyuz: 1960’lardaNew Jersey'deki Bell Laboratuvarı’ndan Arno Penzias ve Robert Woodrow Wilson, Samanyolu’nun dış kısımlarından gelen belirsiz radyo dalgalarını ölçmeye çalışıyorlardı. Fakat bunun yerine gökyüzünün her tarafından gelen bir radyasyon saptadılar. Bu ışıma ya da ışınımın bütün yönlerdeki parlaklığı aynı idi ve yaklaşık 3 °K sıcaklığında bir ortamdan geldiği anlaşılıyordu.[13] 1978’de bu buluşları için Nobel Fizik Ödülü sahibi olan Penzias ve Wilson ilginçtir ki, ileride, Fred Hoyle gibi, Big Bang teorisine muhalif olan bilim insanları safına katılacaklardı.

 

1965’te keşfedilen "kozmik arkaplan" Big Bang’ın en açık kanıtlarından biridir. Bu keşiften sonra kozmik arkaplan dalgalanmaları COBE(1992) ve WMAP (2003) uzay uydularınca incelenmektedir.

Bir "kara cisim" ışımasının varlığı Big Bang modeli çerçevesinde kolayca açıklanabilmektedir: Geçmişte evren sıcaktı ve yoğun bir ışımaya maruz kalıyordu. Geçmişin çok yüksek yoğunluktaki bu evreninde madde ve ışıma arasında çok çeşitli etkileşimler olmaktaydı. Bunun sonucunda ışıma termalize olmuştur, yanielektromanyetik tayfı bir "kara cisim"in elektromanyetik tayfıdır. Buna karşılık "durağan hal teorisi"nde böyle bir ışımanın varlığı hemen hemen doğrulanamaz durumdadır (Az sayıdaki bazı savunucuları aksini belirtmekteyse de…)

Düşük ısıdaki ve az enerjetik bir ışımaya denk olmakla birlikte, kozmik arkaplan, yani kozmik mikrodalga arkaplan ışıması hiç de evrenin en büyük elektromanyetik enerji biçimi olarak görünmüyor: Enerjinin yaklaşık %96’sı sözkonusu ışımadaki fotonlar biçiminde mevcutken, kalan  % 4’ü "görünür tayf"taki [14] yıldızların ışınımından ve galaksilerdeki soğuk gazdan kaynaklanmaktadır (kızılötesi halde). Bu diğer iki kaynak kuşkusuz daha enerjetik, fakat daha az sayıda fotonlar yaymaktadır. "Durağan hal teorisi"nde "kozmik arkaplan"ın varlığı mikroskobik demir parçacıklarının bırakılmasıyla oluştuğu varsayılan yıldızsal ışımanın termalizasyonunun bir sonucu olduğu varsayılır. Fakat bu model, gözlemsel verilerle çelişki halindedir. (Ayrıca bu takdirde "kozmik arkaplan" bir karanlık cisim olarak da açıklanamaz.)

Sonuç olarak denilebilir ki kozmik arkaplanın keşfi, tarihsel olarak Big Bang'ın kesinleştirici kanıtı olmuştur.

 

İlk nükleosentez[değiştir | kaynağı değiştir]

Güçlü nükleer gücün keşfinden ve bunun yıldızların enerji kaynağı olduğunun anlaşılmasından itibaren evrende çeşitli kimyasal elementlerin salınmasını açıklama meselesi ortaya çıktı. 1950’li yıllar civarında bu salınma -birbiriyle rekabet halindeki iki farklı görüşün önerdiği- iki farklı süreçle açıklanmaya çalışılıyordu:

"Durağan hal teorisi" taraftarları zaman boyunca sürekli olarak hidrojenden üretilmiş olduğu ve bunun azar azar helyuma ve daha sonra da yıldızların kalbindeki en ağır elementlere dönüşmüş olduğu görüşündeydiler. Gerek helyumun gerekse ağır elementlerin bölünmesi zaman boyunca sürekliliğini koruyordu; çünkü helyumun oranı nükleosentez olgusuyla artarken, hidrojenin üretilmesi olgusuyla da oran olarak azalır gibi görünüyordu. Buna karşılık Big Bang taraftarları helyumdan uranyuma kadar tüm elementlerin başlangıçtaki evrenin sıcak evresi sırasında üretilmiş oldukları görüşündeydiler.

Güncel tez her iki hipoteze de dayanır. Buna göre, helyum ve lityum gerçekten başlangıçtaki ilk nükleosentez sırasında üretilmişlerdi. Bunun başlıca kanıtı, hafif denilen elementlerin (hidrojen, helyum, lityum) salınmasının uzak kuasar’lardaki incelenmesinden gelmektedir. Big Bang modeline göre bunların nispi salınmaları ilk nükleosentezden beri sürekliliğini koruyan tek bir parametreyesıkıca bağlıdır; bu da fotonların yoğunluğunun baryonların yoğunluğuyla ilişkisindedir. Diğer yöntemlerle de ölçülebilen bu tek parametreden hareketle helyumun (He) izotoplarının ve lityumun (Li) izotopunun salınması açıklanabilir. Aynı zamanda yakın galaksilerin içinde helyumun bölünmesinde bir artış gözlemlenmektedir ki, bu, yıldızlarca sentezlenen elementler yoluyla “yıldızlar-arası ortam”ın tedrici gelişiminin bir işareti olarak kabul edilebilir.

 

Galaksilerin evrimi[değiştir | kaynağı değiştir]

 

Hubble Uzay Teleskobu tarafından edinilen uzayın “Hubble ultra derin alan” (Hubble Ultra Deep Field) resmi. Galaksileri evrenin daha genç, daha yoğun ve daha sıcak olduğu eski bir çağdaki haliyle göstermektedir. Fornax Takımyıldızı'nın küçük bir bölgesinden, Hubble Uzay Teleskopu ile 24 Eylül 2003'den 16 Ocak 2004'e kadar olan bir dönemde toplanan verilerin bir araya getirilmesiyle oluşturulmuş resimdir.

Big Bang modeli, homojen olan evrenin geçmişte bugünküne nazaran daha da homojen bir yapıda olduğunu varsayar. Kanıtı, yayılan kozmik arkaplanın gözlemi yoluyla sağlanmıştır. Kozmik arkaplan ışıması olağanüstü bir izotropi [10] gösterir.

Bu durumda astrofiziksel yapılar (galaksiler, galaksi kümeleri) Big Bang’ın ilk döneminde mevcut değillerdi, sonradan yavaş yavaş oluşmuş olmalıydılar. Oluşumlarının kökenindeki süreç James Jeans’in 1902’deki çalışmalarından itibaren bilinmektedir; bu süreç Jeans Kararsızlığı adıyla bilinir.

Şu halde Big Bang modeline göre, günümüzde gözlemlediğimiz galaksiler sonradan oluşmuşlardı ve geçmişteki bu ilk galaksiler yakın çevremizde gözlemlediğimiz komşu galaksilere pek benzemiyorlardı. Işık hızı müthiş bir hız olmakla birlikte, belirli bir hız olduğundan, geçmişte evrenin neye benzediğini anlamak için uzaktaki gök cisimlerine bakmamız yeterlidir. (Örneğin gezegenimize bir milyar ışık yılı uzaklıktaki bir gök cismini gözlemlememiz, o cisimden Dünya’ya gelen ışığın kaynağından bir milyar yıl önce yola çıktığı gözönünde bulundurulursa, aynı zamanda, o cismin bir milyar yıl önceki durumunu görmemiz demektir.)

Hubble Yasası’na göre kırmızıya kayma özelliği gösteren uzak galaksilerin gözlemi gerçekten ilk galaksilerin sonrakilerden yeterince farklı olduklarını göstermektedir. O zamanlarda galaksiler arası etkileşimler daha fazlaydı; az sayıdaki dev galaksiler, galaksiler arasında birleşme olaylarından sonra ortaya çıkmışlardır. Aynı şekilde, spiral, eliptik ve “düzensiz galaksi”lerin sınıfsal oluşumları da zaman boyunca değişimlerle ortaya çıkmıştır.

Uzak galaksilere ilişkin tüm bu gözlemler nispeten titiz çalışmalarla yapılmıştır; çünkü uzak galaksiler (uzaklıklarından dolayı) az ışıklı olduklarından, iyi gözlemlenebilmeleri hassas ve mükemmel gözlem araçlarını gerektirmektedir. 1990’da Hubble Uzay Teleskobu’nun ve ardından VLT[15], Keck[16] ve Subaru[17] gibi büyük gözlemevlerinin hizmete girmeleriyle büyük "kırmızıya kayma" galaksilerinin gözlemi, bizlere, "galaksilerin oluşumu ve evrimi modelleri"nin öngördüğü galaksi kümelerinin evrim fenomenlerini doğrulama olanağı vermektedir.

İlk jenerasyonda yer alan yıldız ve galaksilerin incelenmesi 21.yy.’ın başında astronomik araştırmanın temel konularından biri haline gelmiştir.

 

Büyük "kırmızıya kayma"da kozmik arkaplanın ısı ölçümü[değiştir | kaynağı değiştir]

2000 yılının Aralık ayında Raghunathan Srianand, Patrick Petitjean ve Cédric Ledoux 2,57 derecesinde kırmızıya kaymada bulunan PKS 1232+0815 arkaplan kuasar’ınca yayınlanan ışımanın emildiğini gözlemledikleri bir “yıldızlararası bulut”taki "kozmik arkaplan"ın ısısını ölçmeyi başardılar.

Tayf çizgilerinin incelenmesi bulutun kimyasal bileşiminin anlaşılmasına imkân sağladığı gibi, bulutta mevcut çeşitli atom ya da iyonların farklı enerji düzeyleri arasındaki geçişlere denk düşen çizgilerin saptanması, ısısının anlaşılmasına da imkân sağlayabilecekti. Bu bulutun ayırt etme gücü çok yüksek olan bir spektrometre (Very Large Telescope’un UVES spektrometresi) ile saptanan kimyasal özellikleri ilk kez "kozmik arkaplan ışıması"nın ısısının ayırt edilebilmesine imkân sağladı. Srianand, Petitjean ve Ledoux kozmik arkaplan ışımasının ısısının 6 ile 14 °K (Kelvin) arasında olduğunu saptadılar; yani, bulutun 2,33.771 derecesinde kırmızıya kaymada bulunduğu gözönüne alınırsa, Big Bang’ın öngördüğü 9,1 °K tahmini ile uyum halindeydi.

Keşifleri Britanya’nın bilimsel dergilerinden Nature’da yayımlandı.[18].

 

Big Bang’ın kronolojisi[değiştir | kaynağı değiştir]

Big Bang’ın kronolojik aşamaları tersten, yani günümüzden geçmişe doğru şöyle açıklanır:

 

Big Bang'ın ilk döneminden günümüze kadar evrenin genişlemesinin grafik tarzındaki temsili. WMAP uydusu verileriyle 2006 yılında hazırlanmıştır.

 

Bugünkü evren (+ 13,7 milyar yıl)[değiştir | kaynağı değiştir]

Evrenimiz, şimdiki zamanda geçmişteki haline kıyasla son derece az yoğun (şimdilerde evrende metre küp başına birkaç atom düşmektedir) ve soğuk (2,73 kelvin, yani-270 °C) haldedir. Her ne kadar çok sıcak bazı astrofiziksel cisimler (yıldızlar) mevcutsa da evrenin şimdilerde maruz kaldığı ışınım (ışıma) çok zayıftır denebilir. Bu olguda yıldızların evrendeki sıklığının düşük olmasının payı büyüktür, yani evrenin herhangi bir noktasındaki bir yıldız ile kendisine en yakın yıldız arasındaki uzaklık son derece büyüktür. Astronomik gözlem bize yıldızlar ve galaksilerin evren tarihinin çok erken bir döneminde, Big Bang’ın ilk döneminden daha bir milyar yıl geçmeden önce mevcut olduklarını öğretmektedir.

 

Birleşme[değiştir | kaynağı değiştir]

Big Bang döneminden 300.000 yıl sonra, evren şimdiki haline kıyasla bin defa daha sıcak ve bir milyar misli daha yoğunken yıldızlar ve galaksiler henüz mevcut değildi.Bu büyük patlamadan 300,000 yıl sonraki, yani bundan aşağı yukarı 13,5 milyar yıl önceki evrenin ilk görülebilir halinin fotografı çekildi. 1992 yılında NASA’nın COBE uydusunun çektiği bu fotoğrafın astrofizikçilerin hesaplarına tam uyumlu olduğu gözüktü. İşte bu dönem, evrenin yoğunluğunun ışığın yayılabilmesine yeterli olacak düzeye düştüğü dönemdir. Daha öncesinde ışığın yayılabilmesine temel engel “serbest elektronlar”ın varlığıydı. Soğuması sırasında evrende bu "serbest elektronlar" atomları oluşturmak üzere atom çekirdeklerinde bir araya geldiler. Bu yüzden bu döneme "birleşme dönemi" denilir. Aynı zamanda ışığın yayılmaya başladığı dönem olduğundan, bu dönemden "madde ve ışımanın ayrılma dönemi" olarak da söz edilir. İşte kozmik arkaplan ışıması dediğimiz ışıma, bu dönemden itibaren günümüze dek süregelebilmiş ışıma ya da ışıklardır. NASA'nın WMAP uydusunun 2006 yılındaki verilerine göre Büyük Patlama'dan 380,000 yıl sonra evrenin daha net bir haritası çıkarıldı.Bu sonuçlara göre evrenin %12'sinin atomlardan,%15'inin fotonlardan,%10'unun nötronlardan ve %63'nün de karanlık madddeden oluştuğu belirlendi.Bu sonuçlar ışığında, Büyük Patlama'dan 380,000 yıl sonrasında evrenin %12'si atomlardan oluştuğuna göre ilk atomların oluşmaya başladığı ve dolayısıyla da serbest elektronların atom çekirdeği etrafına dizilmeleri yoluyla ışığın yayılabildiği zamanın başlangıcı Big Bang'den itibaren 300,000 yıl olmalıdır.380,000 yıl ancak "birleşme döneminin" tamamlandığı zaman olarak düşünülebilir. Ayrıca COBE uydusunun 1992 yılı verileriyle Big Bang'den 300,000 yıl sonraki halinin bir haritası çıkarılabildiğine göre,ışığın evrende serbestçe yayılabildiği zamanın başlangıcının 300,000 yıl olarak kabulünü gerektirir. Bu da serbest dolaşan elektronların ilk olarak bu zamanda atom çekirdeği etrafına dizilmeye başladığının ,diğer bir deyişle ilk atomların oluşmaya başladığının göstergesidir. Aksini kabul etmek, COBE uydusunun verilerinin geçersiz olduğunun kabulünü gerektirir.NASA kaynaklarında böyle bir durumdan bahsedilmez.Sonuç olarak,380,000 yıl süresi 300,000 yılın yerini almış değildir,WMAP uydusunun evrenin daha net bir haritasını çıkarmak adına gözlemlediği zamandaki durumunu yansıtır.[19]

 

İlk nükleosentez (+ 3 dakika)[değiştir | kaynağı değiştir]

Big Bang’ın ilk döneminden 300.000 yıl sonra evren bir "elektronlar ve atom çekirdekleri plazması"ndan oluşmaktaydı.(Bu sürenin 380,000 yıl olarak olarak kabulü WMAP uydusunun 2006 yılı verileriyle tezat oluşturur. Zira, yukarıdaki paragrafta da belirtildiği gibi, NASA'nın açıkladığı sonuçlara göre evrenin Big Bang'dan 380,000 yıl sonrasında %12'sinin atomlara dönüştüğü belirlenmiştir.)[20] Isı yeterince yüksek olduğunda atom çekirdekleri mevcut olamazlar; bu durumda proton, nötron ve elektron karışımından söz edilebilir. İlksel evrende hüküm süren koşullarda ısı ancak 0,1 MeV’un (Elektron Volt, yaklaşık bir milyar derece) altına indiğinde nükleonlar, atom çekirdekleri halinde kombine olabilirler. Bununla birlikte bu koşullarda lityumdan daha ağır atom çekirdeklerinin oluşması mümkün değildir. Dolayısıyla Big Bang başlangıcından yaklaşık bir saniye sonra başlayan ve yaklaşık üç dakika süren bu evrede oluşan atom çekirdekleri yalnızca hidrojen, helyum ve lityum çekirdekleridir. Dolayısıyla bu evre ya da dönem ilk nükleosentez olarak adlandırılır. Günümüzde, modern kozmoloji araştırmacıları, sonuçların gözlemi ve anlaşılması bakımından, ilk nükleosentez konusuna artık tamamlanmış bir konu gözüyle bakmaktadır.

