Arama Sonuçları..

Toplam 143 kayıt bulundu.
Abiyogenez Hipotezi Nedir?

Abiyogenez Hipotezi Nedir?

Yunan filozofu Aristo canlıların, cansız maddelerden kendiliğinden meydana geldiğine inanıyordu. (Abiyogenez hipotezi) Bu hipoteze göre döllenmiş yumurta gibi bazı madde parçaları bir aktif öz taşır. Bu aktif öz şartlar uygun olduğunda bir canlı meydana gelir. Aristo’nun bu görüşü ortaçağda birçok bilim insanı tarafından kabul edilmiştir. Aristo’nun görüşleri önce F. Redi’nin daha sonradan Louis Pasteur’ün düzenledikleri kontrollü deneylerde çürütülmüştür.F. Redi “Böcek sayıları üzerinde deneyler” adlı eserinde abiyogenez hipotezinin geçersizliğini şöyle anlatmıştır.Doğa bilimlerinde abiyogenez, yaşamın kökeni sorusu, yeryüzünde yaşamın canlı olmayandan nasıl gelişebildiğinin araştırılmasıdır. Bilimsel uzlaşmaya göre abiyogenez günümüzün 4,4 milyar yıl öncesi ile 2,7 milyar yıl öncesi arasında meydana gelmiştir. Bu zaman aralığının başı olan 4,4 milyar yıl öncesi, su buharının sıvılaştığı zamandır. 2,7 milyar yıl öncesi ise, sabit karbon (12C ve 13C ), demir (56Fe, 57Fe, ve 58Fe) ve kükürt (32S, 33S, 34S, ve 36S) izotop oranlarının mineral ve çökeltilerin biyolojik kaynaklı olduğuna, biyolojik göstergelerin ise fotosenteze [ölü/kırık bağlantı] işaret ettiği zamandır. Bu konu aynı zamanda, Büyük Patlama'dan beri evrenin 13,7 milyar yıllık gelişimi sırasında gerçekleşmiş olabileceği düşünülen, güneş sistemi veya dünya dışından yaşamın kaynaklandığını öne süren panspermia ve dış kaynaklı (eksojen) kuramlarını da içermektedir.Yaşamın kökeni çalışmaları biyoloji ve insanın doğal dünyayı anlaması üzerinde çok büyük etkisi olmasına rağmen sınırlı bir araştırma alanıdır. Bu sahadaki ilerlemeler, araştırılan sorunun önemi yüzünden birçok insanın ilgisini çekse de genellikle yavaş ve aralıklıdır. Önerilen birçok kuram içinde demir-kükürt kuramı (önce metabolizma) ve RNA dünya hipotezi (önce genler) en çok rağbet görenlerdir.Abiyogenezin klasik anlayışı olan, günümüzde daha açık olarak kendiliğinden oluş olarak bilinen kavrama göre, karmaşık, canlı organizmalar organik maddelerin çürümesi ile meydana gelir; örnek vermek gerekirse fareler depolanmış tahıldan veya kurtçuklar kendiliğinden ette oluşur.Aristo'ya göre yaprak bitlerinin bitkilerin üstüne sinen nemden, pirelerin kokuşmuş maddelerden, farelerin kirli tahıldan, timsahların suyun derinliklerindeki çürümüş ağaç kütüklerinden meydana geldikleri su götürmez bir gerçekti. 17. yüzyılda bu iddialar sorgulanmaya başlandı; mesela Sir Thomas Browne'ın 1646’da yayımlanan Pesudoxia Epidemica'sı (Genel Kabul Gören Öğretilerin ve Gerçeklerin Sorgulanması alt başlıklı), yanlış inanışlara ve kabaca işlenen hatalara bir saldırıydı. Çıkarımları büyük oranda kabul görmedi; örneğin çağdaşı Alexander Ross şunları yazmıştı: “Bunu (kendiliğinden oluşu) sorgulamak, nedeni, algıyı ve deneyimi sorgulamaktır. Eğer şüphesi varsa bırakalım Mısır'a gitsin, orada yerliler için bir felaket olan Nil'in çamurundan doğan tarlalar dolusu fare bulacaktır." Akşemseddin (1389-1459) Maddet-ül Hayat'ta geçen "Hastalıkların insanlarda teker teker peyda olduğunu zannetmek yanlıştır. Hastalıklar insandan insana gözle görülmeyecek kadar küçük tohumlar vasıtasıyla geçer" cümlesi ile ilk mikrop teorilerinden birini ortaya atmıştır. Daha sonra 1546'da fizikçi Girolamo Fracastoro salgın hastalıkların canlı olmayabilecek çok küçük, görünmez parçacıklardan ve sporlardan kaynaklanabileceğini kuramsallaştırdı, ancak bu görüş yaygın kabul görmedi. Daha sonra Robert Hooke 1665’te bir mikroorganizmanın ilk çizimlerini yayımladı. Kendisi aynı zamanda mantar örneklerini gözlemlerken keşfettiği hücreyi adlandırmış olmasıyla kayda geçmiştir.1676'da Anton van Leeuwenhoek mikroorganizmaları keşfetti; yaptığı çizimlere göre bunların protozoa ve bakteriler olduğu düşünülmektedir. Bu mikroskobik dünyaya olan ilgiyi ateşledi.İlk adım 1688'de bir et parçasına sineklerin yumurtalarını bırakması engellendiğinde larvaların oluşamadığının kanıtlamasıyla İtalyan Francesco Redi tarafından atıldı. Redi, deneyinde ilk başta ağzı açık kavanozların içine et parçaları koydu. Daha sonra bir süre beklediğinde et parçalarının üzerinde larvaların oluştuğunu gördü. Daha sonra sekiz kavanozun içine et koydu ve dördünün ağzını kapattı ve diğer dördünü açık bırakarak bir deney yaptı. Deneyin sonucunda sadece ağzı açık olan kavanozların yani sineklerin yumurtalarını bırakabileceği kavanozların içinde kurtçukların oluştuğunu gördü. Redi'nin karşıtları yani abiyogenezi savunanlar ise dört kavanozun hava almadığı için larvaların oluşmadığını savundular. Redi, bunun üzerine o dört kavanozun ağzını sadece hava alabilecek kadar küçük gözenekleri bulunan bezlerle kapatıp deneyi tekrarladı ve yine larvaların oluşmadığını gözlemledi. Redi'nin bu deneyi biyogenez'i destekler nitelikte bir deney olmuştur. 17. yüzyıldan günümüze en azından bütün yüksek ve gözle görülür organizmalarda, daha önceki kendiliğinden oluş kanaatinin yanlış olduğu açık bir şekilde gösterilmiştir. Alternatif görüş Latince tabiriyle "omne vivum ex ovo" idi: Her canlı daha önce yaşayan bir canlıdan (bir yumurtadan) gelir.1768'de Lazzaro Spallanzani mikropların havadan geldiklerini ve kaynatılarak öldürülebileceklerini kanıtladı. Ancak 1861'de Louis Pasteur hücre kuramıni destekleyen dikkatlice planlanmış deneylerle bakteri ve mantarlar gibi organizmaların besleyici ortamlarda canlı olmayan maddelerden kendiliğinden üreyemeyeceğini kanıtladı, böylece hücre teorisini güçlendirdi. Charles Darwin19. yüzyılın ortalarında Pasteur ve diğer araştırmacılar canlıların cansız maddeden kendiliğinden üreyemeyeceğini kanıtlayınca, yaşamın doğal yollardan nasıl meydana geldiği sorusu ortaya çıktı.[kaynak belirtilmeli]Charles Darwin, 1 Şubat 1871'de Joseph Dalton Hooker’a yazdığı mektupta yaşamın ilk kıvılcımının “amonyak ve fosfor tuzları, güneş ışığı, sıcaklık, elektrik akımı vb. unsurların bulunduğu ılık bir su birikintisinde" oluşmuş olabileceğini, "böylece daha karmaşık değişimlere gidebilecek bir protein bileşiğinin kimyasal olarak oluşabileceğini” öne sürmüştür. Bu iddiasını şöyle açıklamaya devam etmiştir: “canlı organizmaların oluşumundan önceki bir olgu olarak artık tespit edilemeyecek şekilde günümüzde bu madde çoktan ortadan kalkmış veya sindirilmiştir.” Diğer bir deyişle yaşamın kökeninin ancak arınık (steril) laboratuvar ortamında araştırılabileceğini ifade ediyordu.Haldane ve Oparin1924'te Aleksandr Ivanovich Oparin, yaşamın evrimi için gerekli yapıların oluşmasında ihtiyaç duyulan organik moleküllerin sentezlenmesini atmosferde bulunan oksijenin engellediğini deneyle kanıtlayana kadar abiyogenez konusunda elle tutulur bir ilerleme kaydedilemedi. Oparin, Yeryüzünde Yaşamın Kökeni  isimli eserinde güneş ışığının etkisinde, oksijensiz bir atmosfer ortamında organik moleküllerden bir “ilkel çorba” oluşabileceğini iddia etti. Bunlar giderek daha karmaşık şekillerde bir araya gelip nihayet bir koaservat damlacığının içinde çözünmüş olabilirlerdi. Bu damlalar diğer damlalarla kaynaşarak "büyümüş" ve kardeş damlalara bölünerek "üremiş" olabilirdi. Böylece "hücre bütünlüğünü" sağlayan unsurları içeren ilkel bir metabolizma içeren damlacıklar varlıklarını sürdürmüş, diğerleri de yok olmuş olabilirdi. Günümüzdeki birçok yaşam kökeni kuramı Oparin’in düşüncelerini başlangıç noktası olarak alır. Aynı tarihlerde J.B.S. Haldane de –şimdiki okyanuslardan çok farklı olan- yaşam öncesi okyanusların, yaşamın yapı taşları olan organik bileşikleri içeren “sıcak derişik çorbalar” oluşturmuş olabileceklerini öne sürdü. Bu düşünce, biyopoyez veya biyopoez (canlıların canlı olmayan ama kendi kendini üreten maddelerden oluşması işlemi) olarak adlandırılmıştır.Dünyanın Oluşumundaki Şartlar Morse ve MacKenzie, okyanusların dünya oluştuktan 200 milyon yıl kadar sonra, yüksek sıcaklık (100 °C) indirgeyici bir ortamda meydana gelmiş olabileceğini ve o dönemde 5,8 olan doğal pH'nin hızla nötralleşmekte olduğunu öne sürdüler. Bu iddia Wilde tarafından desteklenmektedir, Batı Avustralya’daki Narryer Dağı’nda değişime uğramış kuvarsitteki zirkon kristallerinin daha önceleri 4,1–4,2 milyar yaşında olduğu sanılırken Wilde bunların yaşını 4.404 milyar yaşında olduğunu göstermiştir.Kuvarsit Bu şu anlama gelmektedir: Okyanuslar ve kıtasal kabuk Dünya’nın oluşumunu takip eden 150 milyon yıl içinde oluştu. Buna rağmen Hadean döneminin iklimi yaşamın oluşması için uygun değildi. Bu dönemde çapı 500 kilometreyi bulan büyüklükteki cisimlerin sık sık dünyaya çarpması muhtemeldi, böyle bir çarpmadan birkaç ay sonra okyanus tamamen buharlaşıp, su buharı ve kaya tozları dünyayı çepeçevre saran bulutlanmaya neden olmuş olabilir. Birkaç aydan sonra bulutların yüksekliği azalmaya başlamış ancak bulut seviyesi sonraki bin yıl boyunca yüksek kalmış olabilir. Daha sonraki iki bin yıl içinde yağmurlar yavaşça bulutların yüksekliğini düşürdüğünden çarpma olayından ancak 3000 yıl sonra okyanuslar orijinal derinliklerine ulaşmıştır. Ay ve iç gezegenleri (Merkür, Mars ve muhtemelen Dünya ve Venüs) 3,8 milyar yıl ile 4,1 milyar yıl arasında çiçek bozuğu gibi yüzeylere sahip hale getiren Geç Dönem Ağır Bombardıman, eğer o zamana kadar yeryüzünde yaşam meydana gelmişse büyük olasılıkla onu ortadan kaldırmıştır.Çarpma sonucu meydana gelen yıkıcı çevresel hasarlar arasındaki zaman aralıklarının, kendi kendini üreten proto-organizmaların oluşumu için gereken süreden daha uzun olması gerektiği göz önüne alınırsa, yaşamın kendi kendine oluşabileceği dönem farklı ortamlar için hesaplanabilir. Maher ve Stephenson’un çalışması eğer derin denizde hidrotermal ortam yaşamın kökeni için uygun bir ortam sağlamışsa, abiyogenez 4 ila 4,2 milyar yıl önce meydana gelmiş olabilir. Eğer yeryüzünün yüzeyinde olmuşsa abiyogenez 3,7 ila 4 milyar yıl önce meydana gelmiş olabilir.Başka bir araştırma yaşam için daha serin bir başlangıç önermektedir. Stanley Lloyd Miller tarafından yapılan araştırma, sentezlenmek için adenin ve guanin'in suyun donma sıcaklığı, ancak sitozin ve urasil’in kaynama sıcaklıklarına ihtiyaç duyduğunu göstermiştir. AdeninAraştırmasına dayanarak yaşamın kökeninin dondurucu soğuğa ve patlayan meteoritlere ihtiyaç duyduğunu iddia etmiştir.[21]. 1972 – 1997 arasında Antarktika’da buzda bırakılan amonyak ve siyanürün yedi değişik amino asit ve 11 tip nükleobaz oluşturduğu bulunmuştur. Hauke Twins ise donma koşullarında tek iplikli bir RNA zincirinin kalıp olarak kullanılarak 400 baz uzunluğunda yeni bir RNA moleküllünün oluştuğunu göstermiştir. Bu yeni RNA ipliği büyüdükçe kalıp molekülüne bağlanmaktadır. Bu kadar düşük sıcaklıkta bu tepkimelerin sıra dışı hızının açıklaması ötektik donmadır. Buz kristali oluşurken, saf halde kalır: yalnızca su molkülleri büyüyen kristale katılır, tuz veya siyanür gibi katışıklar ise dışlanır. Bu katışık maddeler buz içindeki mikroskopik sıvı ceplerde birikir ve bu birikme moleküllerin daha sık birbirleriyle çarpışmasına neden olur.Yaşamın erken dönemde belirmesinin kanıtı Batı Grönland’daki Isua süper kabuk kemerinde ve yakınındaki Akilia Adası’ndaki benzer oluşumlarda bulunmaktadır. Kaya oluşumlarına giren karbonun δ13C değeri yaklaşık -5'dir, oysa canlıların 12C'yi tercihli kullanımı nedeniyle biokütlenin δ13C değeri -20 ile -30 arasındadır. Bu izotopik parmak izleri çökeltilerde saklanmıştır ve Mojzis bu tekniği kullanarak yeryüzünde yaşamın yaklaşık olarak 3.85 milyar yıl önce başlamış olduğunu kanıtlamıştır. Lazcano ve Miller (1994) yaşamın evrimleşme hızının orta okyanustaki denizaltı sıcak su kaynakları ekseninde suyun devinimiyla belirlendiğini iddia etmektedir. Bir devinim 10 milyon yıl sürmektedir, böylece üretilen herhangi bir organik bileşik 300 °C’yi geçen sıcaklıklarla ya değişime uğramış ya da imha olmuştur. DNA ve proteinli, 100 kilobaz genomlu ilkel bir heterotroftan 7000 genli flamentöz bir siyanobakteriye evrimleşmesi için 7 milyon yıla ihtiyaç olduğunu tahmin edilmektedir.Günümüzdeki modellerYaşamın kökeni için standart bir model yoktur. Ancak günümüzdeki modellerin çoğu, aşağıda kabaca ortaya çıkma sırasında göre sıralanmış, yaşam için gerekli moleküler ve hücresel unsurların keşiflerine dayandırılmıştır:Fenilalanin temel amino asitlerden biridir1.Makul canlılık öncesi şartlar, amino asitler gibi yaşamın temel basit moleküllerinin (monomerlerinin) oluşmasını sağlar. Bu Miller-Urey deneyi ile 1953'te Stanley Lloyd Miller ve Harold Clayton Urey tarafından gösterilmiştir.2.Uygun bir uzunlukta fosfolipidler hücre duvarının temel bir bileşeni olan çift katlı lipit katmanını kendiliğinden oluşturabilir.3.Nükleotidlerin polimerizasyonu ile oluşan rastgele RNA molekülleri kendi kendini üreten ribozimlerin oluşmasına neden olmuş olabilir. (RNA dünya hipotezi)4.Katalitik etkililik ve çeşitlilik için doğal seçim baskısı, peptidil transfer katalileyebilen (ve dolayıyla küçük proteinlerin oluşturabilen) ribozimler meydana getirebilir, çünkü oligonükleotitler RNA ile birleşip daha iyi katalizürler oluştururlar. Böylece ilk ribozom meydana gelir ve protein sentezi daha yaygınlaşır.5.Proteinler katalitik yetenek açısından ribozimlerle rekabet ederek geçmişlerdir ve dolayısıyla dominant biopolimer olmuşlardır. Nükleik asitler başlıca genom kullanımına sınırlanmışlardır.Temel biyomoleküllerin kaynağı daha kesinleşmemiş olmakla beraber, yukarıdaki 2. ve 3. adımların önemi ve sıralması kadar tartışmalı değildir. Yaşamın kaynaklandığı düşünülen temel kimyasal maddeler şunlardır:1.Metan (CH4),2.Amonyak (NH3),3.Su (H2O),4.Hidrojen sülfür (H2S),5.Karbon dioksit (CO2) veya karbonmonoksit (CO), ve6.Fosfat (PO43-).Moleküler oksijen (O2) ve ozon (O3) ya çok azdı veya yoktu.2008 yılı itibarıyla yaşamın gerekli özelliklerini taşıyacak temel bileşikleri kullanarak henüz hiç kimse bir "proto hücre" oluşturabilmiş değildir ("tabandan başlayan yaklaşım"). Bu yönde bir belirti olmayınca açıklamalardaki ayrıntıları eksik kalmaktadır. Ancak, bazı araştırmacılar, mesela Steen Rasmussen Los Alamos Ulusal Laboratuarı'nda ve Jack Szostak Harvard Üniversitesi'nde bu konuda çalışmalarını sürdürmekteler. Diğer araştırmacılar ise "tepeden inme yaklaşım"ın daha verimli olduğunu öne sürmüşlerdir. Craig Venter ve Genom Araştırma Enstitüsü'ndeki bir grubun bu yaklaşım ile mevcut prokaryotların gen sayısını gittikçe azaltmaktalar, böylece yaşam için en az sayıda gereksinimleri belirlemeye çalışmaktalar. Biyolog John Desmond Bernal, bu işlem için Biyopoez terimini geliştirmiş ve yaşamın kökenini açıklamada belirlenebilecek belli sayıda tanımlı "aşama" olduğunu iddia etmektedir:Aşama 1: Biyolojik monomerlerin oluşumuAşama 2: Biyolojik polimerlerin oluşumuAşama 3: Moleküllerin hücreye evrimiBernal, Darwinci evrimin çok önceden, 1. ve 2. aşamalar arasında başlamış olabileceğini öne sürmüştür.Organik moleküllerin kökeniDünyanın oluşumunda organik moleküllerin üç adet kökeni vardı:1.diğer enerji kaynakları (ultraviyole ışığı veya elektrik boşalmaları gibi) aracılığıyla organik sentez (örnek:Miller'ın deneyleri).2.dünyadışı nesneler (ör: karbon kondirit);3.ani şoklardan kaynaklanan organik sentezlerBu kaynaklara dair son zamanlarda yapılan tahminlerde dünyanın erken dönemine ait atmosfer ortamında, 3,5 milyar yıldan önceki zamanda meydana gelen ağır bombardıman sonucu meydana gelen organik madde miktarının diğerleri ile kıyaslanınca çok daha fazla olduğu iddia edilmektedir.Miller deneyleri (İlkel Çorba Kuramı)Ayrıca bakınız: Miller deneyi1953'te profesör Harold Urey ve asistanı Stanley Lloyd Miller bir deneyle, organik moleküllerin dünyanın oluşum döneminde inorganik maddelerden kendiliğinden oluşabileceğini gösterdi. Günümüzde çok ünlü olan bu deney temel organik monomerlerin oluşumunu sağlamak için ileri derecede indirgenmiş moleküllerden oluşmuş bir gaz karışımı - metan, amonyak ve hidrojen- kullanmıştı.Ancak Miller-Urey deneyindeki gaz karışımının dünyanın ilk dönemlerindeki atmosferi ne kadar yansıttığı tartışmalı bir konudur. Diğer daha az indirgenmiş gazlar daha düşük bir birikim ve çeşitlilik göstermektedir. Önceleri yaşam öncesi atmosferde önemli miktarda oksijen olduğu tahmin ediliyordu bu da organik moleküllerin oluşumunu engellerdi; ancak hâlen bunun öyle olmadığı konusunda fikir birliği vardır. Bakınız Oksijen Felaketi.Basit organik moleküller elbette tam anlamıyla işlevsel kendi kendini üreten bir yaşam formundan daha çok uzaktı. Ancak yaşam öncesi hiçbir oluşumun olmadığı bir ortamda bunlar bir araya gelip ve kimyasal evrim ("çorba teorisi") için zengin bir ortamın oluşturmuş olabilirler. Diğer taraftan bu şartlar altında cansız maddelerden oluşan monomerler sayesinde üst düzey polimerlerin kendiliğinden oluşumu basit bir süreç değildir. Deneylerde, yaşamın oluşumu için gerekli temel organik monomerlerin yanı sıra polimerlerin oluşumunu engelleyecek bileşikler de oluşmuştur.Bu teorinin çözümsüz bıraktığı en önemli sorunun, “bir proto hücre oluşturmak için yoğun etkileşim içindeyken görece olarak basit organik yapı bloklarının nasıl polimerize olduğu ve daha karmaşık yapılar oluşturdukları” olduğu söylenebilir. Mesela sulu ortamda oligomerlerin/polimerlerin kendi bileşenleri olan monomerlere hidrolizi, tek monomerlerin polimerlere yoğunlaşmasına tercih edilecektir. Aynı zamanda Miller deneyi amino asitlerle tepkimeye girecek veya peptid zincirini kıracak birçok ürün ortaya çıkarmaktadır.Derin deniz sıcak su kaynağı teorisi Derin deniz sıcak su kaynağıDünyada yaşamın kökenine dair derin deniz sıcak su kaynağı teorisi, gezegeni çevreleyen ay veya gezegenlerin çekim kuvveti gibi mekanizmalar nedeniyle ısınan, kimyasal açıdan zengin sıvıların deniz tabanından yükselmesiyle yaşamın başlamış olabileceğini iddia etmektedir. Sıcak su kaynağından gelen hidrojen sülfit ve hidrojen ile karbon dioksit gibi indirgenmiş gazlar ile uygun bir oksitleyici arasındaki redoks reaksiyonları (tepkimeleri) sonunda kimyasal enerji elde edilebilir.Fox deneyleri1950'lerde ve 1960'larda Sidney W. Fox, dünyanın ilk oluşum zamanındaki muhtemel koşullar altında peptit yapılarının kendiliğinden oluşumu üzerinde çalıştı. Amino asitlerin kendiliğinden küçük peptitler oluşturabileceğini gösterdi. Bu amino asitler ve küçük peptitler mikroküreler olarak adlandırılan kapalı küresel yapılar oluşturmuş olabilirdi.Eigen hipotezi1970'lerin başında yaşamın kökeni sorunu için Max Planck Biyofizik Kimya Enstitüsü'nden (Max Planck Institut für biophysikalische Chemie) Manfred Eigen ve Peter Schuster konuya eğildiler. Yaşam öncesi çorbada moleküler kaos ve kendi kendini üreten hiper daire arasındaki geçiş süreçlerini incelediler.Bir hiper dairede, bilgi bir depolama sistemi (muhtemelen RNA) bir enzim üretir, bu da başka bir bilgi sisteminin olşumunu katalizler, bu işlem birçok kere tekrarlandıktan sonra en sonuncu ürün ilk bilgi sisteminin oluşumunu sağlar. Matematiksel olarak hiper dairelerin, doğal seçim ekseninde bir çeşit Darwinci evrime uğrayan quasispecies'ler (Türkçede türümsü öneriliyor) meydana getirebileceğini göstermişlerdir. Hiper daire teorisine önemli bir destek, RNA’nın bazı durumlarda kendi kimyasal tepkimelerini katalizleyebilme yeteneğine sahip olan ribozimler oluşturabilmesinin keşfedilmesiyle geldi. Ancak bu tepkimeler (uzun bir RNA molekülünün daha kısalaştığı) kendi kendine kısaltmalarla ve herhangi bir yararlı proteini kodlama yeteneğinden yoksun daha nadir küçük eklemelerle sınırlıdır. Hiper daire teorisini zayıflatan bir diğer nokta, söz konusu RNA moleküllerinin nükleotit gibi biyokimyasallara gerek duyacağı, Miller-Urey deneyinin gerçekleştiği şartlarda ise bu kompleks moleküllerin oluşmadığıdır.Wächtershäuser’ın hipoteziİçinden çıkılmaz bir soruna dönen polimerizasyon problemine getirilen yanıtlardan birisi ise 1980'lerde Günter Wächtershäuser’ın demir-kükürt kuramı oldu. Bu teoriye göre teorisyen (biyo)kimyasal patikaların yaşamın evriminin temeli olduğunu öne sürdü. Bugünün basit gaz bileşiklerinden organik yapı bloklarının sentezi için alternatif yollar sağlayan en eski reaksiyonlardan bugünün biyokimyasına kadar götüren tutarlı bir sistem sundu.Dış enerji kaynaklarına (yıldırım veya mor ötesi ışınlara) ihtiyaç duyan klasik Miller deneylerinin aksine "Wächtershäuser sistemleri" kendi içinden enerji kaynaklarını içermektedir: demir sülfürleri ve diğer mineraller (örneğin pirit). Bu metal sülfürlerin redoks reaksiyonlarından ortaya çıkan enerji sadece organik moleküllerin sentezi için değil, aynı zamanda oligomerlerin ve polimerlerin sentezi için de müsaittir.Yapılan deneyde az bir miktar dipeptid (%0,4 ten % 12,4’e kadar) ve az bir miktar tripeptid (%0.10) üretildi. Ancak yazarlar aynı zamanda şu notu eklediler: “aynı benzer koşullar altında dipeptitler hızlıca hidrolize edildi (suyla kesime uğradılar)”Radyoaktif sahil teorisiWashington Üniversitesi, Seattle'dan Zachary Adam şimdikinden çok daha yakında olan bir aydan kaynaklanan gelgitlerin uranyumun radyoaktif taneciklerinin ve diğer radyoaktif elementlerin o zaman varolan kıyılarda suların üst seviyelerinde yoğunlaşmasına neden olabileceğini, bunların buralarda yaşamı oluşturan yapı blokları üretmiş olabileceğini iddia etmektedir. Astrobiyoloji dergisinin cilt 7 sayfa 852'deki bilgisayar modellemesine göre, benzer radyoaktif maddelerin Gabon'da Oklo uranyum maden yatağında belirlendiği gibi benzer şekilde kendi kendini sürdüren nükleer reaksiyonlar gösterebilmektedir. Bu tip radyoaktif sahil kumu, sudaki asetonitrilden amino asit ve şeker gibi organik moleküller üretmeye yetecek enerji sağlamaktadır. Aynı zamanda radyoaktif monazit, kum tanecikleri arasındaki ortama çözünür fosfat salarak onun biyolojik olarak "erişilebilir" kılar. Böylece amino asitler, şekerler ve çözünür fosfatlar eş zamanlı olarak bu teoriye göre üretilebilirler. Radyoaktif aktinitler organik-metalik komplekslerin (karmaşıkların) içinde yer almış olabilir. Bu kompleksler yaşam süreçlerinin erken katalizörleri olmuş olabilir.Aberdeen Üniversitesi'nden John Parnell, böylesi bir sürecin ıslak kayalık herhangi bir gezegenin ilk dönemlerinde yaşamın potasının bir parçasını oluşturabileceğini düşünmektedir; yeter ki radyoaktif mineralleri yüzeye çıkaran kıtasal levha hareketleri sistemini üretecek kadar büyük olsun bu gezegen. Dünyanın ilk oluşum dönemlerinde gezegenin küçük "levhacıktan" oluştuğu düşünüldüğü için bu durum bu süreçler için uygun bir ortam mevcuttu.HomokiraliteAyrıca bakınız: HomokiraliteKimyasal evrimdeki bazı süreçler homokiralitenin kaynağını oluşturduğu düşünülmelidir; örnek vermek gerekirse canlı organizmalarda tüm yapı blokları benzer özelliklere sahiptir: sol elli amino asitler, sağ elli nükleik asit şekerleri riboz ve deoksiriboz ve kiral fosfogliseritler. Kiral moleküller sentezlenebilir ancak bir kiral kaynak veya bir kiral katalist olmazsa iki enantiyomer eşit oranda oluşur. Buna rasemik karışım denir. Clark, homokiralitenin uzayda başlamış olabileceğini ileri sürmüştür, çünkü Murchison göktaşındaki amino asitler üzerinde yapılan araştırmalar, L-alaninin D formundan iki kat daha fazla ve L-glutamik asidin de D formundan 3 kat daha sık bulunmuştur. Gezegenin oluşum döneminde etrafını saran halkanın içinde polarize ışığın bir enantiomeri yok edecek güce sahip olduğu öne sürülmektedir. Noyes Beta bozunumunun rasemik bir karışımda D-lösinin parçaladığını ve dünyanın erken devrelerinde çokca bulunan 14C’ün bunun nedeni olabileceğini gösterdi. Robert M. Hazen, değişik kiral kristal yüzeylerin makro moleküllere dönüşen kiral monomer birimlerinin olası yoğunlaşması ve bir araya gelmesi için kümeleşme ve sentez mekanları olabildiğini bildirmektedir. Bir kez oluştuktan sonra doğal seleksiyon kiralite lehine olacaktır. Şekerler sağ ellilik özelliği gösterirken amino asitler sol ellilik özelliği gösterdiğinden, göktaşlarında bulunan organik bileşiklerde yapılan çalışmalar kiralitenin abiyojenik sentezin bir karakteristiği olduğunu düşündürtmektedir.Kendi kendine organize olma ve kopyalamaKendi kendine organize olma ve kendini kopyalama özellikleri sıklıkla canlı sistemlerinin tanımlayıcı özelliği olarak olarak düşünülür; ancak uygun koşullarda benzer özellikleri gösteren birçok abiyotik (cansız) molekül örnekleri vardır. Mesela Martin ve Russel bulunduğu çevreden hücre zarları ile fiziksel olarak kompartımanlaşmasının ve kendi içinde bulunan redox reaksiyonlarının (tepkimelerinin) kendi kendine organize olmasının canlı varlıkların en korunmuş nitelikleri olduğunu göstermekte ve dolayısıyla bu niteliklere sahip olan inorganik maddelerin yaşamın en yakın atası olduğunu tartışmaktadırlar.Organik moleküllerden protocel'lere (ata hücrelere)"Basit organik moleküller nasıl bir proto-hücre (ön hücre) oluşturabilir?" sorusu büyük oranda yanıtsızdır ancak birçok hipotez vardır. Bazıları ("önce genler diyenler) nükleik asitlerin erkenden ortaya çıktıklarını öne sürerken , diğerleri (önce metabolizma diyenler) biyokimyasal reaksiyon ve yolların evrimini başlangıç olarak ileri sürmektedir. Son zamanlarda her ikisini birleştiren hibrid modelleri öne çıkaran eğilimler söz konusudur."Önce Genler" Modelleri: RNA dünya hipoteziAyrıca bakınız: RNA dünya hipoteziRNA dünya hipotezi, kendiliğinden oluşan göreceli kısa RNA moleküllerinin kendi kopyalanmalarını katalizleme yeteneğine sahip olmuş olabileceğini ileri sürmektedir. Bu oluşumun olasılığını tahmin etmek güçtür. Bu oluşum ile ilgili çeşitli teoriler öne sürülmüştür. İlk hücre membranları kendiliğinden, proteinoitlerden oluşmuş olabilir. Proteinoitler amino asit çözeltileri (solüsyonları) ısıtıldığında oluşan protein benzeri moleküllerdir, bunlar sulu çözeltide doğru konsantrasyonda bulunduklarında bunların kapalı zar (membran) kompartımanlarına benzer mikroküreler oluştururular. Diğer olasılıklar kilde veya pirit kayaların yüzeyinde meydana gelen kimyasal reaksiyon sistemlerini içermektedir. Dünyanın oluşumunda RNA'nın önemli bir ol oynadığını destekleyen unsurlar,1.Onun hem bilgi depolama hem de (bir ribozim olarak) kimyasal reaksiyon katalizleme yeteneği,2.Modern organizmalarda (DNA biçiminde) genetik bilginin ifadesi ve muhafazasında bir araç olarak sahip olduğu önemli roller;3.Dünyanın ilk oluşumundaki şartlara yakın şartlar altında onu oluşturan bileşiklerin (nükleotitlerin) kolayca kimyasal sentezinin olabilmesidir.Diğerlerini kopyalayacak görece kısa RNA molekülleri laboratuvar ortamında üretilebilmiştir.Araştırmacılar sitozin ve urasilden nükleotidlerin abiyojenik sentezinin çok zor olduğunu dikkati çekmişlerdir. Sitozin 100 °C'de 19 günlük, donmuş suda ise 17.000 senelik bir yarı ömre sahiptir. Larralde ve arkadaşları "ribozun genelde kabul görmüş prebiyotik sentezi olan formoz reaksiyonu, herhangi bir seçicilik olmaksızın pek çok şeker tipi üretmektedir" demektedir. ve şu sonuca varmaktadırlar: "sonuçlar ilk genetik materyalin omurgasının riboz ve diğer şekerleri, dengesiz yapılarından dolayı, içermediğini düşündürmekteir." RNA'daki riboz ve fosforik asidin ester bağı hidrolize olmaya eğilimli olarak bilinmektedir.Bu hipotezin biraz farklı bir biçimine göre, ilk kendi kendini üreten molekül PNA, TNA veya GNA gibi bir nükleik asit tipiydi, bu daha sonra RNA ile yer değiştirdi."Önce Metabolizma" modelleri: demir-kükürt kuramı ve diğerleriBirçok model bir "çıplak gen"in kendini kopyaladığı düşüncesini reddetmekte ve sonradan RNA kopyalamasının ortaya çıkışı için bir ortam sağlayabilecek ilkel bir metabolizmanın meydana gelmesi gerektiğini varsaymaktadır.Bu düşüncenin ilk ortaya konuluşlarından birisi 1924'te Aleksandr Ivanovich Oparin'in, DNA yapısının keşfinin evveline dayanan, kendi kendini kopyalayan vezikül kavramıdır. 1980'lerde ve 1990'lardaki en son geliştirmeler ise Günter Wächtershäuser'in demir-kükürt kuramı ve Christian de Duve'ün tiyoesterlere dayanan modelleridir. Genler olmaksızın bir metabolizmanın ortaya çıkışı konusunda daha soyut ve teorik iddialar 1980lerin başında Freeman Dyson tarafından ortaya konan bir matematiksel model ve bu on yılın sonuna doğru tartışılan Stuart Kauffman'ın toplu otokatalitik kümeler kavramıdır.Ne var ki, Günter Wächtershäuser tarafından ileri sürülen, indirgeyici sitrik asit döngüsü gibi kapalı bir metabolik döngününün kendiliğinden oluşabileceği iddiası kanıtlanamamış durumdadır. Son yirmi yıldır yaşamın kökeni konusundaki çalışmalara liderlik etmiş Leslie Orgel'e göre bu iddianın kanıtsız kalacağını düşünmek için yeterli gerekçe var. "Kendi kendini Organize eden Biyokimyasal Çevrimler" başlıklı bir makalede  Orgel şu cümle ile kendi iddiasının açıklamasını özetlemektedir: "Halen indirgeyici sitrik asit döngüsü gibi çok adımlı bir döngünün FeS/FeS2'in veya benzer başka bir mineralin yüzeyinde kendi kendini organize etmesini beklemek için bir neden yoktur." Yaşamın başlangıcında başka tip bir metabolik yolun takip edilmiş olması muhtemeldir. Mesela, indirgeyici bir sitrik asit döngüsü yerine (bugün doğada karbon dioksit sabitlemesinin dört yönteminden biri olan) "açık" asetil CoA yolu, bir metal sülfür yüzey üzerinde kendi kendine organize olma fikriyle daha uyumlu olacaktır. Bu seçeneğin anahtar enzimi olan karbon monoksit dehidrojenaz/asetil KoA sentaz, reaksiyon merkezlerindeki karışık nikel-demir-kükürt öbekleri bulundurur ve tek bir adımda (asetil-tiyol'ün modern bir biçimi olarak kabul edilebilecek olan) asetil KoA'nın oluşumunu katalizler.Kabarcık teorisiSahilde sonlanan dalgalar kabarcıklardan oluşan kırılgan bir köpük oluşturur. Okyanus boyunca esen rüzgarların sahilde biriken ağaç dal parçaları gibi nesneleri kıyıya doğru sürükleme özellikleri vardır. Organik moleküllerin benzer şekilde sahillerde birikmesi olasıdır. Sığ kıyı suları, ayrıca daha sonra buharlaşma yoluyla molekülleri daha da yoğunlaştırabilecek şekilde ılıktır. Başlıca sudan oluşan kabarcıklar kolayca patlamasına karşın, amfifil bulunduran sudada oluşan kabarcıklar çok daha dayanıklıdır, önemli denemeleri gerçekleştirmek için daha fazla zamana sahiptir.Amfifililer, hidrofobik bir molekülün bir veya her iki ucunda hidrofilik bir başı olan yağlı bileşklerdir. Bazı amfifiler suda kendiliğinden zarlar oluşturmaya eğilimlidir. Küre şeklinde kapalı bir zar su içerir ve günümüzdeki hücre zarının hipotetik olarak öncüsüdür. Eğer bir protein gelip ana kabarcığın bütünlüğünü artırıyorsa, bu durum o kabarcığa bir üstünlük sağlamakta ve doğal seçilimin bekleme listesinde o en üst sıraya yerleştirilmiş olur. Kabarcıkların patlaması sonucunda deneyin sonuçlarını çevrelerine saçmaları ilkel bir üreme olarak düşünülebilir. Ortama yeterince doğru eleman dağıtıldığında ilk prokaryot, ökaryot ve çok hücreli organizmalar yaşamaya başlamış olabilir.Benzer şekilde, mikro küre olarak adlandırılan protein benzeri moleküllerden oluşturulan kabarcıklar, doğru şartlar altında kendiliklerinden oluşacaktır. Ancak hücre zarları muhtemelen amino asit bileşiklerinin öncülleri değildir, çünkü hücre zarları başlıca lipitlerden oluşur. (Abiyogenez ile ilişkili zar küre tipleri için bakınız protobiontlar, misel, koaservat.)Fernando ve Rowe tarafından geliştirilen son bir model enzimatik olmayan otokatalitik metabolizmaların proto-hücrelerin içine alınmasının, daha evvelki modellerin metabolizmasına has yan reaksiyon sorununun önünü almak için bir çözüm olmuş olabileceğini önermektedir.Diğer modellerOtokatalizİngiliz etolog Richard Dawkins 2004'te yayınlanan Ataların Hikayesi isimli kitabında yaşamın kökeni için olası bir açıklama olarak oto katalizleme hakkında yazdı. Otokatalistler kendilerinin oluşumunu katalizleyen maddelerdir ve dolayısıyla basit bir molekül koplayıcısı olma özelliğine sahiptirler. Kitabında Dawkins, Kaliforniya'da Scripps Araştırma Enstitüsünde Julius Rebek ve meslektaşları tarafından yapılan, otokatalist amino adenozin triasit ester (AATE) ile amino adenozin ve pentaflorofenil esteri birleştirdiği deneylere değinir. Deneydeki bir sistem kendi sentezlerini katalizleyen AATE'nin türevlerini içermekteydi. Bu deney, otokatalistlerin kalıtsallık göstererek bir topluluk içinde birbirleriyle rekabet edebilecekleri olasılığını göstermiş oldu; bu sistem doğal seçimin ilkel bir biçimi olarak yorumlanabilir.Kil teorisiGlasgow Üniversitesi'nden Dr A.Graham Cairns-Smith 1985’te kile dayanarak yaşamın kökenini açıklayan bir model ortaya koydu ve Richard Dawkins de dahil olmak üzere başka birçok bilim insanı tarafından akla yatkın bir açıklama olarak kabul edildi.Kil Teorisi karmaşık organik moleküllerin daha önceden var olan, inorganik bir kopyalama tabanı –çözelti içinde silikat kristalleri- üzerinden aşamalı olarak geliştiğini öne sürmektedir. Farklı tip kil kristal yüzeyleri organik moleküllere farklı seçici baskılar uygulayarak onların karmaşıklaşmasını sağlamış olabilir, belli bir aşamadan sonra bu moleküllerin kendilerin kopyalama yeteneği silikat “çıkış noktalarından” bağımsız olarak devam edebilir hale gelmiş olabilir.Cairns-Smith kimyasal evrimin diğer modellerinin sıkı bir eleştirmenidir. Ancak kendisi, kendi modelinin de diğer modeller gibi yetersizlikleri olduğunu kabul etmektedir (Horgan 1991).2007’de Kahr ve arkadaşları potasyum hidrojen ftalat kristalleri kullanarak kristallerin bilgi aktarma aracı olarak kullanılabileceği fikrini inceleyen deneylerini duyurdular. Deneyde, kusurları olan “ana” kristaller kesildiler ve çözeltiden “yavru” kristalleri büyütmek için tohum olarak kullanıldılar. Araştırmacılar, daha sonra kristal sistemi içinde kusur dağılımlarını incelediler ve ana kristallerdeki kusurların “yavrularında” da aynen tekrarlandığını tespit ettiler. Yavru kristallerin fazladan birçok kusuru daha vardı. Gen tarzı bir davranışta ek kusurların “çocuklarda” daha az olmalıdır; bu nedenle Kahr kristallerin “bir nesilden sonrakine mesaj depolama ve aktarmada yeterince yetkin olmadığı” olmadığı sonucuna varmıştır. ".Gold'un "Derin Sıcak Biyosfer Modeli"1990'ların sonuna doğru nanob olarak adlandırılan, derin kayalarda bulunan, bakteriden daha küçük ama DNA içeren ipliksi yapılar keşfedildi. Bu keşif 1970'lerde Thomas Gold tarafından savunulan ve yaşamın dünyanın yüzeyinde değil kilometrelerce altında meydana geldiğini öne süren teori ile ilişkilendirildi Günümüzde mikrobiyal yaşamın Yeryüzünün sığ derinliklerinde (yüzeyden itibaren beş kilometre) başlıca aşırı şartlara dayanıklı arkelerden oluştuğu genel kabul görmüştür; bakteriler yaşamak için yüzeye daha yakın ortamlarda yaşamaktadır. Güneş Sistemimiz içerisinde başka bir cismin yüzeyinin altında mikrobiyal yaşamın keşfinin bu teoriye inanılırlık sağlayacağı iddia edilmektedir. Thomas Gold organik bir madde birikintisi içinde gelişen yaşamın orada bulunan bütün besini tüketip yok olacağından dolayı, varlığını sürdürebilmesi için aynı zamanda derin, ulaşılamaz bir kaynaktan besin sızıntısı olması gerektiğini savunmuştur. Gold’un teorisine göre besin akışı Dünyanın mantosundan ilk başta varolan metan çıkışına bağlıdır. Derinlerde bulunan ve tortulardaki karbon bileşiklerinden uzakta olan mikropların besin temini için daha geleneksel açıklamalara ise, bu organizmaların su ve kayalardaki (indirgenmiş) demir bileşikleri arasındaki etkileşim sonucu ortaya çıkan hidrojenden yararlandığıdır."İlkel" dünyadışı yaşamDünyada başlayan bir abiogenez düşüncesine alternatif oluşturacak bir hipotez ilkel yaşamın dünyanın dışında oluşmuş olabileceğidir; uzayda veya yakın bir gezegende (Mars). (Eksogenez olarak adlandırılan bu kuram ile panspermia kavramları ilişkilidir ama eşanlamlı değidir.). Bu teoriyi savunanlardan birisi de Francis Crick'di.Organik bileşikler uzayda göreceli olarak yaygındır, özellikle uçucu maddelerin güneş ısısıyla buharlaştığı dış güneş bölgesinde. Kuyruklu yıldızların dışı koyu bir malzeme ile kaplıdır, bu katran benzeri maddenin, basit karbon bileşiklerinin ultraviyole ışınımı ile tepkimesi ile oluşan karmaşık organik malzeme olduğu düşünülmektedir. Bir kuyruklu yıldız yağmurunun bu içerikteki önemli miktarda karmaşık organik molekülleri dünyaya getirmiş olabileceği tahmin edilmektedir.Yukardaki hipotezle ilişkili ama ona alternatif bir diğer hipotez, yaşamın Mars'ta oluştuğudur. Bu hipoteze göre dünyanın soğumasıyla üzerinde yaşamın belirmesi arasında geçen zaman çok kısadır ve bu, prebiyotik evrim için açıkça çok kısadır. Daha küçük boyutundan dolayı Mars Dünya'dan birkaç milyon yıl önce soğumuş, Dünya'nın hâlâ çok sıcakken orada prebiyotik süreçlere olanak kılmıştır. Daha sonra, Mars’a asteroit ve kuyrukluyıldız çarpmalarıyla savrulan kabuk malzemesi ile birlikte yaşam Dünya'ya taşınmıştır. Bu arada Mars hızla soğumaya devam etti ve sonuçta evrimın ve hatta yaşamın devamı için uygunsuz hale geldi (Mars, volkanik faaliyetlerinden dolayı atmosferini kaybetmiştir); Dünya da Mars ile benzer bir kaderi paylaşmaktadır ama o yönde yavaş ilerlemektedir.Bu hipotezlerin her ikisi de yaşamın ilk nasıl başladığına dair soruyu yanıtsız bırakıyor, sadece soruyu başka bir gezegen ya da kuyrukluyıldıza kaydırıyor. Ancak ilkel yaşamın Dünya dışı bir kaynağı olduğu tezinin avantajı, yaşamın bulunduğu her gezegende oluşmak zorunda olmaması, bunu yerine tek bir yerde oluşup daha sonra kuyruklu yıldızlar veya göktaşları aracılığıyla diğer yıldız sistemlerine ulaşabildiğini savunmasıdır. Bu yaklaşımın mantıklılığını destekleyecek kanıt yetersizdir ancak son yıllarda Antartika’da bulunan göktaşları üzerinde yapılan araştırmalarda ve ekstremofil mikroorganizmalarla ilgili incelemlerde bu varsayım için destek bulunmaya başlamıştır. Ek bir destek ise enerji kaynağı ışınetkinlik  olan bir bakteriyal ekosistemin bulunmasıyla geldi.Yakın bir tarihte Jason Dworkin tarafından düzenlenen bir deneyde, dünyadışı ortamın şartlarını taklit ederek, donmuş su, metanol, amonyak ve karbon monoksidi ultraviyole ışığına tabi tutulmuştur. Bu bileşim suya daldırıldığında, çok sayıda organik madde ortaya çıktı, bunlar kendi kendine organize olup kabarcıklar meydana getirdiler. Dworkin bu kabarcıkların hücre zarlarına benzediğini, yaşamın kimyasının içine alan ve onu yoğunlaştıran, onu dış dünyadan ayıran bir duvar oluşturduğunu düşünmektedir.Bu deneylerde üretilen kabarcıklar 10 ila 40 mikrometre veya yaklaşık alyuvar boyutunda idi. Dikkat çekici bir biçimde kabarcıklar ultraviyole ışığına tutulduğunda floresan ışıma gösteriyordu. Ultraviyoleyi emmesi ve onu bu yolla görünebilir ışığa çevirmesi ilkel hücreye enerji sağlamanın yollarından biri olarak düşünüldü. Eğer bu tip kabarcıklar yaşamın kökeni için bir rol oynadıysa, floresans ilkel fotosentez için bir öncü olmuş olabilirdi. Bu tip bir floresan ışıma aynı zamanda UV radyasyonu tarafından meydana getirilebilecek herhangi bir zararı da güneş koruma etkeni gibi işlev görerek ortadan kaldırmış olabilir. Böylesi bir koruma işlevi ilkel dünyada yaşam için hayati önem taşımış olmalıdır, çünkü güneşin en zararlı ultraviyole ışınlarını kesen ozon tabakası, fotosenteze bağlı yaşam oksijen üretmeye başlayıncaya kadar oluşamamıştır.Lipit DünyasıKendini kendini ilk kopyalayan nesnenin bir lipit olduğunu savunan bir teori de mevcuttur. Fosfolipitler su içinde çalkalandıklarında iki katlı tabakalar oluştururular, aynen hücre zarlarında olduğu gibi. Bu moleküller ilkel dünyada yoktular ancak diğer amfililik uzun zincir moleküller de zar oluşturmaktadır. Dahası bu cisimler ek lipitlerin eklenmesiyle büyüyebilirler ve aşırı genişleme sonucunda kendiliğinden ikiye bölünebilirler; iki "yavru" cisimde aynı boyut ve lipit bileşimind korunacaktır. Bu teorideki ana fikir, lipit yapılarının moleküler bileşiminin bilgi depolama için bir başlangıç aşaması olduğu ve evrim sonucunda bilgiyi daha uygun bir şekilde depolayabilen RNA veya DNA gibi polimer yapıların belirdiğidir. Henüz Lipit Dünyası teorisini destekleyecek herhangi bir biyokimyasal mekanizma ortaya konamamıştır.Polifosfat DünyasıAbiogeneszin birçok senaryosundaki sorun amino asitlerle peptitler arasındaki termodinamik dengenin peptitlerin aleyhinde olmasıdır. Teorilerde eksik olan, polimerizasyonu teşvik edecek bir güçtür. Bu sorunun çözümü polifosfatların özelliklerinde olabilir. Polifosfatlar sıradan monofosfat iyonlarının PO4−3 ultraviyole ışınlarıyla polimerizasyonu sonucu oluşur. Polifosfatlar aminoasitlerin peptitlere polimerize olmasına neden olur. İlkel okyanuslar üzerinde yeterince bol miktarda ultraviyole ışını olmalıdır. Anahtar sorun kalsiyumun fosfta ile tepkiyerek çözünmez kalsiyum fosfat (apatit) oluşturmasıdır, dolayısıyla serbest kalsiyum iyonlarını çözeltiden uzak tutacak makul bir mekanizmanın bulunması gerekmektedir.Polisiklik Aromatik Hidrokarbon DünyasıKarmaşık moleküllerin diğer kaynakları öne sürülmüştür, Dünya dışı yıldız sistemleri ve yıldızlararası kaynaklar dahil olmak üzere. Mesela, tayf çözümlemelerinden, organik moleküllerin kuyruklu yıldızlarda ve göktaşlarında bulunduğu bilinmektedir. 2004’te bir grup araştırmacı bir nebulada polisiklik aromatik hidrokarbonların izini belirledi. Bunlar bu güne kadar uzayda bulunan en karmaşık moleküllerdir. RNA Dünyası'nın oluşumunda PAH’ların kullanılığı PAH Dünya Hipotezi’nde önerilmiştir. Spitzer Uzay Teleskobu yakın bir tarihte güneşe benzer bir şekilde oluşmakta olan HH 46-IR isimli bir yıldız tespit etti. Yıldızı çevreleyen diskte, siyanür bileşikleri, hidrokarbonlar ve karbon monoksit içeren geniş bir molekül yelpazesi bulunmaktadır. PAH'lerin uzayda geniş bir alana dağıldıkları teyid olmuştur; PAH'ler dünyadan 12 milyon ışık yılı uzakta galaksi M81'in yüzeyinde de bulunmuştur.Çoklu başlangıçDünyanın tarihinin başlarında farklı yaşam biçimleri yaklaşık eş zamanlı olarak belirmiş olabilir. Diğer yaşam biçimler ya yok olmuş, kendi farklı biyokimyalarıyla farklı fosiller bırakmış olabilir, ya ekstremofiller olarak varlıklarını sürdürüyor olabilir, ya da mevcut yaşam ağacının organizmalarına benzemelerinden dolayı fark edilmeden basitçe yaşıyor olabilirler. Mesela Hartman birkaç teoriyi bir araya getirmektedir;İlk organizmalar karbon dioksit sabitleyerek oksalik ve diğer dikarboksilik asitleri oluşturan, kendini kopyalayan demir zengini killerdi. Bu kendini kopyalayan kil sistemi ve onların metabolik fenotipi daha sonra sıcak su kaynaklarının kükürt zengini bölgelerine evrimleşerek azot sabitleme yeteneğini kazandı. Bu evrimleşen sisteme en sonunda fosfat katılması, nükleotit ve fosfolipitlerin sentezine olanak sağladı. Eğer biyo-sentez biopoezin evrelerini tekrarlıyorsa o zaman amino asitlerin sentezi pürin ve pirimidin bazlarının sentezinden önce gelmiştir. Amino asit tiyoesterlerinin polipeptitlere polimerizasyonu da, amino asit esterlerinin polinükleotitler tarafından yönlendirilmiş polimerizasyonundan önce meydana gelmiştir.Kaynaklar- Brooks, J; Shaw, G. (1973). Origins and Development of Living Systems.. Academic Press. ss. 359. ISBN 0-12-135740-6.-De Duve, Christian (Jan 1996). Vital Dust: The Origin and Evolution of Life on Earth. Basic Books. ISBN 0-465-09045-1.-Fernando CT, Rowe, J (2007). "Natural selection in chemical evolution.". Journal of Theoretical Biology 247: 152–67.-Horgan, J (1991). "In the beginning". Scientific American 264: 100–109.-Huber, C. and Wächterhäuser, G., (1998). "Peptides by activation of amino acids with CO on (Ni,Fe)S surfaces: implications for the origin of life". Science 281: 670–672.-Martin, W. and Russell M.J. (2002). "On the origins of cells: a hypothesis for the evolutionary transitions from abiotic geochemistry to chemoautotrophic prokaryotes, and from prokaryotes to nucleated cells". Philosophical Transactions of the -Royal Society: Biological sciences 358: 59–85.Russell MJ, Hall AJ, Cairns-Smith AG, Braterman PS (1988). "Submarine hot springs and the origin of life". Nature 336: 117.-Schopf, J. W.; et al. (2002). "Laser-Raman imagery of Earth's earliest fossils". Nature 416: 73–76. doi:10.1038/416073a. PMID 11882894.-Maynard Smith, John; Szathmary, Eors (2000-03-16). The Origins of Life: From the Birth of Life to the Origin of Language. Oxford Paperbacks. ISBN 0-19-286209-X.-Hazen, Robert M. (Dec 2005). [http://newton.nap.edu/books/0309094321/html Genesis: The Scientific Quest for Life's Origins]. Joseph Henry Press. ISBN 0-309-09432-1.-Morowitz, Harold J. (1992) "Beginnings of Cellular Life: Metabolism Recapitulates Biogenesis". Yale University Press. ISBN 0-300-05483-1-http://publishing.royalsociety.org/cell-evolution Dedicated issue of Philosophical Transactions B on Major Steps in Cell Evolution freely available.]-http://publishing.royalsociety.org/emergence-of-life Dedicated issue of Philosophical Transactions B on the Emergence of Life on the Early Earth freely available.]-Luisi, Pier L. (2006). [http://www.cambridge.org/catalogue/catalogue.asp?isbn=9780521821179 Emergence of Life: From Chemical Origins to Synthetic Biology]. Cambridge University Press. ISBN 0-521-82117-7.