 

Elektron-pozitron çiftlerinin yok olması[değiştir | kaynağı değiştir]

 

Elektron-pozitron çiftlerinin yok olması

Isı 0,1 MeV (Elektron Volt) olduğunda başlayan ilk nükleosentezden az önce 0,5 MeV’u (beş milyar derece) aşan evren ısısı elektronların kütle enerjisine[21] denk olmuştur. Bu ısının ötesinde elektronlar ile fotonlar arasındaki etkileşimler kendiliğinden elektron-pozitron çiftleri yaratabilirler. Bu çiftler, kendiliğinden yok olabilirlerse de ısı 0,5 MeV eşiğini geçtikçe durmaksızın yeniden yaratılırlar. Isı bu eşiğin altına indikçe bu çiftlerin hemen hemen tümü baryogenezden[22] doğan elektron fazlalıklarına yer vererek fotonlar halinde yok olurlar.

 

Nötrinoların ayrılması[değiştir | kaynağı değiştir]

Bu dönemden az önce, ısı elektron, foton ve nötrinoların çeşitli etkileşimleri için yeterli olan 1 MeV’un (on milyar derece) üzerindeydi. Bu ısıdan itibaren bu üç tür, “termik denge” [23] halindedir. Evren soğuduğunda elektronlar ve fotonların etkileşimlerini sürdürmelerine karşın nötrinoların etkileşimleri biter. Bu dönem de nötrinoların ayrılma dönemidir. Dolayısıyla bildiğimiz “kozmik arkaplan ışıması”nın özelliklerine benzer özellikler gösteren bir “nötrinolar kozmik arkaplanı” mevcuttur. Dolaylı bir rol oynayan nötrinoların “ kozmik arkaplanı”nın varlığı ilk nükleosentezin sonuçları yoluyla, dolaylı olarak doğrulanmıştır.[24]. Nötrinoların kozmik arkaplanının doğrudan saptanması şimdiki teknolojik imkânlarla son derece güç[25] olmakla birlikte, varlıkları konusunda herhangi bir tartışma olmamıştır.

 

Baryogenez[değiştir | kaynağı değiştir]

Atomaltı parçacıkları ve etkileşimlerini konu alan, çeşitli parçacıkların ve temel etkileşimlerin (temel kuvvetlerin) “elementer antiteler”in (nötron, proton, elektron) yalnızca farklı görünümleri olarak ele alındığı (örneğin elektromanyetizma ve zayıf nükleer güç, tek bir etkileşimin iki görünümü olarak tanımlanabilir) parçacık fiziği, deneylerle desteklenen genel fikir üzerine kuruludur. Daha genel olarak belirtmek gerekirse, fizik yasalarının ve evrenin, yüksek ısılarda daha “simetrik” bir hal aldıkları varsayılır. Mesela geçmişte evrende madde ve antimaddenin nicel eş olarak mevcut oldukları kabul edilir. Günümüzdeki gözlemler antimaddenin gözlemlenebilir evrenimizde hemen hemen mevcut olmadığını göstermektedir.[26].Bu durumda maddenin varlığı belirli bir zamanda maddenin antimaddeye oranla hafif bir fazlalığından oluşmuştur (maddenin antimaddeye baskın gelmesi).[27] Evrenin sonraki evrimi sırasında madde ve antimadde, arkalarında oluşan en hafif madde fazlasını bırakarak eşit niceliklerle yok oldular. Bu olağan madde baryon denilen parçacıklardan oluştuğundan, sözkonusu madde fazlalığının oluştuğu evreye baryogenez adı verilir. Bu evre ya da süreç hakkında çok az şey bilinmektedir. Örneğin bu olay sırasında oluşan ısı derecelenmesi Big Bang modellerine göre değişmektedir (bu, farklı Big Bang modelleri arasındaki farklardan biridir). Baryogenezin meydana gelmesi için gerekli koşullara Rus fizikçi Andréi Sakharov’un 1967’deki çalışmalarından ötürü "Sakharov koşulları" adı verilmiştir.

 

"Büyük birleşik" çağı[değiştir | kaynağı değiştir]

Giderek artan sayıdaki belirtiler, zayıf ve güçlü elektromanyetik kuvvetlerin tek bir etkileşimin (kuvvetin) farklı görünümlerinden ibaret oldukları fikrini vermektedir. Bu durum, artık genellikle, İngilizce’de kısaltma adıyla GUT olarak bilinen, “Büyük Birleşik Teori” (İng. Grand unification theory ya da Grand Unified theory) kapsamında bulunmaktadır. Bu etkileşim ya da kuvvetin 1016GeV’un (1029derece) üzerindeki ısılarda tezahür ettiği sanılmaktadır. Şu halde muhtemelen evren GUT teorisinin uygulanma alanı bulduğu bir evre geçirmiş olmalıdır. Doğası hâlen bilinmemekle birlikte, bu evre, baryogenezin ve muhtemelen karanlık maddenin kökeninde yer almış olmalıydı.

 

Kozmik şişme[değiştir | kaynağı değiştir]

 

Evren çok kısa süren bir dönemde bir hayli büyüdü. Bir şişmenin neden olduğu bu fenomene "kozmik şişme" adı verilir.

Big Bang teorisi kozmolojiye yeni meseleler getirmişti. Örneğin evrenin homojen ve izotrop [10] olduğunu önermiş, fakat niçin böyle olması gerektiğini açıklamamıştı. Oysa teorinin sade versiyonunda, evrende homojenliğe yol açan Big Bang'ın gerçekleşmesinde bir mekanizmadan ya da işleyişten söz edilmiyordu, böyle bir şey yoktu. Böylece şişme (ilk ani, hızlı genişleme) nedeni ya da gerekçesinin evrenin homojen ve izotrop olmasına yol açan bir süreç başlattığı varsayılıyordu.

"Kozmik şişme" kavramının mucidi, böyle bir süreci betimleyici bir senaryoyu ilk öneren kişi olan Alan Guth’tur.[28] François Englert ve Alexei Starobinsky de aynı dönemde (1980) bu meselenin bazı sorunlu kısımları üzerinde çalışmalarda bulunmuş diğer isimler olarak bilinir. Guth daha sonra (1982’de), bazı çalışmalarda bulundu ki, bu çalışmalarında ortaya koyduğu sonuçlara göre, büyük astrofiziksel yapıların tohumlarını içeren kozmik şişme, evrenin homojen oluşunu açıklama imkânı sağlamakla kalmayıp, evrenin niçin homojenliğe aykırı bazı olgular içermesi gerektiğini de açıklama imkânı sağlıyordu.

Şişmenin evren tarihinin, Büyük Birleşik Çağı’na ve Planck Çağı’na komşu olan, son derece sıcak (1014 ile 1019 GeV arasındaki, yani 1027ile1032derece arasındaki ısılarda) ve erken bir döneminde yer almış olması gerekir. Gerek Big Bang teorisinin ortaya koyduğu meselelerin hemen hemen tümünün şişme süreciyle açıklanabilmesi, gerekse bu tür meselelerin açıklanabilmesinde diğer senaryoların daha karışık olmalarına rağmen sonuç vermede yetersiz görülmesi, şişme senaryosuna kozmolojide daha ön planda yer verilmesini sağladı. Kozmik arkaplanın anizotropilerinin [29] ayrıntılı gözleminden itibaren, iyice emin olunduğundan, şişme modellerinin kanıtlarla pekiştirilmesine gerek kalmadığı anlaşıldı. Şişme senaryosunun gözlemlerle uyum içinde olması onun konuyla ilgili tüm meselelerde baş role yerleştirilmesini sağlamış bulunmaktadır.

Şişme evresi evrenin belli bir zaman içinde son derece hızlı bir şekilde genişlemesidir. Genişleme dolayısıyla yoğunluğu azalan bu evren, çok homojen bir enerji türüyle dolu haldeydi. Bu enerji o zaman çok hızlı olarak etkileşimde bulunmaya ve ısınmaya koyulacak partiküllere dönüştü. Şişmeyi sona erdiren bu iki evreye parçacıkların patlayıcı yaratılışı bakımından “ısınma-öncesi evre” ve parçacıkların termalizasyonu bakımından “ısınma evresi” adı verilir. Şişmenin genel işleyişi iyice anlaşılmış olmakla birlikte, ısınma-öncesi ve ısınma evrelerindeki işleyiş tam anlaşılamamış olup, hâlen çeşitli araştırmalara konu olmaktadır.

 

Planck Çağı — Kuantum Kozmolojisi[değiştir | kaynağı değiştir]

Şişme evresinin ötesinde (öncesinde), daha genel olarak söylemek gerekirse, Planck ısısı gibi sıcaklıklarda güncel fizik kuramlarının artık geçerli olmadığı bir sahaya girilir. Bu, genel görelilik kuramında bir düzeltmenin sözkonusu olacağı, kuantum mekaniği kavramlarının geçerli olduğu bir sahadır. Henüz ortaya konmamış olmakla birlikte, belki de hâlen gelişim halindeki sicim kuramından doğacak bir kuantum kütleçekimi kuramı, Planck Çağı denilen dönemdeki evrene ilişkin çeşitli spekülasyonlara yer verilmesini sağlayacaktır. Stephen Hawking gibi birçok yazar bu dönemlerdeki evreni tanımlayabilme denemelerine olanak sağlayacak çeşitli araştırma yolları önermişlerdir. Bu araştırma alanına günümüzde kuantum kozmolojisi adı verilmektedir.

 

Kozmoloji standart modeli[değiştir | kaynağı değiştir]

 

Evreni oluşturan unsurların en iyi Big-Bang modeli sayılan ΛCDM modeline göre oransal tablosu. NASA tarafından hazırlamış bu tablonun gösterdiği gibi, evrenin %95’i karanlık madde ve karanlık enerji türlerinden oluşmuştur.

"Kozmoloji standart modeli" 20.yy.’ın ilk yarısında önerilen Big Bang görüşünün mantıksal bir sonucudur. Adı parçacık fiziğinin standart modelinin adından örnekseme yoluyla oluşturulmuş “kozmoloji standart modeli” evren gözlemlerinin bütünlüğüyle uyuşan bir evren tanımı sunmaktadır.

Özellikle şu iki noktayı şart koşar:

  • Gözlemlenebilir evren, yoğun ve sıcak bir evreden (Big Bang) doğmuştur. Bu evre sırasındaki bir işleyiş (mekanizma) erişebildiğimiz (gözlemleyebildiğimiz) bölgenin homojen olmasını, fakat aynı zamanda bazı istisnalar göstermesini sağlamıştır. Önerilen başka işleyişler olsa da, bu, muhtemelen şişme tipli bir işleyiştir.
  • Güncel evren birçok madde türüyle doludur:
    • Her çeşit elektromanyetik ışımayı temsil edici parçacıklar olan fotonlar.
    • Nötrinolar.
    • Atomları oluşturan baryonik madde.
    • Karanlık madde denilen, laboratuvar ortamında üretilememişse deparçacık fiziğinde öngörülen, galaksilerin yapısından sorumlu olan, kendilerini oluşturan yıldızlar bütününden daha kütleli bir veya birkaç madde türü.
    • Karanlık enerji denilen, günümüzde gözlemlenen "evrenin genişlemesinin hızlanması"ndan sorumlu olan (ve muhtemelen kozmik şişme ile doğrudan ilgisi olmayan), alışılmamış özelliklere sahip bir enerji türü.

Artık astronomik gözlemlerin büyük bir kısmı bildiğimiz evreni tanımlarken bu vazgeçilmez temel taşlarından yararlanmaktadır. Kozmolojik araştırma esas olarak bu madde türlerini, özelliklerini ve ilksel evrenin hızlanmış genişleme senaryosunu tanımlamayı amaçlamıştır. "Kozmoloji standart modeli"nin üç temel taşı laboratuvar ortamında gözlemlenmemiş fiziksel fenomenlere başvurmayı gerekli kılmaktadır: Kozmik şişme, karanlık madde ve karanlık enerji. Bu temel taşları ya da bunlardan birini yok varsayan tatminkar hiçbir kozmolojik model yoktur.

 

Özellikler, sonuçlar, meseleler ve çözümleri[değiştir | kaynağı değiştir]

 

Big Bang'ın getirdiği meseleler[değiştir | kaynağı değiştir]

Big Bang modelleri incelendiğinde bu tip bir modelin bazı sorunları da beraberinde getirmiş olduğu görülmekteydi. Üzerinde değişiklikler yapılmadan önce, sade Big Bang modeli pek ikna edici bir model olarak görünmemekteydi; çünkü alışılmış miktarlara kıyasla son derece büyük ve son derece küçük miktarlardaki birçok fiziksel niceliğin varsayılmasını gerekli kılmaktaydı. Bir başka deyişle, ayakta kalabilmesi için beklenmedik değerlere birçok parametrenin eklenmesini gerekli kılıyor görünmekteydi. Evren konusundaki bu tip bir “ince akort” (İng. fine-tuning)[30] kozmolojiyle ilgili olan ya da olmayan tüm fizik modellerinde sorunlu olarak kabul edilir. Bu durumda Big Bang, birçok gözleme açıklama getirmesindeki başarısına rağmen, ortaya birçok sorun koyan, fakat kendisi bu sorunları halledemeyen, dolayısıyla, getirdiği çözümü pek çekici görünmeyen bir kavram durumuna düşmekteydi. Fakat Big Bang modellerine eklenen senaryolar, özellikle kozmik şişme senaryosu teoriye ilk zamanlarda yapılan olumsuz yorumları değiştirmeyi başarmıştır.

 

Ufuk meselesi[değiştir | kaynağı değiştir]

Estetik ve sadelik argümanları hariç tutulduğu takdirde, doğanın evrenin homojen ve izotrop[10] olmasını tercih etmesinde makul bir neden yoktur. Ayrıca ilk Big Bang modelinde homojenlikten niçin -kozmik arkaplan ışımasının anizotropilerinde[29] görülen ve evrendeki büyük yapıların (galaksiler, galaksi kümeleri vs.) oluşumundan sorumlu olan bazı sapmalar olduğunu açıklayan tatminkar bir işleyiş de mevcut değildi. Bu, herhangi bir tatmin edici açıklama getirilememiş bir meseleydi ve uzun zaman boyunca soruna, yani evrenin niçin çağımızda gözlemlediğimiz hale (homojen ve izotrop hale) gelecek şekilde evrim geçirmiş olduğuna ilk koşullardan yola çıkan işleyiş açıklamalarıyla çözüm getirilmeye çalışıldı. Sorun şöyle de ifade edilebilir: Geçmişte birbirlerine yakın olmuşlarsa da, herhangi bir enformasyon alışverişine vakitleri olmamış, evrenin birbirinden son derece uzak iki bölgesinin esas olarak aynı özellikleri gösteriyor olması nasıl açıklanabilirdi? Bu mesele, günümüzde “ufuk meselesi” olarak adlandırılır.

 

Evrenin düzlemselliği meselesi[değiştir | kaynağı değiştir]

 

Genel göreliliğe göre evren "kapalı", "açık" ya da "düz"dür. Şemada evrenin biçimine ilişkin bu mümkün, farklı geometrik tipler görülmektedir: “Kapalı evren”, “hiperbolik evren” ve “düz evren”.

Evrenin evriminin incelenmesi ele alındığında karşılaşılan bir başka mesele muhtemel “eğrilik yarıçapı” (bir kürenin ya da elipzoid bir cismin merkezinden yüzeye olan mesafe; sözkonusu cisim bir eğri yüzeyden ibaretse eğri yüzey küresel cisme tamamlanarak da yarıçap elde edilebilir) meselesidir. Genel görelilik şunu ortaya koymaktadır ki, eğer evrende maddenin dağılımı homojense, bu takdirde evrenin geometrisi yalnızca tek bir parametreye, “uzaysal eğrilik” [31] denilen parametreye bağlıdır. Sezgisel olarak, bu niceliğin, sözkonusu koşullarda artık geçerli olmayacak "öklid geometrisi"nin ötesindeki bir uzaklık skalasıyla ilgili olduğu söylenebilir. Örneğin köşeleri birkaç milyar ışık yılı uzaklığa yayılmış dev bir üçgenin içaçılarının toplamı 180 dereceye eşit olmayabilir. Doğrulanmamış olmakla birlikte, gözlemlenebilir evrenin mesafelerinden daha büyük mesafelerin sözkonusu olduğu durumlarda bu tür olgularla karşılaşılması gayet normaldir.[32]

Bununla birlikte, “eğrilik yarıçapı” denilen uzunluk skalasının gözlemlenebilir evrenin boyutuna kıyasla gittikçe küçük hale gelme eğiliminde olması durumunda, bir başka mesele ortaya çıkmaktadır. Bir başka deyişle, eğer "eğrilik yarıçapı" beş milyar yıl önce “gözlemlenebilir evren”in boyutundan daha büyük idiyse de günümüzde “gözlemlenebilir evren”in boyutundan daha küçük olması ve sözü edilen etki ya da sonuçlarının görünür hale gelmesi gerekiyordu. Bu akıl yürütmeye devam edilerek, eğriliğe bağlı etki ya da sonuçları hâlen görülür olmadığına göre, eğrilik yarıçapının nükleosentez döneminde gözlemlenebilir evrenin boyutundan son derece daha büyük olduğu söylenebilir. Eğrilik yarıçapının gözlemlenebilir evrenin yarıçapından hâlen büyük kalması olayına günümüzde düzlemsellik meselesi (İng. flatness problem)[33] adı verilmektedir.

 

Tekkutuplular meselesi[değiştir | kaynağı değiştir]

Parçacık fiziği evrenin genişlemesinden doğan soğuması sırasında yavaş yavaş yeni parçacıkların ortaya çıktıklarını öngörür.

Bunlardan bazıları ilksel evrende meydana geldiği sanılan, hal değişimi denilen olay sırasında ortaya çıkmış olmalıydılar. Bazılarına tekkutuplu ya da manyetik tekkutuplu [34] denilen bu parçacıklaristikrarlı olma özelliğine sahip olup, çok sayıda ve son derece ağır olmalıydılar (protonun 1015 misli olmaları tipik özelliklerinden biridir). Eğer böyle parçacıklar türemişlerse, bunların evrenin yoğunluğuna katkıları da olağan maddeninkine kıyasla hatırı sayılır derecede yüksek olmalıydı.

Oysa, evren, yoğunluğunun bir kısmını pek bilmediğimiz madde türlerine borçluysa da, evrende tekkutuplularınki gibi istisnai bir orana sahip parçacıklara kesinlikle yer yoktur. Parçacık fiziğinin öngörüyor olmasıyla birlikte, keşfedilemediklerinden gerçekten mevcut olup olmadıkları saptanamamış bu tür ağır parçacıklar meselesi tekkutuplular meselesi olarak adlandırılır.

 

Yapıların oluşumu meselesi[değiştir | kaynağı değiştir]

Gözlemler, evrenin büyük ölçeklerde homojen olduğunu göstermekle birlikte, aynı zamanda, küçük ölçeklerde (gezegenler, yıldızlar, galaksiler vs.) homojenlikten sapmalar içerdiğini, yani homojen olmama özelliği de taşıdığını göstermektedir.

Günümüzde, belirli koşullar oluştuğunda maddenin dağılımındaki küçük bir homojen olmama halinin nasıl, çevresinden daha yoğun, önemli bir astrofiziksel cismi yaratana dek büyüyüp geliştiği bilinmekte, açıklanabilmektedir. Buna Jeans Kararsızlığı işleyişi adı verilmektedir. Bununla birlikte, böyle bir işleyişin meydana gelmesi için öncelikle küçük bir homojen olmayış mevcudiyetinin varsayılması gerekir ve ayrıca gözlemlenen astrofiziksel yapıların çeşitliliği göstermektedir ki başlatıcı etkide bulunan bu homojen olmayış hallerinin genişlik ve boyut olarak dağılımı "Harrison-Zel'dovich spectrumu" adıyla bilinen kesin bir yasaya tâbidir. İşte ilk Big Bang modelleri bu tür çalkantı ya da kararsızlıkları açıklamada yetersiz kalmaktaydı. Bu yüzden ilk Big Bang modelleri ortaya atıldığında yapıların oluşumu meselesi ortaya çıkmıştı.

 

Önerilen çözümler[değiştir | kaynağı değiştir]

 

Ufuk meselesi hakkında[değiştir | kaynağı değiştir]

 

Samanyolu’nun ötesindeki galaksilerin dağılımını gösteren panoramik görünüş.

Ufuk meselesi ile düzlemsellik meselesi köken olarak aynı mesele kapsamında ele alınabilir. Zaman ilerledikçe genişleme sürmekte ve gitgide daha çok madde içeren daha büyük bölgelere geçilmektedir. Zaman ilerledikçe sayıları görünür şekilde artan galaksilerin aynı özelliklere sahip olmaları şaşırtıcı bir husustur.

Bu meselenin bir çözümü, evren tarihinin erken döneminde evrenin hali hakkındaki belirli bir enformasyonun tüm evrene son derece hızla yayılmış olduğu fikrindedir. Böyle bir durumda evrenin birbirlerine son derece uzak bölgeleri birbirlerine benzer oluşumlar içine girmelerini sağlayacak enformasyon alışverişinde bulunmuş olabilirler. Bu çözümün karşısındaki engel, özel görelilik kuramıdır; özel görelilik kuramı hiçbir şeyin ışıktan daha hızlı hareket edemeyeceğini şart koşmaktadır.

Bununla birlikte, evrenin genişlemesi çok hızlı olmuş olmasına rağmen, özel görelilik sınırları bir şekilde aşılmış olabilir. Aslında, böyle bir durumda, gözlemlenebilir evrenin boyutu sabit kalırken, evrenin iki bölgesi arasındaki uzaklık üslü olarak artabilir. Yani başlangıçta çok küçük ve homojen olan bir bölge gözlemlenebilir evren bölgesine oranla son derece büyük bir boyuta erişme olanağına sahiptir. Sabit genişleme oranlı bu evre tamamlandığında evrenin bulunduğumuz homojen bölgesi gözlemlerimize ulaşan halinden son derece daha büyük olabilir.

Friedmann denklemleri, evrende tipik olmayan bir madde türünün varlığının kabulü şartıyla, bu tür senaryoların mümkün olabileceğini göstermektedir.

 

Düzlemsellik meselesi hakkında[değiştir | kaynağı değiştir]

 

Bir küresel biçmin eğriliğinin algılanması, üzerinde ölçme işleminin yapıldığı bölgenin rölatif boyutuna bağlıdır. Bu boyut arttığında eğri gitgide görünür hale gelir. Şemada küresel yüzey genişleme halindeki evreni, renkli (pembe) kısım ise rölatif boyutu zamanla artan gözlemlenebilir kısmı temsil etmektedir.(Dikkat ! Evren bir küre değildir, nitekim burada da bir yüzeyle temsil edilmiştir.)

Düzlemsellik meselesi de aynı tarzda çözülebilir. Meselenin özü şudur: "Eğrilik yarıçapı", gözlemlenebilir evrenin boyutundan daha az hızla büyümektedir. Oysa eğer genişlemeye hükmeden yasa, olağan maddeyle dolu bir evrenin genişlemesine hükmeden yasadan farklıysa bu artık doğru olamaz. Tipik olmayan özelliklere sahip (örneğin basıncı negatif olan) bir madde türünün mevcudiyeti varsayıldığında, "eğrilik yarıçapı" gözlemlenebilir evrenin boyutundan daha hızlı büyüyecektir. Eğer böyle bir genişleme evresi geçmişte olmuş ve yeterince uzun bir zaman sürmüşse eğrilik yarıçapının ölçülebilir olmaması hiç de şaşırtıcı değildir.

 

Tek kutuplular meselesi hakkında[değiştir | kaynağı değiştir]

Manyetik tekkutuplular meselesi hızlanmış bir genişleme evresi ile çözülebilir. Bu, evrendeki tüm olağan maddenin yoğunluğunu azaltıcı eğilimdedir. Ancak bu durumda yeni bir mesele ortaya çıkar: Hızlanmış genişleme evresi, ardında tümseksiz, çukursuz bir uzaysal düzlem halinde, homojen, fakat maddesiz bir evren bırakır.

1980’li yılların başlarında Alan Guth tarafından önerilen "kozmik şişme" senaryosu bu sorunların tümünü gideren bir çözüm olmuştur. Bu çözümde, hızlanmış genişleme evresine neden olan, gerekli tüm özelliklere sahip, "tipik olmayan madde" türüdür.[35] Çözümde, hızlanmış genişlemenin sonucunda kararsız (değişken) hale gelen bu genişleme evresinden sorumlu olan "sayıl alan" (İng. scalar field)[36] "ısınma öncesi" ve "ısınma" denilen karmaşık süreçler sırasında, aşama aşama “standart model” [37] parçacıkları halinde parçalanır.

Kozmik şişme ile ilgili sunulan ilk modeller çeşitli teknik sorunlar taşımış olsa da, önerilen sonraki modeller bu teknik sorunlardan arındırılarak, makul bir duruma gelecek şekilde geliştirilmiştir. Tekkutuplular, düzlemsellik ve ufuk meselelerinin kozmik şişme çözümüne alternatif bir çözümü Weyl curvature hipoteziyle [38] sunulmuştur.[39]

 

Büyük yapıların oluşumu hakkında[değiştir | kaynağı değiştir]

Kozmik şişmede, maddenin her türüne ilişkin kuantum çalkantıları ya da dalgalanmaları vardır (Heisenberg’in belirsizlik ilkesinin sonucu olarak). Şişmenin beklenmedik sonuçlarından biri, başlangıçta kuantum tabiatlı bu çalkantıların “hızlanmış genişleme evresi ” sırasında olağan klasik yoğunluklar haline gelmek üzere evrim geçirmeleridir. Bu çalkantıların “kozmolojik karışıklıklar teorisi” kapsamında gerçekleştirilen tayf hesaplamaları, sözkonusu çalkantıların "Harrison-Zeldovitch tayfı" [40] baskılarını izlediklerini ortaya koymuştur.

Böylece kozmik şişme, evrendeki homojenlikten küçük kaçışların ya da sapmaların ortaya çıkışını açıklayabilmemize olanak sağlamaktadır. İlk kozmik şişme modelinin beklenmedik başarısı, ardından daha geliştirilmiş bir halinin hazırlanmasına öncülük etti: Bu modele göre, kozmik şişme evresi sırasında yaratılan küçük homojen olmama hallerinin ayrıntıları, güncel evrenimizdeki homojen olmama hallerinin ilk nedenleri olabilirdiler. COBE ve WMAP uydularınca gözlemlenen "kozmik arkaplan dalgalanmaları"na ilişkin verilerin incelenmesi yoluyla yapılan gözlemler ile bu tahminler arasındaki uyum ilginç düzeydedir. SDSS (Sloan Digital Sky Survey)[41] ekibi tarafından hazırlanan “galaksiler kataloğu” adlı çalışma sonuçlarında da görülen bu uyum, 20. yy. kozmolojisinin büyük başarılarından birini gözler önüne sermektedir.