http://www.ulkemiz.com/abiyogenez-hipotezi-nedir

Neptün Gezegeni ve Özellikleri

Neptün Gezegeni ve Özellikleri

Üzerinde yaşamış bulunduğumuz gezegen olan Dünya, evrende Samanyolu galaksisi içerisinde yer almaktadır. Dünya’nın konumu daha da daraltıldığında ise karşımıza Güneş sistemi çıkmaktadır. Dünya, güneş sisteminin bir üyesi olmakla birlikte bu sistem içerisinde Dünya dışında yine birçok gezegen yer almaktadır. Neptün de, bu gezegenlerden birisidir. Neptün, sistemde yer alan dokuz büyük gezegenden birisidir. Güneşe uzaklık bakımından ise 8. sırada yer almaktadır. Neptün ile ilgili birçok bilimsel tespitlerde bulunulmuştur. Bu tespitlere göre, Neptün’ün Güneş’e olan uzaklığı 4 milyar 494 milyon km kadardır. Bu gezegen, Güneş çevresinde haraket etmekle birlikte gezegenin Güneşin çevresinde tam dönüşü, 164,79 yılda gerçekleşmektedir. Bu gezegen, Dünya’dan çıplak gözle görülememektedir. Bunun nedeni ise, gezegenin oldukça soluk olmasıdır. Eğer Neptün’e teleskop araılığıyla bakılırsa, ortaya yeşilimsi bir renge sahip disk biçiminde bir görüntü çıkmaktadır. Gezegenin şekli yuvarlak olmakla birlikte, gezegenin kenarları karanlıktır. Astronomi bilim adamları ise bu duruma ”kenar kararması” adı vermişlerdir.   Neptün’ün mitolojik bir önemi de bulunmaktadır. Öyle ki, bu gezegene Poseidon da denilmektedir. Poseidon ise, Eski Yunanlılarda deniz ve de su tanrısı anlamına gelmektedir. Romalılar ise, deniz ve su tanrısına direkt olarak Neptün adı vermişlerdir. Neptün, oldukça büyük bir gezegendir. Bu bakımdan, büyüklük olarak Uranüs, Satürn ve de Jüpiter’e benzemektedir. Bilim adamlarınca Neptün ile Dünya’nın büyüklükleri karşılaştırılmıştır. Ortaya çıkan sonuçlara göre Neptün, Dünya’dan tam 17 kat daha ağırdır. Yapılan araştırmalar sonucunda, bu gezegenin herhangi bir canlı yaşamına uygun olmadığı ortaya çıkarılmıştır. Neptün’ün yaklaşık olarak 20 bin km çapında ve kayaç yapılı bir çekirdeği bulunmaktadır. Bu çekirdeğin çevresinde ise bir atmosfer tabakası bulunur ve bu tabakanın kalınlığı 15 km civarıdır. Bu atmosferin helyum ve hidrojen gazlarından meydana geldiği sanılmaktadır. Bu konuda tam olarak henüz kesin bir bilgiye ulaşılamamıştır. Atmosferin en üst bölgesinde metan gazı olduğu anlaşılmıştır. Bu gaz, bulutlanarak kümelenmiştir. Güneş’ten gelen kırmızı renkli ışınlar bu bulutlar tarafından emilir ve dışarıya salınmaz. Yeşil ve de mavi güneş ışınları içinse aynı durum söz konusu değildir. Bu tür ışınlar, bulutlar tarafından yansıtılmaktadır. Neptün’ün mavimsi yeşil bir görüntüye sahip olmasının nedeni budur. Neptün’ün sahip olduğu atmosfer tabakasının en üst bölgeleri oldukça soğuktur ve bu bölgelerde sıcaklık -210 derece civarında seyretmektedir. Neptün, Güneş’e en uzak 8. gezegen olmasınaa rağmen, -210 derece sıcaklık oldukça yüksektir. Bu durum, bilim adamlarınca merak edilmiş ve açıklanmaya çalışılmıştır. Yapılan araştırmalarla kesin bir sonuca ulaşılamamış fakat, bazı iddialar ortaya atılmıştır. Bu iddiaların başında ise, Neptün’ün atmosferinin en üst kısmında Güneş ısısını tutma özelliği olan özel bir katman bulunduğu gelmektedir. Bir diğer iddiaya göreyse, Neptün gezegeninde bir iç ısı kaynağı bulunduğudur. Neptün’ün 8 adet uydusu bulunmaktadır. Önceden iki uydusu var sanılırken, 1989 yılında gezegenin 6 adet daha uydusunun olduğu tespit edilmiştir. Yazar: Erdoğan Gül http://www.bilgiustam.com

http://www.ulkemiz.com/neptun-gezegeni-ve-ozellikleri

Bahtsız <b class=red>Gezegenler</b>: Mars Ve Venüs

Bahtsız Gezegenler: Mars Ve Venüs

Madem Mars ve Venüs de Güneş’in yaşam kuşağının içinde yer alıyor, o halde niçin bunlar yaşama elverişli değiller?Venüs gezegeni, atmosferinin içerdiği sera gazları yüzünden olağanüstü bir küresel ısınmaya maruz kalmış ve yüzey sıcaklığı 450 derecenin üzerine kadar yükselmiş. Atmosferi de dünyadan çok ama çok daha kalın ve yoğun. Öyle ki; yüzeyindeki atmosfer basıncı denizin 1 km altındaki basınçla eşit düzeyde. Aşırı sıcaklık ve hayvani basınç yüzünden burada gelişkin bir yaşam elbette mümkün olamaz. Ayrıca çok yavaş döndüğünden, Venüs’ün etkin bir manyetik alanı oluşamaz ve bu nedenle güneşin zararlı ışınlarına ve atmosferi aşındırıcı etkisine açık. Venüs dünya gibi dönebilseydi, 24 (hatta 80-100) saatlik gece-gündüz döngüleri yaşanabilseydi ve daha ince bir atmosferi olsaydı, bugün ortalama hava sıcaklığı 32-33 derece olan tropik bir gezegen olabilirdi. Kısmet, mümkün olmamış…Mars ise küçük ve çelimsiz bir gezegen olduğundan, kayda değer bir manyetik alan oluşturamadığından, ısıyı tutacak kalınlıkta bir atmosferi uzun dönemler boyu koruyamıyor. Var olan atmosferini de atmosferden saymak (dünyanın binde biri) epey ayıp kaçacağı için üzerinde ne bir damla su kalmıştır, ne de gelişkin yaşama dair herhangi bir iz… Atmosfersizlikten dolayı tahmin edeceğiniz gibi gündüzleri ortalama -20, geceleri ise -90 derecelerde gezer sıcaklık. Gerçi hakkını yemeyelim, ekvatorda öğle saatlerinde hava sıcaklığı kısa süreler için +20 derecelere kadar yükselir.Mars biraz daha; kalın bir atmosferi tutabilicek kadar büyük olabilseydi, şu anda ortalama yüzey sıcaklığı 8-10 derece olan serin fakat rahatça yaşanabilir bir gezegen olabilirdi. Kısmet, olmamış işte…Not: Her iki gezegende de “gelişkin” yaşam bulunmadığını söyledik. Fakat bu, yaşamın hiçbir çeşidinin bulunmadığı anlamına gelmiyor. Üzerlerinde zor şartlar altında yaşama uyum sağlamış “ekstremofil” mikroorganizmalar var olabilir.Zafer EmecanKOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/bahtsiz-gezegenler-mars-ve-venus

Büyük Patlama (Bıg-Bang) Teorisi -1

Büyük Patlama (Bıg-Bang) Teorisi -1

Büyük patlama teorisi, yaklaşık 13.7 milyar yıl önce evrenin tek ve belirsiz bir hacme sahip bir noktadan (tekillikten) hızla genişleyerek bugünkü halini aldığını söyler. İlk andan itibaren evren bu tekil yoğunluktan genişlemeye başlamış, hızla devam eden genişme sürecinde zamanla atom çekirdeklerinin (hidrojen, helyum ve çok az lityum) oluşabileceği kadar düşük yoğunluk ve sıcaklığa ulaşmış, yeterince genişledikten sonra ise bu hidrojen ve helyum gazlarının kütleçekimsel etkilerle kendi üzerlerine çökmeye başlaması sonucu ilk yıldızlar ve galaksiler oluşmuştur.Aradan geçen milyarlarca yıl içinde bu ilk (ve büyük kütleli) yıldızlar patlayarak çekirdeklerinde oluşan ağır elementleri uzay boşluğuna saçtı. Bu ilk kuşak yıldızlarla ilgili şu yazımızı okuyarak bilgi alabilirsiniz. Sonraki kuşak yıldızlar, bu ağır elementleri de içerdiği için daha küçük ve yaşamı destekleyebilecek gezegenler de içeren yıldızların oluşması mümkün oldu. Teori, ilk oluşan galaksilerin içerdiği yıldızların ağır elementlerce (astronomlara göre hidrojen ve helyum dışındaki her element ağırdır, metaldir) fakir olduğunu, bugün bildiğimiz oksijen, silisyum, karbon gibi elementlerin bu yıldızların patlamaları sonrasında ortaya saçıldığını anlatır. Buna göre, ilk yıldızlar büyük oranda hidrojen ve helyumdan oluşuyordu ve ağır elementler içermiyorlardı.Peki bu kanıya, yani evrenin bir başlangıcı olduğu fikrine nereden vardık?Uzak galaksi kümelerinden gelen ışığın “kırmızıya kayma”sının, “doppler etkisi” nedeniyle gerçekleştiği varsayımına dayanılarak bunları söylüyoruz. Doppler etkisi, ışığın veya sesin, yani bir “dalga”nın uzaklaştıkça dalga boyunun büyümesi, yakınlaştıkça küçülmesidir. Şöyle ki, bir ışık kaynağı sizden uzaklaşıyorsa, ışığın giderek kırmızılaştığını, yaklaşıyorsa mavileştiğini görürsünüz. Tıpkı sesin uzaklaştıkça “pes”leşmesi, yakınlaştıkça “tiz”leşmesi gibi. Bu da şu demek oluyor; uzak galaksi kümelerinin ışıkları hafifçe kırmızıya doğru kayıyorsa bizden uzaklaşıyor olmalılar. Eğer gökyüzünün her yanındaki galaksi kümeleri bizden uzaklaşıyorsa, aslında evrenin genişlediğini düşünebiliriz.Bu varsayım, -evrenin genişlemesi- temel alınarak; “madem genişliyor, çok eskiden bir zamanlar tüm evren tek bir noktada yoğunlaşmış olmalı” denilerek big-bang teorisi geliştirilmiştir.1) Tekillik, sıfır hacme sahip ve alışık olduğumuz fizik kurallarının geçerli olmadığı oluşumlara denilir. Örneğin karadelikler gerçekte kendi çaplarında küçük birer tekilliktir.2) Teorinin adı “büyük patlama” olsa da, gerçekte patlayan bir şey yok, ani bir genişleme var. Yani fotoğrafta gördüğün gibi bir durum söz konusu değil. Big-bang teorisine bu “patlama çağrıştıran” ismini, teorinin kurucuları değil, teoriyle alay eden bir bilim insanı vermiştir.KOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/buyuk-patlama-big-bang-teorisi-1

Trans Neptunıan (Neptün Ötesi) Objeler

Trans Neptunıan (Neptün Ötesi) Objeler

Bir zamanlar “10. gezegen” saçmalıklarıyla ünlerine ün, paralarına para katan komplo teorisyenlerinin ve UFO’cuların sesi, bilim insanlarının bırakın onuncuyu, 17, 18, 19, hatta 20. gezegeni bulması ile kesildi.“Eski uygarlıklar çok gelişmişti, bizden çok daha fazlasını biliyordu” diye alttan alttan konuşmayı sürdürseler de, son Marduk 2012 ve Foton Kuşağı safsatası elde patlamasaydı ne iyi olacaktı…Fotoğrafta, Trans-Neptunian (Neptün ötesi) objeler de denilen ve dış Güneş Sistemi’ni sarmalayan Kuiper Kuşağı’nda yer alan Pluton benzeri gezegenler listelenmiş. Bunların sayıları böylesine çok olunca ve daha keşfedilememiş onlarcasının olduğu farkedilince, “Cüce gezegen” denilen yeni bir sınıf oluşturularak Pluton’la birlikte bu sınıfa dahil edildiler. Dolayısıyla Güneş Sistemi artık 8 gezegen ve onlarca cüce gezegenin yer aldığı bir yer olarak tanımlanıyor.Komplo teorilerini merak ve takip edenler için şimdiden müjdeyi vereyim; önümüzdeki yıllarda, “kuiper kuşağının ötesinde” Güneş’in bir kahverengi cüce eşinin bulunduğu söylentileri ve bu söylentinin üzerine geliştirilen mitler ortalığı sarmaya başlayacak.Zafer EmecanKOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/trans-neptunian-neptun-otesi-objeler

TEK TEK DAĞLARI MİLLİ PARKI

TEK TEK DAĞLARI MİLLİ PARKI

İli : ŞANLIURFA Adı : TEK TEK DAĞLARI MİLLİ PARKI Kuruluşu : 2007 Alanı : 19.335 ha. Konumu : Şanlıurfa ili, merkez ilçesi, Harran ilçesi ve Akçakale ilçesindedir. Ulaşım : Batıdan doğuya doğru Viranşehir ilçesi istikametini takiben güneye inilerek 45 km. mesafe ile ulaşılmaktadır. Kaynak Değerleri :           Mezopotamya’nın en eski yerleşim yerlerinden biri olan Şanlıurfa, akarsulara yakın olması, ticaret yollarının kesiştiği noktada yer almasından ötürü tarihi boyunca stratejik bir öneme sahip olmuştur. Arap tarihçisi Ebul FARAÇ’a göre; Şanlıurfa, Nuh Tufanından sonra yeryüzünde kurulan ilk yedi yerleşimin ilkidir. Merkeze bağlı Örencik Köyü Göbeklitepe’de 2001 yılında gerçekleştirilen kazı çalışmaları sonucu kentin tarihinin M.Ö. 9500’e Çanak Çömleksiz Neolitik döneme kadar uzandığı görülmüştür. Tek Tek dağlarının bulunduğu coğrafyada birçok medeniyet yaşamıştır. Eyyubiler, Memluklar, Türkmen Aşiretleri, Timur Devleti, Akkoyunlular Dulkadirbeyliği, Safeviler ve sonrasında 1516’da Osmanlı sınırları içine katılmıştır. Kentin bilinen en eski ismi Edesadır. Kent köklü bir kültür mirasına sahiptir. Dünyanın, ilk İslam Üniversitesi; Dünya Kültür Mirası’na dahil edilmesi düşünülen Harran, Şanlıurfadadır. Milli Park alanı içerisinde tarihi ve arkeolojik açıdan önemli alanlar bulunmaktadır. Bunlar, Han-el Ba’rur Kervansarayı, Şuayb Şehri Harabeleri ve Soğmatar Harabeleridir. Soğmatarda kökü Harran Sin kültürüne dayanan Sabizm ve Baştanrı Marilaha’nın kültür merkezi olduğu bilinen örende sözde baştanrıya ve mukaddes gezegenlere (Güneş, Ay, Satürn, Jüpiter, Mars, Venüs, Merkür) ibadet edilen ve kurban kesilen açık hava mabedi olup, önemli kalıntıları teşkil etmektedir. Ayrıca, Roma devrine ait çok sayıda kaya mezarları bulunmaktadır. Türkiye bitkilerinin yaklaşık %30-35’nin Güneydoğu Anadolu Bölgesinde yayılış gösterdiği bilinmektedir. Ayrıca, bazı tarım bitkilerinin (buğday, arpa ve baklagil) gen merkezi olarak bilinmektedir. Güneydoğu Anadolu Bölgesinde 304 endemik tür olduğu belirlenmiş olup, bunlardan 58 tanesi Şanlıurfa ili çerçevesinde yetişmektedir. Milli Park alanının büyük bir bölümünde menengiç bitkisi (pictacia terebinthus L.) yayılış göstermektedir. Alan otsu türler açısından zengindir. Yöreye endemik olan Peygamber çiçeğinin (centaurea) 138 yıl sonra ortaya çıkması önem arz etmektedir. Bunun dışında, gelincik (Papaver rhoes), kekik (Tymus sp.), sütleğen (ephorbia sp.), köy göçüren (circium arvense) ve papatya mevcuttur. Kurt, alakarga ekin kargası, kınalı keklik ve nesli tehlikede olan ceylan (gazella dorcas) alanın faunasını oluşturmaktadır. Tek Tek Dağları; flora, fauna zenginliği, kültürel, tarihi ve arkeolojik özellikleri ile ülkemizde ve dünyada hızlı değişimlerin yaşandığı ve her geçen gün doğal niteliğini koruyan alanların azaldığı 21. yüzyılın başlarında milli park statüsüne alınıp, korunarak, sürdürülebilir kullanımının sağlanması, ülkemizin sahip olduğu doğal değerlerin ve zenginliklerin devamlılığı açısından büyük önem arz etmektedir. Görünecek Yerler : Sene mağarası, Şuayb Şehri Harabeleri, Soğmatar Harabeleri, Soğmatar’da kutsal tepeye yönelen tapınaklar. Mevcut Hizmetler :  Konaklama : Alan içerisinde konaklama tesisi bulunmamaktadır. İrtibat :           Çevre ve Orman Bakanlığı          Şanlıurfa İl Çevre ve Orman Müdürlüğü : 0 414 3479321          Şanlıurfa DKMP Şube Müdürlüğü : 0 414 3479330

http://www.ulkemiz.com/tek-tek-daglari-milli-parki

Güneş Ve <b class=red>Gezegenler</b>in Orantılı Büyüklükleri

Güneş Ve Gezegenlerin Orantılı Büyüklükleri

Tüm Güneş Sistemini bir araya getirdiğimizde oluşacak olan kütlenin %99.8’ini Güneş tek başına karşılar. Kalan %0.2’lik kütlenin ise yarısından fazlası Jüpiter’e aittir. Daha başka bir ifadeyle Jüpiter, Güneş haricinde sistemimizdeki her şeyin; tüm gezegenlerin, meteorların, cüce gezegenlerin ve kuyruklu yıldızların toplamından daha ağırdır.Güneş ve Jüpiter’den artan yaklaşık %0.07’lik kütlenin yarısından fazlası Satürn’den ibarettir. Ondan geri kalan %0.03’lük kütle’nin de dörtte üçünden fazlası Neptün ve Uranüs’ü meydana getirir. En nihayetinde artan %0.01’den az kütle; Dünya, Mars, Venüs, Merkür, uydular, cüce gezegenler, asteroidler ve kuyruklu yıldızların tümünü oluşturur. Hepsini bir araya toplasınız, bir Neptün bile etmezler…Not: Kütleyi, tam olarak aynı şey olmasa da “ağırlık” şeklinde düşünebilirsiniz.KOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/gunes-ve-gezegenlerin-orantili-buyuklukleri

Neptün’ün “Büyük Kara Leke”Si

Neptün’ün “Büyük Kara Leke”Si

Mavi gezegen Neptün’e baktığımızda görebileceğimiz en belirgin ve büyük ihtimalle ilk oluşum, büyük kara benek olarak adlandırılan leke olacaktır. Bir fırtına bölgesi olan bu lekenin büyüklüğü ve konumu, büyük kırmızı beneğin Jüpiter’e oranıyla hemen hemen aynıdır. Çevresindeki bulut oluşumlarına göre göre batıya doğru hareket eden, içine Dünya olmasa da Ay’ın rahatlıkla sığabileceği bu dev fırtına, saatte binlerce kilometre hıza ulaşabilen rüzgarlarıyla saaat yönünün tersine bir dönüş sergiler.Gezegenin biraz daha güneyinde ise daha küçük ikinci bir kara leke bulunur. Gezegen çevresindeki dönüş hızı büyük kara lekeye göre daha hızlı olan bu küçük leke, her 5 Dünya gününde bir büyük kara lekeye tur bindirir. Sistemimizin son gezegeni, dev gezegenlerin çap olarak en küçüğü, buzlu gaz devimiz Neptün’e ait bu nadir bulunan fotoğraf, 1989 yılı Ağustos ayında, Voyager 2 uzay aracı tarafından 12 yıllık bir yolculuğun ardından binbir zahmetle çekilmiştir… Halihazırda Neptün’e yönelik herhangi bir yolculuk planlamadığı için, önümüzdeki en az 15 yıl boyunca daha kaliteli bir fotoğrafını elde etmemiz mümkün değil.Zafer EmecanKOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/neptunun-buyuk-kara-lekesi

Güneş Uzak <b class=red>Gezegenler</b>i Ne Kadar Aydınlatır

Güneş Uzak Gezegenleri Ne Kadar Aydınlatır

Güneş’in Jüpiter ve Satürn gibi gezegenlere kadar olan mesafede hatırı sayılır bir aydınlatma gücü vardır. Her ne kadar uzaklığa bağlı olarak bu aydınlatma gücü düşüş gösterse de, insan gözü için kabul edilebilir bir aydınlatma sağlar.Uranüs (2.8 milyar km uzakta), Neptün (4.5 milyar km uzakta) gibi çok daha ötelerdeki gezegenlerde ise, Güneş’in aydınlatma gücü dramatik bir düşüş gösterir. Örneğin, görseldeki hanım kızımız gibi Neptün’deki hayali bir evin çatı katında otursaydınız, Güneş sizi ve odanızı sadece 10 mumluk bir ampülün yapabildiği kadar aydınlatacaktı. Kıyas yapmanız için hatırlatalım; sıradan bir evin oturma odasında  kullanılan lambalar genellikle 60-100 mumluk bir aydınlatma sağlarlar. Bir ışık kaynağının aydınlatma gücü uzaklığın karesi ile doğru orantılı azaldığına göre, Güneş’e bizden 30 kat uzakta olan Neptün, Dünya’dan 900 kat daha az ışık alacaktır. Bu oran size küçük görünmesin, dolunay evresindeki Ay’ın aydınlatma gücünden yaklaşık 700 kat fazladır.Kısa keselim; Neptün’deki hayali şehrimizde öğle vaktinde bile ortalık, ancak Dünya’da Güneş ufukta battıktan yarım saat sonraki kadar aydınlanabilecek, Sirius, Arcturus, Capella, Rigel, Aldebaran gibi parlak yıldızlar gündüzleri bile görülebilecekti.Zafer EmecanKOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/gunes-uzak-gezegenleri-ne-kadar-aydinlatir

Güneş Sistemi Nasıl Oluştu?

Güneş Sistemi Nasıl Oluştu?

Bugünkü bilgilerimize göre, Güneş Sistemi veya diğer yıldız sistemlerinin olası oluşum senaryosu özetle şöyle birşey: 1) Yıldızlararası gaz ve toz nebula denilen yapılarda kütleçekimsel etkilerle, örneğin bir süpernova patlamasının rüzgarı, yakından geçen bir yıldız veya galaksi, ya da kendi içindeki devinim sonucu sıkışmaya başlar. 2) Sıkışmaya başlayan, yaklaşık %98’ini helyum ve hidrojenin oluşturduğu gaz ve toz merkezde yoğunlaştıkça kütleçekim gücü de artar. Bunun sonucunda, spiraller çizerek merkez bölgeye düşmeye başlayan dış kısımdaki toz ve gazlar, bir yıldız oluşum diski meydana getirir 3) Merkezde kalan madde, kütleçekim etkisiyle öyle bir noktaya kadar sıkışır ve ısınır ki, sonunda hidrojen atomları nükleer füzyon yoluyla birleşerek enerji üretmeye başlar. Böylelikle merkezde bir yıldız oluşur. Bu arada yıldız oluşum diskinin kalan bölgelerinde daha küçük ölçekte madde topakları oluşmaya başlamıştır.   4) Disk üzerindeki, kütleçekimsel olarak bir araya gelen gaz ve toz birleşerek daha büyük yapılar (gezegencikler) oluşturmaya başlarlar. Her oluşan gezegencik çevresindeki gaz, toz ve küçük meteoritleri yutarak büyümesini sürdürür. Bu gezegencikler, daha büyük gezegencikler tarafından yutulup nihayetinde büyük gezegenleri oluşturur. 5) Yüz milyonlarca yıl sonra merkezdeki yıldızın rüzgarlarıyla yıldız oluşum diskini oluşturan gaz ve toz dağılır. Gezegenler de bu süre içinde, yörüngelerinde bulunan her şeyi yutarak kalıcı büyüklüklerine ulaşır. Zafer Emecan KOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/gunes-sistemi-nasil-olustu

Meteor - Mete­orit Nedir ?

Meteor - Mete­orit Nedir ?

Meteor ve mete­oritler, Güneş sistemimizdeki en küçük gökci­simleridir. Bunlar aslında gezegenler arası uzayın engin boşluğunda, Güneş'in çevresin­de dolanan kayaç ve demir parçalarıdır. Dünya atmosferine girenler meteor ve meteo­rit olarak adlandırılır. Aralarındaki en önemli fark, meteoritlerin meteorlardan daha büyük olmasıdır. Meteorlar, Dünya atmosferine gir­dikten kısa bir süre sonra yanıp yok olur. Meteoritler ise daha büyük kayaç ve metal kütleleri olduklarından, atmosferden geçerek yere düşer.Meteoritler, gezegenler arası uzaydan Dünya atmosferine girdiklerinde tümüyle yanıp yok olmadan yeryüzüne düşen demir ve kayaç parçalarıdır. Meteorlardan daha büyük ol­dukları için tümüyle yanıp tükenmezler. Bun­ların 1 gram ile onlarca ton arasında değişen kütleleri olabilir. Meteoritler genellikle mete­or yağmurları sırasında düşmez. Küçük geze­genler gibi meteo­ritlerin de gezegenleri oluşturan maddelerden artakalmış parçaları olduğu sanılmaktadır. Meteoritler, "gökten gelen taş" olarak kav­randığından, Türkçe'de "göktaşı" olarak ad­landırılmıştır.Meteoritler, parlak bir ışık saçarak düşer ve yere bir ateş topu halinde çarpar. Bazı meteo­ritler düşerken ya da yere çarptıklarında pat­lar. Meteoritler aslında uzayda dolanan gök­cisimleridir; bunların Dünya'ya düşmelerinin nedeni, yakınından geçerken Dünya'nın kütleçekimine yakalanmalarıdır. Yeni düşmüş bir meteoritin üzerinde si­yah bir kabuk görülür; buna, atmosferde dü­şerken sürtünme etkisiyle oluşan ısı neden olur. Bazı büyük meteoritler yere düştüğün­de, yüzeyde büyük kraterler oluşturur; bunla­ra çarpma krateri denir.  Başlıca iki tür meteo­rit vardır: •Taş meteoritler•Demir meteorit­lerAerolit olarak da adlandırılan taş meteo­ritler, bir miktar demir içermekle birlikte te­mel olarak kayaç yapısındadır. Siderit olarak da adlandırılan demir meteoritler ise, genel­likle bir miktar da nikel içerir.Yere düştüğü görülen meteoritlerin çoğu­nun taş yapısında olduğu belirlenmiştir. Taş meteoritlerin büyük bölümü, gökkumu denen küçük, yuvarlak parçacıklar içerir. Bu parçacıklar, kondrit denen ve çeşitli mineraller içe­ren kayaç benzeri bir maddeden oluşur; bu maddenin Güneş sistemiyle aynı zamanda oluştuğu sanılmaktadır. Bazı kondritlerde karbon bulunur; bu karbonun çoğunlukla, canlılardakine benzer organik bileşikler biçi­minde olduğu saptanmıştır. Bilim adamları bu meteoritleri inceleyerek, uzayda hangi ele­mentlerin bulunduğunu öğrenirler. Bazı bilim adamları, meteoritlerin Dünya'ya taşıdıkları organik maddelerin canlıların ortaya çıkma­sında ve gelişmesinde etkili olduğuna, ayrıca bugünkü hastalıklara yol açan bazı mikropla­rın bu yolla Dünya'ya geldiğine inanmak­tadır.Bugüne kadar bulunmuş olan en büyük me­teorit 60 ton ağırlığındadır; bu meteorit Namibia'daki Grootfontein'e düşmüştür. Çok eski jeolojik çağlarda Dünya'ya düşmüş olan meteoritlerin açtığı ünlü kraterler vardır. ABD'de Arizona'nın orta kesimlerindeki Me­teor Krateri'nin çapı 1 kilometrenin biraz üze­rindedir ve derinliği 180 metredir. Kraterin yakınlarında çok sayıda küçük meteorit par­çası bulunmuş, ama büyük tek bir parçaya rastlanmamıştır. Meteoritin, yere çarptığında patladığı sanılmaktadır. Öteki en büyük me­teorit olan Grönland'daki Ahnighito Meteoriti'ni kâşif Robert Edwin Peary 1897'de bul­muştur. Antarktika kıtasının buzulları üzerinde de binlerce meteorit bulunmuştur.

http://www.ulkemiz.com/meteor-meteorit-nedir-

Vulcan Gezegeni

Vulcan Gezegeni

Evrenin bildiğimiz her noktasında gezegenler, galaksiler ve diğer gökcisimlerinin yörüngeleri uzay-zaman eğrileri sayesinde belirlenir. Evrendeki her gezegen sistemi içerisindeki gezegenler, bir yıldızın uzay-zaman eğrisi sayesinde yollarına devam ederler. Örneğin yaşadığımız güneş sistemindeki her gezegen, Güneş adında bir yıldızın uzay-zaman eğrisi üzerinde yol alır. Eğer varsa gezegenlerin uyduları da, gezegenlerin uzay-zaman eğrilerinde yol alır. Örneğin uydumuz Ay, dünyamızın uzay-zaman eğrisinde yol almaktadır. Fakat 150 yıl önce gezegenlerin yörüngeleri hakkındaki açıklama, Newton'un kanunlarına ve kütle-çekimi kuvvetine dayandırılıyordu. Gökbilimciler o zamanlarda, Merkür'ün yörüngesinin bildiğimiz Newton kanunlarına uymadığını gözlemlediler. Merkür'ün yörüngesi uzun bir elips şeklindedir ve kusursuz bir çember çizmez. Bu nedenle Merkür'ün Güneş'e en yakın olduğu mesafe 46 milyon kilometre iken, en uzak olduğu mesafe ise yaklaşık 70 milyon kilometredir. Bundan 150 yıl kadar önce Newton'un kanunları eksiksiz kabul görülürken gökbilimciler, Merkür'ün yörüngesini Newton kanunlarıyla hesaplamak istediklerinde bir sorun fark ettiler. Gökbilimciler, Güneş'i gördüğümüzde Merkür'ün geçişini de görebileceğimiz kesin zamanı tahmin etmeye çalıştılar ancak hiçbir zaman doğru hesaplayamadılar. Newton kanunlarını kullanarak defalarca hesaplamalar yaptılar ancak hepsinde ufak bir farkla hata yapıyorlardı. Bu hatanın sebebinin bir türlü açıklanamaması üzerine gökbilimciler, Newton'un kanunlarını sorgulamak yerine bir gezegen uydurdular ve adını da ''Vulcan'' koydular. Gökbilimcilere göre hatanın sebebi, güneş sisteminde, Dünya'dan hiçbir zaman görünmeyen Vulcan Gezegeni'nin Merkür'ün yörüngesinden ufak bir miktar sapmasına neden olan çekim kuvvetiydi. Bu nedenle on yıllarca gökbilimciler Vulcan Gezegenini aradı, ancak hiçbir zaman bulamadılar. Çünkü Vulcan Gezegeni hiç varolmamıştı. Merkür'ün yörüngesindeki sapmanın sebebi ancak uzun yıllar sonra ilk olarak Einstein'ın bahsedeceği uzay-zaman eğrileriydi. Merkür'ün tuhaf yörüngesini uzay-zaman eğrileri açıklayabiliyordu. Merkür'ün güneşe yakınlığından dolayı, bu gezegen uzay-zaman bükümünden çok fazla etkileniyor ve tuhaf bir yörünge oluşturuyordu. Bu nedenle Vulcan'ın gerçek olmadığı gezegenin hayal edilişinden 100 yıl sonra, yazının başında da bahsettiğimiz Einstein'ın görelilik teorisine bağlı uzay-zaman eğrileri sayesinde anlaşılmış oldu.Hazırlayan: Kemal Cihat ToprakçıKaynak: KOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/vulcan-gezegeni

Anten Galaksisi

Anten Galaksisi

Hayır, bu gördüğünüz tek bir gökada değil. Evrende sıkça görülen "çarpışan gökadalar"a bir örnek. Tam olarak uzaklığını henüz hesaplayamamış olsak da, bizden 45-65 milyon ışık yılı uzakta olduğunu düşündüğümüz bu ilginç gökcismi, NGC 4039 ve NGC 4038 isimli iki gökadanın birleşmesinin ileri safhadaki bir görüntüsüdür. Yapılan tahminler iki galaksinin yaklaşık 1 milyar yıl önce çok yaklaşarak birleşmeye başladıklarını, bundan 500-600 milyon yıl önce ise birbirlerinin içinden geçerek bünyelerindeki gaz ve yıldızların böylesine anten biçimli iki uzantı oluşturarak saçılmaya başlamalarına neden olduğu şeklinde. Bu galaksiler, önümüzdeki 1.5-2 milyar yıl boyunca bu şekilde birkaç iç içe geçiş yaşadıktan sonra, momentumlarını (hızlarını) kaybedip kütleçekimsel denge aşamasına geçerek tek ve dev bir sarmal galaksi haline gelecekler. Galaksi birleşmelerinin en önemli "faydası", iki galaksinin kütleçekiminin içerdikleri gazı sıkıştırarak çok yoğun ve şiddetli bir yıldız oluşumunu tetiklemesidir. Sol üstteki yakın çekim fotoğrafta da bunu net biçimde görüyorsunuz. Bu kaotik birleşme döneminde, her iki galakside de hemen her çeşit yıldız meydana gelir. Ayrıca milyonlarca kısa ömürlü, 1 ila 15 milyon yıl yaşayabilen dev yıldız oluşur ve bunlar süpernovalar halinde yok olurlar. Bu süpernovalardan saçılan malzeme, yıldızlararası gazı ağır elementler (demir, bakır, silisyum, karbon vs) bakımından zenginleştirir ve daha küçük uzun ömürlü yıldızları oluşturacak bulutsularda yıldız oluşumunu tetikler. Buralarda oluşan Güneş benzeri ve daha küçük yıldızların çevrelerinde böylece karasal gezegenler oluşumu kolaylaşır, hızlanır. Bu birleşme, belki de milyarlarca hayat dolu yıldız sisteminin oluşmasına neden olacak. Kimbilir, belki bu milyarlarca sistemin yüzbinlercesinde gelişkin, hatta zeki canlılar meydana gelecek. Bizim Güneşimiz de, Samanyolu'nun geçmişte yaşadığı böylesi birleşmelerden birinde oluşmuş olabilir.Peki o "anten"lerde uzay boşluğuna savrulan eski yıldızlara ne olacak? Merak etmeyin, eğer oralarda yaşayan zeki canlılar varsa, şu an ne olduğunun farkında bile değillerdir. Bu birleşme o kadar yavaş gerçekleşiyor ki, canlıların ömürleri bunları gözlemlemeye yetmez. Onlara göre, (eğer yüz milyonlarca yıldır kayıt tutmuyorlarsa) galaksileri kendilerin bildiklerinden beri böyle. Hiç değişmedi. Zaten galaksi birleşmelerinde yıldız çarpışmaları veya tehlikeli biçimde yakınlaşmalar çok nadir gerçekleştiği için, pek azı hariç herkes hayatından memnun. Kimbilir, belki şanslılarsa, birkaç milyar yıl içinde tekrar yeni oluşacak dev galaksinin çekim gücüne kapılarak eski yerlerine dönerler.KOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/anten-galaksisi