 

Karanlık madde[değiştir | kaynağı değiştir]

Ana madde: Karanlık madde

 

Hubble Uzay Teleskobu ile Abell 1689 içerisinde gözlenen güçlü kütleçekimsel mercekleme, karanlık maddenin varlığını gösterir - Mercekleme eğrilerini görmek için resmi büyütünüz

1970’li ve 1980’li yıllarda yapılan çeşitli gözlemler, galaksilerin içindeki ve galaksiler arasındaki kütleçekimsel güçlerin görünürdeki (zahiri) etkisini açıklayabilecek yeterince gözle görülür madde olmadığını kanıtlamıştır. Bu saptama, doğal olarak, evrendeki maddenin azami % 90’ının ışık yaymayan ya da normal baryonik madde ile etkileşime girmeyen bir madde türününden (karanlık madde) oluştuğu sonucuna varılmasını sağlamıştır. Karanlık madde kısaca, ışın yaymayan ya da elektromanyetik ışınları doğrudan algılanabilecek şekilde yeterince yansıtamayan bir madde türüdür. Karanlık maddenin varlığı başlangıçta tartışmalı bir mesele olmuşsa da, sonradan çeşitli gözlemler, özellikle şu gözlemler varlığını iyice ortaya koymuş durumdadır: Kozmik mikrodalga arkaplan ışımasındaki anizotropiler[29], galaksi kümelerindeki hız kayıpları, yapıların dağılımlarının geniş skalası ve galaksi kümelerindeki X ışınları ölçümleri.[42] Hiçbir karanlık madde parçacığı laboratuvar ortamında üretilmemiş olmakla birlikte, karanlık maddenin varlığının kanıtı özellikle diğer maddeler üzerindeki kütleçekimsel etkisinde bulunmaktadır. Şimdiye dek, karanlık madde parçacıkları olabilecek pek çokparçacık bilim çevrelerine aday olarak sunulmuş ve karanlık madde parçacıklarını ortaya çıkarmak ya da keşfetmek üzere birçok proje başlatılmıştır.[43]

 

Karanlık enerji[değiştir | kaynağı değiştir]

Ia tipi süpernovalardaki kırmızıya kayma”-“görünür kadir” ilişkisinin ölçümleri evrenin genişlemesinin evrenin şimdiki yaşının yarısına gelmesinden itibaren hızlanmış olduğunu göstermiştir. Bu hızlanmayı açıklamada, "genel görelilik" evrendeki enerjinin bir kısmının büyük negatif basınca sahip bir unsurdan oluşmuş olmasını zorunlu kılmaktaydı ki, bu unsura ya da enerjiye günümüzde "karanlık enerji" adı verilmektedir. Karanlık enerjinin varlığı başka yollarla da anlaşılmaktadır.

Negatif basınç bir tür vakum enerjisi özelliği gösterir. Fakat karanlık enerjinin gerçek doğası Big Bang’ın büyük sırlarından birinin kalıntısıdır denilebilir. Kimilerine göre kozmolojik bir cevher ya da bir sabitedir. 2008’deki WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) uydusu ekibinin “kozmik mikrodalga arkaplan ışıması”nın verileriyle ve diğer kaynakların verileriyle birleştirilen sonuçları günümüzdeki evrenin % 72’sinin karanlık enerjiden, % 23’ünün karanlık maddeden, % 4.6’sının düzenli (olağan) maddeden ve % 1’den az bir kısmının nötrinolardan oluştuğunu göstermiştir [44] Maddedeki enerji yoğunluğunun evrenin genişlemesiyle azalmasına karşın karanlık enerjinin yoğunluğu sabit kalmaktadır. Sonuç olarak, madde geçmişte evrenin tüm enerjisinin önemli bir kısmını oluşturmuşsa da ve hâlen hatırı sayılır bir kısmını oluşturuyorsa da, uzak bir gelecekte evrene katkısı iyice düşecek ve karanlık enerji daha da baskın duruma gelecektir.

Halihazırdaki en iyi Big Bang modeli olan ΛCDM modelinde[45] karanlık enerji genel görelilik kuramındaki bir kozmolojik sabitenin varlığıyla açıklanmaktadır. Bununla birlikte karanlık enerjiyi güzelce açıklayan sabitenin boyutu, kuantum kütleçekimine ilişkin fikirler üzerine kurulu tahminlere gelindiğinde, şaşırtıcı ölçüde küçük gösterilmektedir. Kozmolojik sabite ile diğer karanlık enerji açıklamaları arasındaki tefrik, halihazırda bir araştırma alanıdır, devam eden araştırmalara konu teşkil eden aktif bir çalışma sahasıdır.

 

Kozmik şişmeyi kabul eden farklı kozmolojik modeller[değiştir | kaynağı değiştir]

 

Sicim kuramına dayalı bazı modellere göre, braneler üzerine yerleşik evrenler çok boyutlu bir "süper-evren"de yüzmektedir.

Big Bang’ın evren tarihinin ilk ya da başlangıç anına dayalı olduğu inanışı yanlış bir inanıştır. Big Bang yalnızca evrenin yoğun ve sıcak bir dönemden geçmiş olduğunu gösterir. Bu yoğun ve sıcak evreyi çok farklı tarzda betimleyen çeşitli kozmolojik modeller vardır.

Sunulan ilk modellerden birinde Georges Lemaître maddenin yoğunluğunun nükleer madde yoğunluğunda (1015g/cm3) olduğu bir ilk hali varsayıyordu. Lemaître, haklı olarak, böyle yoğunluklardaki maddenin davranışını kesin olarak bilme iddiasında bulunmanın güç olduğunu düşünüyor ve genişlemeyi başlatan şeyin bu kararsız (değişken) dev atomik çekirdeğin parçalanması olduğunu varsayıyordu. Lemaître daha önce, 1931’de, evren tarihinin ilk anlarını tanımlamada daima kuantum mekaniğine başvurmak gerektiğine [46] ve uzay (mekân) ile zaman kavramlarının alışılmış niteliklerini muhtemelen kaybetmiş halde olacağına dikkat çekiyordu.[47]

Günümüzde klasik Big Bang modellerinin yetersiz kaldığı noktaları tamamlayan, kozmik şişme ve Big Bang'ı farklı bir bakış açısıyla ele alan farklı modeller oluşturulmuştur. Bazı kozmik şişme modelleri sonsuz (ebedi) bir evren varsayarlar, pre-Big Bang gibi bazı modeller ilk halin pek yoğun olmadığını, buna karşılık ardından bir geri sıçrama evresi geçirdiğini varsayarlar, sicim kuramına dayalı bazı modeller ise "gözlemlenebilir evren"in dört boyutluluğun da ötesindeki bir uzaya dalmış halde olduğunu varsayarlar.[48] Bu sonuncu modellere göre, Big Bang ve genişleme hareketi iki brane[49]arasındaki çarpışmadan kaynaklanmaktadır[50] Bazı modeller de evrenin hareketini tekrarlanan bir nabız atışına (genişleme ve büzülme) benzetirler.

Sonuç olarak tekrar etmek gerekir ki, gözlemlediğimiz evren Big Bang’dan doğmuştur. Big Bang teorisine göre, günümüzde tanıdığımız elementer parçacıklar sözkonusu yoğun ve sıcak dönemde oluşmuşlar ve sonraki süreçlerde evrende gözlemlediğimiz tüm yapılar oluşmuştur.

 

Big Bang nedir, ne değildir[değiştir | kaynağı değiştir]

Big Bang herhangi "bir yer"de olmuş bir patlama değildir. Yani Big Bang ya da Büyük Patlama, adının böyle olmasına karşın, konuya aşina olmayan kimilerinin adını ilk duyduğunda hayal ettiği gibi, günümüzdeki galaksileri oluşturan maddeyi dışarı fırlatıp atan, herhangi bir noktada meydana gelmiş bir patlama değildir. Big Bang’ın ilk döneminde evrende (en azından gözlemlenebilir evren bölgesinde) hüküm süren koşullar her yerde aynıydı. Buna karşılık maddi unsurların evrenin genişlemesi olgusuyla birbirlerinden hızla uzaklaştıkları doğrudur. Büyük Patlama terimi de işte bu genişleme hareketinin şiddetine gönderme yapmak üzere tercih edilmiş bir terimdir, özel bir yerdeki patlamayı kastetmemektedir. Big Bang’ın anladığımız anlamda bir merkezi ya da özel bir yönü yoktur. Evrenin geçmişte nasıl olduğunu ancak evrenin uzak bölgelerini gözlemleyerek anlayabilmekteyiz, evrende ne kadar uzak bir bölgeyi gözlemleyebilirsek, evren tarihinde de o kadar uzak bir geçmişe gidebilmiş oluruz. Fakat günümüzde görebildiğimiz şey doğrudan doğruya Big Bang'ın ilk döneminin kendisi değil, evren tarihindeki bu sıcak aşamanın ışıklı yansıması diyebileceğimiz “kozmik arkaplan ışıması”dır. Bu ışıma esas olarak tekbiçimli olup her yönde gözlemlenebilmektedir ki, bu, Big Bang’ın gözlemleme olanağı bulduğumuz bölgelerde son derece homojen bir tarzda meydana geldiğini göstermektedir. Bakışlarımızı asla Big-Bang’ın ilk haline kadar götüremeyecek olmamızın nedeni, ilksel evrenin, yüksek yoğunluğundan dolayı, donuk ışımalı oluşudur; tıpkı Güneş’in merkezini doğrudan göremeyecek oluşumuz, ancak onun yüzeyini gözlemleyebiliyor oluşumuz gibi...

 

Felsefi sonuçları[değiştir | kaynağı değiştir]

Big Bang’ın önerdiği ya da en azından sade modelinde önerdiği çözüm, şaşılacak derecede yaratılışçı bir görünüm taşıyordu. Her şeyden önce, sonuç, evrenin bir başlangıcı olduğu anlamına geliyordu. Bilim çevreleri hariç tutulursa bu, birçok zihnin emin olduğu bir konunun doğrulanması gibi görünüyordu. O zamana dek felsefe ve teoloji kapsamına mahsus kalmış bir sahada ilk kez bilimin de söz hakkı doğmuş gibiydi. Bu nokta Papa XII. Pius tarafından özellikle ifade edilmiştir. Fakat dikkat çekmek gerekir ki, Big Bang’ın önerdiği kronoloji, Yaratılış’ın sonsuz olduğuna inananNewton, Einstein gibi çekim teorilerinin büyük mimarlarının kanaatlarinin aksi bir görünümdeydi. Lemaître Papa’nın ifade ettiğinden farklı bir bakış açısının mimarıydı. Buna karşılık, elle tutulur kanıtlara dayanılmasa da, Lemaître’e Big Bang modelini hazırlamasında dinî kanaatlerinin yardımcı olduğunu ileri sürenler olmuştur.[51]. Kozmoloji ve genel olarak bilim, dinî (ya da felsefi) alanın kapsamında kalan konuları desteklemeye veya çürütmeye gönüllü değildir.

Bununla birlikte Big Bang teorisi yaratılışçıların lehine görünen sonuçlara varmış bulunuyordu. Örneğin ABD'li astrofizikçi Hugh Ross konuya ilişkin şu açıklamada bulunmuştur:

"Zaman, olayların meydana geldiği boyut olduğuna göre, eğer madde, Big Bang'la ortaya çıkmışsa, o halde evreni ortaya çıkaran sebebin evrendeki zaman ve mekândan tümüyle bağımsız olması gerekir. Bu da bize Yaratıcı'nın evrendeki tüm boyutların üzerinde olduğunu göstermektedir." [52]

 

Bilim insanlarından gelen eleştiriler[değiştir | kaynağı değiştir]

Big Bang teorisini reddeden ve teorinin eleştirilecek çok yanı olduğunu düşünenlerden biri "durağan hal teorisi"nin mimarlarından Fred Hoyle’dür. Teoriye bilim dünyasından karşı duranlar arasından şu isimler örnek olarak verilebilir:

  • Hannes Alfvén (1908-1995): Plazma fiziğindeki çalışmalarından ötürü 1970’te Nobel Fizik Ödülü sahibi olmuştur. Big Bang’ı tümüyle reddetmiştir. Kendi teorisi olan "plazma evren" teorisini savunur.
  • Edward Arthur Milne (1896–1950): Newton’cu kozmolojiden hareket ederek, genişlemenin statik bir evrendeki galaksiler hareketinden başka bir şey olmadığını savunmuştur.
  • Arno Allan Penzias ve Robert Woodrow Wilson: 1968’de kozmolojik termik ışımayı keşiflerinden ötürü 1978’de Nobel Fizik Ödülü sahibi olmuşlardır. Keşfettikleri sonradan « kozmik mikrodalga arkaplan ışıması» olarak adlandırılmıştır.

Yadsınamaz başarılarına karşın Big Bang’a günümüzde de, bilim dünyasının bir kısmı muhalefet etmektedir. Bu muhalefet cephesinde bazı astronomlar da vardır. Bu muhaliflere örnek olarak, maddenin yaratılışını esas alan yeni bir "durağan hal" versiyonu [53] geliştirmiş olan Geoffrey Burbidge, Fred Hoyle ve Jayant Narlikar belirtilebilir.[54] Big Bang’a son zamanlarda yeniden getirilen bir eleştiri de, Abell 1835 IR1916 ve HUDF-JD2 galaksileri gibi bazı uzak kozmik cisimlerin yaşı ile daha genç kalan evrenin yaşı arasındaki uyumsuzluk konusundadır. Fakat çoğu zaman bu tür sorunlar kötü yaş tahminlerinden ileri gelmektedir.

 

Güncel durum[değiştir | kaynağı değiştir]

Big Bang teorisi esasen iki temel fikir üzerine kuruludur: Fiziksel yasaların evrenselliği ve kozmolojik prensip. Kozmolojik prensip daha önce değinildiği gibi, evrenin makro ölçeklerde homojen ve izotrop olduğunu varsayar. Bu fikirler önceleri birer hipotez konumundaydılar, fakat günümüzde gözlemlerle desteklenmektedirler.

Gözlemsel kozmoloji alanındaki gözlemsel gelişmeler Big Bang’a kesin bir destek sağlamaktadır, en azından bu alanda çalışan araştırmacılar arasında bu görüş ortaktır.[55]. Big Bang’ın karşısındaki temel teori olan "durağan hal teorisi" de kozmik arkaplan ışımasına ilişkin gözlemleri, hafif elementlerin salınmasını ve galaksilerin evrimini açıklamakta yetersiz kalışı nedeniyle günümüzde tümüyle marjinal bir duruma gelmiş bulunmaktadır.

Big Bang aslında, hâlen gözlemlerin bir yanlışını çıkaramadığı genel göreliliğin bir sonucudur.[56] Dolayısıyla kimilerine göre Big Bang’ı reddetmek genel göreliliği reddetmek demektir.

Buna karşılık birçok dönem veya fenomenin hâlen pek fazla bilinmediği bir gerçektir. Örneğin, antimaddeye kıyasla hafif bir madde fazlasının sözkonusu olduğu baryogenez dönemi ve kozmik şişme evresinin sonuna ilişkin ayrıntılar, özellikle ısınma-öncesi ve ısınma evreleri... Geliştirilecek yanları olan Big Bang modelleri hâlen gelişim içinde olmakla birlikte, artık Big Bang’ın genel kavramını tartışmak yeterince güçleşmiş bulunmaktadır.

 

Büyük Patlama teorisine göre gelecek[değiştir | kaynağı değiştir]

 

Bir evrenin bir bölgesinin Büyük Çöküş'e maruz kalışının temsili resmi

Karanlık enerjinin varlığının anlaşılmasından önce, kozmologlar evrenin geleceği hakkında iki senaryo geliştirmişlerdi. Evrenin "kütle yoğunluğu" “kritik yoğunluk”tan (İng. critical density) [57] büyük olduğu takdirde evren azami boyutuna ulaştıktan sonra çöküş sürecine girecekti. Daha yoğun ve daha sıcak olacak ve bu süreci “Büyük Çöküş” (İng.Big Crunch)[58] denilen, başlangıçtaki haline benzer bir halle tamamlayacaktı.[59] Bu senaryoya alternatif olarak, evrendeki yoğunluk "kritik yoğunluğa" eşit veya bunun altında olduğu takdirde genişleme yavaşlayacak, fakat asla durmayacaktı. Yıldızlararası gazlardaki yıldız oluşumu tüm galaksilerde duracak, yıldızlar ak cücelere, nötron yıldızlarına ve kara deliklere dönüşeceklerdi. Bunlar arasındaki çarpışmalar da yavaş yavaş kütle birikimlerinin oluşmasını, yani daha büyük kütleli cisimlerin oluşmasını ve giderek büyük kara delikler haline gelmeleri sonucunu doğuracaktı. Evrenin ortalama sıcaklığı sonuşmaz olarak "mutlak sıfır"a yaklaşacaktı (evrenin ısısal ölümü) Ayrıca proton kararsız kaldığı takdirde baryonik madde ardında yalnızca ışıma ve kara delikler bırakarak yok olacaktı. Sonunda kara delikler de "Hawking radyasyonu" yayarak buharlaşacaklardı (yok olacaklardı). Böylece evrenin entropisi hiçbir organize enerji türünün kendisini kurtaramayacağı “evrenin ısısal ölümü” [60] denilen bir noktaya tırmanacaktı.

Modern “hızlı genişleme” gözlemleri şunu göstermektedir ki, bugünkü “görülür evren” yavaş yavaş “olay ufku”muzun ötesine kayacak ve temas olanaklarımızın dışına çıkacaktır. Sonraki durum ya da nihai sonuç bilinmemektedir. En gelişmiş Big Bang modeli olan ΛCDM modeli, karanlık enerjiyi bir "kozmolojik sabite" biçimi olarak kabul eder. Bu teori ya da model yalnızca galaksiler gibi sınırlı çekimsel sistemlerin birlikte kalabileceklerini varsayar ki, ısısal ölümden onlar da kaçamayacaklardır. Karanlık enerjiye ilişkin, “fantom enerji teorileri” denilen başka açıklamalar ise sonunda galaksi kümelerinin, yıldızların, gezegenlerin, atomların vb.’nin ebedi genişlemeyle ayrılacaklarını ileri sürmektedir.[61] Buna Big Rip [62] adı verilmektedir.

 

Büyük Patlama’nın ötesindeki spekülatif fizik[değiştir | kaynağı değiştir]

 

Evrenin çok sayıda uzay boyutu içerdiğini varsayan sicim kuramında ve süper sicim kuramında sözü edilen, birçok büzüşmüş uzay boyutunun ifade edilmeye çalışıldığı, bir Calabi-Yau uzayı örneği

Big Bang modeli kozmolojide yerleşmiş olmakla birlikte, gelecek konusunu yanıtlamada daha yeterli olması gerektiği anlaşılmaktadır. Evrenin en erken dönemi hakkında da pek az şey bilinmektedir. Penrose-Hawking tekilliği teoremleri kozmik zamanın başlangıcında bir tekilliğin varlığını zorunlu kılmaktadır. Fakat bu teoremler, genel göreliliğin hep geçerli olduğunu varsayarlar; oysa evrenin Planck ısısına ulaşmasından önceki dönemde genel göreliliğin geçerli olmaması gerekir ve "tekillik"ten ancak bir kuantum kütleçekimi davranışı kaçınabilir.[63] Prensip olarak, evrenin “gözlemlenebilir evren”in ötesinde de parçaları olabilir. Bu, "kozmik şişme" olduysa gayet mümkündür; çünkü üslü (matematiksel üslerle ifade edilebilecek) bir genişleme, uzayın büyük bölgelerini “gözlem ufku”muzun ötesine itmiş olabilir.

Denenmemiş hipotezleri gerektiren bazı öneriler şunlardır:

  • Hartle-Hawking sınırsız halini içeren modeller: Bunlarda uzay-zaman bütünü sınırlıdır; buradaki Big Bang, zamanın sınırını bir tekilliğe ihtiyaç duymaksızın temsil eder.[64]
  • Brane kozmolojisi modelleri:[65] Bunlarda kozmik şişme, sicim kuramındaki brane’lerin [66] hareketinden kaynaklanır. Bunlar, “Pre- Big Bang modeli”, Big Bang’ın iki brane arasındaki çarpışmanın sonucu olarak kabul edildiği “ekpirotik model” ve ekpirotik modelde belirtilen çarpışmaların periyodik olarak tekrarlandığını varsayan “döngüsel model”dir (İng. cyclic model).[67][68][69]
  • Kaotik şişme teorisi: Kaotik şişme teorisinde kozmik şişme olayları rastlantısal bir kuantum kütleçekimi dahilinde her yerde başlar, ayrı Big Bang’ları olan ayrı evrenler oluşur.[70][71]

Son iki kategoride yer alan modeller Big Bang’ı evrenin bir başlangıcı olarak değil, çok daha büyük, çok daha eski ve çok tabakalı (ya da çok boyutlu) varsayılan evrendeki tali bir olgudan ibaret olarak görürler.

 

        Klasik Büyük Patlama Teorisi,

Büyük Patlama, Evren’de gördüğümüz her şeyi meydana getirdi. Büyük patlamayı tetikleyen neydi? Büyük patlamadan önce ne vardı? Bu sorular, Fiziğin Kutsal Kâsesidir. Bizim Güneş Sistemimiz ve Dünya Gezegeni, Büyük Patlamadan 9 milyar yıl sonra meydana geldi. Büyük Patlama anında bütün fizik kuvvetlerinin bir olduğu sanılıyor. Etrafımızdaki her şey, Büyük Patlamadan sonraki ilk 3 dakikada meydana geldi. Büyük Patlamadan 380.000 yıl sonra ise, Evren sütsü kıvama geçmeden önce şeffaf bir hal aldı. Nedeni ise de Bilim insanları elektronların yeterli yavaşlama süresini 380.000 yıl olarak hesapladı. Uzaya gönderilen Cobe ve Wmap adındaki Evren’in haritasını ölçen bu cihazlar da 380. 000 yıl önceki zamanı gösteriyor. Cobe’nin Wmap’a göre çözünürlüğü çok daha düşüktür. Onun içindir ki, daha sonraları Wmap uydusu Uzaya gönderildi. Ve de bize Evren’in yüksek çözünürlüklü ısısal haritasını gönderdi. Bu ısıya bakarakta biz Fizikçiler, Evren’deki maddelerin nerelerde yoğunlaştığını belirleyebiliyoruz. Büyük Patlamanın sesi olan radyo dalgalarını ise, 1964 tarihinde Penzias ve Wilson adındaki bilim adamları bulmuştur. İlk önce bu sesi, kuş gübresi sanmışlar ama daha sonra bu sesin Big Bang’den kaynaklanan bir ses olduğu anlaşılmıştır. İçtiğimiz su çok eskidir. Nedeni ise, içindeki hidrojen gazıdır. Büyük Patlamada ilk olarak Hidrojen gazı meydana geldi. Daha sonra Helyum ve Lityum elementleri meydana geldi. Büyük Patlamadaki sıcaklık sınırsızdı, yoğunluk sınırsızdı ve bunu da Güneşin içiyle kıyaslarsak, Güneşin içi oldukça sakin kalır. Evren’in bir atom boyutundan bir tenis topunun boyutuna kadar genişlemesi ise, oldukça kısa sürdü. Bu süreye ise, Planck zamanı denir. Bu zaman ayrıca zamanın da en küçük birimidir. Daha sonra Evren, ışık hızından daha hızlı bir şekilde genişleyecekti. Bu durum Fiziğe aykırı bir durumdur. Evren’de gördüğümüz her şey, saf enerjiden meydana geldi. Enerjinin maddeye dönüşümü ise, Einstein’ın ünlü denklemi E=mc2 ile ifade edilir. Gerçekten de Cern’deki LHC(Büyük Hadron Çarpıştırıcısı)’de bu formül tamamiyle doğrulandı. Cern’de bulunan detektörler ise, devasadır. Örneğin buradaki CMS detektörü 5 katlıdır ve de 12.500 ton ağırlığındadır. Eğer bu ağırlığı Eiffel kulesinin ağırlığıyla kıyaslayacak olursak, Eiffel kulesinin ağırlığı burada çok hafif kalır. Çünkü bu CMS detektörü Eiffel kulesinin ağırlığının 2 katına eşittir. Büyük Patlama, bir hiçlikten meydana geldi. Büyük Patlama anında Madde ve Antimadde birbirlerini yok etti ama sonuçta madde bu savaşı kazanarak Evren’deki her şeyi oluşturdu. Biz ise, Evren’deki Kalıntılarız yani Madde ve Antimadde arasındaki savaştan galip çıkan maddenin kalıntılarıyız.  Eğer bir sürü Evren varsa Büyük Patlama her yerde oluyor olabilir! Michio Kaku adındaki bilim adamı da bu duruma aynen katılıyor. Michio Kaku’ya göre de Büyük Patlama devam ediyor olabilir. Eğer, Evren ömrünün sonunda içine çökerse bu kez ilerde Büyük Patlama oluşabilir.  Bir insanı yapan her şey vücudumuzu oluşturan atomlar, taktığımız mücevherler, güzellik, heyecan, aşk ve hayatın trajedisini oluşturan her şey, 14 milyar yıl önceki bu süreçten meydana geldi. Kendimizi gerçekten anlamak istiyorsak, ilk aşamada Büyük Patlamayı anlamak gerekir.

Yeni Büyük Patlama Teorisi,

Büyük Patlama, Evren’deki en gizemli soruları içinde barındırıyor. Peki, Büyük Patlama nasıl ortaya çıktı? Büyük Patlama, Belçikalı bir rahip ve fizikçi olan Georges Lemaitre tarafından ortaya atıldı. 1915 yılında Einstein, Evren’in başlangıcı ve bitişi olmadığını düşünüyordu. O zamanlarda Evren’de sadece Samanyolu Galaksisinin olduğu sanılıyordu.  Einstein, ayrıca Evren’in durağan olduğunu da belirtiyordu. Einstein, Denklemlerinde bu durumu belirtmek için kendi Denklemine Kozmolojik Sabitini ekledi.  Ama o zamanın en büyük teleskobuyla Edwin Hubble Uzaya baktığında Uzayın genişlediğini fark etti. Galaksiler bizden uzaklaştığında kırmızıya kayma eğilimi gösterirler. Buna Kırmızıya kayma da denir. Eğer bir cisim nedensiz yere bizden uzaklaşıyorsa o zaman Evren genişliyor olmalıdır. Edwin Hubble o zamanın en büyük teleskobu sayesinde Evren’in sadece Samanyolu’ndan ibaret olmadığını örneğin Samanyolu gibi Gökadaların da Evren’de bulunduğunu gözlemledi. Bu da Einstein’ın durağan Evren’inin yıkılmasına neden oluyordu. Einstein bunun için şöyle demiştir; Bu benim en büyük hatamdır. Daha sonra da Fred Hoyle, Durgun Durum Modelini ortaya attı. Bu modele göre de Evren’in bir başlangıcı yoktu ama Evren’in genişlemesi gerekiyordu. 1964’de Big Bang’in sesi olan Kozmik Mikro Arka Plan kalıntısı Penzias ve Wilson tarafından keşfedilince, Durgun Durum Modeli de en büyük darbesini almış oluyordu. Bu sayede Evren’in başlangıcı olduğu ve genişlediği de ortaya çıktı ve de böylelikle Big Bang Teorisi kanıtlanmış oldu. Durgun Durum Modeli, Evren’deki hidrojen ve helyumun nereden geldiğini göstermiyor ama bu modelin kurucusu olan Fred Hoyle bu iki elementin Evren’in ilk başlarında bulunduğunu belirtmiştir. Fred Hoyle, Helyumun nasıl oluştuğunu ise belirtmemiştir.  1940’larda George Gemov adındaki Rus fizikçi, kimyasal elementlerin kökeniyle ilgili çalışmalar yapmıştır. Gemov, 2 Hidrojen atomunun birleşerek Helyum atomunu oluşturabileceğini belirtmiştir. İşte bu elementlerin oluşumuyla ilgili bir dönüm noktasıdır. Fred Hoyle ise, Hidrojen dışındaki elementlerin yıldızın içinde oluştuğunu söylemiş ve de bu teorisi kabul edilmiştir. Bizim gördüğümüz Galaksiler, bir yıldızdan meydana geldi. Peki, bu nasıl oldu? Big Bang’den sonra oluşan büyük bir yıldız patlayarak Galaksileri oluşturduğu sanılıyor. George Gemov daha sonra Big Bang’den arta kalan bir ısının olması gerektiğini belirtmiş ama bu ısıyı aramamıştır. Daha sonra bu ısı şeklinde değil de Kozmik Mikro Dalga Kalıntısı şeklinde bulunacaktı. Ama bu ısı Evren’in her tarafında aynıydı. Evren’in bir ucundan diğer ucuna göre ısının farklılık göstermesi gerekiyordu. Buna bir çözüm olarak ise, Şişme Kuramı önerildi. Şişme Kuramına göre de Evren bir uçtan aynı derecede şişecek ve ısı her yerde aynı olacaktı. Big Bang’in ilk anında Standart Modelde belirtilen 4 Fizik kuvveti aynıydı. Daha sonra Yerçekimi ayrıldı ve Şişme gerçekleşti. 380.000 yıl sonra ise, Evren’de sis perdesi aralandı ve biz o evreyi Wilkonson İzotrobi uydusuyla görebildik yani Wmap uydusuyla. Burada W isminin kaynağı, Big Bang’e verdiği çok büyük destekle adını duyuran David Wilkonson’dır. Daha sonra Avrupa Birliği ve Nasa’nın işbirliğiyle yapılan yüksek çözünürlüklü Planck uydusu, 2009 yılında uzaya gönderildi ve de böylelikle Evren’in en detaylı haritası çıkarıldı. Planck Uydusunun, Wmap uydusundan çok daha kaliteli olduğunu da burada belirtmekte fayda görüyorum. Örneğin; Planck uydusu, Wmapten 2 kat daha fazla alanı tarıyor ve de Wmapten 10 kat daha hassastır. Bu çıkarılan harita ise, Evren’deki ısı haritasıdır. Bu ısı haritası ise bize, Evren’de maddelerin nerelerde yoğunlaştığını göstermektedir. Şişme kuramının kanıtlanması için de Big Bang’in patladığı sırada yerçekimi dalgasının üretilmesi ve de bu yerçekimi dalgalarının da uzayda bulunabilmesi gerekiyor. Bu dalgalar, Einstein tarafından da tahmin edilmiş ama şu ana kadar bulunamamıştır. John Kovak ve ekibi, Güney Kutuplara bu dalgaları bulabilmek için çok güçlü bir teleskop yerleştirmiştir. Bu teleskop, çok hassas mikro dalgaölçerlere sahiptir ve de bu sayede Yerçekiminin sebep olduğu proton parçacıkları saptanabilecektir. Big Bang’i anlamak için de İsviçre-Fransa sınırı arasına, Yerin 90 metre altına 27 km’lik bir tünel inşa edildi. Bu tünelin adı ise, LHC(Büyük Hadron Çarpıştırıcısı)’dir. Bu tünelde, Fizikte en büyük sorulardan biri olan kütleye hacim kazandıran Higgs bozonunun saptanması bekleniyor. Şişme kuramına göre de Büyük Patlama devam eden bir şey yani Büyük Patlama devam ediyor olabilir! Peki, bu nasıl olabilir? Örneğin Bizim Evrenimize benzer bir sürü Evren olabilir. Belki bu Evrenler çarpışarak bir sürü ve çok kuvvetli Büyük Patlamalar oluşturabilir! Evrenimiz sonunda ne olacak sizce? Evrenimizin sonunda çok soğuk ve karanlık bir yer olacağı düşünülüyor. Nedeni ise de genişlemedir. Yaşamın kendisi bile donmuş bir Evren’de hayat bulamayacaktır. Ama bunlar henüz kanıtlanmadı? Büyük Patlama Teorisi, geçtiğimiz yüzyılın en büyük bilimsel başarılarından biridir. Bilim artık sanal bir mekikle neredeyse zamanın başına kadar dönebiliyor ve de macera devam ediyor. Yeni keşiflerle birlikte artık Neden buradayız, Nereden geliyoruz gibi sorulara ışık tutulacaktır.