Vega Yıldızı

Vega Yıldızı

Yaydığı parlak mavi ışıkla, yaz gecelerinin en parlak gökcisimlerinden biri olan Vega, yaklaşık 25 ışık yılı uzaklığı ile bize oldukça yakın bir yıldızdır. Şu anda, yaz üçgenini oluşturan 3 yıldız arasında, üçgenin en üst köşesindeki yıldız olarak onu görebilirsiniz. Spektral (ışınım rengi) sınıflandırmasına göre A sınıfı bir yıldız olan Vega, bizim güneşimizden yaklaşık 2.1 kat daha fazla olan kütlesiyle bir anakol yıldızı. Yani, henüz ömrünün sağlıklı döneminde ve tıpkı her sağlıklı anakol yıldızı gibi çekirdeğindeki hidrojeni yakarak enerji üreterek dengeli bir ömür sürüyor. Vega'nın fazla olan kütlesi, çekirdeğindeki hidrojeni daha hızlı ve yüksek miktarda yakmasına yol açtığı için, yüzey sıcaklığı Güneş'in iki katına yakın, yaklaşık 9.400 santigrat derece. Çapı da Güneş'in iki katından fazla, yaklaşık 3.4 milyon km kadar. Tüm bu büyüklük değerlerine bağlı olarak, yaydığı ışık ve enerji de Güneş'in 35 katından fazla. Tüm A sınıfı yıldızlar gibi (Güneş G sınıfıdır) Vega da pek uzun ömürlü değil. Bu tip yıldızların yaşam süreleri 300 milyon ila 1 milyar yıl arasında değişiyor. Kıyas yapmanız için söyleyelim; Vega'dan daha küçük kütleli olan Güneş benzeri G sınıfı yıldızlar yaklaşık 10-12 milyar yıl, K sınıfı yıldızlar 20-50 milyar yıl, M sınıfı yıldızlar ise 60 milyar ile 1 trilyon yıl arasında ömre sahipler. Vega'nın şu anda yaklaşık 450 milyon yıl yaşında olduğu hesaplanıyor. Kütlesiyle orantıladığımızda, önümüzdeki 50 ila 250 milyon yıl içinde çekirdeğindeki hidrojeni tüketerek helyum yakmaya başlayacağı ve bir kırmızı dev yıldıza dönüşeceği tahmin ediliyor. Bu şu anlama geliyor; bugün gökyüzündeki en parlak beşinci yıldız olan Vega, belirttiğimiz sürenin sonunda bir kırmızı deve dönüştüğünde çok ama çok parlak bir yıldız olarak gece göğünde yerini alacak. Kırmızı dev aşamasına dönüşmüş olan Vega kütlesindeki yıldızların parlaklığı, kırmızı dev aşamasındaki sürece göre normal parlaklıklarının onlarca ile yüzlerce katı arasında değişiyor. Bu da, Vega'nın şu anda gördüğümüz en parlak yıldız olan Sirius'tan bile çok daha parlak hale geleceğinin göstergesi. Ama bunun olmasına daha milyonlarca yıl var. Bu yıldızın insanları ilgilendiren ilginç bir özelliği de var. Dünya'nın eksenindeki 26.000 yıllık "salınım" döngüsü nedeniyle, bir zamanlar, atalarımızın mamut avladığı dönemlerde "Kutup Yıldızı"nın bulunduğu konumdaydı. Yaklaşık 11.000 yıl sonra salınım döngüsü tekrar başa dönerken, Vega yıldızı da farkedemeyeceğimiz kadar yavaşça kayarak Polaris'in yerine Kutup Yıldızı haline gelecek. Çok genç, fakat kısa ömürlü bir yıldız olan Vega'nın çevresinde bir gezegen oluşum kuşağı bulunuyor. Bu kuşak içinde oluşumunu tamamlamış veya halen oluşma aşamasında olan gezegenler bulunabilir. Buna yönelik ciddi şüpheler var. Fakat, birkaç yüz milyon yıl sonra Vega bir kırmızı dev yıldıza dönüşeceği için, bu gezegenlerin bir gelecekleri yok malesef. Bu gezegenler, Vega'nın yaydığı çok büyük miktarda radyasyona rağmen şu an mikroskobik düzeyde bir yaşam oluşmasına fırsat bulmuşsalar dahi, hepsi birkaç yüz milyon yıl içinde kavrularak yok olup gidecekler. Zaten Vega da 500-600 milyon yıl içinde dış katmanlarını uzaya saçıp, bir gezegenimsi bulutsunun merkezindeki beyaz cüceye dönüşerek ömrünü sonlandıracak. Özetle; Vega'dan gelen bir uzaylı yok. Vega'nın çevresindeki gezegenlerde yaşayan uygarlıklar yok. Vega, olası çok gelişmiş uygarlıkların turistik geziler yapıp fotoğraf çektirdiği bir yer olmaktan öte özelliğe sahip değil. KOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/vega-yildizi

Eliptik Gökadalar

Eliptik Gökadalar

Evrenimizin akıl almaz boyutları ve büyüklüğü düşünüldüğünde Evren’in yapı taşları olarak kabul edilen Gökadalar, bizim gibi Dünya benzeri çok küçük boyutlu gezegenlerde yaşayan canlılar için gerçekten çok ama çok büyük yapılardır. Gökadalar içerisinde bizim yıldızımız Güneş gibi milyarlarca yıldız (Bu rakam gökadanın büyüklüğüne göre azalabilir de yada çok daha fazla artabilir de), bu yıldızların etrafında dönen gezegenlerin oluşturduğu sistemler, yıldızlar arası gaz ve toz yığınları ve en önemlisi hakkında henüz hiç bir şey bilmediğimiz karanlık maddeyi barındırır. Gökadalar da kendi içerisinde genelde 3 çeşit olarak kendini gösterir.   Bunlardan ilki, Sarmal Gökadalardır ki bizim gökadamız da bu gurubun içerisinde “Çubuklu Sarmal” olarak nitelendirilir. Diğer çeşitleri ise Düzensiz Gökadalar ve Eliptik Gökadalardır. Bilim İnsanlarının öngörülerine göre gözlemlenebilir Evren'de 200 milyara yakın “Büyük ölçekli” Gökada mevcuttur. Bu gökadaların % 60 ına yakınını Eliptik Gökadalar oluşturmaktadır. Cüce Gökadaları da işin içine katarsak eğer önümüze trilyonlarla ifade edilebilecek rakamlar rahatlıkla çıkabilir. Eliptik Gökadaların içeriğinde yıldızlar arası gaz ve toza rastlanmaz ve genellikle çok yaşlı kırmızı yıldızları bünyesinde barındırırlar. Bu şekildeki eliptik gökada örnekleri bizim Yerel Kümemizde çok küçük boyutlardadır ve biz onları Eliptik Cüceler yada Düzensiz Cüceler olarak adlandırıyoruz. Bunun en bilinen örnekleri aslında kendisi bir Sarmal gökada olan komşumuz Andromeda’ nın uyduları olan M110 ve M32 Eliptik Cüce Gökadalarıdır. Bu tarz cüce eliptikler genellikle birkaç bin ışık yılı çaplı olup içerdikleri yıldız sayısı da ortalama boyutlardaki bir Küresel Yıldız Kümesindeki yıldız sayısını geçmeyebilir. Elbette ki de Evren'deki tüm eliptikler bu kadar küçük boyutludur diyemiyoruz... Yerel Kümemizde bir örneğine rastlamıyor olsak da Evrendeki en büyük boyutlu Gökadalar genellikle içerisinde trilyonlarca yıldız barındıran devasa Eliptik Gökadalardır. Daha önceki bir yazımızda da değindiğimiz üzere ilerideki birkaç milyar yıl içerisinde bizim Yerel Kümemizde de çok büyük bir Eliptik Gökadanın oluşacağı tahmin ediliyor ve bu gökadanın malzemesini de Andromeda ve Samanyolu Gökadaları muhtemelen birlikte oluşturmuş olacaklar. Evrende ne kadar derinlere bakıyorsak eğer aslında zamanda da o kadar geçmişe bakıyoruz demektir. Bilindiği üzere bu durum tamamıyle Işığın sınırlı biz hıza sahip olması ile ilgilidir (Saniyede 300.000 Km) Bilim İnsanları, evrenin uzak noktalarında daha çok sarmal gökada kümelerine rastlamaktadır fakat daha yakın noktalarda Eliptlik Gökadalar hakimdir. Bilim İnsanları bu durumu sarmal gökadaların birleşmeleri sonucu meydana gelen doğal bir süreç olarak değerlendirmektedirler. Sinan DUYGULU Görselde, Hubble Uzay Teleskopu ile çekilen fotoğrafta M60 Eliptik Gökadası ile NGC 4647 Sarmal Gökadası çifti birlikte görüntülenmektedir. KOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/eliptik-gokadalar

Hubble Uzay Teleskopu

Hubble Uzay Teleskopu

Ad: Hubble Uzay TeleskopuUzaya fırlatılma tarihi: 24 Nisan 1990(Uzay mekiği Discovery’den)Boyu: 13,2 metreAğırlık: 11.110 kilogramÇap: 4,2 metre (en genifl yeri)Yörüngesi: Yeryüzünden 569 kilometre yukar›da Hubble Uzay Teleskobu (HUT), ismi Amerikalı astronom Edwin Hubble'ın anısına verilmiş; Nisan 1990'da STS-31 Görevi esnasında Uzay Mekiği Discovery tarafından Dünya etrafındaki yörüngesine taşınmış bir uzay teleskopudur. İlk uzay teleskopu olmamasına rağmen, HUT en büyüklerindendir ve birçok üstün özelliğe sahiptir. Ayrıca hem hayati öneme sahip bir araştırma aracı olması hem de astronomi için etkili bir halkla ilişkiler unsuru olması nedeniyle çok tanınmıştır.HUT, NASA ve Avrupa Uzay Ajansı (ESA) arasında ortak bir çalışmadır ve Compton Gama Işını Gözlemevi, Chandra X-ışını Gözlemevi ve Spitzer Uzay Teleskobu projelerinden oluşan NASA'nın Büyük Gözlemevleri programının bir parçasıdır. Uzay teleskopların yapımı ilk olarak 1923'te düşünüldü. HUT için 1970'lerde, 1983'te uzaya gönderilmesi hedefiyle fon bulundu ancak proje teknik gecikmeler, bütçe sorunları ve Challenger faciası nedeniyle gecikti. 1990'da yörüngeye yerleştirildikten sonra bilimadamları ana aynanın teleskopun çalışmalarını kısıtlayacak şekilde yanlış yerleştirildiğini tespit etti. 1993 yılında bir uzay mekiği yolculuğunda bu sorun giderildi.HUT, Dünya atmosferinin dışında konumlanması sayesinde, yeryüzündeki teleskoplara kıyasla pek çok avantaja sahip olabilmektedir: Atmosferin olumsuz etkilerinden (Görüntüde bulanıklık ve havadaki partiküllerden yansıyan ışığın oluşturduğu arka-plan kirliliği gibi) bağımsız görüntü elde edilmesinin yanı sıra, Ozon tabakası tarafından tutulan morötesi ışığın gözlemlenmesi ancak bu şekilde mümkün olabilmektedir.1990 yılında fırlatılmasının ardından, astronomi tarihindeki en önemli enstrümanlardan biri haline gelmiştir. Astronomların astrofizik alanındaki temel problemlerine çözüm bulmakta büyük yarar sağlamıştır. Hubble teleskopu tarafından kaydedilmiş olan Hubble ultra derin alan adlı fotoğraf, bugüne kadar görünür ışık ile en uzak mesafeden alınmış detaylı görüntüdür. Birçok Hubble gözlemi, en kesin biçimde hesaplanan evrenin genişleme oranı gibi astrofizik alanında birçok çığır açıcı sonuç doğurmuştur.HUT, uzayda bakımı astronotlar tarafından yapılacak şekilde tasarlanmış tek teleskoptur. Sonuncusu Mayıs 2009'da olmak üzere beş adet bakım uçuşu gerçekleştirilmiştir. İlk servis uçuşu Aralık 1993'te Hubble'ın görüntüleme hatasının düzeltilmesi için gerçekleştirildi. 2, 3A ve 3B bakım uçuşları sırasında çok sayıda alt sistem onarılmış ve birçok gözlem cihazı daha modern ve yetkin olanlarıyla değiştirilmiştir. Ancak 2003 yılında Columbia Uzay Mekiği'nin yaşadığı kazadan sonra beşinci bakım uçuşu güvenlik gerekçeleri ile iptal edildi. Uzun tartışmalardan sonra NASA kararını tekrar gözden geçirdi ve kurumun yöneticisi Mike Griffin son kez olmak üzere bir servis uçuşu yapılmasına karar verdi. STS-125 Mayıs 2009'da gerçekleştirildi; iki yeni cihaz takıldı ve çok sayıda tamir yapıldı. Yeni cihazların test ve düzeltmelerinin sorunsuz olması durumunda HUT rutin işlemlerine Eylül 2009'da tekrar başlayacak.Son uçuşta yapılan bakım ile 2014'te uzaya gönderilmesi planlanan ve HUT'un ardılı olan James Webb Uzay Teleskopu (JWUT), çalışmaya başlayana kadar HUT'un görev yapması beklenmektedir. (JWUT) birçok açıdan daha üstün astronomik araştırma programlarına sahip olacak ancak kızılötesi gözlem yapacağından dolayı Hubble'ın spektrumun görünür ve ultraviyole ölçeğinde gözlem yapma yeteneğini (yerine geçmeyecek) tamamlayacak.1923 yılında, Hermann Oberth— füzeciliğin babaları olarak düşünülen Robert H. Goddard ve Konstantin Tsiolkovski ile beraber bir füze yardımıyla dünya çevresinde bir teleskobun nasıl yörüngeye oturtulabileceğini anlattıkları (Almanca:Die Rakete zu den Planetenräumen, İngilizce:The Rocket into Planetary Space, Türkçe: Gezegenler Arası Uzaya Roket Yollamak) bir kitap yayınladı.Hubble Uzay Teleskobunun tarihçesi, gökbilimci Lyman Spitzer'ın 1946'da yazdığı "Dünya dışına konumlandırılmış bir teleskobun üstünlükleri" isimli yazıya kadar takip edilebilir. Bu çalışmasında uzayda kurulacak bir gözlemevinin dünyadaki bir gözlemevine göre iki temel üstünlüğünü tartıştı. Birincisi açısal çözünürlük (nesnelerin açık bir biçimde ayrıştırılabildiği en küçük ayrım), atmosferin ters akıntısı yüzünden yıldızların göz kırpar gibi görünmesine yol açan ve gökbilimciler tarafından verilen isimle gökbilimsel görmeye nazaran sadece kırınım ile kısıtlanacaktı. O yıllarda, dünyadaki teleskoplar, çapı 2.5 m olan bir aynası olan, teorik olarak yaklaşık 0.05 arcsec'lik kırınım sınırlılık çözünürlüğe sahip bir teleskop ile karşılaştırıldığında 0.5–1.0 açısal dakikalık çözünürlükle sınırlıydılar. İkinci olarak uzaydaki bir teleskop atmosfer tarafından güçlü biçimde emilen kızılötesi ve ultraviyole ışınlarını gözlemleyebilirdi.Spitzer hayatının büyük bir kısmını bir uzay teleskobunun geliştirilmesine adadı. 1962'de ABD Ulusal Bilimler Akademisi tarafından yayınlanan bir rapor insanlı uzay uçuş programının bir parçası olarak bir uzay teleskobunun geliştirilmesini tavsiye etti ve 1965'te Spitzer, büyük bir uzay teleskobu için bilimsel hedefler taslağı hazırlamakla görevlendirilen komitenin başına atandı.Uzay tabanlı astronomi II.Dünya Savaşı'nı takip eden kısa süreli bir boşluktan hemen sonra bilimadamlarının roket teknolojisinde etkili olan geliştirmeler gerçekleştirmelerini takiben başladı. Güneşin ilk morötesi elektromanyetik tayfı 1946'da elde edildi, ve NASA 1962'de morötesi, x-ray ve gama ışın spektrumlarını elde etmek için Uydu Güneş Gözlemevi'ni uzaya gönderdi. Dünya çevresinde dönen bir güneş teleskobu Ariel 3 programı çerçevesinde İngiltere tarafından 1962 yılında dünya yörüngesine oturtuldu ve 1966'da NASA ilk Uydusal Astronomik Gözlemevi'ni (OAO) uzaya fırlattı. OAO-1 üç gün sonra güç kaynağının bozulması sonucu görev dışı kaldı. Bu uyduyu 1968 ve 1972 arası, normal planlanan ömründen bir sene fazla çalışarak yıldız ve galaksilerin morötesi gözlemlerini yapan OAO-2 takip etti.OSO ve OAO çalışmaları, uzay tabanlı gözlemlerin astronomide oynayabileceği önemli rolü sergiledi. 1968'de NASA'nın, 1979'da fırlatılmak üzere o dönem için geçici olarak en Büyük Uydu Teleskobu veya Büyük Uzay teleskobu olarak bilinen 3 metre çaplı bir aynaya sahip uzay tabanlı bir yansımalı teleskop için ciddi planlar geliştirdiği görüldü. Bu planlar, bu kadar pahalı bir programın uzun bir çalışma ömrünün olması için insanlı destek uçuşlarına ihtiyaç olduğunu vurguladı ve eş zamanlı olarak geliştirilen tekrar kullanılabilecek Uzay mekiği programının planları bunu gerçekleştirebilecek teknolojinin çok yakında kullanıma sunulabileceğini gösterdi.OAO programının devamlılık gösteren başarısı LST'nin ana hedef olması gerektiği konusunda astronomi dünyasında giderek artan fikirbirliğini cesaretlendirdi.1970 yılında NASA iki komite kurdu; biri uzay teleskobu projesinin mühendislik yanıyla diğeri bu çalışmanın bilimsel hedeflerinin belirlenmesi ilgilenmek üzere. Bu komiteler kurulduktan sonra NASA'nın önündeki ikinci engel dünyada kurulacak herhangi bir benzer cihaz ile karşılaştırıldığında bu aletin çok daha yüksek olan maliyetinin karşılanmasını sağlamaktı. ABD Kongresi teleskop için öngörülen bütçenin birçok öğesini sorguladı ve o dönem olası aletler ve teleskop için gerekli donanım hakkında oldukça detaylı çalışmasını içeren planlama safhalarının bütçelerinde kısıntılara zorladı. 1974'te Gerald Ford tarafından bütçeye getirilen kısıtlamalar yüzünden teleskop projesinin bütün fonu kesildi.Buna karşılık olarak, gök bilimciler arasında ülke çapında bir lobi çalışması yürütüldü. Birçok gök bilimci Kongre üyeleri ve Senato üyeleri ile yüzyüze görüştü ve büyük katılımlı bir mektup gönderme kampanyası düzenlendi. Ulusal Bilimler Akademisi bir uzay teleskobuna duyulan ihtiyaç ile ilgili bir rapor yayınladı ve sonuçta Senato daha önce Kongre tarafından onaylanan bütçenin yarısını kabul etmeye ikna oldu. Fon tartışmaları projenin büyüklüğünde bir küçülmeye gidilmesine yol açtı; planlanan ayna çapı 3 m'den 2.4 m'ye indirilirken, diğer harcamalara da kısıntı getirildi ve teleskop donanımı için daha etkili ve sınırlı bir tasarım ile yapılacak harcamaya izin verildi. Ana teleskopta kullanılacak sistemin denenmesi için düşünülen 1.5 m çapındaki ön çalışma teleskobundan vazgeçildi ve bütçe için Avrupa Uzay Ajansı ile işbirliğinin araştırılmasına karar verildi. ESA, Avrupalı gök bilimcilerin teleskobun gözlem süresinin en az % 15'inde yer almalarının garanti edilmesi karşılığında teleskobu destekleyecek güneş pillerinin ve ABD'de teleskop üzerinde çalışacak teknik personelinin sağlanması kadar teleskop için gereken birinci nesil cihazlara mali kaynak yaratılmasına ve bunların teminine karar verdi. Kongre 1978 yılında 36,000,000 US$'lık fonu onayladı ve LST'nin tasarımı en erken 1983 yılında bitirilip fırlatılmak üzere başladı. 1983 yılında teleskoba şu isim verildi: Edwin Hubble; evrenin genişlediğini keşfederek 20. yüzyılın çığır açan keşiflerinden birini yapan gök bilimci.Uzay Teleskobu projesine karar verildikten sonra, programdaki çalışma birçok kurum arasında paylaştırıldı.Marshall Space Flight Center(MSFC)'ye teleskobun tasarım, geliştirme ve yapım sorumluluğu verilirken Goddard Space Flight Center (GSFC)'ye bu çalışmanın bilimsel cihazlarının tüm kontrolü yapma ve yer-kontrol merkezi olma sorumluluğu verildi. MSFC Perkin-Elmer şirketini uzay teleskobunun optik yapısını ve hassas kılavuz alıcılarını tasarlamak ve inşa etmekle görevlendirdi. Lockheed firması ise teleskobun içine yerleştirileceği uzay gemisini yapmakla görevlendirildi.Optik Teleskop Aracı (OTA)Optik açıdan, Hubble, çoğu büyük profesyonel teleskop gibi, Ritchey-Chrétien tasarımına sahiptir. Bu tasarım,iki hiperbolik aynası ile; bu aynaların şeklinden dolayı üretilmelerinin ve test edilmelerinin zor olmaları dezavantajına rağmen geniş görüş alanlarında görüntülemede iyi olarak bilinmektedir. Teleskobun ayna ve optik sistemleri en son başarımı belirler ve bunlar teknik özellikleri yerine getirmek üzere tasarlanır. Optik teleskoplar geleneksel olarak görülebilir ışığın onuncu dalga boyuna kadar netliğe ulaşacak şekilde parlatılmış aynalara sahiptir ancak Uzay Teleskobu morötesi (kısa dalga boyu olan ışınlar) ışınları gözlemlemek için kullanılacaktı ve uzayda bulunmanın bütün üstünlüklerini kullanarak kırınım sorununu aşmak üzere özellikle tasarlandı. Dolayısıyla aynasının 10 nanometre netliğinde olması veya yaklaşık olarak kırmızı ışığın 65’te 1 dalga boyunda parlatılması gerekmekteydi.Perkin-Elmer aynanın istenen şekli alması için gereken aşındırmada özel tasarlanmış ve üst düzeyde geliştirilmiş bilgisayar kontrollü özel parlatma makineleri kullandı. Ancak, onların en son teknoloji ürünü cihazları zorlanınca, NASA, PE’nin Kodak firmasıyla geleneksel ayna parlatma tekniklerini kullanarak bir tane yedek ayna yapması konusunda işbirliği yapmasını istedi.(Kodak ve Itek ekibi aynı zamanda orijinal aynanın parlatılmasına da katıldılar. Daha sonra ortaya çıkan çeşitli sorunlara yol açacak olan parlatma hatasına neden olacak şekilde, yapılan anlaşmayla her iki şirketin birbirinin işini denetlemesi öngörüldü.) Kodak tarafından yapılan ayna günümüzde Smithsonian Enstitüsü'nde sergilenmektedir. Bu çalışmanın bir parçası olarak üretilen bir Itek aynası günümüzde Magdalena Ridge Gözlemevi'ndeki 2.4 m'lik teleskopta kullanılmaktadır.Perkin-Elmer aynasının yapımına Corning şirketinin çok düşük genleşmeli camından üretilen bir altyapı ile 1979 yılında başlandı. Ağırlığını en alt seviyede tutmak için ayna, balpeteği şeklindeki kafesi aralarında sıkıştıran bir inç kalınlığında alt ve üst plakalar içermekteydi. Perkin-Elmer, değişik oranlarda kuvvet uygulayan 138 adet çubuk ile aynayı çift taraflı olarak destekleyerek mikro çekim benzetimini (simülasyon) gerçekleştirdi. Bu, aynanın son halinin doğru olmasını ve sonuç olarak uygulandığında hedeflenen işlevi görmesini sağladı. Aynanın parlatılması 1981 Mayıs'ına kadar sürdü. O sırada hazırlanan NASA raporları doğrultusunda Perkin-Elmer şirketinin yönetimi sorgulandı; parlatma işlemi takvimi sarkmaya ve bütçe aşılmaya başlandı. Bütçede tasarruf yapmak için NASA yedek aynanın yapım çalışmasını askıya aldı ve teleskopun fırlatılışını Ekim 1984 tarihine erteledi. Ayna 1981'in sonunda tamamlandı; 2400 galon sıcak, de-iyonize su ile yıkandıktan sonra yansıtıcı katman olarak 65 nm- kalınlığında alüminyum ve koruyucu katman olarak 25 nm-kalınlığında magnezyum florit ile kaplandı.[OTA'nın tamamı için bütçe ve takvim aşılmaya devam ettikçe Perkin-Elmer şirketinin bu kadar önemli bir proje için yeterliliği konusundaki şüpheler dile getirilmeye artarak devam etti. "Günlük olarak değişen ve oturmayan" olarak ifade edilen plana bir cevap olarak NASA teleskopun fırlatılışını Nisan 1985 tarihine erteledi.Perkin-Elmer'in programı her dört ayda bir düzenli olarak bir ay sarkmaya devam etti bazı zamanlarda bu sarkma bir iş gününe karşılık bir gün olarak gerçekleşti. NASA fırlatışı önce Mart sonra da Eylül 1986'ya çekmek zorunda kaldı. Bu sırada toplam proje bütçesi 1.175 milyar dolara yükseldi.Uzay Gemisi SistemleriTeleskop ve diğer cihazları taşıyacak uzay gemisinin yapımı başka bir büyük mühendislik sorunuydu. Bu noktada cihaz, bir yandan teleskobun çok keskin bir şekilde hedefleme yapmasını sağlarken bir yandan da doğrudan güneş ışığına maruz kalma ve dünyanın gölgesinin üstüne düşmesine bağlı olarak sıcaklık açısından meydana gelecek değişikliklerle başa çıkabilmeliydi. Çok katmanlı bir yalıtım teleskobun içindeki sıcaklığı sabit tutmakta; teleskop ve cihazların içine oturduğu ince bir alüminyum kabuğu da sarmaktadır.Kabuğun içinde, bir grafit epoksi (karbon fiber ile güçlendirilmiş bir çeşit plastikten imal edilmiş) iskelet teleskobun çalışan parçalarını sağlam bir biçimde bir arada tutulmasını sağlamaktadır. Grafit kompozitler higroskobik oldukları için Lockheed'in temiz odasındaki destek çatı tarafından emilen su buharının daha sonra uzay boşluğunda dışarı çıkma riski vardı; bu durumda teleskobun cihazları buz ile kaplanacaktı. Bu riski azaltmak için teleskop uzaya bırakılmadan önce içine bir nitrogen gaz boşaltımı yapıldı.Teleskobun ve diğer cihazların içine yerleştirileceği uzay gemisinin yapımı sırasında OTA yapımına göre daha az bir gecikme yaşansa da, Lockheed firması bütçeyi ve takvimi bir miktar aşmıştı; 1985 yazı itibarıyla uzay gemisinin yapımı bütçeyi %30 aşmış ve takvimin üç ay gerisinde kalmıştı. Bir MSFC raporuna göre Lockheed firması geminin yapımı konusunda kendi kararlarından ziyade NASA'nın talimatlarına göre hareket etme eğilimindeydi.Temel cihazlarFırlatıldığında HUT beş bilimsel cihaz taşıyordu; Geniş Alan ve Gezegen Kamerası (WF/PC), Goddard Yüksek Çözünürlük Tayfölçeri (GHRS), Yüksek Hız Fotometresi (HSP), Silik Nesne Kamerası (FOC) ve Silik Nesne Tayfölçeri (FOS). Geniş Alan ve Gezegen Kamerası (WF/PC), esas olarak optik gözlemler için geliştirilmiş bir yüksek çözünürlük görüntüleme aracıydı. Bu cihaz NASA'nın Jet Roket Laboratuvarı tarafından geliştirilmiş ve özel astrofiziksel araştırmalar için tayf çizgilerini izole eden 48 tane filtreden oluşturulmuştu. Cihaz, her biri dört tanesini kullanacak şekilde iki kamera arasında bölüştürülmüş sekiz tane CCD çipi içermektedir. "Geniş alan kamerası"(WFC) çözünürlüğün çoğalmasına bağlı olarak geniş açıda bir alanı kapsamaktaydı; "gezegen kamerası" (PC) ise sahip olduğu daha büyük büyültme gücü ile WF çiplerine nazaran daha etkili odak uzaklığındaki görüntüleri almaktaydı.Goddard Yüksek Çözünürlük Tayfölçeri (GHRS), ultraviyole ışığında çalışmak üzere tasarlanmış bir tayfölçerdi. Goddard Uzay Uçuş Merkezi'nde imal edilmişti ve 90,000'lik spektral çözünürlüğü gerçekleştirebiliyordu. Ultraviyole gözlemleri için imal edilen diğer cihazlar FOC ve FOS'du; bunlar Hubble'da yer alan cihazlar arasında en üst düzey uzamsal yeterliliği olan araçlardı. CDD'lere nazaran bu üç cihaz algılayıcı olarak foton-sayıcı digicon (doğrudan fotoelektrik etkiyi kullanarak uzayda ışık çözünürlüğünü algılayan bir algılayıcı) kullanıyordu. FOC, ESA tarafından yapılırken, FOS Martin Marietta şirketi tarafından imal edilmişti.Son cihaz ise Madison'daki Wisconsin Üniversitesi tarafından tasarlanıp imal edilen HSP'ydi. Farklı yıldızların ve parlaklık açısından değişiklik gösteren diğer astronomik nesnelerin görülebilir ve ultraviyole ışınlarının gözlemlenebilmesi için geliştirilmişti. Cihaz, % 2'lik veya daha üstün bir ışık ölçümü keskinliğinde saniyede 100,000'e yakın ölçüm yapabiliyordu.HUT'un kılavuz sistemi de bilimsel bir cihaz olarak da kullanılabilmektedir.Cihazın üç adet Hassas Kılavuz Algılayıcıları (FGS'ler) bir gözlem sırasında teleskobu sabit tutmak için kullanıldıkları gibi yaklaşık olarak 0.0003 arc saniye kesinlikte en ileri seviyede astronometri ölçümleri de yapabilmektedirler.Uzay Teleskop Bilimi Enstitüsü;(UTBE)/(STScI), teleskobun bilimsel işleyişinden ve bilgilerin astronomlara iletilmesinden sorumludur. UTBE (STScI), Üniversiteler Arası Astronomi Araştırmaları Birliği(AURA)tarafından yönetilmektedir ve AURA birliğini oluşturan 33 ABD üniversitesi ve 7 uluslararası yapıdan biri olan Johns Hopkins Üniversitesi'nin Baltimore, Maryland'de yer alan Homewood kampüsünde yer almaktadır. UTBE (STScI), 1983 yılında NASA ve geri kalan büyük bir bilimsel topluluk arasında meydana gelen güç çatışmasından sonra kuruldu. NASA bu işlevi kendi bünyesi içinde tutmak istedi ancak bilim insanları bunun akademik bir oluşum içinde değerlendirilmesini istedi.[33][34] 1984'te Münih yakınlarında Garching'de kurulan Uzay Teleskobu Avrupa Koordinasyon Kurumu (UTAKK / ST-ECF) Avrupalı astronomlar için benzer bir işlev görmektedir.(UTBE)/(STScI)'in payına düşen zor görevlerden birisi de teleskobun gözlemlerini takvimlendirmektir. Hubble alçak dünya yörüngesine oturutulmuştur dolayısıyla uzay mekikleri tarafından kolaylıkla ulaşılabilmektedir ancak bu aynı zamanda yörünge dönüşünün yarısından biraz daha az bölmünde hedeflenen birçok astronomik nesnenin dünyanın kütlesi nedeniyle görüntülenememesi anlamına gelmektedir. Teleskop, Güney Atlantik Anomalisinin üzerinden geçerken ortaya çıkan yüksek radyasyon nedeniyle gözlem yapılamamaktadır ve aynı zamanda Güneş (aynı zamanda Merkür'ün gözlemlenmesini engelleyen), Ay ve Dünya'nın etrafında gözlem yapmayı önemli miktarda engelleyen alanlar bulunmaktadır. OTA'nın herhangi bir parçasının güneş ışığına maruz kalarak yanmasını engellemek için özel olarak geliştirilen güneşten korunma açısı yaklaşık 50°'dir. Dünya ve aydan sakınmanın amacı yoğun parlak ışığı FGS'lere doğrudan gelmesini ve dağılmış ışığın cihazların içine girmesini engellemektir. FGS'ler çalıştırılmadığında ay ve dünya gözlemlenebilmektedir. Dünya gözlemleri, programın ilk yıllarında WFPC1 cihazının dijital görüntüleme kalitesini artırmak için yapılırdı. Hubble'ın yörünge düzlemine, doksan derece açıyla sürekli görüntülenen ve uzun süreli dönemler için düzeltme yapılmayan hedefler içeren bir bölge vardır. Yörüngenin değişmesine bağlı olarak CVZ'nin konumu yaklaşık olarak sekiz hafta içinde yavaşça değişir. CVZ(Sürekli Gözlemlenen Bölgeler)deki alanlarda dünyanın eğimi her zaman yaklaşık olarak 30° olduğundan dolayı, dünyanın yayılan ışığının parlaklığı CVZ gözlemleri sırasında uzun süre kaldırılabilmektedir.Hubble atmosferin üst katmanlarının içinde kalacak şekilde dünya etrafında döndüğü için yörüngesi önceden belirlenebilir olmaksızın zaman içinde değişebilmektedir. Üst atmosfer katmanlarının yoğunluğu birçok etkene göre değişebilmektedir ve bu durum altı haftalık bir süre içerisinde Hubble'ın tahmin edilen konumunda 4,000 km'ye yakın hatalı bir sapma olabilir anlamına gelmektedir. Gözlem takvimleri çalışmaya başlanmadan sadece birkaç gün önce belirlenmektedir; çünkü daha uzun bir süre söz konusu olduğunda gözlenmek istenen bölge gözlem saatinde gözlenemeyebilmektedir.HUT için mühendislik desteği, Uzay Teleskop Bilimi Enstitüsü;(UTBE)/(STScI)'nin 48 km güneyinde Greenbelt, Maryland'da kurulu Goddard Uzay Uçuş Merkezi'nde çalışan teknik elemanlar ve NASA tarafından verilmektedir.