Gökadalar, Evren’deki en olağanüstü yerlerdir. Çünkü hayat Gökadalarda başlamıştır. Gökadaların oluşumu ise, Açısal Momentumun Korunumu sayesinde olmuştur. Bu olayı ise özellikle Lavabomuzdaki  giderden akıp giden suda görebiliriz. Su, bu delikten akarken bir spiral çizer. Gökadalar da bu spiral şekilden oluşmuştur. Bana, bu olayla bunun ne ilgisi var demeyin? Çünkü Doğa Kanunları Evrenseldir. Evren’de ise, 200 milyar Gökada olduğu belirtiliyor. Bizim Gökadamız ise, Başak Süper Kümesi içinde yer alıyor. Güneş Sistemimiz ve de Dünyamız, Samanyolu Gökadasının merkezinden 25.000 ışık yılı uzaklığındadır. Samanyolu Gökadamızın iki ucu arasındaki mesafe ise, 100.000 ışık yılından daha uzundur. Andromeda’da ise, bu uzaklık yaklaşık 200.000 ışık yılıdır. Bu da Samanyolu’nun büyüklüğünün 2 katı  anlamına geliyor. M87 ise, daha büyüktür.  Ama Ic 1011, bilinen en büyük Gökadadır. Bu Gökada, Samanyolu’ndan tam 60 kat daha büyüktür. Bu mesafeler ise bizim için hayati bir anlam taşıyor. Nedenine gelecek olursak, Samanyolu’nun merkezinde büyük bir Karadelik vardır. Bu da büyük bir radyasyon demek oluyor. Bu radyasyonik ortamda ise, Güneş Sistemimiz var olamaz. Eğer Güneş Sistemimiz, Samanyolu Gökadasının merkezinden çok daha uzakta olsaydı, bu sefer de yine yaşam oluşamazdı. Nedeni ise burada hiçbir yıldızın olmamasıdır. Yani Güneş Sistemimiz bir düğün çiçeği gibi, tam olması gereken bir yerde durarak yaşama elverişli bir ortam oluşturuyor. Dev Akr Teleskobu sayesinde de bize benzer daha birçok Gökadalar bulunabileceği düşünülüyor. Bu teleskop özellikle Evren’deki Kozmik Mikro Dalga Işımasını gözlemlemek için üretilmiştir. Bu ışıma ise, görünür ışığa göre daha önemli olduğu için Evren’in karanlık yüzündeki Gökadalar da böylelikle bulunabilecektir. Yukarıda kısaca değindiğim üzere, Samanyolu’nun tam kalbinde büyük bir Karadelik vardır. Bu ileri Astronomik gözlemin yapılışı ise,  Karadeliğin yıldıza yaptığı etki nedeniyle olmuştur. Örneğin Samanyolu’nun kalbinde o kadar büyük yıldızları yerlerinden oynatan bir şey olmalıydı, bu ise ancak süper bir Karadelik olabilirdi. Peki, bu Karadelik Güneş Sistemimizi ve de Dünyamızı neden yutamıyor sorusuna gelecek olursak? Nedeni, Yeterli uzaklıkta olmamızdır. Karadelik, Gökadayı yutacak kadar güçlü olamaz. Peki, Gökadaları bir arada tutan nedir? Bunu ancak gizemli bir madde olan, Karanlık Madde yapabilir. Örneğin Bilgisayarda yapılan simülasyonlarda yerçekiminin Gökadaları yerinde tutamadığı gözlenmiş ve de Gökadaların bu nedenle etrafa dağıldığı fark edilmiştir. Karanlık Madde sayesinde Gökadalar bir arada duruyor ve de yıldızlar yörüngelerinden çıkamıyor. Karanlık Maddeyi ise, 1930’larda İsviçreli bir gökbilimci olan Fritz Zwicky bulmuştur. Bu yüzden de Fritz Zwicky, Astronomi birliğinden çıkartılmıştır. Daha sonra Vera Rubin bu fikri ilerleterek bunu şu an anlayabileceğimiz ve de popüler bir fikre dönüştürmüştür. Peki, Karanlık Maddeyi Uzayda nasıl saptayabiliriz? Karanlık Madde, ışığa yaptığı etki nedeniyle saptanabilir. Uzak Gökadalardan gelen ışığın şeklinin bozulması, Karanlık Madde sayesinde oluyor ve de böylelikle Karanlık Maddenin nerelerde yoğunlaştığı saptanabiliyor. Örneğin bu yöntem Einstein’ın bir yöntemi olan Kütleçekimsel Merceklenmeyle yapılıyor. Ve de bu teknik bilinen tüm yöntemlerden daha kesin sonuçlar vermektedir. Yani Karanlık Maddenin olmaması gibi birşey olamaz. Karanlık Enerji ise, Evren’deki en baskın güçtür. Son on yılda saptanabilmesine karşın hala gizemini koruyor. Karanlık Enerjiden şu an anlayabildiğimiz şey, Evren’i genişlettiğidir. Eğer, Karanlık Enerjinin hangi zamanda dizginleri ele aldığını bilebilseydik, işte o zaman bu esrarengiz itici kuvvetin ne olduğunu bilebilecektik. 1998 yılında da, hatta bu tarihe Karanlık Enerji için  milat da diyebiliriz, yapılan en hassas gözlem ve simülasyonlar sonucunda Evrenin daha çok hızlanarak genişlediği belirlendi. Aslında Einstein’ın denklemi olan Genel Görelilik Kanununa göre hızlanmanın yavaşlamış olması gerekiyordu. Ama alınan bu sonuç, bilim insanları arasında büyük bir şaşkınlığa neden olmuştur. Bu deneyi yapmış olan Brian Schmidt, Adam Riess ve de Saul Perlmutter adındaki bilim adamları da bu nedenle 2011 Nobel Fizik ödülünü almışlardır. Peki, Evren Genişlediğinde biz ne olacağız? Evren genişlediğinde bütün Gökadalar birbirlerinden uzaklaşacak ve de Evren çok soğuk bir yer olacaktır. Hatta şu an bütün bilimsel bahisler bu seçenek üzerine oynanmıştır. Bizim Gökadamız olan Samanyolu Gökadası ise,  saatte 1,5 milyon kilometrenin çeyreği bir oranla Andromeda’ya yaklaşıyor. Bu nedenle de Samanyolu Galaksisinin 6 milyar yıl sonra Andromeda Galaksisiyle çarpışacağı düşünülüyor. Ama bu iki Gökadanın çarpışması, yıldızların çarpışacağı anlamına gelmemektedir. Yani bu çarpışmada yıldızların çarpışma olasılığı sıfırdır. Biz ya, yeni oluşacak Gökadanın göbeğinde bir yerlerde yer alacağız ya da uzaya itilip gideceğiz. Bunu şu an bilemiyoruz. Bilinen ise, hayatın Gökadalarda başlamış olmasıdır. Gökadalar, Bilimsel dünyanın süper starlarıdır. Çünkü herşey Gökadalarda başlamıştır. Eğer Gökadalar olmasaydı, biz olamazdık. Ama Evren’deki en güzel Gökadalar; Sombrero Gökadası, Girdap Gökadası ya da M51’dir. Ama bizim evimiz olan Samanyolu Gökadası ise, Muhteşem bir yerdir.

Evren’deki yaşam olası yerler, Aylardır. Galaksimizde yaşanabilir gezegenden çok, yaşanabilir uydu olabilir! Yani Hayat, Gezegenlerde değil de Aylarda oluşmuş olabilir. Bu da tabii ki Jüpiter ve Satürn’ün Ayları olmaktadır. Bu iki gezegen adeta bir Güneş Sistemidir. Jüpiter’in 63 uydusu olduğu belirtiliyor. Jüpiter’in en yakın uydusu olan Io, Güneş Sistemindeki en aktif volkanlara sahiptir. Nedeni ise, Jüpiter’in  ve Jüpiter’e yakın diğer 3 uydunun yerçekimi kuvvetleridir.  Jüpiter’in yerçekimi kuvveti bir yandan Io’yu kendine çekiyor diğer yandan da Jüpiter’e yakın diğer 3uydunun yerçekimi kuvvetleri  geri Io’yu kendine çekiyor. Bu da Io’nun büzülüp genleşmesine neden oluyor. Fizikte ise bu durum ısı üretilmesine neden olur. Bu ısı da Io’nun çekirdeğini ısıtarak çekirdekteki magmanın yukarıdaki volkan bacalarına çıkmasına neden olacaktır. Bu ise, Io’nun buzunun erimesine neden olacak ve de bu buzunda su şeklinde bir yerlerde bulunmasını sağlayabilecektir. Io’daki volkanlar devamlı patladığı için Io’nun yüzeyi devamlı yenileniyor ve de böylelikle Io’nun yüzeyinde hiç krater bulunmuyor. Jüpiter’in uydusu olan Callisto ve Ganymede ise, aynı enkazdan meydana gelmiştir. Ama Ganymede, Jüpiter’in yakınında oluştu ve de daha uzun sürede soğudu. Callisto ise, Jüpiter’in uzağında oluştu ve de daha çabuk soğudu. Jüpiter’in uydusu olan Europa ise, çok soğuktur. Hatta Europa’nın sıcaklığının Antartika’nın 2 katı kadar bir soğukluğa sahip olduğu düşünülüyor. Antartika’nın soğukluğuna -89,2 derece dersek, Europa’nın ısısı da bu durumda -178,4 derece oluyor.  Ama Europa’nın buzunun altında sıvı şeklinde su bulunabileceği düşünülüyor.  Özellikle Nasa, bu buzun altına ufak bir denizaltı göndererek burayı araştırmayı amaçlıyor. Ayrıca da Europa’da tuz bulunduğu Cassini Uzay Sondasıyla ispatlanmıştır. Satürn’e gelecek olursak Satürn’ün tam anlamıyla halkalarını Cassini Uzay sondasıyla görebildik. Satürn’ün halkalarının nasıl oluştuğu ise, tam bir soru işaretidir. Ama bilim adamları bu olay hakkında şöyle düşünüyor: Bir Kuyrukluyıldız, Satürn’ün ayına çarparak ayını patlatıyor ve de bu parçalar uzaya dağılıyor. Kuyruklu yıldızda patladığına göre bu yıldızın parçalarıyla ayın parçaları, Satürn’ün etrafında toplanmıştır. Satürn daha sonra yerçekimi kuvveti sayesinde bu parçaları etrafındaki yörüngeye yerleştirdi ve de halka şeklinde bu parçalar bu yörüngede oluşabildi. Satürn’ün uydusu olan Enceladus ise, Evren’deki en parlak gök cismidir. Nasa, burada da hayat olduğunu düşünüyor. Burada da patlayan buz volkanlarına rastlandı. Bu da bu buzun altında sıvı su olduğuna işaret ediyor. Satürn’ün uydusu olan Titan’da ise, devasa büyüklükte metan denizlerine rastlandı. Bilindiği üzere Metanın sıvı hali, suyun donma derecesinin de altındadır. Bu nedenle Metan, Titan’da sıvı haldedir. Peki, şöyle bir soru sorsam acaba ne derdiniz? Titan’ın yerçekimi kuvveti bilindiği üzere Marstan da daha düşüktür. Peki, Mars’ın atmosferi yok denecek kadar azdır ama Titan’ın atmosferi neden Dünyanın atmosferinin 4 katıdır? Bunun nedenini söyleyeyim; Bunun nedeni sıcaklıkta ve yerçekiminde gizlidir. Örneğin Titan çok uzak olduğu için Güneş Işığı bu uyduya fazla gelememektedir. Bu nedenle de bu uydunun atmosferi ısınamamakta ve de buharlaşarak Uzaya kaçamamaktadır. Biz Fizikçiler, bu olayı şöyle yorumluyoruz: Isınan her şey, Uzaya kaçıp gider. Eğer yerçekimi çok yüksekse bu sefer işler değişmektedir. Çok yüksek Yerçekimi kuvveti, herhangi bir yıldız tarafından ısınarak enerjik hale gelen gazları yakalayabilir.  Bu olayı da Dünyamızda görebiliriz. Ayın hiç atmosferi olmamasına rağmen Dünyanın Atmosferi olması gereken miktarlardadır. Yine bu olayı en basit bir şekilde Çin fenerinde de gözlemleyebiliriz. Çin feneri, yakılıp bırakıldığında uçarak Atmosferin ta yukarılarına kadar çıkar. Bu da gazların ısınarak enerjik hale gelmesi olayını tasvir etmektedir. Titan’ı ise,  Cassini’ye yapışık haldeki Huygens adlı sonda sayesinde biliyoruz. Bu araç ilk defa Güneş Sisteminin dışındaki bir uyduya inen bir uzay aracıdır. Titan’daki metan yağmurları, Dünyadaki yağmurların iki katıdır. Burada, Tolüen denilen bir madde de tespit edilmiştir. Bu maddenin hayatın başlangıcı olduğu sanılıyor. Bu maddenin Enceladus, Titan(Taytın) ve Europa’da da bulunduğu sanılıyor. Mars’ın uyduları olan Phobos ve Deimos ise, Uzayda iki göktaşı olarak Mars tarafından yakalanmış ve de daha sonra Mars’ın Uydusu olmuştur. Ama ilerde Phobos giderek Mars’a doğru yaklaşacak ve de en sonunda Mars’a çarpacaktır. Deimos ise, ilerde Marstan uzaklaşarak Uzayda sürüklenip gidecektir. Bilim adamları, Neptün’ün uydusu olan Triton’un Güneş Sistemindeki esir uyduların en büyüğü olduğunu belirtiyor. Triton’un çapı ise, 2700 km’dir. Ama bu uydunun bir hikâyesi vardır. Bu uydu, Neptün’ün dönüş istikametinin tersi yönde dönmektedir. Bilim adamları bu olayın, Triton’un bir gezegenin doğumundan geriye kalan enkazdan meydana gelmediği anlamına geldiğini belirtiyor. Yoksa Triton, Neptün’le aynı yönde dönerdi. Bilim adamları bu ayında ömrünün sonunda Neptün’e çarparak böylelikle Neptün’ün, ilerde Satürn’e benzer bir halka oluşturacağını belirtiyor. Dünyanın uydusu olan Ayın oluşması da tam bir muammadır. Apollo 11 Astronotları, Aya çıktığında Aydan Ay taşı getirmişlerdi. Daha sonra da bu Ay taşını inceleyen bilim adamları, Ay taşının kimyasal özelliğiyle Dünya kabuğundaki kayaların kimyasal özelliğinin birbirine benzediğini belirttiler. Bilim adamları bunun nedenini teorileştirerek şöyle yanıtlıyor: Tea adındaki bir devasa gezegen öyle muhteşem bir açıyla Dünyaya çarptı ki daha sonra da bu çarpışma Dünyadan bir parça kopardı. Bu parçalar ve Tea’dan saçılan parçalar böylelikle Ayı oluşturdu, diyor ve de ekliyorlar. Ayın yoğunluğu ise Dünya’dan çok daha düşüktür. Bu da bize Ayda demir olmadığını gösterir. Gerçektende Ayda demir yoktur. Ay sadece kayadan ibarettir. Eğer uydularda bir yaşam bulunursa bu bizim bildiğimiz bir yaşam değil de farklı bir yaşam olabilir. Eğer Aylarda yaşam bulunursa bu olay bize hayatın sadece Dünyaya özgü olmadığını gösterecektir. Kısacası Aylar, Evren’in işleyişini bize anlatıyor. Yani Uydular, bizlere Güneş Sisteminin bilinmeyen hikâyesini ve de nasıl hareket ettiğini anlatıyor.

Karadelikler, Evren’deki en muazzam yerlerden biridir.Eskilerin bir deyişi vardır: Yukarı giden her şey aşağı iner diye. Ama bu olay Karadelikler söz konusu olduğunda geçerli değildir. Karadelikleri bu kadar güçlü yapan da yerçekimidir.Eğer Dünyamız bir Karadelik tarafından yutulmak istenseydi bu Karadeliğin, Jüpiter’e kadar yaklaşması yeterli olacaktır. Mesela elimizdeki bir taşı çok kuvvetli bir şekilde havaya doğru fırlatırsak, Dünyanın yerçekimini yenerek ilerlemeye devam eder. Eğer bu taşı çok daha kuvvetli bir şekilde fırlatsa idik, hiç şüphesiz Güneş Sistemimizden de çıkabilirdi. Ama bu taş bir karadeliğin çok yakınından geçse idi, işte o zaman oyunun kuralları değişmesi gerekirdi. Nedeni ise, Karadeliğin çok yakınından geçip gitmeyi Evren üzerindeki hiçbir güç başaramaz. Eğer bu taşı Işık hızında fırlatsa idik, ki bu imkânsız, yine Karadeliğin çok yakınından geçip gitmeyi başaramayacaktır. Işık bile bu durumda Karadelikten çıkamaz.  Karadelikleri Evren’de bulabilmek için Hipernova patlamalarına bakmak gerekiyor. Tabii ki bu patlamada çok güçlü Gama ışınları oluşuyor. Nasa, Gama Işınlarını bulmak için Uzaya Gama Işını tespit aracı gönderdi. Shandra Gözlemevindeki X Işını Teleskobu, Evren’deki birçok Gama Işını patlamasını gördü. Hatta bu gözlemler neticesinde 1 günde bir Gama Işını patlaması olduğuna inanılıyor. Mesela bilinen En Büyük yıldız, VY Canis Majoris patladığında süper bir Karadelik olacağı belirtiliyor. Karadelikleri Evren’de bulmak için bir diğer yöntem, yıldızın ışığına yaptığı etkidir. Herhangi bir Karadelik bir yıldızın önünden geçerse, yıldızın ışığını belli bir süre hapseder. Ama bu yöntem samanlıkta iğne aramaya benziyor. Ama bu sistem kullanılarak bir karadelik, çok kısa zaman aralığında yıldızın önünden geçerek göründü. Dünya, Güneşin Etrafında döner ama Güneş neyin etrafında döner? Bu her zaman Astronomide sorulan bir soru olmuştur. Güneşimizin de dahil olduğu Güneş Sistemi, Samanyolu Galaksisinin merkezindeki bir Süper Karadeliğin etrafında dönüyor. Big Bang olduğunda Evren’e gaz fışkırdı. Bu gaz birleşerek büyük yıldızları oluşturdu. Bu büyük yıldızlar da patlayarak Karadelikleri oluşturdu. Yerçekimi, bu Karadelikleri birleştirerek bir büyük Karadelik haline getirdi. Bu Karadelik daha fazla gazı açığa çıkardı ve de yeni yıldızlar bu gazdan meydana geldi. Daha sonra ise, ilk Galaksiler oluştu. Daha sonra bu Karadelik, enerji patlamasıyla bir göktaşını yaktı ve de bu göktaşı da Evren’de toz parçası halinde yayıldı. Daha sonra da bir sürü gaz, etrafa yayıldı. Gökbilimciler bu gökcisimlerine bakarak Evren’de kaç tane Karadelik olduğunu ve de Evren’in nasıl çalıştığını, geliştiğini bulmaya çalışıyor. Şimdi ise, bilim adamları Samanyolu’nun merkezine bakarak Süper Büyük Karadeliği görüntülemeye çalışıyor. Bunun içinde Dünya genişliğinde bir ayna olması gerekiyor. Ama bu optik teleskop aynası değil de Radyo teleskop aynası olması gerekiyor. Bunu ise, bilim adamları Boston yakınlarında kurulan bir Radyo teleskopla yapılabilineceğini belirtiyor. Ama bilim adamları bundan daha güçlüsünü kullanarak yani 500 kat daha güçlü ve de 16.000 km uzunluğunda bir Radyo teleskopla Samanyolu’nun merkezindeki bu yere baktıklarında gerçektende Karadeliğe benzer bir şey gördüler. Ama bu teleskop, Dünya Üzerindeki birçok Teleskobun birleşimiyle oluştu. Karadeliğin olay ufkunu görmek için de daha fazla Teleskoba ihtiyaç vardır. Karadeliğe Matematik gözüyle baktığımızda ise, oraya düşen bir insan ölmeyebiliyor. Zamanda yolculuk mümkün ama pratik değildir. Karadeliklere ise, fizikçiler zamanda yolculuk gözüyle bakıyor. Gerçektende Karadeliklerde Zamanda yolculuk yapılabilinir. Mesela Gelecek Nesiller bu teknoloji üzerinde eğitim almış olabilir ve de size birisi senin büyük büyük büyük dedenim derse sakın ha kapıyı yüzüne kapatmayın. Belki de Karadeliklerin diğer ucunda bir büyük Patlama oluşuyor olabilir veya Karadelikler diğer Evrenlere açılan kapılarda olabilir. Nedeni ise, Karadeliklerin içinde bir sürü gaz ve madde yığını vardır ve de buda öbür tarafa patlama olarak çıkabilir. Veya Karadelikleri Evren’de Solucan Delikleri gibi de kullanabiliriz. Böylelikle zamanda yolculuk yapılabilinir ve de daha sonra Evrenimize geri dönebiliriz. Karadelikler, Evren’in içinde çok büyük bir role sahiptir. Örneğin Karadelikler olmasaydı, biz olamazdık desek herhalde abartı olmaz. Varlığımızı tam anlamıyla Karadeliklere borçluyuz. Ama bu hikâyenin sonu değildir. Karadelikler hakkında hala keşfedilmeyi bekleyen büyük sorular vardır. Çünkü Karadelikler, Evren’in Efendileridir.

Yıldızlar, Evren’deki yaşamın kaynağı ve de Evren’deki en büyük simyagerlerdir. Örneğin Dünyada gördüğümüz her şey bir Yıldız tozundan meydana geldi. Mesela Karbon, Kobalt ve de daha sonra Demir ve de Altın gibi maddeler. Kısacası biz, her şeyimizi Yıldızlara borçluyuz.  Yıldızlar hakkındaki her şeyi ise, Güneşten öğrendik. Güneş bize hayat veren en yegâne cisimdir. Güneş olmasaydı biz olamazdık. Örneğin Bitkiler, Güneş Işığı sayesinde Fotosentez yaparak Karbonhidrat üretiyor. Biz de bu Karbonhidratları yiyerek enerji sağlamış oluyoruz. Petrol de Güneşin bize armağanıdır. Petrolün oluşmasını sağlayan canlılar ise, Güneş Enerjisi sayesinde yaşamışlar ve de bu enerjiyi depolamışlardır. Biz de bu enerjiyi kullanarak arabalarımızı çalıştırıyoruz. Bu enerjiyi çok yakmak ise, Dünyaya bir sera etkisi yaratıyor. Bu sera etkisinin azı iyidir ama çoğu zararlıdır. Az Sera etkisi ise Denizi sıvı halde tutuyor ama çok sera etkisi de Dünyanın Kutuplarındaki buzu eriterek Deniz seviyesinin artmasına neden oluyor. Bu artan su seviyesi de Dünya için çok tehlikelidir. Güneş, Güneş Sisteminin merkezindedir. Bütün Gezegenleri Güneş, Yerçekimiyle yönetir. Bu buluşu ise, Kopernik yapmıştır. Bu olay hakkında da Kopernik şöyle demiştir: Güneş bütün Gezegenleri yerçekimi denilen bir şeyle Demir yumrukla yönetmektedir. Güneş 3 katmandan oluşuyor. Güneşin çekirdeği, 15 milyon derecedir. Güneşin dış katmanı olan Işık Küre ise, 5500 derecedir. Güneşin 2.dış katmanı olan Renk küre ise, 10 milyon derecedir. Güneşin en dış katmanı olan Corona ise, 15 milyon derecedir. Bilindiği üzere bir sobadan uzaklaştığımızda sıcaklık azalır ama bu olay Güneşte çok farklı işlemektedir. Çünkü Güneşten uzaklaştığımızda sıcaklık olağanüstü bir şekilde artmaktadır. Bunun nedenini ise Bilim adamları, manyetik alanlar olduğunu belirtiyor. Bu manyetik alanlar ise,  Güneşin kendi çevresindeki dönüşünün Güneşin yüzeyinin her yerinde aynı olmamasından kaynaklanmaktadır. Bu farklılıkta Güneşte çok büyük manyetik alanlar oluşturuyor. Bu manyetik alanlar koptuğunda ise, Uzaya çok büyük bir enerji akımı fırlıyor. Bu enerji akımına ise de Güneş Rüzgârı denmektedir. Bu Güneş Rüzgârı ise,  proton ve elektronlardan oluşuyor. Bu enerji akımı da daha sonra Dünyadaki uydulara çarparak etkisiz hale getirebiliyor. Hatta bu enerji akımı, Uluslararası Uzay Üssündeki Astronotları bile etkileyebiliyor. Örneğin Eta Karaney’in Güneş Rüzgârı bize çarpsaydı bizim Dünyamızda yaşam oluşamazdı adeta her şey yanardı. Güneş Rüzgârının etkisi ise, Plüton’un dışına kadar uzanabiliyor. Buralara kadar ulaşan Güneş Rüzgârı, Uzaydan gelebilecek kozmik ışınlara karşı Dünyamızı ve de Güneş Sistemindeki bütün gezegenleri bu kozmik ışınlara karşı koruyabilmektedir. Dünyayı Güneş Rüzgârından koruyan ise, Dünyanın manyetik alanı ve de kalın atmosferidir. Ayrıca Dünyanın atmosferindeki Ozon sayesinde Güneşin yaydığı Morötesi ışınımın bize ulaşması büyük ölçüde engelleniyor.  Ozon tabakası ayrıca bizim için çok faydalı olan B vitamininin de Güneşten bize ulaşmasını sağlıyor. Yıldızların nasıl oluştuğu ise, Einstein’ın E=mc2 formülü ile bilinebilmiştir. Bu formül sayesinde Yıldızın enerjisini, içindeki maddelerden aldığı öğrenildi. Örneğin Yıldız, enerjisini hidrojenden almaktadır. Güneşin çekirdeğindeki 700 milyon ton hidrojen, helyuma ve artık enerjiye dönüşmektedir. İşte bu enerji de foton olarak 1500 yıl kadar sonra Güneşimizin dış yüzeyine taşınır. Daha sonra da bu fotonlar 8 dakika sonra Dünyaya ulaşıyor. Güneşte 15 dakikada üretilen enerji örneğin Dünyamızda tüketilen 1 yıllık enerjiye eşittir. Eğer bu enerjiyi kullanabilseydik, Enerjide devrim yapabilirdik.  Güneşimizin ölümünün ise, 5 milyar yıl sonra olacağı belirtiliyor. Güneşimizin ömrünün sonundaki çapı ise, 160 milyon kilometreye ulaşacak ve de bu safhaya Kırmızı Dev safhası denilecektir. En sonunda da Güneşimiz Elmasa dönüşecektir. Yani bu evreye Beyaz Işıklı Yıldız veya Nötron yıldızı da denilmektedir. Bu yıldız Dünyamızdan da büyük olmayacaktır. Bu ana gelmeden önce de Güneşimiz çok şişecek ve de Dünyayı içine alarak daha sonra da Dünyayı yakıp kavuracaktır. Güneşimizle ilgili diğer büyük sorulardan biri de Güneşimizin yüzeyinde bol miktarda bulunan Lityum Elementidir. Bilindiği üzere Lityum elementi Jüpiter gibi gaz gezegenlerde bulunur. Ama Güneşimizde de bulunması bize Güneşimizin doğum evresinde başka bir gaz gezegenle mi çarpıştığı sorusunu aklımıza getiriyor? Bilim adamları tarafından bu sorunun cevabının da bu yönde yani Güneşimizin ilk evresinde başka bir gaz gezegenle çarpıştığı belirtiliyor. Açık bir gecede ortalama gökyüzünde 3000 civarında yıldız görünür. Örneğin Bettelgeuse adındaki yıldız bizim Güneşimizden 20 kat daha ağır ve de çapı da örneğin Jüpiter’e kadar ulaşabiliyor.  Onun içindir ki Bettelgeuse’un çekirdeğinde olup bitenler Güneşimizin çekirdeğinde olup bitenlerden bir hayli farklıdır. Güneşimizden daha büyük yıldızlarda vardır. Mesela Eta Karaney. Eta Karaney, Bettelgeuse’dan da daha büyüktür. Ama saptayabildiğimiz en büyük yıldız ise, Vy Canis Majoris adlı dev yıldızdır.  Vy Canis Majoris, Evren’deki En büyük yıldızdır. Peki, bu yıldızların ölümü nasıl olmaktadır? Yıldız hidrojeni yakmayı bıraktığında, bu sefer yıldızdaki yerçekimi kuvveti daha da güçlenir. Ama yıldız çökmemek için bu sefer helyumu yakmaya başlar. En sonunda da yakacak bir şeyi bulamayan yıldızın çekirdeğinde demir oluşur. İşte bu demir de yıldızın ölüm fermanıdır. Demir oluşmaya başladıktan 2 saniye sonra da Yıldız, Süpernova biçiminde patlar ve de daha sonra etrafa bir Süpernova kalıntısı bırakır. Bu Süpernova kalıntısının içinde de yaşamı barındıran Yıldız tozu, Altın, Gümüş ve Platinyum gibi atomlar vardır. Aslında ilk yıldız, Büyük Patlamadan 200 milyon yıl sonra oluşmuş ve de daha sonra bu yıldız çok kısa bir sürede patlamıştır. İşte Evren’de gördüğümüz her şey böyle oluşmuştur. Trilyonlarca yıl sonra da Evren’de hiçbir yıldız kalmadığında Evren çok karanlık ve çok soğuk bir yer olacaktır. Biz aslında yıldızların altın çağında yaşıyoruz. Nedeni ise de Evren’in yıldızlarla kaplı olduğudur. Arkadaşlar, her zaman şunu unutmamanızı istiyorum: Biz yıldızların çocuklarıyız.