http://www.ulkemiz.com/hubble-uzay-teleskopu

Dördüncü Komşumuz; Soğuk Bir Yıldız

Dördüncü Komşumuz; Soğuk Bir Yıldız

NASA’nın Geniş Alan Kızılötesi Araştırma Uydusu (WISE) ile Spitzer Uzay Teleskopu verileri bilinen en soğuk “kahverengi cüceyi” belirledi. Soğuk yıldız Dünya’nın Kuzey Kutbu’nun sıcaklığına sahip. Teleskopların ilettiği görüntüler sonucu Güneş’e en yakın dördüncü cisim olarak kayda geçirilen cismin uzaklığı 7,2 ışık yılı olarak belirlendi. Bize en yakın sistem Alfa Erboğa (Alpha Centauri) adlı üçlü bir yıldız sistemi olup yaklaşık 4 ışık yılı uzaktadır. Pennsylvania State Üniversitesi’nden Ötegezegen ve Yaşanabilir Dünyalar Merkezi’nden Kevin Luhman: “Yakın bir başka komşumuzu keşfetmek çok güzel. Cismin bu aşırı farklı sıcaklığı benzer sıcaklığa sahip bir gezegenin atmosferi ile karşılaştırılarak çok şeyler söylenebilir” diyor. Kahverengi cüceler yeterli kütleye sahip olmadıklarından nükleer füzyonu başlatmazlar. Yaydıkları enerji ise plastik bir top gibi yavaşça çökmelerinden kaynaklanır. Keşfedilen bilinen en soğuk kahverengi cüce WISE J085510.83-071442.5 olarak adlandırıldı. Cisim eksi 9 ile eksi 54 Celcius derece arası sıcaklığa sahiptir. Daha önce WISE ve Spitzer tarafından bulunan en soğuk kahverengi cüce oda sıcaklığındaydı. Bazı alanları üç kez, tüm gökyüzünü ise iki kez kızılötesi dalga boyunda tarayan WISE ender rastlanan nokta gibi görünen cismi keşfetti. Görünür ışık altında çalışan teleskoplar kahverengi cüceleri göremeyebilir, ancak bunların termal ışıması –zayıf olsa da- ile yaydıkları kızılötesi ışık yakalanabilir. Cismin hareketi de keşfedilmesini kolaylaştırdı. Yakından geçen uçak daha yüksekten geçen bir uçağa göre daha hızlı görünmesi gibi yakın yıldızların keşfi daha kolaydır. “Cismin hızlı hareket etmesi WISE’nin gözünden kaçmadı. Üstelik özel bir cisim olduğunu da gösterdi” diyor Luhman. 2013 yılının Mart ayında WISE J085510.83-071442.5’nin hızlı hareketi fark edildikten sonra Luhman, Spitzer ile Şili’deki İkizler Güney Teleskopu’nu kullandı. Spitzer’in kızılötesi gözlemleri kahverengi cücenin soğuk sıcaklığını belirledi. Güneş’e göre farklı konumlarda yer alan Spitzer ve WISE’nin ölçümleri ile paralaks yöntemi kullanılarak uzaklık ölçüldü. Paralaks etkisi ileri uzattığınız işaret parmağınızı sol ve sağ gözünüzün farklı konumlarda görmesine benzetilebilir. NASA’nın Jet İticileri Laboratuvarı’ndan Spitzer bilim ekibinden Michael Werner: “Onlarca yıldır gökyüzünü izlememize karşılık hâlâ yakın komşularımızın tam bir listesinin olmaması ise dikkat çekicidir. WISE ve Spitzer’in kızılötesi gözleri gibi araçlarla evreni keşfedebiliyoruz” diyor. WISE J085510.83-071442.5’nin 3 ile 10 Jüpiter kütleli olduğu düşünülüyor. Böyle düşük bir kütle bir yıldız sisteminden atılan bir gezegen olabileceğini de akla getirebilir. Ancak bilim insanları başıboş gezegenlere göre kahverengi cücelerin sayısının daha çok olduğuna işaret ederek cismin bir kahverengi cüce olduğunu tahmin ediyor. 2013 yılının Mart ayında WISE görüntülerinden Luhman, Güneş’ en yakın konumda, 6,5 ışık yılı uzaklıktaki üçüncü kahverengi cüce sistemini keşfetmişti. Ümit Fuat ÖZYAR KAYNAK: http://www.astronomidiyari.com

http://www.ulkemiz.com/dorduncu-komsumuz-soguk-bir-yildiz

Kütleçekim Mercek Etkisi Ve Eğri Uzay

Kütleçekim Mercek Etkisi Ve Eğri Uzay

Eğer yeterince uzaktan, iyi bir teleskopla bakarsanız, birbirinden milyonlarca ışık yılı uzakta yer alan gökadaların bir araya gelmesiyle oluşan galaksi kümeleri böyle yoğun, böylesine sıkışık görünebilir.Üstte gördüğünüz Abell 1689 isimli bu dev galaksi kümesi, keşfedebildiğimiz en yoğun kümelerden biri olup, bizden yaklaşık 2.4 milyar ışık yılı uzakta yer alıyor. Ön planda üst orta kısımda gördüğünüz dört adet yıldız ise çok yakınımızda, kendi galaksimiz Samanyolu içinde yer alan yıldızlar. Küme ile hiçbir ilgileri yok.Hubble Uzay Teleskobu ile alınmış görüntüye dikkatle bakarsanız, kümeyi oluşturan yüzlerce gökadanın yarattığı devasa kütleçekimi nedeniyle oluşan “kütleçekim merceği” etkisinin sonuçlarını görebilirsiniz. Einstein’ın devrimsel ve bir o kadar da spekülasyona açık görelilik teorisi, evrenin düz olmadığını söyler. Bizim uzay boşluğu olarak nitelediğimiz boşluk, maddenin ve karanlık maddenin yarattığı kütleçekim etkisiyle eğri büğrü bir yapıya sahiptir. Bu da şu anlama gelir: Evrende yeterince uzun bir çizgi hiçbir zaman tümüyle düz, doğrusal olamayacak, eğri bir hat izleyecektir. Nedeni ise, evrende kütleçekimin etkisi altında olmayan hemen hemen hiçbir yerin bulunmuyor olması. Siz düz bir çizgi çekmeye çalışırken, uzaklardaki bir galaksi kümesinin veya yıldızın etkisiyle çizginiz eğrilmek zorunda kalacaktır.Siz bunu farketmeyebilirsiniz, ancak uzaktan bakan bir gözlemci sizin düz sandığınız çizginin eğri olduğunu farkedecektir. Einstein, bu eğri büğrü evren dokusuna “uzay-zaman” adını veriyor. Dikkat ettiyseniz “eğri uzay” değil, “uzay-zaman” demiş. Çünkü, uzay ve zaman birbiriyle sıkı bir ilişki içindedir. Göreliliğe göre, üç boyutlu evrenimiz aslında zamanın da katılımıyla dört boyutlu bir yapıya sahiptir. Evet, zaman bir boyuttur. Bunu ayrı bir yazıyla ele almamız gerektiği için burada keselim.Buradan şu sonuca ulaşabiliriz: Biz ne kadar uğraşsak da, yeterince uzun bir mesafe söz konusu ise, evrende düz bir çizgi halinde seyahat etmemiz mümkün değil. Olabildiğince düz gitmek için hızınız çok önemlidir. Eğer yeterince hızlı iseniz, Güneş Sistemi içinde gezegenlerin kütleçekim alanlarını yok sayacak biçimde düz doğrultuda gidebilirsiniz. Çünkü gezegenlerin kütleçekimleri uzay-zamanı çok güçlü biçimde eğip bükemez. Hızınızı artırarak düz doğrultuda hareket etmeniz mümkün olur. Ancak, yıldızlar ve galaksiler söz konusu olduğunda hızınızı ne kadar artırırsanız artırın, bu devasa yapıların muazzam kütleçekimlerinden etkilenirsiniz. Dolayısıyla düz değil, eğri bir doğrultu izlemeye başlarsınız.Yeterince hızlı olmaktan bahsetmiştik. Evrende en hızlı hareket eden şey ışıktır. Işığı oluşturan fotonlar saniyede 300.000 km hızla ilerlerler ve bu sayede düz bir doğrultuda yol alabilirler. Lise fiziği bize bunu söylüyor: Işık, düz bir doğrultuda yol alır. Peki evrensel ölçekler ve kuvvetler söz konusu olduğunda neler oluyor?Her ne kadar durgun halde bir kütlesi olmasa da, ışığı oluşturan fotonların hareket halindeyken kinetik enerjileri nedeniyle oluşan ölçülebilir çok küçük bir kütlesi vardır. Daha net bir ifadeyle; hareketli her “şey” enerji taşır. Enerji ise madde, o da eşittir kütle demektir. Yani ışık, uzay boşluğunda yol alırken, kütlesi olmayan kütleli bir cisim gibi davranır. Evet, kütlesi olmayan kütleli cisim. İşte astrofizik böylesi güzel tanımlamalar yapmaya sizi mecbur bırakan pek şirin bir bilim dalı. Neyse, bu da her kütle sahibi cisim gibi, ışığın da kütleçekimden etkilenmesine yol açar. Kütleçekim mercek etkisi, çok büyük kütlelerin arkaplanlarından gelip yoluna devam etmek isteyen ışığı kırıp gerçek bir mercek gibi odaklaması sonucu oluşur.Evrendeki en büyük kütlesel yapılar galaksilerdir. Galaksiler genellikle 3 ila 10 arası büyük galaksinin bir araya gelmesiyle oluşan küçük kümelerde yer alırlar. Bu küçük galaksi kümeleri diğer küçük galaksi kümeleriyle kütleçekimsel etkileşim halindedirler. Dolayısıyla onlarca, hatta yüzlerce küçük galaksi kümesi geniş ölçeklerde birbirine bağlı “süper küme” dediğimiz oluşumları meydana getirirler. Süper kümeler ise, muazzam kütleçekimleriyle uzay-zamanı başka hiçbir şeyin yapamayacağı kadar güçlü biçimde bükerler.Uzaktaki bir galaksiden gelen ışık, bir süper kümenin yanından geçerken düz bir yol izleyemez ve kırınıma uğrar. Bunun bize pratik faydası şudur: Bir süper küme, arkasından gelen ışığı dev bir mercek gibi davranarak bize doğru odaklayacaktır. Yani, her süper küme aslında yüz milyonlarca ışık yılı çapında bir mercektir. Bu, insan aklının veya teknolojinin yapabileceğinden çok daha muazzam bir teleskop işlevi görür.İşte bilim insanlarının “13 milyar yaşında galaksi keşfettik”, “en yaşlı galaksiyi bulduk” gibi zaman zaman yaptığı duyurularda keşfedilen galaksilerin büyük bir çoğunluğu bu kütleçekim mercek etkisi sayesinde oluyor. Bizden onlarca milyar ışık yılı uzaktaki galaksilerin çok soluk ışıkları dev süper kümelerin etkisiyle kırınıma uğrayarak bize odaklanıyor ve dikkatlice baktığımızda bu çok uzak galaksileri “biraz deforme olsalar da” görebiliyoruz.En üstteki fotoğrafta gördüğünüz ince eğri ipliksi, ışıklı izler, Abell 1689 kümesinden çok daha uzakta, belki de onlarca milyar ışık yılı uzakta yer alan galaksilerin mercek etkisi nedeniyle bize ulaşabilen, deforme olmuş görüntüleridir. Astronomların keşfettiklerini söyledikleri çok uzak gökadaların büyük kısmını bu mercek etkisi olmasaydı, görebilmemiz çok daha zor, hatta imkansız olacaktı.Zafer Emecanhttp://www.kozmikanafor.com

http://www.ulkemiz.com/kutlecekim-mercek-etkisi-ve-egri-uzay

“Panspermıa” Nedir, Neyi Açıklar?

“Panspermıa” Nedir, Neyi Açıklar?

Panspermia, yaşamın Dünya’ya uzaydan veya uzaydaki başka gezegenlerden/göktaşlarından geldiğini ileri süren bir kuramdır. Fakat çoğunlukla yanlış anlaşılıyor ve yanlış anlatılıyor.Yaşamın uzaydaki başka cisimlerden dünyaya geldiği teorisi, illa ki yaşamın kendisinin, yani yaşayan bir organizmanın geldiği anlamına gelmiyor. Yaşamın var olmasını sağlayacak yahut kolaylaştıracak bileşiklerin yeryüzüne (veya bir gezegene) sonradan gelmiş olması da bu teori kapsamındadır. Hatta bu teori kaçınılmaz olandan bahseder ve cevapsız kalan birçok soruya da gayet doyurucu cevaplar verir. Kısacası, öyle boş bir teori değildir. İşi magazinleştirmeden, kısır tartışmalardan uzak, temel birkaç bilgi vereyim:Dünya büyüklüğünde bir gezegende, bugünkü “bildiğimiz” yaşamın oluşabilmesi için gerekli olan maddelerin birçoğu (başlangıçta çok sıcak olduğundan) bulunamaz veya oluşamaz. Öyleyse bu maddeler, sonradan dünyaya bir şekilde gelmiş olmalı.Örneğin, bugün yeryüzünde var olan miktarda suyun, dünyanın oluşum süreci içinde korunması mümkün değil. Eğer dışarıdan bir su takviyesi olmamış olsaydı, suya bağımlı bildiğimiz yaşamın oluşması mümkün olamazdı. Zaten yapılan araştırmalardan da anlıyoruz ki, bugünkü suyumuz yaklaşık 3.5 milyar yıl önceki, milyonlarca yıl süren yoğun bir göktaşı / kuyruklu yıldız yağmuru sayesinde yeryüzünde birikme imkanı bulmuş.Aynı şekilde, yaşam için gerekli olan bazı aminoasitlerin yapıtaşları ve çeşitli organik moleküllerin uzayda göktaşları üzerinde, hatta yıldızlararası boşluktaki gaz ve toz bulutlarında var olduğu uzun zamandır yapılan gözlemlerle biliniyor. Yani, yaşam için gerekli olan yapıtaşlarının bazılarının oluşumu için illa ki mükemmel bir gezegen gerekmiyor. Uzayda kozmik ışınların altında veya buzlu bir göktaşınının yüzeyinde oluşabiliyorlar.Sonrasında ise, bu yaşamsal moleküllerin bir kısmının göktaşları vasıtasıyla, üzerinde yaşam oluşan gezegenlere (bizim örneğimizde dünya) dağılıp ilk canlıların oluşumunda rol oynaması bir sır değil, hatta yüksek bir olasılıkla hep böyle oluyor.Zafer Emecanhttp://www.kozmikanafor.com

http://www.ulkemiz.com/panspermia-nedir-neyi-aciklar

Knidos Antik Kenti

Knidos Antik Kenti

Knidos antik kenti Muğla’nın Datça İlçesi’nde, Reşadiye Yarımadası’nda yeralır. Tarihçi Diodoros, Knidos’ta yaşayanların Teselya’dan gelen göçmenler olduğunu ileri sürmüştür. Kazılarda ise yöredeki yerleşim başlangıcının M.Ö.VII.yüzyıla kadar indiği gözlenmiştir. Knidoslular M.Ö.IV.yüzyılın ortalarına kadar Datça’nın kuzey doğusundaki yarımadada yaşamışlar, sonra da bugünkü yere yerleşmişlerdir. Teselya’dan gelen göçmenler sonraki yıllarda Datça Yarımada’sının güney ucuna taşınarak orada yeniden kurdukları kentte yaşamlarını sürdürmüşlerdir. Herodot’a göre Spartalı’lar Knidos’u bir koloni kenti olarak kurmuşlardır. Zamanla güçlü bir konuma gelen Knidos, komşu kentleri Lindos, kamiros, İtalyysos, Kos, Halikarnasos ve Delos ile birlikte Dor Hexapolisini oluşturmuşlardır. Fenikeliler ile denizcilikte yarışacacak kadar ilerlemişlerdir. Bunun sonucu olarak da Lipori de kendine ait bir koloni, Miletos’un Nil deltasındaki koloni kenti Naukratis’de de imalathane kurmuşlardır. Knidoslular gün geçtikçe genişleme politikası güden Lydialılara karşı bir önlem olarak Reşadiye Yarımadası’nı karadan ayıracak kanalın yapımına başlamışlar, ancak M.Ö.546’daki Pers saldırısı nedeniyle tamamlayamamışlardır. Persler Knidos’a zarar vermemişler, M.Ö.540’da diğer İon kentleriyle birlikte Delphi’de bir hazine binası (tesarios) yaptırmışlardır. Bu yüzyılda Knidos, şarap ihraç eden önemli bir ticaret merkezi konumuna gelmiştir. Roma imparatorluğu ile Seleukos Kralı III.Antiokhos arasındaki savaşta Roma’nın tarafını tutmuş, bu nedenle de Bergama Krallığı’na katılmıştır. Bizans döneminde sönük bir yerleşim olarak varlığını sürdürmüştür. Bir süre piskoposluk merkezi olmuş, M.S.VII.yüzyılda tamamen terk edilmiştir. Knidos, Antik Çağ’ın önemli bir ticaret merkezi olmasının yanı sıra aynı zamanda da bir kültür ve sanat kenti de olmuştur. M.Ö.IV.yüzyılın ünlü heykeltraşı Praxiteles’in Knidos Aphrodite Tapınağı’na yapmış olduğu Knidos Afroditi, arkeoloji yönünden ünlü bir eser olarak tanımlanmıştır. İon kentlerinin katılmasıyla Knidos’ta yapılan dini festivallerde Aphrodite sanatçılar tarafından sürekli ön planda tutulmuştur. M.Ö.450’de Polynotos’un duvar resimleri da kentin ününü arttırmıştır. Bunların yanı sıra gezegenlerin aynı merkeze bağlı olarak hareket eden yuvarlaklar olduğunu söyleyen ünlü astronom Eudoxos, M.Ö.409-356 yıllarında burada yaşamıştır. İskenderiye Fenerinin mimarı Sastratos da yine Knidoslu bir sanatçıdır. Knidos kenti Hippodamos’un ızgara plan düzenine göre kurulmuştur. Bundan dolayı doğu-batı doğrultusunda birbirine paralel dört geniş cadde, kuzey-güney doğrultusundaki dik bir cadde ile kesişmiştir. Arazi konumuna uygun biçimde cadde ve sokaklar bazen merdiven, bazen de dik birbirlerini kesmişlerdir. Kuzey-güney doğrultusundaki ilk caddenin batısında agorası yer alır. Askeri limanın kuzeyindeki agoranın iki tarafına sonraki devirlerde antik taşlardan yararlanılarak büyük iki kilise yapılmıştır. Kuzeye doğru, Dor Hexapolisine bağlı kentlerin her dört yılda bir festival düzenledikleri Apollon Karneios Tapınağı’na ulaşılır. Dor üslubundaki tapınağın kuzeyinde yapılan kazılarda, dikdörtgen planlı bir sunak bulunmuştur. Sunağın yer aldığı terasın arkasında ise Helenistik duvar işçiliğinin örneğini veren bir başka teras daha yer almaktadır. Oturma kademelerini andıran basamakların da yer aldığı bu alanda 1972 yılında bir tapınak kalıntısı daha ortaya çıkarılmıştı. Aphrodite Euploia’ya adandığı sanılan bu tapınak üzerinde yoğunlaşan kazılar, Knidos antik kenti ile Aphorofite arasındaki ilişkiyi göstermiştir. Teraslar halinde akropole doğru yükselen Knidos’un kuzeyinde Bizans kilisesi Dionysos Tapınağı üzerine yapılmıştır. Yapılan kazı çalışmalarında bu tapınağa ait bir çok mimari parça ve yazıt bulunmuştur. Bunların hemen üzerinde Dor üslubunda bir stoa vardır. Bu stoa, aynı zamanda üzerindeki yapılara hem destek, hem de teras görevini üstlenmiştir. Buradaki krepsis üzerinde ise, İmparator Hadrianus döneminde (M.S.117-138) yapılmış korinth üslubunda bir tapınak daha ortaya çıkmıştır. Bu tapınakta yapılan incelemeler sırasında, 1967’de açılan bir çukurda da İmparator Augustos dönemine tarihlenen bir güneş saati ile karşılaşılmıştır. Tapınağın batısında Helenistik devirde yapıldığı sanılan tiyatro yer almaktadır. Knidos’un kıyıya yakın, terası üzerinde kentin en büyük tiyatrosu görülmektedir. Geç Helenistik dönemde yapılmış olan tiyatro iki diozamalı olup mermerlerle kaplıydı. Yaklaşık 20.000 kişilik olduğu sanılmaktadır. Buradaki mermerler XIX.yüzyılın ikinci yarısında sökülerek İstanbul ve Mısır’a götürülmüştür. Mısır Valisi Kavalalı Mehmet Ali Paşa yaptıracağı sarayın mermerlerini buradan sağlamıştır. Demeter’in kutsal alanı, tiyatronun hemen yakınında bulunuyordu. M.Ö.IV.yüzyılda ünlü heykeltıraş Proziteles’in yaptığı Demeter heykeli burada bulunmuş, ancak C.Newton tarafından British Museum’a götürülmüştür. Demeter kutsal alanının batısında kentin üçüncü küçük tiyatrosu bulunuyordu. Yaklaşık 10.000 kişi alabilecek ölçüdeki bu tiyatronun oturma sıraları günümüze pek tahrip olmadan gelebilmiştir. Iris Cornelia Love, 1969 yılında kentin batı terasında yuvarlak bir yapı ortaya çıkarmıştır. Plinius, Knidos’ta Aphrodite’nin ünlü heykelinin her taraftan görülebilecek kutsal bir alanda bulunduğundan söz etmiş, buna dayanan C.Love ortaya çıkan bu yuvarlak yapının Aphrodite’ye ait olduğunu düşünmüştür. Burada yapılan kazılar geç Roma döneminde yapılmış olan yapının altında ana karaya oturmuş, oldukça büyük bir mekanı daha ortaya çıkarmıştır. Bu mekanın birbirlerinden farklı ölçülerde, perdahlanmış taşlardan oluşan duvarları, Helenistik dönemde yapıldığını göstermektedir. Knidos surlarının günümüze en iyi biçimde gelebilen örnekleri ticaret limanının iç kısımlarında kalmıştır. Günümüze oldukça iyi durumda gelebilen, Kerme Körfesi, İstanköy ve Bodrum’un rahatça izlenebildiği akropol surlarının on beş kule ile sağlamlaştırıldığı görülmektedir. Limandan antik bir yol ile ulaşılan akropolün içerisine dört ayrı kapı ile girilmektedir. Buradaki duvarların örgü teknikleri, surların da dört ayrı dönem geçirdiğini ortaya koymaktadır. Yanlızca akropolün batısı 70-80 m. yüksekliğinde duvar benzeri uçurumdan oluştuğundan buraya sur yapılmamıştır. Knidos’ta bunların dışında, deniz kıyısında 5.000 kişilik bir de Odeon bulunmaktadır. Oldukça iyi durumdaki Odeonun restorasyonu yapılmış, günümüzde bazı gösterilerde yararlanılmaktadır. Kentin doğusundaki aslanlı anıtın, aslanı ise C.Newton tarafından British Museum’a götürülmüştür. http://www.anadolugezirehberi.com

http://www.ulkemiz.com/knidos-antik-kenti

Astrofizik Nedir?

Astrofizik Nedir?

İnsanlık tarihi var olduğundan beri, bilim ve teknoloji sürekli ilerleme çabası içinde olmuştur. İhtiyaçlardan doğan bu ilerlemeler, bilimin farklı alanlarında kendisini göstermiştir. Uzay bilimi yani astronomi de sürekli ilerleme çabası içerisinde olan bilim türleri arasında gösterilmektedir. Bunun nedeni ise uzay boşluğunun, sürekli merak içermesidir. Bu nedenle tarihin hemen hemen her döneminde astronomi bilimi ile ilgili araştırmalar yapılmıştır. Günümüzde bu çalışmalar, astronomi biliminin bir dalı olan astrofizik alanında, oldukça bilimsel süreçler içerisinde yürütülmektedir. Astrofiziğin kelime anlamına bakıldığında ise, karşımıza yıldız fizik kavramı çıkmaktadır.Uzay boşluğunda milyarlarca gök cismi bulunmaktadır. Bu gök cisimleri, gerek yapı gerek de şekil bakımından birbirinden farklı özellikler göstermektedir. Astrofizik, uzay boşluğunda bulunan gök cisimlerini, bu gök cisimlerinin içerisinde bulunduğu olaylarının kimyasal ve fiziksel yapılarını ve de özelliklerini inceleyen bir bilim dalıdır. Astrofizik alanında yapılan bu inceleme ve araştırmaların ise sadece tek bir kaynağı bulunmaktadır. Bu kaynağın ne olduğuna bakıldığında ise karşımıza, gök cisimlerinden yayılan ışıklar ve elektromanyetik dalgalar çıkmaktadır. Uzayda yer alan her gök cisminin, bir çekim ve etki alanı bulunmaktadır. Aynı zamanda bu cisimler, elektromanyetik dalgalar yaymaktadır. Bu elektromanyetik dalgaların ölçümü, son derece teknolojik aletler sayesinde yapılmaktadır. Ölçümlerin ardından elde edilen bilgiler, fizik ve kimya bilimindeki bilgilerle karşılaştırılır ve ardından değerlendirme sürecine geçilir.Astrofizik bilim dalında, uzayda yer alan gök cisimlerinden yayılan dalgalar oldukça büyük anlamlar ifade etmektedir. Bu bilim dalının ortaya çıkışı incelendiğinde, gök cisimlerinden yayılan ışığın etkisi çok büyüktür. Geçmişe doğru gidildiğinde, insanlar uzaydaki bazı cisimlerin ışık yaydıklarını fakat hareket etmedikleri görmüştür. Bazı gök cisimlerinin ise yaydığı ışığın konumuna ve şiddetine göre yer değiştirdiklerini insanlar fark etmiştir. Bu gözlemler sonucunda gezegenler ve yıldızlar arasında çeşitli farklılıklar olduğu anlaşılmıştır. Böylece astrofizik biliminin temelleri atılmıştır. Astrofizikten önce, astronomik fotometri bilimi doğmuştur. Bu bilim dalında, gök cisimleri görülen parlaklık seviyelerine göre sınıflandırılmıştır. Gök cisimlerinden çevreye yayılan ışık bolometrik yöntemlerle ölçülmüştür. Bu ölçme, sıcaklığı belirleme esasına dayanmaktadır. Bu sayede, astronomik fotometri bilim dalında gök cisimlerinin sahip olduğu sıcaklıklar belirlenmiştir. Yine bu bilim dalında yıldızların yaydığı toplam enerji de hesaplanmıştır. Fakat bu hesaplamanın gerçekleşmesi için bir ön koşul gereklidir. Bu ön koşul ise, yıldızların dünyaya olan uzaklığının bilinmesidir. Bir gök cisminin parlaklığı zamanla değişirse, bu yıldızın nasıl meydana geldiği ve yapısı hakkında bilgilere ulaşılabilmektedir.Astrofizik bilim dalı, gelişen son teknolojiyle birlikte oldukça büyük ilerlemeler göstermektedir. Gök cisimlerinden gelen ışık, son teknoloji uzay cihazları sayesinde tespit edilir. Bu cihazlar sayesinde, gök cisimlerinden yayılan ışınlar, herhangi bir değişime uğramadan tespit edilirken, araştırmalar son derece bilimsel bir şekilde yürütülür. Bu gök cisimlerinin yaydığı elektromanyetik dalgalar ve radyasyonlar, uzay araçları ve istasyonlarca belirlenmektedir. Astrofizik alanında yapılan bu tür gözlemlere, spektroskopik yani tayf gözlemler adı verilmektedir. Yapılan araştırmalarla, cisimlerin belli dalga boyutlarında elektromanyetik dalgalar yaydıkları ve de bu cisimlerin bu dalga boylarındaki radyasyonu yuttukları belirlenmiştir.Astrofizik biliminde yapılan tayf gözlemler sayesinde, hem bu yutulan radyasyon hem de elektromanyetik dalgalar hesaplanmaktadır. Bu hesaplamalar sayesinde, gök cisimlerinin ve olaylarının hem fiziksel hem de kimyasal yapısı ortaya çıkarılmaktadır.Yazar: Erdoğan Gülhttp://www.bilgiustam.com

http://www.ulkemiz.com/astrofizik-nedir

<b class=red>Gezegenler</b> ve Yıldızlar Neden Küre Şeklindedir?

Gezegenler ve Yıldızlar Neden Küre Şeklindedir?

Yalnızca gezegenler ve yıldızlar değil, evrende gördüğümüz birçok gök cismi; yıldızlar, gezegenler, kümeler, gökadalar ya küresel bir yapıya sahipler ya da çembersel bir şekilleri var. Peki neden evrende her şey bir küresel yapı oluşturmaya çalışıyor? Bunun ardında nasıl bir amaç var?Evrende gerçekleşen tüm olaylar, bildiğimiz veya bilmediğimiz fizik yasalarınca gerçekleşiyor. Sadece bazılarının ne olduğunun bulunması zaman meselesi iken, mevcut bilgilerimiz ile de birçok şeyi açıklayabiliyoruz. Küreselleşmeyi açıklamak da oldukça basit bir duruma dayanıyor. Aslında başta sorduğumuz “bunun ardında nasıl bir amaç var” sorusu yanlıştır. İnsanoğlu olarak duygusal düşünme gücümüz, bizim her şeyin temelinde olan bir amacın bulunduğunu düşünmemize sebep olur. Bu, her şeyin sonunda böyle midir bilemiyoruz. Fakat bildiğimiz şey, evrende gerçekleşen olayların yalnızca fizik yasalarının birer sonucu olduğudur.Küre, merkez noktasından yüzeyine olan uzaklıkların hepsinin eşit olduğu geometrik şekildir. Biz bu uzaklığa yarıçap diyoruz. Merkezden yüzeyin neresine giderseniz gidin, ölçecek olduğunuz mesafe yarıçapın ta kendisidir. Dolayısıyla küre, kusursuz bir geometriye ve simetriye sahiptir.Newton’ın bahsettiği Kütle Çekimi Kanunu bugün hala pratikte işimize yaramakta olduğu için küresel yapıyı açıklamada onu kullanabiliriz.Evrende bulunan kütleler yakınlıklarına bağlı olarak birbirlerine bir çekim uygularlar. Bu çekimin sonucunda en nihayetinde öbeklenerek gruplar, kümeler oluştururlar. Bu gruplar ve öbekler de giderek küresel veya çembere ait bir geometri oluşturur. Bu tamamen çekim kuvvetinin ve kürenin kusursuz simetrisinin bir sonucudur.Kürenin yüzeyinin neresinden bir nokta alırsanız alın, uzaklık yarıçap(r) olacağından her noktaya uygulanan çekim kuvveti de aynıdır.Dolayısıyla kürenin kusursuz simetrisi, basit bir denge durumu oluşturur. Yasalar sürekli olarak gerçekleşmektedir, kütle çekim hala oradadır. Fakat kuvvetler, simetri sayesinde birbirini harika bir şekilde dengelediği için bir etki gözlenmez. Tıpkı duvarı itmeye çalışmak gibi, etkiye karşılık eşit bir tepki vardır.Eğer bu denge durumu yoksa, yasa işlemeye devam ettiği sürece yapı küresel olmaya çalışacaktır. Gezegenin üzerindeki bir dağ, kuvvetler dengesini bozarak jeolojik etkilere yol açacaktır. Bunu da duvara fazla kuvvet uygulayıp yıkmak gibi düşünebiliriz.En nihayetinde, yapının dayanıklılığına bağlı olarak kütle çekim ile bir noktada denge sağlanır. Bu, gezegenlerde pek görmediğimiz bir durum. Hiçbir gezegen kusursuz küre şeklinde değildir. Bunun sebebi, mevcut katı yapıdan ötürü oluşan direnç kuvvetidir. Yani duvarı yıkacak yeterli bir kuvvet uygulanamıyordur (kütle çekim katı maddenin uyguladığı dirençten daha zayıf kalır).Neden gezegenler kusursuz küre biçiminde değildir?Dönen her cisim, ekvator bölgesinden dış yönde savrulur. Ucuna top bağlı bir ipi çevirdiğinizde, yeterli hızlarda çevirirseniz dışarıya doğru fırlamaya çalışacaktır. Bu sebeple ekvator yönünde daha büyük yarıçapa sahip bir yapı ortaya çıkar. Biz bu yüzden gök cisimlerinin yarıçaplarını aşağıdaki gibi iki şekilde ifade ederiz, kutup bölgelerden ve ekvator bölgelerden. Çünkü kutuplarda bu etki en az iken, ekvatorda en fazladır. Bunun için “Disk Oluşumu” ile ilgili yazımızı okuyabilirsiniz.Dünya’nın kutuplardan basık, ekvatordan şişkince olması böylelikle açığa kavuşmaktadır. Bu değerlere baktığımızda ise:Ekvator yarıçapı : 6378,1 km Kutup yarıçapı    : 6356,8 kmBu ortalamaya oranlandığında 1000’de 3’lük bir kusur. Güneş ise neredeyse kusursuz bir küresel yapıya sahiptir. 10 saatte bir dönüşünü tamamlayan Jüpiter’de ise ekvator yarıçapı kutup yarıçapından tam 5000 km fazladır. Bu neredeyse Dünya’nın yarıçapına eşit bir değer.Sonuç olarak, gözlemlediğimiz bu küresel yapının sebebi kütle çekim kuvvetinin kusursuz bir simetriye sahip olan kürede denge durumuna gelmesidir.Ögetay Kayalıhttp://www.kozmikanafor.com

http://www.ulkemiz.com/gezegenler-ve-yildizlar-neden-kure-seklindedir

Güneşin yapısı nasıldır ?

Güneşin yapısı nasıldır ?

Güneş, Güneş Sistemi'nin merkezinde yer alan yıldız. Orta büyüklükte bir yıldız olan Güneş, tek başına Güneş Sistemi kütlesinin % 99,8'ini oluşturur. Geri kalan kütle- Güneş'in çevresinde dönen gezegenler, asteroitler, gök taşları, kuyruklu yıldızlar ve kozmik tozlardan oluşur. Gün ışığı şeklinde Güneş'ten yayılan enerji, fotosentez yoluyla Dünya üzerindeki hayatın hemen hemen tamamının var olmasını sağlar ve Dünya'nın iklimi ile hava durumunun üzerinde önemli etkilerde bulunur.Samanyolu Gökadasında bilinen yaklaşık 200 milyar yıldızdan birisi olan Güneş'in kütlesi sıcak gazlardan oluşur ve çevresine ısı ve ışık şeklinde radyasyon yayar. Güneş'in çapı Dünya'nın çapının 109 katı (1.5 milyon km), hacmi 1,3 milyon katı ve kütlesinin 333.000 katı kadardır. Yoğunluğu ise Dünya'nın yoğunluğunun ¼’ü kadardır. Güneş kendi ekseni etrafında saatte 70.000 km hızla döner ve bir tam turunu yaklaşık 25 günde tamamlar. Güneşin yüzey sıcaklığı 5500 °C ve çekirdeğinin sıcaklığıysa 15,6 milyon °C’dir. Güneş'ten çıkan enerjinin 2,2 milyarda 1'i yeryüzüne ulaşır. Geriye kalan enerjisi uzayda kaybolur. Güneş’in üç günde yaymış olduğu enerji, Dünya'daki tüm petrol, ağaç, doğal gaz vb. yakıta eşdeğerdir. Güneş ışınları 8,44 dakikada yeryüzüne ulaşır. Güneş, Dünya'ya en yakın yıldızdır. Çekim kuvveti Dünya yer çekiminin 28 katıdır.Güneş yüzeyi kütlesinin % 74'ünü ve hacminin % 92'sini oluşturan hidrojen, kütlesinin % 24-25'ünü[9] ve hacminin % 7'sini oluşturan helyum ile Fe, Ni, O, Si, S, Mg, C, Ne, Ca, ve Cr gibi diğer elementlerden oluşur.[10] Güneş'in yıldız sınıfı G2V'dir. G2 Güneş'in yüzey sıcaklığının yaklaşık 5.780 K olduğu, dolayısıyla beyaz renge sahip olduğu anlamına gelir. Günışığının atmosferden geçerken kırılması sonucu sarı gibi görünür. Bu mavi fotonların Rayleigh saçılımının sonucunda yeteri kadar mavi ışığın kırılmasıyla geride sarı olarak algılanan kırmızılığın kalmasıdır.Tayfı içinde iyonize ve nötr metaller olduğu kadar çok zayıf hidrojen çizgileri de bulunur. V eki (Roma rakamıyla beş) çoğu yıldız gibi Güneş'in de ana dizi üzerinde olduğunu gösterir. Enerjisini hidrojen çekirdeklerinin füzyonla helyuma dönüşmesinden elde eder ve hidrostatik denge içindedir, yani zaman içinde ne genişler ne de küçülür. Saniyede 600 milyon ton hidrojen, helyuma dönüşür. Bu da, Güneş`in her geçen saniye 4,5 milyon ton hafiflemesine yol açar. Güneş'teki füzyon olayı sonucunda kızıl kırmızımsı bir alev 15-20 bin km yükselir ve Güneş Fırtınası meydana gelir. Galaksimizde 100 milyondan fazla G2 sınıfı yıldız bulunur. Güneş, galaksimiz içinde bulunan yıldızların % 85'inden daha parlaktır, Güneş'ten daha sönük olan bu yıldızların çoğu kırmızı cücelerdir.Güneş, Samanyolu merkezinin çevresinde yaklaşık 26.000 ışık yılı uzaklıkta döner. Galaktik merkez çevresinde bir dönüşünü yaklaşık 225–250 milyon yılda bir tamamlar. Yaklaşık yörünge hızı saniyede 220 kilometredir (+/-20 km/s). Bu da her 1.400 yılda bir 1 ışık yılıdır. Bu galaktik uzaklık ve hız bilgileri şu anda sahip olduğumuz en doğru bilgilerdir. Ancak bilimde her zaman olduğu gibi bilgi arttıkça bunlar da değişebilir.Güneş günümüzde Samanyolu'nun daha büyük olan Kahraman kolu ve Yay kolu arasında kalan Orion kolu'nun iç kısmında, Yerel Yıldızlararası Bulut içinde yüksek sıcaklıkta dağınık gaz bölgesi olan düşük yoğunluklu Yerel kabarcık içinden geçmektedir. Dünya'ya 17 ışık yılı uzaklıkta yer alan en yakın 50 yıldız içinde Güneş, mutlak kadir olarak dördüncü sıradadır. (M=4,83)Güneş'in yıldız gelişimi bilgisayar modellemesi ve nükleokozmokronoloji yöntemleri kullanılarak ana dizi üzerinde hesaplanan yaşının 4,57 milyar yıl olduğu düşünülmektedir. Hidrojen moleküler bulutun hızla kendi içine çökmesi sonucu üçüncü nesil, Öbek I, T Tauri yıldızı olan Güneş'in doğduğu düşünülmektedir. Bu doğan yıldızın Samanyolu gökadasının çekirdeğinden 26.000 ışık yılı uzakta hemen hemen dairesel bir yörüngeye girdiği varsayılmaktadır.Yıldız ana dizi üzerinde yıldız evrimi aşamasının yarı yolundadır. Bu aşamada çekirdekte oluşan nükleer füzyon reaksiyonları hidrojeni helyuma dönüştürür. Her saniye Güneş'in çekirdeğinde 4 milyon ton madde enerjiye çevrilir ve ortaya nötrinolarla radyasyon çıkar. Bu hızla günümüze kadar 100 Dünya kütlesi kadar madde enerjiye çevrilmiştir. Güneş yaklaşık olarak 10 milyar yıl ana dizi yıldızı olarak yaşamına devam edecektir.Güneş süpernova olarak patlayacak kadar fazla kütleye sahip değildir. Bunun yerine 5-6 milyar yıl içinde kırmızı dev aşamasına girecektir. Çekirdekte bulunan hidrojen yakıtı tükendikçe dış katmanları genişleyecek, çekirdeği büzüşerek ısınacaktır. Çekirdek sıcaklığı 100 MK civarına ulaştığında helyum füzyonu tetiklenecek ve karbon ile oksijen üretmeye başlayacaktır. Böylece 7,8 milyar yıl içinde gezegen bulutsu aşamasının asimptotik dev koluna girerek iç sıcaklığında oluşan kararsızlıklar nedeniyle yüzeyinden kütle kaybetmeye başlayacaktır. Güneş'in dış katmanlarının genişleyerek Dünya'nın yörüngesinin bulunduğu noktaya kadar gelmesi olasıdır ancak son zamanlarda yapılan araştırmalar, Güneş'ten kırmızı dev aşamasının başlarında kaybolan kütle nedeniyle Dünya'nın yörüngesinin daha uzaklaşacağını, dolayısıyla da Güneş'in dış katmanları tarafından yutulmayacağını önermektedir. Ancak Dünya'nın üstündeki suyun tamamı kaynayacak ve atmosferinin çoğu uzaya kaçacaktır. Bu dönemde oluşan Güneş sıcaklıklarının sonucunda 900 milyon yıl sonra Dünya yüzeyi bildiğimiz yaşamı destekleyemeyecek kadar ısınacaktır. Birkaç milyar yıl sonra da yüzeyde bulunan su tamamen yok olacaktır.Kırmızı dev aşamasının ardından yoğun termal titreşimler Güneş'in dış katmanlarından kurtularak bir gezegensel bulutsu oluşturmasına neden olacaktır. Geride kalan tek cisim aşırı derecede sıcak olan yıldız çekirdeği olacaktır. Bu çekirdek milyarlarca yıl boyunca yavaş yavaş soğuyup beyaz cüce olarak yok olacaktır. Bu yıldız evrimi senaryosu düşük ve orta kütleli yıldızların tipik gelişim senaryosudur.Güneş bir sarı cücedir. Güneş Sistemi'nin toplam kütlesinin yaklaşık % 99'unu oluşturur. Güneş hemen hemen mükemmel bir küre şeklindedir, basıklığı yalnızca 9 milyonda birdir, yani kutuplararası çapı ile ekvator çapı arasında bulunan fark yalnızca 10 km.'dir. Güneş plazma hâlindedir ve katı değildir; dolayısıyla kendi ekseni etrafında dönerken kademeli olarak döner, yani ekvatorda kutuplarda olduğundan daha hızlı döner. Bu gerçek dönüşün periyodu ekvatorda 25 gün, kutuplarda 35 gündür. Ancak Dünya Güneş'in etrafında dönerken gözlem noktamız sürekli değiştiği için Güneş'in görünür dönüşü ekvatorda yaklaşık 28 gün kadardır. Bu yavaş dönüşün merkezkaç etkisi Güneş'in ekvatorunda yüzey çekiminden 18 milyon kat daha güçsüzdür. Aynı zamanda gezegenlerden kaynaklanan gelgit etkisi Güneş'in şeklini belirgin derecede etkilemez.Kayalık gezegenlerde olduğu gibi Güneş'in belirli sınırları yoktur. Dış katmanlarında, merkezinden uzaklaştıkça gaz yoğunluğu üstel olarak azalır. Ancak aşağıda açıklandığı gibi Güneş'in belirgin bir iç yapısı bulunur. Güneş'in yarıçapı merkezinden ışık küresinin (fotosfer) kenarına kadar ölçülür. Bu hemen yukarısında gazların önemli miktarda ışık saçamayacak kadar çok soğuk ya da çok ince olduğu katmandır. Işık yuvarı çıplak gözle görülen yüzeydir. Güneş çekirdeği toplam hacminin yüzde 10'una ama toplam kütlesinin yüzde 40'ına sahiptir.Güneş'in içi doğrudan gözlemlenemez ve Güneş elektromanyetik ışımaya karşı opaktır. Ancak nasıl sismoloji deprem tarafından üretilen dalgaları kullanarak Dünya'nın iç yapısını ortaya çıkarıyorsa helyosismoloji de Güneş'in içinden geçen basınç dalgalarını kullanarak iç yapısını ölçmeye ve görüntülemeye çalışır. Güneş'in bilgisayar modellemesi de iç katmanları araştırmak amacıyla kuramsal bir araç olarak kullanılır.Çekirdek Güneş tipi bir yıldızın kesiti. (NASA) Güneş çekirdeği merkezden 0,2 Güneş yarıçapına kadar uzanır. Yoğunluğu 150.000 kg/m³ (Yeryüzünde suyun yoğunluğunun 150 katı) civarında, sıcaklığı da 13.600.000 kelvin kadardır (yüzey sıcaklığı yaklaşık 5.800 kelvindir). Yakın zamandaki SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) misyonunun getirdiği bilgiler çekirdekte ışınsal bölgeye doğru daha hızlı bir dönme hızı olduğunu belirtmektedir[20] Güneş'in yaşamının çoğunda enerji, proton-proton zincirleme tepkimesi diye adlandırılan aşamalardan oluşan ve hidrojeni helyuma çeviren nükleer füzyon ile oluşur. Çekirdek, füzyon ile önemli derecede ısı oluşturulan tek yerdir. Yıldızın geri kalanı çekirdekten dışarıya doğru transfer edilen enerjiyle ısınır. Çekirdekte füzyonla oluşan tüm enerji arka arkaya gelen katmanlardan geçerek Güneş ışık küresine ulaşır ve buradan uzaya gün ışığı ve parçacıkların kinetik enerjisi olarak yayılır.Güneş'te serbest olarak bulunan toplam ~8.9×1056 proton (hidrojen çekirdeği) her saniye 3,4×1038 kadarı helyum çekirdeğine dönüşür, saniyede 4,26 milyon ton madde-enerji dönüşüm oranıyla saniyede 383 yottawatt (3,83×1026 W) ya da 9,15×1010 megaton TNT enerji açığa çıkar. Bu aslında Güneş çekirdeğinde 0,3 µW/cm³ ya da 6 µW/kg madde gibi oldukça düşük bir enerji üretimi oranına karşılık gelir. Örneğin insan vücudu yaklaşık olarak 1,2 W/kg ısı üretir, yani bu da Güneş'in birim kütle başına milyonlarca katı demektir. Dünya üzerinde benzer parametreler kullanılarak plazma ile enerji üretilmesi tamamen mantıksız olacaktır çünkü orta kapasitede 1 GW'lık bir füzyon güç santralı bir küp mil hacminde 170 milyar tonluk plazmaya ihtiyaç duyacaktır. Dolayısıyla yeryüzünde bulunan füzyon reaktörleri, Güneş'in içindekinden çok daha yüksek plazma sıcaklıkları kullanmaktadır.Nükleer füzyon hızı, yoğunluk ve sıcaklığa çok yakından bağlıdır, dolayısıyla çekirdekteki füzyon hızı kendi kendini düzenleyen bir dengeye sahiptir. Biraz yüksek bir füzyon hızı sonucunda çekirdek ısınarak dış katmanlara doğru hafifçe genişleyecek, füzyon hızını azaltacak ve kendini düzenleyecektir. Biraz düşük bir füzyon hızı da çekirdeğin soğumasına ve daralmasına dolayısyla da füzyon hızının artmasına neden olacaktır.Nükleer füzyon tepkimeleri sonucunda açığa çıkan yüksek enerjili fotonlar (kozmik, gama ve X ışınları) Güneş plazmasının yalnızca birkaç milimetresi tarafında emilir ve tekrar rastgele yönlerde çok az enerji kaybederek tekrar yayılır, bu nedenle de ışımanın Güneş'in yüzeyine ulaşması uzun zaman alır. "Foton yolculuk zamanı" 10.000 ilâ 170.000 yıl kadar sürer.Isıyayımsal dış katmandan şeffaf "yüzey" ışık küreye doğru son bir yolculuktan sonra fotonlar görünür ışık olarak kaçar. Güneş'in merkezinde bulunan her gama ışını uzaya kaçmadan önce birkaç milyon görünür ışık fotonuna dönüşür. Nötrinolar da çekirdekteki tepkimelerde oluşur ama fotonların aksine nadiren madde ile etkileşime girer, dolayısıyla hemen hemen hepsi Güneş'ten hemen kaçabilir. Çok uzun yıllar, Güneş'te üretilen nötrinoların ölçümü kuramlar sonucu tahmin edilenden üç kat daha düşüktü. Bu tutarsızlık yakın zamanda nötrino salınım etkilerinin keşfiyle çözüldü. Güneş gerçekten de kuramlarca önerilen miktarda nötrinoyu açığa çıkarmakta, ancak nötrino algılayıcıları bunların üçte ikisini kaçırmaktadır. Bunun sebebi, nötrinoların kuantum sayılarını değiştirmeleridir.Işınsal bölge Yaklaşık 0,2 Güneş yarıçapından 0,7 Güneş yarıçapına kadar bulunan madde, çekirdekteki yoğun ısıyı dışarı doğru termal radyasyonla taşıyacak kadar sıcak ve yoğundur. Bu bölgede ısı yayımı yoktur, yükseklik arttıkça madde soğusa da sıcaklık düşümü adyabatik sapma oranından düşük olduğu için ısı yayımı oluşamaz. Isı ışınım yoluyla iletilir. Hidrojen ve helyum iyonları foton açığa çıkarır. Fotonlar diğer iyonlar tarafından emilmeden bir miktar yol alır. Bu şekilde enerji dışarı doğru çok yavaş bir hızla ilerler.Işınsal ile ısıyayımsal bölge arasında "tachocline" adı verilen bir geçiş katmanı bulunur. Burada ışınsal bölgenin tekdüze dönüşüyle ısıyayımsal bölgenin kademeli dönüşü arasında oluşan ani değişiklik büyük bir kırılmaya neden olur.Isıyayımsal bölgeGüneş'in dış katmanında, yani yarıçapının % 70 aşağısına kadar olan bölgede plazma ısıyı dışarıya doğru ışıma yoluyla iletecek kadar yoğun ve sıcak değildir. Sonuç olarak sıcak sütunların yüzeye yani ışık küreye doğru madde taşıdığı ısı yayımı oluşur. Yüzeye çıkan madde soğuyunca tekrar ısıyayımsal bölgenin başladığı yere çökerek ışınsal bölgenin üst kısmından daha fazla ısı alır.Isıyayımsal bölgede bulunan termal sütunlar Güneş'in yüzeyinde belirli bir iz bırakır. Güneş'in iç bölgesinin dış katmanı olan bu bölgedeki türbülanslı ısı yayımı küçük ölçekli bir dinamo yaratarak Güneş'in yüzeyinin tamamında manyetik kuzey ve güney kutuplar yaratır.Işık küreIşık küre, Güneş'in görünen yüzeyi, hemen altında görünen ışığa opak olduğu katmandır. Işık kürenin üzerinde görünen gün ışığı uzaya serbestçe yayılır ve enerjisi Güneş'ten uzaklaşır. Opaklıkta olan değişiklik görünen ışığı kolayca soğuran H- iyonlarının miktarlarının azalmasıdır. Buna karşın görünen ışık elektronların hidrojen atomlarıyla H- iyonu oluşturmak için tepkimeye girmesiyle oluşur. Işık küre on ile yüz kilometre arasındaki kalınlığıyla Dünya üzerinde bulunan havadan daha az opaktır. Işık kürenin üst kısmının alt kısmından soğuk olması nedeniyle Güneş ortada kenarlara nazaran daha parlakmış gibi görünür. Güneş'in kara cisim ışınımı 6.000 K sıcaklığında olduğunu gösterir. Işık kürenin parçacık yoğunluğu yaklaşık 1023 m−3'dir. Bu da Dünya hava yuvarının deniz düzeyindeki parçacık yoğunluğunun % 1'i kadardır.Işık kürenin ilk optik tayf incelemeleri sırasında bazı soğurma çizgilerinin o zamanlar Dünya üzerinde bilinen hiçbir elemente ait olmadığı anlaşıldı. 1868 yılında Norman Lockyer bunun yeni bir elemente ait olduğu varsayımını öne sürdü ve adını Yunan Güneş tanrısı Helios'tan esinlenerek "helyum" koydu. Bundan ancak 25 yıl sonra helyum yeryüzünde izole edilebildi.Güneş'in ışık küre üzerinde bulunan bölümlerine topluca Güneş gaz yuvarı denir. Radyo dalgalarından görünür ışığa ve gama ışınlarına kadar olan elektromanyetik spektrumda çalışan teleskoplarlarla görünebilir ve başlıca beş bölgeden oluşur: Sıcaklık ineci, renk yuvarı, geçiş bölgesi, korona ve gün yuvarı. Güneş'in dış gaz yuvarı sayılan gün yuvarı Plüton'un yörüngesinin çok ötesine gündurguna kadar uzanır. Gündurgunda yıldızlararası ortam ile şok dalgası şeklinde bir sınır oluşturur. Renk yuvarı, geçiş bölgesi ve korona Güneş'in yüzeyinden daha sıcaktır. Sebebi tamamen kanıtlanmasa da kanıtlar Alfvén dalgalarının koronayı ısıtabilecek kadar enerjiye sahip olabileceğini göstermektedir.Güneş'in en soğuk bölgesi ışık kürenin yaklaşık 500 km üzerindeki sıcaklık ineci bölgesidir. Sıcaklık yaklaşık 4.000 K'dir. Bu bölge karbonmonoksit ve su gibi basit moleküllerin soğurma tayflarıyla farkedilebileceği kadar soğuktur.Sıcaklık ineci bölgenin hemen üzerinde 2.000 km kalınlığında, yayılım ve soğurma çizgilerinin egemen olduğu ince bir katman bulunur. Adının renk yuvarı olmasının nedeni, Güneş tutulmalarının başında ve sonunda bu bölgenin renkli bir ışık olarak görülmesidir. Renk yuvarının sıcaklığı yükseldikçe artar ve en üst bölgede 100.000 K'e erişir.Işık kürenin üzerinde, sıcaklığın çok hızla 100.000 K'den bir milyon K'e çıktığı geçiş bölgesi yer alır. Sıcaklık artışının nedeni bölgede bulunan helyumun yüksek sıcaklıklar nedeniyle tamamen iyonize olarak faz geçişidir. Geçiş bölgesi kesin belirli bir yükseklikte oluşmaz. Daha çok renk yuvarıda bulunan iğnemsi ve ipliksi yapıların çevresinde bir ayça oluşturur ve sürekli kaotik bir hareket içindedir. Geçiş bölgesi yeryüzünden kolay görülmez ama uzaydan, elektromanyetik spektrumun morötesi bölümüne kadar hassas cihazlar tarafından kolayca gözlemlenebilir.Korona hacim olarak Güneş'ten çok daha büyük olan dış gaz yuvarı katmanıdır. Korona tüm Güneş Sistemi'ni ve gün yuvarınını kaplayan Güneş rüzgârına pürüzsüzce geçiş yapar. Korona'nın Güneş yüzeyine yakın olan alt katmanlarının parçacık yoğunluğu 1014–1016 m−3'dur. Sıcaklığı birkaç milyon kelvin civarındadır.Gün yuvarı ise yaklaşık 20 Güneş yarıçapınden (0,1 GB) Güneş Sistemi'nin en son noktasına kadar uzanır. İç sınırlarının tanımı Güneş rüzgârının süperalfvénik akışa sahip olması yani bu akışın Alfvén dalgalarının hızından daha fazla olması ile belirlenir. Bu sınırın dışındaki türbülans ya da dinamik kuvvetler Güneş koronasının şeklini etkilemez çünkü bilgi ancak Alfvén dalgalarının hızıyla yayılabilir. Güneş rüzgârı, sürekli olarak gün yuvarı boyunca dışa doğru akar, Güneş'ten 50 GB ötede gündurguna çarpana kadar Güneş manyetik alanını spiral bir şekle sokar. Aralık 2004'te Voyager 1 uzay sondasının, gündurgun olduğuna inanılan bir şok dalgası cephesini geçtiği bildirildi. Her iki Voyager sondası da sınıra yaklaştıkça daha yüksek düzeyde enerji yüklü parçacıkların varlığını kaydetti. https://tr.wikipedia.org/wiki/G%C3%BCne%C5%9F

http://www.ulkemiz.com/gunesin-yapisi-nasildir-

Satürn Gezegeninin Halkaları ve Özellikleri

Satürn Gezegeninin Halkaları ve Özellikleri

Geçmişten günümüzü içerisine alan süreçte, uzay daima ilerleyen bilim dalları arasında yer almayı bilmiştir. Bunun en büyük nedenlerinden birisi ise, uzayın özelliklerinin ve derinliklerinin büyük merak konusu olmasıdır.Yapılan uzay araştırmaları neticesinde de, özellikle Dünya’’nın da üyesi bulunduğu Güneş Sisteminde yer alan gezegenler ve diğer gök cisimleri hakkında detaylı ve de ilginç bilgilere ulaşılmıştır. Satürn gezegenini saran halkalar da, bu bilgilerden birisidir. Satürn gezegenini saran halkalar, tarihsel süreç içerisinde ilk defa “Christiaan Huygens” adlı bilim adamı 1655 yılında gözlemleyerek keşfetmiştir. Bu keşifte, bilim adamı Satürn gezegenini basık ve de ince bir yapıda halkanın sardığını gözlemlemiştir. 1655 yılında halkalarla ilgili edinilen ilk bilgiler, yerini daha teknolojik teleskoplarla yapılan gözlemler sonucunda daha detaylı bilgilere bırakmıştır. Yeni araştırmalar sonucunda, Satürn gezegenine ait halkaların iç içe geçmiş olduğu anlaşılmıştır.Satürn halkaları olarak bilinen iç içe geçmiş halkalar sistemine, yeryüzünden bakıldığı takdirde farklı zamanlarda ortaya farklı sonuçlar çıkabilmektedir. Bu durumun asıl nedeni ise, Satürn gezegenin Güneş etrafındaki hareketidir. Bu hareket sonucunda, halkaların görünümünde değişiklik olmaktadır. Bu gezegen, Güneş çevresinde dönerken gezegenin dönme ekseni ve de ekvator düzlemi adı verilen düzlemin uzaydaki hareketi sürekli aynı şekilde kalmaktadır. Bu nedenden dolayı, 1 Satürn yılınca halkalar bütün yıl boyunca aynı şekilde kalır. Ve de bu halkalar yeryüzünden değişik açılarla görülür. Zaman içinde görüntülerin açılarının değişmesi bu şekilde açıklanmaktadır.Yılın bazı dönemlerinde bu gezegenin kuzey kutbu, Yeryüzüne doğru yönelim almış durumda olabilmektedir. Bu zamanlarda Satürn halkaları Dünya üzerinden üst taraftan gözükmektedirler. Satürn, Güneş çevresinde hareketini yarıladığı zaman, durum tam tersi olur gezegenin güney kutbu yeryüzüne doğru bakmaktadır. Bu durumda ise, Satürn gezegenine ait haklar alt taraftan gözükmektedir. Halkaların yan taraftan izlendiği dönemler de vardır. Bu tür dönemlerde, yeryüzüyle halka düzlemi kesişmektedir.Satürn gezegenine ait olan halkalar üzerinde birçok araştırma neticesinde, halkalar üzerinde çeşitli bilgilere ulaşılmıştır. Bu bilgiler, daha çok bu halkaların yapısına yöneliktir. Öncelikle, bu halkaların tek bir parçadan oluşmadığı ön plana çıkmaktadır. 1857 yılında İskoç bir bilim insanı, halkaların katı bir yapıda ve de tek bir parçadan oluşması halinde, halkaların gezegenle olan çekim kuvveti nedeniyle parçalanacağını ispat etmiştir. Bu ispatın ardından ise, halkaların bir değil birden fazla parçadan oluştuğu anlaşılmıştır. Satürn gezegenine ait halkaların belirleyici özelliklerinden birisi, halkaların oldukça parlak olmasıdır. Bu parlaklıkla ilgili çeşitli verilere ulaşılmıştır. Örnek vermek gerekirse, Satürn gezegeninin yansıtma oranı %46 kadarken, halkaların yansıtma oranı ise, %80 kadardır. Bu yüksek parlaklık, bilim insanlarını merağa yöneltmiş ve de bunun ardından halkaların neden bu denli parlak olduğu araştırmaya başlanmıştır. Çıkan sonuç ise, halkaların bir buz tabakası tarafından kaplandığı olmuştur. Halkaların sahip olduğu sıcaklık değerleri de, açıklığa kavuşturulan bilgiler arasındadır. Öyle ki, halkaların sahip olduğu sıcaklık güneşe bakan bölgede -180 derece, gölge olan bölgede ise -200 derece arasındadır. Halkaları meydana getiren parçacıkların ortalama büyüklükleri 10 cm’dir. Fakat, 1 cm kadar da parçacık vardır.Her gezegenin, bir oluşum süreci vardır. Satürn gezegenine ait halkaların da, bu oluşum sürecine bağlı oldukları düşünülmektedir. Gezegenin oluşum esnasında, etrafa yayılan artık maddeler, gezegenin halkalarını oluşturmuştur. Gezegeni saran bu halkaları meydana getiren parçacıklar bir araya toplansa dahi, sadece 100 km çapa sahip bir gök cisminin oluşacağı anlaşılmıştır. Bu halkalara, bilim adamlarınca ayırt edilmek için çeşitli isimler de verilmiştir. Sarı renkte olan halkalar A halkası, turuncu ve de yeşil renkten oluşan halkalar B halkası, mavi renkten oluşan halkalar ise C halkası olarak adlandırılmıştır. Aynı zamanda A halkası ise B halkasını birbirinden ayıran keskin bir çizgiye ise Cassini adı verilmiştir.Yazar: Erdoğan Gülhttp://www.bilgiustam.com

http://www.ulkemiz.com/saturn-gezegeninin-halkalari-ve-ozellikleri

Kuasar Nedir?

Kuasar Nedir?