Süpernovalar, Evren’in En Muhteşemleridir. Örneğin; biz insanlar Süpernovadan meydana geldik. Süpernovada üretilen enerji Güneşimizin 10 milyar yılda ürettiği enerjiye eşittir. Etrafımızda gördüğümüz her şey Süpernovadan meydana geldi. Örneğin Demir. Güneşimizin 1,5 katına eşit olan bir yıldız patladığında Süpernova oluşur. Ama demir gibi elementler 1.Sınıf Süpernovada oluşmaktadır. Peki, Süpernovayı Fizik Bilimiyle nasıl anlatabiliriz sizce?  Süpernova kısaca şöyle izah edilebilinir: Yaşam sürelerinin sonuna gelen yıldızlar, Kütle Çekimi sayesinde çöker. Bu çökme sonucunda da Yıldızdan yayılan dalgalar, Yıldızın dış katmanıyla çarpışır. Bu çarpışma sonucunda da büyük bir patlama oluşur. Bu patlamanın sıcaklığı ise, 100 milyar derecedir. İşte bu patlamaya  biz Fizikçiler, Süpernova diyoruz. 1.Sınıf Süpernovada ise, yıldızlar çifttir. Bu sistemlere Starnova deniyor. 2.sınıf Süpernova ise, devasa yıldızlardan ve de tek yıldız sisteminden oluşmaktadır. Bu yıldızlar patladığında ise, Altın,Platin, Kobalt, Nikel gibi elementler oluşur. Bu yıldızlar patladığında da çekirdeğinde çok ağır bir yıldız olan nötron yıldızı oluşur. Örneğin bir çay kaşığı nötron yıldızı, 90.000.000 tondan ağır gelmektedir. Eğer bu nötron yıldızını Dünya yüzeyinde bırakacak olsaydık, Dünyayı tereyağı gibi kesip aşağıdan çıkardı. Süpernovaları anlamak isteyen bilim adamları, bu yıldızları simüle eden bir programla bu yıldızları bilgisayarda patlattı. Gerçekte oluşan bir Süpernova patlamasından elde edilen enerjiyle, simüle programdan elde edilen Süpernova enerjisi birbirine eşit çıkmadı. Bilim adamları bu farklılığı teşkil eden, %99 oranındaki enerjinin nereden geldiğini araştırdığında bu enerjinin Nötrino denilen bir parçacıktan kaynaklandığı tespit edildi. Bu olayı da Uzayda gözlemleyen bilim adamları gerçektende oluşan kayıp enerjinin Nötrinolardan Uzaya fırlatıldığını gözlemledi. Nötrinolar, Atomlardan trilyonlarca defa daha küçüktür. Nötrinolar ayrıca bütün Nükleer sistemlerden de elde edilmektedir.  Örneğin Atom Bombası, Nükleer Santraller gibi. Süpernovalardan çok daha güçlü bir patlama türü ise, Hipernova patlamalarıdır.Ama Süpernovalar, Hipernovalardan çok daha yıkıcıdır. Çünkü bir Süpernova patlaması tüm yönlere etki etki etmektedir. Peki, bana şöyle bir soru sorabilirsiniz? Dünyamız neden bir Süpernova patlamasında etkilenmiyor. Ben de bu soruyu şöyle yanıtlıyorum: Dünyamız bir Süpernova patlamasından etkilenmemek için gerekli uzaklığa sahiptir. Örneğin bir Süpernova patlamasından etkilenmemek için 50 ışık yılı uzaklıkta olmak gerekiyor. Bir Hipernova patlaması ise bir yıldızın kuzey ve güney yönlü patlayarak Uzaya çok güçlü Gama Işınları fırlatmasıdır. Bu Gama Işınları ise, bir Gezegeni toza çevirebiliyor. Hipernovalardan çıkan Gama Işınının  ışık hızıyla yol aldığını burada belirtmekte fayda görüyorum. Gama Işınının  etkilerini ise çok basit bir şekilde şöyle örnekleyebilirim: Örneğin bir Gama Işınına maruz kalan cam bardak kararmaktadır. Çünkü  Gama Işını, Atomdaki Elektronları koparıyor. Su ise bu durumda Gama Işınını geçirmediği için yalıtkan olarak kullanılabilir. Hipernovaları bu durumda kısaca şöyle özetleyebilirim:  Hipernovalar hem hız hem de  ışık olarak Süpernovalardan çok daha kuvvetlidir. Peki, Hipernovalar nasıl bulundu? Hipernovaların Uzayda bulunması ise şans eseri üzerine olmuştur. Örneğin Amerika, Hipernova patlamalarını şu olaylar nedeniyle tespit edebilmiştir: Amerika, Rusya’nın Nükleer bombalarını tespit etmek için Uzaya Vale uydusunu göndermiştir. Daha sonra da Uzayda çok kuvvetli Gama Işını patlamaları olduğunu fark edince Amerika, Rusya’nın Uzayda Nükleer bomba patlattığını sandı. Ama durum ise, tahmin edilenden çok farklıydı. Bu patlama türü, Uzaydaki en büyük patlama olan Hipernovanın patlamasıydı. Evren’deki en bilindik yıldızlardan ziyade Magnetar adındaki yıldızlarda vardır. Magnetarlar, Dünyanın manyetik kutuplarından trilyonlarca daha kuvvetli manyetik alanlar üretiyor.Bu magnetarlar Güneşimizin 30 katı olan yıldızların patlaması sonucu oluşmaktadır. Eğer bir Magnetarın 1000 km yakınında olsaydık, Magnetar yıldızı bizim kanımızdaki bütün demiri silip süpürürdü. Sonuç olarak biz, Yıldızların elemanıyız. Yıldızlar, Süpernova biçiminde patlayarak vücudumuzdaki bütün atomları oluşturdu. Eğer bir gece gökyüzüne baktığınızda oralarda bir yerlerde bir Süpernova oluşmuşsa, onlarla aramızda bir benzerlik olduğunu unutmayalım.

Evren’deki Gezegenlerin oluşumu tamamen Fizik ve Kimyaya bağlıdır. Güneşe yakın olan Gezegenler kayaç gezegenlerdir. Örneğin Merkür, Venüs, Dünya, Mars. Bunlara aynı zamanda iç gezegenlerde denir. Neden kayaç oldukları ise Güneşe yakın olduğuna bağlıdır. Merkür, Venüs, Dünya ve Mars gibi Gezegenler birçok Gökcisminin çarpışmasından oluşmuştur. İç gezegenlerin içinde bir tek Dünyanın manyetik alanı güçlüdür. Dünyanın manyetik alanının nasıl oluştuğu ise, şu an bilinemiyor. Dünyanın manyetik alanının, çekirdeğindeki sıvı demir magmanın hareket etmesiyle oluştuğu tahmin ediliyor. Bilim adamları, böyle bir manyetik alanı deneme amaçlı olarak bir laboratuvarda oluşturdu. Bu bilim adamları, bir kürenin içine sıvı sodyum koyup daha sonra da bu küreyi döndürdüklerinde aynı arabamızdaki Jeneratör gibi elektrik üretildi. Bu olay ayrıca sıvı demirin hareketinin de elektrik üretmesinin bir kanıtıdır. Mars’ın zamanında yüzeyinde su bulunduğuna dair bilgiler mevcuttur. Ama Mars’ın, manyetik alanı kaybolduğunda su ve atmosferi de kaybolur. Peki, Mars’ın manyetik alanı olduğunu nereden biliyorsunuz diye bir soru sorabilirsiniz? Bu soruya cevaben ben de Marstan Dünyaya düşen Alh84001 adındaki göktaşında bulunan yoğun manyetiklik özelliğini gösterebilirim.  Ama Mars’ın çekirdeğindeki manyetiklik kaybolduğunda Mars için ölüm zilleri de çalmaya başlar. Çünkü Güneşten fırlayan Güneş Rüzgârları Mars’ı silip süpürür. Bu Güneş Rüzgârları ise, çok güçlü manyetik alanlar sayesinde oluşabiliyor. Bu manyetik alanlar çarpıştığında ise, çok güçlü enerjik parçacıklar oluşuyor ve de Güneş tarafından da bu parçacıklar Uzaya püskürtülüyor. Bu parçacıkları da Astronotlar ancak uyuduğunda görebiliyormuş. Astronotların anlattığına göre bu güçlü enerjik parçacıklar kendi gözlerine ve beyinlerine çarptığı zaman görülüyormuş. Dış Gezegenler ise; Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün gibi gaz gezegenlerdir. Bu gezegenlerin gazdan oluşmalarının nedeni ise, Güneşten çok uzakta bulunmalarıdır. Bu gezegenlerin bulunduğu bölge çok soğuk ve tozla kaplı olduğu için de bu gaz ve toz yerçekimi nedeniyle birleşerek Dış gezegenleri oluşturmuştur. Dış gezegenlerin oldukça güçlü manyetik alanları bulunmaktadır. Özellikle Jüpiter’in çok güçlü manyetik alanı bulunuyor. Öyle ki bu manyetik alan, Dünyanın manyetik alanından 20.000 kat daha güçlüdür. Jüpiter’in nasıl manyetik alan oluşturduğuna gelecek olursak, Jüpiter’in derinlerindeki büyük miktardaki Hidrojen bu derinlikteki çok güçlü basınç ve sıcaklık nedeniyle metalik bir hal almıştır. Hidrojenin bu metalik hali ise, çok güçlü bir manyetik alan oluşturuyor. Bilim adamları tarafından araştırılan bu sorunun yanıtı da bu yöndedir. Ayrıca Satürn’ün ve Jüpiter’in atmosferlerinde oluşan auroraların nedeninin ise, Güneş Rüzgârları olmadığı, bu gezegenlerdeki çok kuvvetli manyetik alanlar olduğu belirtiliyor. Jüpiter’in atmosferi ise, 64.000 km derinliğindedir. Nasa tarafından Galileo uzay aracı Jüpiter’e gönderilmiş ve de bu araç Jüpiter’in atmosferinin 200 km derinliğine kadar inebilmiştir. Daha sonra ise Galileo, fazla derine inemeden yanmıştır. Nedenine gelecek olursak, Jüpiter’in derinlerine inildikçe sıcaklık ve basınçta olağanüstü bir şekilde artmaktadır.  Uzayda şu ana kadar Dünyaya benzer yaşanabilir bir gezegen bulunamadı. 2009 yılında Uzaya gönderilen Kepler uzay aracı da hala Uzayda bizimkine benzer bir Dünya keşfedememiştir. Bilim adamları yaşamın oluşması için de Gezegen üzerinde sıvı halde su bulunması gerektiğini belirtiyor. Dünyamıza Uzaydan baktığınızda mavi bir renkte olduğunu görürsünüz. Nedeni de Dünyamızda bulunan büyük miktardaki sudur. Suyun nereden geldiği sorusunu ise, Bilim Adamları şöyle cevaplıyor: Uzaydaki Meteor ve Kuyruklu yıldızların Dünyaya çarpması sonucunda.  Şu ana kadar 400 kadar Gezegen bulundu ama bu gezegenler bizimkine benzer gezegen değillerdir. Araştırmalar bu yönde büyük bir hızla ilerlemektedir. Bu gezegen araştırmalarının nedeni ise, Uzayda 400 milyar yıldız olduğuna göre yaşamın oluşmaması ihtimalinin çok düşük olmasıdır. Çünkü bu yıldızların etrafında çok miktar da gezegen olabilir. Bu gezegenlerin biri yıldıza doğru uzaklıkta ve de suyun sıvı halde bulunduğu bir yer de olabilir. Arkadaşlar, Evimiz olan Dünya gezegeni ise, tüm Evren içerisinde Muhteşem bir yerdir.