Kuasarlar, yıldızlardan daha parlak büyük gök cisimleridir. Kuasarlar etraflarına muazzam enerji ve ışık yayarlar. Öyle ki bir galaksinin içerisindeki tüm yıldızlardan daha fazla enerji yayarlar ve gökteki en parlak cisimlerdir.Önceleri Kuasarlar, merkezlerindeki bir kara deliğin cisimleri yutarak muazzam ısı ve enerji yaydıkları düşünülürdü ve galaksilerin içlerinde bulunduğu düşünülürdü. Fakat yakında tarihteki araştırmalar Kuasarların küçük gökadalar olduğunu gösterdi. Bunun yanında Kuasarların evrenin oluşumundan kalma gökadalar olduğu bu yüzden bu kadar parlak oldukları düşünülüyordu. Bu da yanlıştı. Çünkü ölçümler kızıla kaymasına göre yapılmıştı. Fakat yakın tarihte yapılan araştırmalara göre, çevresindeki gök adalarla madde alış-verişi yapan kuasarla bulundu. Örneğin galaksi bizden 10 milyon ışık yılı uzakta olsun, Kuasarın kızıla kayması galaksiye göre 10 kat fazla olsaydı, bu onun 10 kat daha uzakta olduğu anlamına geliyordu. Yani 100 milyon ışık yılı uzaklıkta olurdu. Fakat böyle bir mesafeden madde alış-verişi yapmak imkansızdır.Kızıla Kayma: Fizik ve gök biliminde kırmızıya kayma denilen olay, bir nesneden yayılan ışımanın dalga boyunun artmasıdır. Görülebilen ışık için bu ışığın renginin elektromanyetik tayfın kırmızı yönüne doğru kaymasına karşılık gelir.Işık Yılı: Işığın bir yılda aldığı mesafedir. Bu da yaklaşık olarak 9,5 trilyon kilometredir. Son yıllarda yapılan araştırmalara göre, birkaç yüz milyon ışık yılı uzaklıkta bulunan Kuasarlar tespit edilmiştir. Bu da demek oluyor ki bilinenin aksine Kuasarlar antik gök adalar değilde, evrenin her yerinde bulunabilen gök cisimleri’dir.Kuasarlar, kara delikler gibi gizemini koruyan gök cisimleridir. Çok parlak olduklarına gözlemlenememektedirler. Bir diğer teori ise Kuasarların, ak delikler olduğudur. Peki ak delik nedir? Kara delikler muazzam çekim güçleriyle etraflarındaki maddeleri içlerine çekerler. Çekim güçleri o kadar büyüktür ki ışığı dahi çeker bu yüzden de gözlemlenemezler. Kara delikler etrafındaki maddeleri ( ki bu maddeler gezegenler, yıldızlar hatta galaksiler bile olabilir ) çektiklerinde etrafa büyük miktarda radyasyon yayarlar. Bu teoriye göre kara deliklerin diğer uçları kuasarlardır, yani ak delikler. Bu yüzden bu cisimlerin bu kadar parlak oldukları ve muazzam enerjiler yaydıkları düşünülüyor. Bu kanıtlanmış bir teori olmasa da madde-anti madde ya da solucan deliği teorileriyle bağdaştırılabilir.Kaynakça: http://www.webmastersitesi.com/webmaster-sozlugu/226262-akdelikler-kuasarlar-nedir.htm<br /> http://www.ilkteleskobum.org/2013/01/quasar-kuasar-veya-yilberk-nedir/<br /> http://tr.wikipedia.org/wiki/KuasarYazar: Hasan Can Bozkurthttp://www.bilgiustam.com

http://www.ulkemiz.com/kuasar-nedir

Kara Delikler ve Great Attractor

Kara Delikler ve Great Attractor

Kara delikler, muazzam bir çekim gücüne sahip, ışığı dahi içine çekip kaçmasına izin vermeyen gök cisimleridir. Kara delikler gözlemlenmiş değillerdir,fakat Weber ölçeği gibi bazı ölçme teknikleri ile belirlenmişlerdir ve varlıkları Einstein’’ın izafiyet teorisine dayanmaktadır. Günümüzde birçok bilim adamı ve astrofizikçiler tarafından kabul görmüştür.Kara deliklerin sonsuz kütleye sahip oldukları varsayılır. Bu kütlelerine rağmen hacimleri çok küçüktür. Kilometrelerle ifade edilebilecek kadar küçüktürler. Kütlelerini şu şekilde açıklayabiliriz. Bir nötron yıldızından bir çay kaşığı kadar alınsaydı 40 milyar ton ağırlığında olurdu. Kara delikler nötron yıldızlarından yüz binlerce kat daha ağırdır. Kara delikler çevrelerindeki uzay-zamanı bükecek kadar güçlü çekim gücüne sahiptirler. Galaksimizin merkezinde olduğu söylenen kara deliğin Dünyamızı yutması 1 sn den kısa sürerdi. Bu kara delik yaklaşık olarak 4 milyon Güneş kütlesine sahip olmasına rağmen, çapı 1 milyon km’den azdır.Bu muazzam çekim kuvvetinden ışık dahi kaçamadığından, bu cisimlerin gözlemlenmesi mümkün olmamıştır. Çünkü bir cismi gözlemlemek için ışığının ulaşması gerekir, fakat kara deliklerden ışık dahi kaçamamaktadır. Kara deliklerin merkezine doğru tekillikleri vardır. Buna ‘’olay ufku’’ denir.Buradaki çekim kuvveti sonsuz kabul edilir.Ne gözlemlenip incelenebilir, ne de ötesi bilinebilir. Kara delikler sürekli madde yutar. Madde yuttukça büyür ve çekim kuvveti de gittikçe büyür. Kara delikler yıldızların ölümünden sonra meydana gelir.Genellikle çok büyük yıldızların, örneğin süper novaların ölümünden sonra nötron yıldızına dönüşmesi ve ardından kara deliğe dönüşmesi. Eğer yıldızın kütlesi Güneşinki’nin 10’’da 8’’inden az ise yıldız öldükten sonra kahverengi cüceye veya kara cüceye dönüşür. Eğer yıldızın kütlesi, 0.8 Güneş kütlesi ile 1.44 Güneş kütlesi arasında ise yıldız beyaz cüceye dönüşür. Yıldızın kütlesi, 1.35 Güneş kütlesi ile 2.1 Güneş kütlesi arasında ise yıldız nötron yıldızına dönüşür. Bu haldeyken yıldızın çapı 20 km kadardır ve çekim gücü Dünya yüzeyindeki’nin 400 milyon katıdır. Eğere yıldızın kütlesi, Güneş’in kütlesinin 3 katından fazla ise kara deliğe dönüşür.Great Attractor (Büyük Çekici) Nedir?Güneş sistemimiz içindeki gezegenlerle beraber, galaksinin merkezindeki muazzam çekim gücüne sahip kara deliğe doğru ilerlemektedir.Bununla birlikte yakın tarihte bilim adamları şok edici bir şey keşfetti. Galaksimiz içindeki bütün yıldız ve gezegenleri ile saniyede 700 metrelik (2500 km/sa) bir hızla 300 milyon ışık yılı uzaktaki bir bölgeye doğru çekilmekte. Weber ölçeği ile orada 10 binlerce galaksi büyüklüğünde olan biri kara deliğin varlığı saptanmıştır.Öyle ki bizim galaksimiz gibi 10 binlercesi kara delik tarafından çekilmekte.Bilim adamları bu kara deliği ‘’Great Attractor’’ yani ‘’Büyük Çekici’’ ismini verdiler.Kaynakça: http://tr.wikipedia.org/wiki/Kara_delik http://www.sizinti.com.tr/konular/ayrinti/karadelikler-bir-gok-kapisi-mi.html http://www.yaklasansaat.com/evren/karadelik/karadelik.aspYazar: Hasan Can Bozkurthttp://www.bilgiustam.com

http://www.ulkemiz.com/kara-delikler-ve-great-attractor

 Asteroit Nedir?

Asteroit Nedir?

Diğer gezegenlere oranla küçük kütle ve hacme sahip oldukları için gezegenimsi olarakta adlandırılırlar. Asteroitlerin yörüngeleri diğer büyük gezegenler gibi Güneş sisteminde yer alır ve Mars ile Jüpiter arasında bulunurlar. Sayıları oldukça fazladır, bu sebeple kimi zaman Dünya için tehlike oluşturabilirler. Elde edilen en son bilgi Güneş sisteminde yer alan Asteroitlerin 40.500 civarında olduğu yönündedir.Mars ve Jüpiter’in yörüngeleri arasında 480.000.000 km gibi bir mesafe vardır. Dolayısıyla her iki gezegenin ve sahip oldukları uyduların çekim kuvvetleri oldukça güçlüdür. Asteroitlerin büyüklükleri incelendiğinde Pallas ve Vesta adlı gezegenimsilerin çapları 480 km’den büyüktür ancak asteroyit kümeleri arasında yer alan en büyük gökcismi Ceres’tir. Bunların dışında kuşağın dördüncü en büyük gökcismi ise 10 Hygiea’dır. Çapı neredeyse 500 km’ye yakındır. Kütlesi de içinde bulunduğu asteroit kuşağının % 3 kadardır.Asteroitler genelde bir ana küme halinde bulunurlar ancak bazen bulundukları yörüngeden çıkmak zorunda kalabilirler çünkü Jüpiter’in genel çekimi nedeniyle yörünge değiştirmek zorunda kalırlar. Asteroit yörünge değiştirirken kuşakta boşluklar meydana gelir işte oluşan o boşluklara da Kirkwood Boşlukları adı verilir.Asteroitlerin her zaman yörüngeleri aynı değildir bazılarının bulunduğu kümeye eğik olabilirken bazılarınınki de eşmerkezlidir. Bu gibi örnekler verildiğinde akıllara farklı bir ilerleme biçimi olan geri gitmek gibi bir akış biçimi gelsede bu yörünge biçimi şu ana kadar gerçekleşmemiştir. Asteroitler bazen içinde bulundukları ana kümeden ayrılabilirler ki bu durum bir çok kez gözlemlenmiştir. Mesela Eros adlı gök cismi 1931 ve 1975 yıllarında yer küreye 24 000 000 km yakından (uzaklıktan) geçmiştir. Hermes adlı gök cismi ise 1837 yılında daha yakından geçerek 776,000 km’ye kadar yaklaşmıştır. Asteroitler her ne kadar diğer gezegenlere göre küçük olsalarda bazen onların bile kendilerine ait uyduları olabilir dolayısıyla bunun gibi ve farklı özelliklere sahip gezegenimsiler bilim adamları tarafından olağandışı olarak nitelendirilmekte ve incelenmektedir.Yazar: Kaan GÜNDÜZ http://www.bilgiustam.com

http://www.ulkemiz.com/asteroit-nedir

Yaşanabilir Yeni <b class=red>Gezegenler</b>

Yaşanabilir Yeni Gezegenler

Bilindiği gibi NASA uzay alanında bir çok araştırma yapmaktadır. NASA’ nın araştırmalarına göre güneş sistemlerinde yaşam ihtimali olan 54 yeni gezegen bulunmuştur.Kelpler Teleskobu ile Samanyolu Galaksisinin  yaklaşık bir yıl izlenmesi sonucu gezegen olma ihtimali olan 1235 tana yüksek gök cismide görülmüştür. Bunların 54 ünün yaşama elverişli olduğu görülmüştür.Yani iklim olarak ne sıcak ne de soğuktur.William Borucki bu konudaki baş araştırmacıdır. Bu araştırmaların ilerletileceğini söylemiştir. Bilindiği gibi bundan önce yaşam ihtimali olarak özellikle Mars gündeme gelmiştir. Yaşanabilir olma ihtimali olan gezegenlerin yüzeylerinin 0-100 santigrat derece arasında değişmektedir. Yüzeylerinde bulunma ihtimali olan suyun sıvı halde olduğu söylenmektedir.Kepler hale uzayda araştırmalara devam etmektedir. Fırlatılan Kepler Güneş, Dünya ve Mars yörüngelerinde dönmektedir.Ayrıca bu araştırmanın haricinde bir bilgisayaryazılımıyla yapılan hesapta Samanyolu Galaksisi yaşanabilir 37 bin civarında gezegene ev sahipliğ yapıyorBunlardan 361 tanesi yaşam ortamına tam manasıyla uygundur.http://www.bilgiustam.com

http://www.ulkemiz.com/yasanabilir-yeni-gezegenler

Atmosfer Nedir? Özellikleri nelerdir ?

Atmosfer Nedir? Özellikleri nelerdir ?

Atmosfer veya gaz yuvarı, herhangi bir gök cisminin etrafını saran ve gaz ile buhardan oluşan tabaka.Yer çekimi sayesinde tutulan atmosfer, büyük ölçüde gezegenin iç katmanlarından kaynaklanan gazların yanardağ etkinliği ile yüzeye çıkması sonucu oluşmakla birlikte, gezegenin tarihi boyunca Dünya dışı kaynaklardan da beslenmiş ve etkilenmiştir. Dünya'nın atmosferi, basınç ve yoğunluk açısından diğer yer benzeri gezegenlerden Mars'a göre yaklaşık 100 kat daha büyük, Venüs'e göre ise yaklaşık 100 kat daha küçük bir gaz kütlesini ifade eder. Ancak bileşim açısından bu iki gezegenin atmosferlerinden çok farklı olduğu gibi, Güneş Sistemi içinde de eşsizdir.Atmosfer basıncı havanın ağırlığının bir sonucudur. Dolayısıyla yere ve zamana göre değişir. Atmosfer basıncı 5 km'de yaklaşık %50 azalır. Yer çekimi nedeniyle bu gaz kütlesinin bir ağırlığı vardır ve gezegen yüzeyine doğru alçaldıkça artan bir basınç yaratır. Basınç, normal atmosferde, 0 °C'de, 760 mm'lik bir cıva sütununun yarattığı basınca eşittir. Atmosferin toplam kütlesinin yaklaşık 5,1×1015 ton olduğu sanılmaktadır; bu da Dünya'nın toplam kütlesinin milyonda birinden daha azdır.Atmosfer renksiz, kokusuz, tatsız, çok hızlı hareket edebilen, akışkan, elastik, sıkıştırılabilir, sonsuz genleşmeye sahip ısı geçirgenliği zayıf ve titreşimleri belli bir hızda ileten bir yapıya sahiptir. Tam olarak yüksekliği saptanamamıştır. "Homojen atmosfer" olarak isimlendirilen ve yoğunluğun hemen hemen aynı olduğu alt bölümün yüksekliği 8 km civarındadır. Bu seviyeden sonra yoğunluk yükseklikle azalır ve seyrek gaz kütleleri şekline dönüşerek uzay boşluğuna kadar uzanır ki bu bölge de "heterojen atmosfer" olarak isimlendirilir.Belirgin olan bir şey; atmosferin üst seviyesinin 30 km civarında son bulduğudur. Bu seviyeden sonra da hava bulunduğunu söylemek doğrudur fakat bu bölümün meteoroloji ile bir ilişkisi yoktur. Şöyle ki 80 km yukarıda Güneş ışınlarını yansıtabilecek kadar hava, 300 km yukarıda meteorların atmosfere girişinde sürtünme nedeniyle ışık verebilmesi ve hatta 600 km yukarıda aurora'ların gözlenmesi buralarda da az da olsa atmosferin olduğu yönünde ipuçları vermektedir. Atmosferin yeryüzüne yakın katmanlarının yüzde 78'i azot, yüzde 21’i de oksijenden oluşur. Yüzde 1'i ise su buharı, argon, karbondioksit, neon, helyum, metan, kripton, hidrojen, ozon ve ksenon elementlerinden oluşur. Bunlara toz ve duman gibi maddeler de katılır.100 km yükseğe kadar azot-oksijen oranında önemli bir değişiklik olmaz, yalnızca 20-30 km arasındaki yüksekliklerde bir ozon yoğunlaşması gözlenir. Bu ozon katmanının önemli bir işlevi vardır. Çünkü Güneş'ten gelen morötesi ışınların büyük bir bölümü bu katman tarafından süzülür. Ama buradaki ozon hem miktar, hem de yüzde olarak çok fazla değildir.100 km’nin üzerinde hızlı bir sıcaklık düşmesi gözlenir. Buradaki gazlar artık çok ince katmanlar biçimindedir. Daha çok da hafif gazlar bulunur. Bu gazlar morötesi ışınların etkisiyle ayrışır ve böylece burada oksijen serbest atomlar halinde bulunur. Işıl ayrışma denen bu olay 200 km yükseklikte daha da yüksek bir düzeye çıkar.Su buharı, yer ve zamana göre değişen biçimde, atmosferin alt katmanlarına karışmış olarak bulunur ve yaklaşık 10-15 km yükseklikten sonra azalmaya başlar. Yeryüzünün iklim ve meteoroloji koşulları üstünde bu su buharının önemli bir rolü vardır, çünkü bulutlara asılı olan su buharı yağış olarak yeryüzüne düşer.HeterosferYeryüzeyinden 100 km yükseklikten itibaren atmosferin bileşim açısından bu türdeş yapısı kaybolmaya başlar. Bu nedenle 'heterosfer' adı verilen ve atmosferin son derece seyrek olduğu bu alanlarda, hareketlilik az olduğu için, gazlar uzun dönemde moleküler ağırlıklarına göre alçaktan yükseğe doğru hafife gidecek şekilde tabakalanma eğilimindedir. Güneş ışınlarının iyonize edici etkisinin güçlü hissedildiği bu bölgelerde, fotokimyasal etkinlikler de giderek önemli hale gelir, ve atmosfer bileşimini etkiler.600-1,500 km arasında atmosferdeki oksijenin yerini, Güneş'teki lekelerin durumuna göre değişen bir biçimde, helyum alır, bunun üstünde de bir hidrojen katmanı bulunur. Onun için burada yerküreyi çepeçevre saran bir hidrojen tacından söz edilebilir. Yüksek enerjili Güneş ışınlarının etkisi ile hızlandırılan bu hafif atomlar, Yerkürenin kütle çekiminden kurtularak uzaya kaçarlar. Eksilen hidrojenin yerini fotokimyasal etkilerle yüksek atmosfer katmanlarındaki su moleküllerinin parçalanması sonucunda ortaya çıkan hidrojen alır. Bu nedenle hidrojen kaybı gezegenin değerli su kütlesinin kaybı anlamına gelmektedir. Ozon tabakasının tahribatı sonucunda, fotokimyasal etkinliklerin atmosferin su buharından zengin olduğu alçak tabakalarına doğru inmesi bu yönden de tehlike yaratmaktadır.Yıldızların atmosferleriYıldızların geniş atmosferleri vardır. Işık yuvarı, renk yuvarı ve geçiş bölgesiyle başlayan yıldız atmosferleri, korona, Güneş rüzgârı ve heliosferle gelişerek gezegenlerarası uzayın derinliklerinde heliopause ile son bulurlar. Mesela Güneş'in atmosferin takriben %73 kadarı hidrojenden, %25'i helyumdan oluşur. Atmosfer, elementlerin iyonize olmuş plazmalarıyla Güneş rüzgârı ve Güneş fırtınası şeklinde Güneş Sistemi'ndeki diğer gök cisimlerinin atmosferlerini etkiler

http://www.ulkemiz.com/atmosfer-nedir-ozellikleri-nelerdir-

En Yakın Yaşanabilir Gezegen Wolf 1061c Keşfedildi

En Yakın Yaşanabilir Gezegen Wolf 1061c Keşfedildi

New South Wales Üniversitesi’nden astronomlardan oluşan bir ekip Güneş Sistemi’nin dışında en yakın yaşanabilir gezegeni keşfetti. Ophiuchus(yılancı) takım yıldızında  bulunan cüce yıldız Wolf 1061 yörüngesinde bulunan, Wolf 1061c Dünya’dan sadece 14 ışık yılı uzakta bulunuyor. Yani daha önce keşfedilen 22 ışık yılı uzaktaki Gliese 667Cc’den 8 ışık yılı daha yakında bulunuyor. Yani kozmik komşularımız bize çok daha yakın.Avrupa Doğu Gözlemevi’nde (ESO- European Southern Observatory, La Silla-Şili) bulunan 3,6 metrelik HARPS spektrografıyla tespit edilen gezegen Wolf  1061c, Dünya’dan 4 kat daha büyük. Araştırmacılar on yıldır geliştirdikleri yeni teknikle gezegen avı analizlerini geliştirdiklerini bildiriyorlar. Wolf 1061 yıldızının yörüngesinde bulunan 3 gezegenden biri olan , Wolf 1061c gezegeninin kütlesi 4,3 kat iken, diğer gezegenlerin kütleleri 1,4 ve 5,2 kat olarak gerçekleşiyor. Üç gezegenden ortada olan gezegenin güneşinin etrafını 18 günde dolanıyor. Diğerleri ise 5 ve 67 günde dolanıyor.Bütün bu gezegenlerin potansiyel olarak kayalık ve sert bir yüzeye sahip olduğu düşünülüyor. Wolf 1061c ise yaşanabilir (Goldiloks) bölgesinde bulunuyor. Bunun anlamı gezegende sıvı halde su bulunabilir, yani hayat oluşabilecek ortama sahip. Diğer gezegenler ise ya çok sıcak, ya da çok soğuk olarak gerçekleşiyor.Ekip Wolf 1061c’den daha yakın gezegenlere odaklansa da, henüz daha yakın yaşanabilir bir gezegen bulamadı.Araştırmacılar Wolf 1061’in etrafında dolaşan gezegenlerin, yıldızın önünden geçerken gözlemini yapabilirse, atmosferleri hakkında bilgi edinebileceklerini umuyorlar.Araştırma sonuçları The Astrophysical Journal Letters dergisinde yayınlandı.Kaynaklar:http://newsroom.unsw.edu.au/news/science-tech/galaxy-not-so-far-away-star-hosts-potentially-habitable-planethttp://www.independent.co.uk/news/science/wolf-1061c-astronomers-spot-nearest-planets-capable-of-supporting-life-ever-seen-a6776621.htmlhttp://www.gercekbilim.com

http://www.ulkemiz.com/en-yakin-yasanabilir-gezegen-wolf-1061c-kesfedildi

Kepler’in Tespit Ettiği Tuhaf Sinyal Uzaylı Spekülasyonuna Yol Açtı

Kepler’in Tespit Ettiği Tuhaf Sinyal Uzaylı Spekülasyonuna Yol Açtı

Gezegen avcısı Kepler teleskopunun, 1480 ışık yılı uzaktaki KIC 8462852 adı verilen yıldızın etrafında belirlenen tuhaf bir sinyalin ya da halkanın akıllı varlıklar tarafından ,diğer bir tabirle uzaylılar tarafından inşa edilmiş olabileceği spekülasyonuna neden oldu.Analiz : Kepler Uzaylıların Dev Yapısını mı Keşfetti ?Kepler’in tespit ettiği bu geçiş sinyali doğal bir fenomene benziyor. Bir dış gezegen veya başka bir şey yıldızın önünden geçerse Kepler yıldızın ışığında hafif bir kararma tespit ediyor. İşte Gezegen Avcıları Topluluğu tarafından bu sinyal “garip “olarak adlandırıldıktan sonra , araştırmacılar bu kararmaya neden olan önemli ve belirleyici muhtemel mekanizmayı bulmaya çalıştı. Yıldızın parlaklığındaki azalmasındaki doğal nedenler Monthly Notices of the Royal Astronomical Society dergisinde 11 Eylül’de yayınlandı . Astronomlar muhtemel gezegen çarpışmasından kaynaklanan bir parçaların , dairesel halkaların, yıldız lekelerini ve kuyruklu yıldız kümeleri bakarak nedeni bulmaya çalıştı. Bütün olasılıklar değerlendirildi son sonuç hariç hiçbiri tatmin edici değildi. Öyle görünüyor ki, kuyruklu yıldız  kümeleri bu tuhaf geçiş sinyali gibi çoğu gizeme cevap olabilir. KIC 8462852’e oldukça yakın olan (1000 AU) bir yıldızın bu yaklaşma esnasında bazı yerçekimsel düzensizliklere neden olarak, yıldıza muhtemel bir küme kuyruklu yıldızı göndermiş olma olasılığı var ki, bu da Kepler’e ulaşan yıldızın ışığını % 22 karartmaya yetiyor.Bu dış kuyruklu yıldız açıklaması mantıklı görünüyor. Daha öncesinde de dış kuyruklu yıldızların yıldızlar etrafında varlığı tespit edilmesine rağmen; F tipi bir yıldızın ışığını kesebilecek kadar büyük bir kuyruklu yıldız kümesi ilk kez tespit ediliyor. Bu yıldız güneşimizden % 50 daha büyük.Buna rağmen , bu gibi bir gözlemin gerçekten büyük bir şans eseri NASA’nın Kepler teleskopunun doğru zamanda, doğru yere baktığını gösteriyor. Çünkü bu türde bir gözlemin olma olasılığı ancak 150,000’de 1.Salı günü Atlantic’te yayınlanan makaleyle bilimsel işleyişe aykırı, daha olanaksız şeyler aranmaya başlandı.  Yapılan yorumlardan biri KIC 8462852 ‘daki yapılan gözlemin kuyruklu yıldızlar değil uzaylılar olduğu savunuldu.Araştırmanın baş yazarı Yale Üniversitesi’nden doktora sonrası araştırmacı Tabetha Boyajian, Atlantic’e konuşarak, bu tuhaf geçiş halinde farklı senaryolar olabileceğini belirtti. Sonrasında Penn State Üniversitesi’nden astronom Jason Wright , bu konuyla ilgili diğer bir senaryonun olduğunu savundu. Bu geçiş sinyali büyük yapay bir kurulumdan geliyor olabilir ,dedi.Atlantic’ten alıntı :Wright ve diğer yazarlar bu sıra dışı yıldız ışığı deseninin, mega yapılardan geldiğini , bunun belki yıldız ışığı toplayıcıları olabileceğini, bu sayede yıldızdaki enerjiyi depoladığını belirtiyor. Fakat daha önce Discovery News raporunda belirtildiği gibi; bu sinyalin gerçekten yapay olması gerekir ki, bu gelişmiş akıllı uzaylı yaşam formuna ilişkin ilk kanıt olabilir. Böylece 2. Tip Kardashev uygarlığına işaret ediyor. Diğer olasılıklar yetersiz kalsa bile bu uzak bir olasılık, o zaman neden bu uzaylı hipotezinin test etmiyorlar ?Uzaylı SpekülasyonuPeki ya sonra?  Maalesef Kepler’in birincil görevi bitti ve elimizde KIC 8462852’den kalan 4 yıllık geçiş verisi var. Elimizde sadece çalışılacak 2 anahtar geçiş olayı daha var. İlk  yıldız ışığı kısılması 2011’de bir haftalığına oluştu ve sonrasında ikinci önemli varyasyon serisi birkaç aylığına 2013’de gözlendi. Elimizde şimdilik sadece bunlar var.Araştırmacılar bu dünya dışı yaşam formu kampanyasını devam ettirmek için radyo teleskoplarını kullanarak, yapay dünya dışı yaşam formlarını arayacaklar.  Yine de bu da yapay sinyalleri tespit etmek için yeterli değil ve uzaylı bir uygarlık bulduğumuz anlamına gelmez.13 milyardan daha yaşlı olan galaksimiz milyarlarca yıldız, sayısız gezegen içeriyor. İnsanlık bu ufacık fraksiyondan evrilerek, birkaç yüzyıldır göklere kafasını çevirmiş durumda. Diyelim ki KIC 8462852 yıldızında gelişmiş uzaylılar bir yıldız santrali kurdular ki, buradaki zamanın kesri inanılmaz derecede az. Diyelim ki ; radyo sinyalleri elleri boş döndüler, ama nesnenin gerçekten yapay bir mega yapı olduğu kanıtlandı. Bu durumda burada uzaylı bir yaşam formunun kalıntıları kalmış olabilir. Yani gelip geçmiş , eski bir uygarlık olabilir.Uzaylı yapımı şeyler aramak yeni bir fikir değil. SETI’nin (Dünya Dışı Akıllı Yaşam Formu Arama) uzantıları olan SETA (Dünya Dışı Yapı Arama) ve SETT(Dünya Dışı teknoloji ) ‘nın geçenlerde buna benzer projelerinden  birinde galaksimizde, enerjisinin tümünü  yıldızınından elde eden gelişmiş uzaylılardan yoksun olduğu yönünde bağlandı.Stephen Hawking bile bu geçiş sinyallerine karşı bizi uyarmıştı. Uzaylıların bizi istila edip yok edebileceğini savunmuştu. Fakat bu yıldızın ışığı 1500 ışık yılı uzaktan geliyor, eğer uzaylılar 1500 yıl önce dünyaya gelmiş olsa M.S 500 yılında Roma imparatorluğu ya da Pers imparatorluğuyla karşılaşacaklardı ki onlar bu şekilde sinyalleri izleyemiyorlardı bile. İşte bu nedenle yıldızlar arası uzaklıklardan akıllı yaşam formlarının dünyaya ulaşması oldukça şüphe dolu.Peki ya kaynaklarımız ? Dünya yaşanabilir bir yıldızının etrafında bulunan , bolca sıvı halde suyu bulunan ,iyi biyosfere sahip bir gezegen belki de uzay yolculuğu yapan uzaylılar dünyada yer almak istiyorlar. Fakat aramızdaki bu devasa uzaklıklar bizi koruyor. Fiziksel açıdan halen ışık hızında yolculuk etmek imkansız, warp hızında bile olsanız dünyaya ulaşmanız binlerce hatta milyonlarca yıl alır.Ayrıca Kepler görevinde galaksimizin küçük kayalık dünyalarla dolu olduğunu gördük. Eğer böyle bir istilaya kalkışsalar bile, çevreden yaşanabilir yıldızı olan muhtemel okyanuslu bir çok ulaşılabilir gezegen var. Yani çok daha kolay seçenekler var.Bütün bu fikirler saf varsayımlardan ibaret, orada bir uzaylı medeniyetinin olduğuna dair en ufak bir kanıtımız yok, bu nedenle gelişmiş bir medeniyetin F tipi yıldızının etrafına güneş enerjisi toplayıcıları yerleştirebileceği ihtimalinden vazgeçelim. Tabi evrene çok daha derin bakabileceğimiz bir lens olursa , bakış açımız da değişecektir.Her şeye rağmen, KIC 8462852 araştırması eşsiz bir çalışmadır, doğal açıklaması kuyruklu yıldız kümelerinden kaynaklandığıdır. Yine de galaksimizde yaşam olasılığına dair spekülasyonların çıkması çok da kötü değil. Aslında bu devasa galakside neden halen akıllı bir yaşam formu bulamadığımız paradoksu varlığımıza karşı koyuyor.Yaşamın oluşturan yapıtaşları düşünüldüğünde evrende yaşam olmaması pek ihtimal dahilinde değil. Fakat yeni geliştirilen teknolojiyle doğrudan yıldızların yörüngelerine doğrudan sondajlamak mümkün olacak. Böylece Kepler ‘in belirlediği yıldızların ve dış gezegenlerin şeklini bilebileceğiz. Bize hayal edemeyeceğimiz kesinlikte veriler sağlayarak, akıllı yaşam formlarını araştırmamızı sağlayabilir.Yine de bu eşsiz araştırma ,astronomi açısından çok önemlidir.Kaynak : http://www.space.com/30849-bizarre-kepler-signal-alien-intelligence-speculation.htmlhttp://www.gercekbilim.com

http://www.ulkemiz.com/keplerin-tespit-ettigi-tuhaf-sinyal-uzayli-spekulasyonuna-yol-acti

Telefonun İcadı (Alexander Graham BELL)

Telefonun İcadı (Alexander Graham BELL)

XIX. yüzyılın son çeyreğinde Morse telgrafı standart araçları, kuralları ve uzmanlarıyla tam örgütlenmiş bir kamu hizmeti durumuna gelmişti. Ve sayısız araştırmacılar daha da geliştirmek için harıl harıl çalışmaktaydılar. Çabaları özellikle iki yön izlemekteydi: En kısa zamanda masrafları karşılayacak azami hızı ulaşımda sağlamak; bir de Morse alfabesini bir yana bırakıp mesajları normal yazıyla alabilmek… Birincisini duplex (çift taraflı haberleşme) tekniğiyle yani her iki yönden birden mesaj göndermek yoluyla sağladılar. Bu güzel icat iki kişinin eseri oldu: Wheatstone (1852) ve Amerikalı Stearns (1868). Ünlü Thomas Edison da bunu 1871′de guadruplex sistem haline soktu. İkinci sorun için ilk çözüm bulan İngiliz Davit Hughes (1831-1900) oldu.1855′te alfabenin harflerine karşılık olan bir klavye teklif etti. Ama yine de en köklü çözüm yolunu basit bir telgraf teknisyeni olan Fransız Emile Baudot (1845-1903) gösterdi. 1874′te karma bir yol Hughes ile şirketinin kullandığı Morse makinelerinin birleştirilmesini teklif etti. Ve bunu gerçekleştirmeyi başardı. Böylece yazılı bir telgraf meydana getirmekle kalmadı, birkaç mesajı (5-6 taneyi) birden gönderme imkânını da sağlamış oldu.   Açıkgöz bir adam olan Baudot, icadının beratını almaya ve makinesini P.T.T.’ye kabul ettirmeyi başardı. Bunun kendisine paraca bir tatmin sağladığı söylenemezse de adının Morse’unki gibi gelecek kuşaklara bir cins isim olarak kaldığını görmek kıvancına erişti. Telefon Baudot’nun ilk denenmesi sırasında icat edildi. Bu icadın da uzun bir geçmişi olmuştur. İlkini, sicimi: telefonu (Hooke) bir yana bırakalım; 1782′de sesleri 800 m. uzağa götürmeyi deneyen Papaz Dom Gauthey’i de anıp geçtikten sonra, bu alanda ciddi ilk çalışmayı yapmış olan Amerikalı Charles Page’a (1812-1873) gelelim. Page yumuşak demir parçacıklarını hızla mıknatıslamak ve mıknatıslığını gidermek yoluyla sesleri almayı başarmıştı. Meslektaşı Cenevreli fizikçi Auguste de la Rive (1801-1873) bunu geliştirdi ve işi, telefonun gerçek ön-icatçısı olarak sayacağımız Alman fizikçi Philipp Reiss (1801-1873) ele aldı . Reiss makinesi sesin titrediği bir zardı ve bu titremeler elektrik devresini kapatmaktaydı. Reiss, uluslararası üne sahip bir bilgin değildi. Öyle ki, çalışmaları kendini aynı çalışmalara vermiş olan Amerikalı profesörün kulağına rastlantıyla çalındı. Bu bir diksiyon profesörünün oğlu olup 3 Mart 1847′de Edinburg’da doğan Graham Bell idi. Kendisi de babası gibi fonetikle konuşma mekanizması ve sağır dilsizlerle ilgilenmişti. Bu alandaki incelemeleri sırasında Holmholtz’un “İşitme Duyusu Açısından Müziğin Fizyolojik Teorisi” (1863) adlı eserinden, elektromıknatısın etkilediği bir diyapazon aracılığıyla nasıl sesler elde edilebileceği hakkında fikir edinmiş ve elektrik konusunda incelemeler yapmaya başlamıştı. 1872′de A.B.D.’ye göç eden ve Boston Üniversitesine ses fizyolojisi profesörü olarak atanan Bell, sağırlarla ilgili projelerini bir yana atmış değildi; hatta bir sağır kadınla evlenmişti. O kadar ki, 1875′te bir telgraf maniplesi aracılığıyla bir diyapazonu onlar için titreştirmişti. Günün birinde diyapazonun yerine mıknatıslı maden parçaları kullandı ve bunlardan birinin kuru bir ses çıkararak elektromıknatısa gidip yapıştığını gözlemledi. Ani bir esinlemeyle irkildi. Maden parçacıklarının yerine bir zar yerleştirdi ve zarı titreşimlerine göre direnci değişen bir elektrik devresine bağladı. Sonra telin öbür ucunda çalışmakta olan asistanına seslendi: “Bay Watson, gelin! size ihtiyacım var.” Watson şaşkın ve ürkek bir tavırla koşup geldi: Patronunun sesini telefondan duymuştu. Bu olay 10 Mart 1876′da olmuştu. O zamanlar ilim adamları bu icadı Amerika’nın en olağanüstü buluşu olarak nitelemekteydiler, ama o haliyle çok olduğu da bir gerçekti. Bir elektrik jeneratörüyle çalışmıyordu. Elektrik akımını yaratan, vericideki manyetik alanın değişimleriydi ve bu telden geçerek alıcıdaki elektromıknatısı harekete getiriyordu. Bu durumda 10-12 metreyi aşamazdı. Aygıtı ilk geliştiren Edison oldu (1876). Vericiye bir pil bağlayarak gücünü artırdı. 1878′ de Hugnes mikrofon’u icat etti ve böylece zarların titreşimleri sonucu elde edilen sesleri büyük oranda yükseltmek mümkün oldu. Böylesine olağanüstü bir buluş, sözgelişi, New York’ta iken Boston’daki arkadaşının sesini duymak görülmemiş bir heyecan yarattı; olaylara, kıskançlıklara, kinlere ve davalara konu oldu. ilk davayı açan Amerikalı değerli teknisyen Elisha Gray (1835-1901) idi. içine kapanık bir araştırmacı olan Gray telefonu Graham Bell’le aynı zamanda bulmuş, ama ne yazık ki beratını ondan iki saat sonra istemişti. Bu 120 dakikalık gecikme mahkemelerin, haklarını reddetmesi için yetti. Graham Bell’in, icadını telgraf şirketi Western Union’a teklif edip (1877) reddedilmesinden sonra kurulan Bell Telephone Şirketi aleyhine; sözde başka mucitler, geliştiriciler ve rakipler tarafından bir yığın davalar açılmaya başlanmış, bir yandan da berat meseleleri çevresinde tatsız didişmeler ve açgözlü çekişmeler almış yürümüştü. Bütün davalar art arda gerçek mucidin lehine sona ermekteydi. Telefon da bir yandan durmadan yayılmakta, teller şehirlerden şehirlere uzanmaktaydı. 1880 yılında Amerika’nın 35 eyaleti telefon santralına kavuşmuş ve 70.000 abone kaydetmişti. Bell 4 Ağustos 1922′de Halifax’da öldüğünde A.B.D. ve Kanada’daki 17 milyon abonelik şebekede ulaşım bir dakika durduruldu. 1876′da telefonun icadı bunca hayranlık dolu bir şaşkınlık yarattıktan sonra fonografın etkisi ne oldu, bir gözünüzün önüne getirin. Oysa bu konu da ani olarak patlak vermemiş, çalışmalar az çok kulaktan kulağa duyulmuştu. Bilim adamları uzunca bir süreden beri uğraşmaktaydılar; hatta 1857′de yarı yola varmışlardı bile. O yıl mütevazı bir basın musahhihi olan Fransız Edouard-Leon Scott (1817-1879), gerçek bir kaydedici fonograf imal etti. Bu, altında bir silindirin döndüğü madeni bir sivri uç ve buna bağlı bir zardan oluşmuştu. Bu zarın önünde konuşulunca ya da şarkı söylenince sesler sivri madeni uç aracılığıyla silindirin üzerinde titreşimli izlet bırakıyordu. Bu kaydetmenin tersinin olabileceği yani sivri ucu bu izlerden bir daha geçirmek yoluyla söz ya da müziği yeniden meydana getirmek bambaşka bir alandı elbet. Ve kolay kolay kimsenin aklına gelecek şey de değildi. Bunu ilk düşünen Charles Cros (1842-1888) adında bir Fransız oldu. Cros şair, mizahçı, hem de bilim adamıydı. Bir yandan şiirler yazıyor, bir yandan da teorik olarak renkli fotoğraf, gezegenlerarası ulaşım ve fonograf tasarlıyordu. Tasarıları gerçekleşti ve 1877′de Bilimler Akademisine, “paleophone” adını verdiği gerçekte bir fonograf olan bir aletin planını sundu. Edison’un bu çalışmadan haberi oldu mu? Yoksa yalnızca bir rastlantı sonucu olarak mı bilmiyoruz; tıpatıp aynı ilkelere dayanan makinesi için berat istedi. Edison’u bu makinenin önünde çocukça bir şarkı olan “Mary had a little lamb -Mary’nin minik bir kuzusu var” şarkısını söylerken görenler, makinenin az sonra hımhım bir sesle bunu tekrarladığını duydular. 1878′in fonografı bir oyuncaktı, ama inanılmaz bir gelişme gösterdi ve günümüzün elektrofon ve mikrosiyon plaklarına bir yığın yeni buluş ve icatlara yol açtı… Telefon nasıl çalışır?  Bir elektrik devresi üzerinden bir telefon konuşmasının yapılması sırasında meydana gelen olaylar şöylece sıralanabilir: 1. Ses enerjisi mekanik enerjiye dönüşür. 2. Mekanik enerji elektrik enerjisine dönüşür. 3. Elektrik enerjisi nakledilir. 4. Karşı tarafta elektrik enerjisi manyetik enerjiye dönüşür. 5. Manyetik enerji mekanik enerjiye dönüşür. 6. Mekanik enerji ses enerjisine dönüşür. Elektrik titreşimlerinin iletkenlerdeki yayılma hızı esas titreşimlerinin havadaki yayılma hızından birkaç yüz bin kere daha fazla olduğundan (200-300 bin km/sn mertebesinde) telefon ile konuşanlar, aradaki uzaklığa rağmen, karşı karşıya bulunuyorlarmış hissine sahiptirler. Telefon sistemi üç ana görev yapar. İki abone arasında konuşma irtibatını sağlar ve aboneler arasında çağırma, meşgul çevirme, ses sinyalleri üretir. Otomatik olmayan manyetolu telefonlarda bu işlemler elle yapılır. Bir telefon aletinde bulunan belli başlı parçalar şunlardır: 1. Ses alıcı (mikrofon), 2. Mikrofon akım kaynağı, 3. Ses verici (kulaklık), 4. Çağırma ve çağrılma düzenleri, 5. Devre açıp kapayıcılar, anahtarlar, 6. Çağırma kadranı. Manuel ve otomatik santrallara bağlı telefon aletleri birbirinden farklıdır. Herbirinde yukardaki parçaların bazıları bulunur. Telefonun ahizesi sesi elektrik enerjisine ve elektrik enerjisini de sese çevirir. Otomatik telefon cihazında ahize kaldırıldığında devreyi açan bir anahtar ve ön tarafta numaratörü mevcuttur. Telefon ahizesi kaldırılınca telefonla santral arasında elektrik devresi kurulur. Ahizeden ton sesi duyulur. Numaratörden, mesela 6 rakamı çevrilince elektrik devresi altı defa açılıp kapanmış olur. Elektrik devresindeki açılıp kapanmalar sinyal olarak santralda devreler vasıtasıyle sayılır. Muhaberenin konuşma şeklinde olması şart değildir. Lokal santrallara konulan bilgisayarlar gönderilen sinyal cinsine göre seçim yaparak dağıtımı analog telefon, sayısal telefon, faksimile, teleks, televizyon bilgi işlem şekillerinde terminallere ulaştırır. Böylece telefon konuşmaları yanında televizyon, faksimil resim ve yazı, teleks, bilgisayar işlemleri de çok süratli ve kaliteli olarak yürütülür. Muhabere hatları: Muhabere (haberleşme) imkanları çok çeşitlidir. Bunlar: 1. İki telli analog radyo sinyal hattı (1 konuşma). 2. Anolog radyo röle link hattı (30 konuşma). 3. Sayısal radyo röle link hattı (1920 konuşma). 4. Çok kollu koaksiyel kablo hattı (7680 konuşma). 5. Fiberoptik kablo hattı (10.000 konuşma ve üstü). 6. Muhabere uydular hattı (20.000 konuşma). İki telli konuşma devreleri uzak mesafelerde kayıplar çok arttığı ve kanal sayısı sınırlı olduğu için şehir içi dağıtım sistemi dışında kullanılmaz. Muhabere sistemleri radyo yayınlarından istifadeyle kapasite ve kalite yönünden çok gelişmiştir. Telefon konuşmaları hem doğrudan analog sinyal olarak hem de bu analog sinyalin sayısal sinyal haline çevrilmesinden sonra yayınlanarak yapılabilmektedir. Analog sinyal de yankı problemi ve sinyal gürültü seviyesi yüksek olduğu için terk edilmiş sayısal sinyal sistemine geçilmiştir. Sayısal sinyal sistemlerinde, analog sinyal dilimlere bölünerek düzgün palslara ayrılır. Bu palslar daha sonra kodlanarak verici anteninden ‘0′, ‘1′ sayısal yayın olarak gönderilir. Kodlanma işlemi her konuşma için ayrı ayrı yapılabildiği için bir antenden aynı anda binlerce sayıda konuşma palslar halinde yayınlanabilir. Alıcı telefon, istasyondan alınan bu binlerce yayın tekrar kod çözücüde çözümlenerek, odyo sinyal haline çevrilerek santral mantık devresinden geçerek abonelere ulaşır. Kodlanmış palslar antenden yayınlanabildiği gibi koaksiyel kablolardan da gönderilebilir. Koaksiyel kablolarda kayıplar çok azalır. Koaksiyel kablo yerine bundan daha süratli yüksek kapasiteli ve kayıp oranı çok düşük optik fiber kablolar da kullanılabilir. Optik fiber sisteminde kodlanmış sayısal sinyaller optik sinyallere çevrilerek gönderilir. Karşı santralde optik sinyaller önce elektronik sinyallere daha sonra da odyo analog sinyale çevrilerek lokal santral mantık devresinden abonelere ulaştırılır. İki telli muhabere sisteminde aynı anda bir konuşma yapılır. Halbuki pals kod modüleli sayısal radyo link muhabere sisteminde 30 kanal mevcuttur. Koaks kablolu sayısal radyo link muhabere sistemiyse en az saniyede 30 megabit bilgi gönderme kapasitesine sahip olup, 1920 kanallıdır. 1985 senesinde F. Almanya’da hizmete girmiş olan böyle bir sistem saniyede 565 mbit kapasiteye; bir başka ifadeyle aynı anda 7680 konuşma veya bilgi aktarmaya müsaittir. Fiberoptik sistemler 140 mbit/saniye ve daha yukarı kapasitede görev yapmaktadır. Fiberoptik muhabere sistemi kapasite yüksekliği, montaj kolaylığı, bakım istememesi, yüksek kaliteli bilgi göndermesiyle mevcut sistemlerin en mükemmelidir. Özet olarak telefon santrallarının isimleri şunlardır: Elektromekanik telefon santralı, elektronik telefon santralı, otomatik telefon santralı, şehirlerarası telefon santralı, transit telefon santralı, yarıelektronik telefon santralı, yarıotomatik telefon santralı, mahalli (yerel) telefon santralı… olmak üzere çeşitleri vardır (1994). Telefonun tatbikatta sağladığı en büyük fayda muhaberenin süratli bir şekilde yapılmasıdır. Fiberoptik, koaksiyel kablo ve elektromanyetik yollarla uydulardan yansıtılarak yapılan telefon görüşmeleri dünyanın her köşesini birbirine bağlamıştır. Telefon sistemlerinin kanal kapasiteleri her geçen gün artmaktadır. Kanal sayısında artışlar telefonu daha da pratik bir hale sokmaktadır. Telekomünikasyon arasındaki önemli gelişmelerden biri de, telsiz telefonun ortaya çıkmasıdır. Kısa dalga radyo alıcı-vericilerin normal telefon sistemine bağlamasıyla hareket halinde telefonla konuşma imkanı ortaya çıkmıştır. Bu sistemle bölgeler arası kesintisiz bağlantı olduğu gibi, çok uzun menzilli yolculuklar yapan bile istediği yeri anında arayabilir. Kaynak: http://www.bilgiustam.com

http://www.ulkemiz.com/telefonun-icadi-alexander-graham-bell

Kepler Yasaları Nedir ?

Kepler Yasaları Nedir ?

Kepler, gezegenlerin hareketlerini açıklayan 3 yasayı açıklayarak bir devrim yarattı. Bu yasalar oldukça basit temellere dayanıyordu. Yüzyıllardır süregelen inanışların dayatmalarıyla uydurulmaya çalışılan abartı yasaların yerine basit ve doğru olanı koydu. Tycho Brahe’den kalan gözlemlerle matematik bilgisini kullanarak bağımsız ve doğru sentezleriyle bulduğu bu 3 yasayı ele alalım.1. Her gezegen, odak noktalarından birinde Güneş’in bulunduğu eliptik yörüngelerde dolanır.Eğer matematikten elips kavramına hakim iseniz gözünüzde canlanacaktır. Lakin eskiden önemsendiği kadar pratik matematik ve geometri bilgisi öğretilmiyor. Bu sebeple elipsin nasıl bir şekil olduğunu hiçbir ezbere dayanmadan ele alalım.Elips, teoride basık bir çemberdir. Bu özelliğinden ötürü ne kadar basık olduğunu belirtmek için “basıklık” (e) değeri tanımlıyoruz. Bir noktasından bastırdığınız çember, artık yarıçap değerinden başka bir değere daha sahip olacaktır. Bu değer basıklık katsayısı ile yarıçapından yola çıkarak bulunur. Peki bir elips nasıl çizilir? Çemberde tek bir noktadan uzaklıkları eşit olan noktalar kümesi söz konusuyken elipste bu nasıl? Biz elipsi çemberi bozarak elde ettiğimiz için bir merkez noktasından ziyade iki odaktan söz ediyoruz. İşte elipsin bu iki odağı adını verdiğimiz noktalardan elipse çizdiğiniz iki doğrunun uzunlukları toplamı eşittir bu sefer. Nasıl olduğunu anlamak için bir elipsin nasıl çizildiğine bakalım.İki odak noktasının etrafından belirli bir uzunlukta ip geçirin, kalemle bu ipi dışarıya doğru gererek çember çizmeye çalışın. Fotoğraftaki kişinin saat yönünün tersine çizdiğini düşünelim. Yeşil raptiyeden(odaklardan birinden) noktaya olan uzaklık azalırken, sarı raptiyeden olan uzaklık artacaktır. Fakat bu ipin uzunluğu sabittir. Dolayısıyla biz odak tanımını buradan yola çıkarak yapıyoruz. Odak noktalarından dış noktasına çizilen uzaklıklar toplamı daima eşittir.İşte Kepler’in bahsettiği de bu odak noktalarından birinde Güneş’in bulunduğudur.2. Gezegenler yörüngeleri etrafında eşit zaman aralıklarında eşit alanlar tararResimde görüldüğü üzere, odaklarından birinde Güneş bulunan gezegen yörüngesi üzerinde dolanırken “iki eşit zaman aralığı” sırasında taradığı alanlar eşit. Buradan Newton’un kütle çekim yasasına ulaşabiliyoruz, çünkü bu tek koşulda mümkündür, gezegen yörüngesi üzerinde farklı hızlarda hareket etmektedir! Güneş’e yaklaştıkça hızlanır, uzaklaştıkça yavaşlar. Bu Kepler’in gözlemi, Newton’un da kanunudur.3. Gezegenin yörünge periyodunun karesi, elipsin yarı büyük eksen uzunluğunun kübüne eşittir.P: Yörünge dönemia: Elipsin yarı büyük eksen uzunluğuYer için biz bu hesabı yaparken P’yi 1 yıl, a’yı ise 1 AB(astronomik birim) olarak kabul ederiz. Tüm gezegenler için bu basit hesap doğru çıkar. Esasında bu, kütleler arasındaki ciddi farktan ötürü bir ihmal içerir. Gerçek formül;P2 / a3 = kşeklindedir. Bu da yine Newton’un çekim yasasını haklı çıkaran denkleme dayanır.Peki neden çember değil de bir elips?Verilen yasaları tekrar inceleyecek olursak, bunların çembersel bir yörünge için de geçerli olması gerektiğini görürüz. Fakat gezegenler eliptik yörüngelerde dolanmaktadır. Bunun sebebi nedir?Bunun en temel sebebi yörüngede dolanan gök cisminin sahip olduğu hızdır. Hatırlayacak olursanız Güneş etrafında oldukça basık bir yörüngede dolanan kuyruklu yıldız gibi cisimler yörüngeden fırlatılabilmektedir. Bunun sebebi hızlarındaki dengesiz artıştır.Yörüngede kalabilmek kütle çekim tarafından yıldız üzerine düşmemek için belirli bir hıza sahip olmayı gerektirir. Tıpkı uydularımızda olduğu gibi yer çekiminin etkisinde olup, dönüş hızından ötürü yere düşmemekte olduğu gibi. Fakat eğer siz bu iki değeri tam eşitleyecek olursanız en ufak bir hız düşüşünde cisim diğerinin üzerine çekilmeye başlar. Böyle bir durumda orada bir cisim bulunmasını bekleyemezsiniz.Gezegenlerin birbirleri arasındaki kütle çekim etkileşimi sebebiyle bu hızlar değişim gösterir. Eğer birisi tam olarak gerekli hıza sahip olsaydı ve diğeri onun hızını yavaşlatsaydı Güneş’in üzerine doğru çekilmeye başlardı. Bu sebeple bizim artık orada gözleyebileceğimiz bir cisim olmazdı. Bu sebeple olması gerektiğinden biraz daha fazla hıza sahip olurlar ve bu da onların eliptik yörüngelerde dolanmalarına sebep olur.-Ögetay Kayalıhttp://www.kozmikanafor.com

http://www.ulkemiz.com/kepler-yasalari-nedir-

Hubble İlk Kez Bir Süper-Dünya’nın Atmosferini Analiz Etti

Hubble İlk Kez Bir Süper-Dünya’nın Atmosferini Analiz Etti

Hubble Uzay Teleskopu’nda bulunan cihazlar kullanılarak ilk kez uzak bir süper-Dünya’nın diğer adıyla atmosferi analiz edildi. Gezegenin atmosferinde hidrojen,karbon ve helyum bulunduğu tespit edildi.Elde edilen sonuçlar atmosferde herhangi su buharı olmadığını ortaya çıkardı.

http://www.ulkemiz.com/hubble-ilk-kez-bir-super-dunyanin-atmosferini-analiz-etti

Hidrojen Elemetinin Özellikleri

Element sembolü H olan, 1 atom sayılı ametaldir. Standart sıcaklık ve basınç altında renksiz, kokusuz, metalik olmayan, tatsız, oldukça yanıcı ve H2 olarak bulunan bir biatomik gazdır. 1.00794 g/mol'lük atomik kütlesi ile tüm elementler arasında en hafif elementtir. Periyodik cetvelde sol üst köşede yer alır.Hidrojen, evrenin kütlesinin %75'ni oluşturan ve evrende en çok bulunan elementtir. Ana hatta bulunan yıldızların çoğunluğu plazma halinde olan hidrojenden oluşur. Elementel hidrojen dünyada az bulunur. Endüstride metan gibi hidrokarbonlardan üretilebildiği gibi, pahalı olsa da suyun elektrolizinden de üretilebilir.Hidrojenin en yaygın doğal izotopu, nötronsuz protiyumdur. Hidrojen pek çok elementle bileşik verebilir, suda ve pek çok organik molekülde bulunur. Suda çözünen moleküller arasındaki asit-baz tepkimlerinde önemli rol oynar. Schrödinger denkleminin analitik olarak çözülebildiği tek nötral molekül olduğu için, hidrojen atomunun enerji basamakları ve bağ özellikleri kuantum mekaniğinin gelişmesinde önemli rol oynamıştır.Hidrojen 1500'lü yıllarda keşfedilmiş, 1700'lü yıllarda yanabilme özelliğinin farkına varılmış, evrenin en basit ve en çok bulunan elementi olup, renksiz, kokusuz, havadan 14.4 kez daha hafif ve tamamen zehirsiz bir gazdır.Güneş ve diğer yıldızların termonükleer tepkimeye vermiş olduğu ısının yakıtı hidrojen olup, evrenin temel enerji kaynağıdır. -252.77 °C'de sıvı hale getirilebilir. Sıvı hidrojenin hacmi gaz halindeki hacminin sadece 1/700'ü kadardır. Hidrojen bilinen tüm yakıtlar içerisinde birim kütle başına en yüksek enerji içeriğine sahiptir. 1 kg hidrojen 2,1 kg doğalgaz veya 2,8 kg petrolün sahip olduğu enerjiye sahiptir. Ancak birim enerji başına hacmi yüksektir.Hidrojen gazını yapay olarak ilk defa T. Von Hohenheim (ayrıca Paracelsus, 1493 - 1521, olarak da bilinir) tarafından güçlü asitlerle metalleri karıştırarak elde etmiştir. Bu kimyasal reaksiyon sonucu elde edilen bu yanıcı gazın yeni bir element olduğunun farkına varamamıştır. 1671 yılında hidrojen Robert Boyle tarafından demir çubuk ve seyreltik asit çözeltilerinin reaksiyonu sonucu üretilerek yeniden keşfedilmiştir. 1766 yılında Henry Cavendish metal asit reaksiyonuyla elde edilen, havada yanan, yandığı zaman su açığa çıkaran hidrojenin ayrı bir element olduğunun farkına varmıştır. Cavendish'in hidrojenle tanışması cıva ve asitlerle yaptığı deneyler zamanında olmuştur. Başlangıçta hidrojenin cıvayı oluşturan birimlerden biri olduğunu, cıvanın asitle reaksiyonundan ortaya çıktığını düşünmüş, buna rağmen hidrojenin pek çok önemli özelliğini gerçekci şekilde tasvir edebilmiştir. 1783'te Antoine Lavoiser,Laplace ile Cavendish'in bulduklarını tekrarlarken, yandığı zaman su üreten bu gaza hidrojen adını vermiştir. Hidrojenin Elde EdilmesiHidrojen gazını yapay olarak ilk defa T. Von Hohenheim (ayrıca Paracelsus, 1493 - 1521, olarak da bilinir) tarafından güçlü asitlerle metalleri karıştırılarak elde edilmiştir. Bu kimyasal reaksiyon sonucu elde edilen bu yanıcı gazın yeni bir element olduğunun farkına varamamıştır. 1671 yılında hidrojen Robert Boyle tarafından demir çubuk ve seyreltik asit çözeltilerinin reaksiyonu sonucu üretilerek yeniden keşfedilmiştir. 1766 yılında Henry Cavendish metal asit reaksiyonuyla elde edilen, havada yanan, yandığı zaman su açığa çıkaran hidrojenin ayrı bir element olduğunun farkına varmıştır. Cavendish'in hidrojenle tanışması cıva ve asitlerle yaptığı deneyler zamanında olmuştur. Başlangıçta hidrojenin cıvayı oluşturan birimlerden biri olduğunu, cıvanın asitle reaksiyonundan ortaya çıktığını düşünmüş, buna rağmen hidrojenin pek çok önemli özelliğini gerçekci şekilde tasvir edebilmiştir. 1783'te Antoine Lavoiser,Laplace ile Cavendish'in bulduklarını tekrarlarken, yandığı zaman su üreten bu gaza hidrojen adını vermiştir. Hidrojenin ilk kullanım yerlerinden biri balonlar ve daha sonraları zeplinlerdir. Bu amaçlar için hidrojen metalik demir ve sülfürik asidin reaksiyona girmesiyle elde edilmiştir. Hidrojen Hindenburg adlı, havada yanarak yok olan zeplinde kullanılmıştır. Balonlarda daha sonraları oldukça patlayıcı olan hidrojenin yerine inert helyum kullanılmıştır. Hidrojenin Atom Yapısı1 proton ve 1 elektrondan oluşan hidrojen atomu, basit atomik yapısı, ışık emilim ve yayma spekturumu sayesinde atomik yapının geliştirilmesinde önemli rol oynamıştır. Hidrojen molekülünün ve ona karşılık gelen H2+ katyonu basit yapısı kimyasal bağların doğası hakkında önemli bilgiler vermiş, bu 1920'li yıllların ortalarında hidrojen atomunun kuantum mekaniği uygulamasıdır. Hidrojenin Evrendeki YeriHidrojen evrenin kütlece %75'ini, atom sayıca %90'nı oluşturur ve bu oranlarıyla evrende en çok bulunan elementtir. Bu element yıldızlarda, dev gaz gezegenlerinde büyük miktarda bulunur. Moleküler hidrojen bulutları yıldızların oluşumuyla bağlantılıdır. Hidrojen yıldızların proton-proton nükleer füzyon reaksiyonuyla enerji üretmesinde önemli rol oynar.Evrende hidrojen atomik ya da plazma halinde bulunur. Plazma hali atomik halinden oldukça farklıdır. Bu halde hidrojen elektronu ve protonu bağlı değildir ve bu oldukça yüksek elektrik iletkenliği ve ışık yayılımına (güneş ve diğer yıldızlar ışık yayar) sahiptir. Yüklü partiküller elektrik ve manyetik alanlarda oldukça etkilenirler. Mesela, güneş rüzgarında dünyanın magnetospheri ile etkileşerek Birkeland akımları ve auroraya yol açarlar. Uzayda hidrojen nötral atomik halde bulunur.Normal şartlar altında hidrojen biatomik gaz (H2) halinde bulunur. Hafifliği nedeniyle diğer daha ağır gazlara göre yerçekimi kuvvetinden kolayca kurtulur. Bu nedenle dünya atmosferinde hidrojen gazı oranı oldukça düşüktür (hacimce 1 ppm). Hidrojen atomu ve H2 molekülü uzayda bolca bulunduğu halde dünya da bunların üretimi ve saflaştırılması oldukça güçtür. Bütün bunlara rağmen hidrojen dünyada en çok bulunan üçüncü elementtir. yeryüzündeki hidrojen su, hidrokarbonlar gibi kimyasal bileşiklerin içinde bulunur. Hidrojen gazı bazı bakteri ve algae tarafından üretilir. Günümüzde methan gazı önemi artan bir hidrojen kaynağıdır.Hidrojen AtomuIzotoplarıProtiyum, hidrojenin en yaygın izotopuHidrojenin doğada üç izotopu vardır. Bunlar 1H, 2H, ve 3H. Oldukça kararsız diğer izotoplar (4H - 7H) laboratuvar koşullarında sentezlenmiştir.    1H %99.98 ile hidrojenin doğada en çok bulunan izotopudur. Bu izotop çekirdeğinde yalnızca bir proton içerdiğinden protium denilmiştir.    2H `hidrojenin diğer kararlı izotopudur. Döteryum olarak da bilinir. Çekirdeğinde 1 proton ve 1 nötron içerir. Deuterium yeryüzündeki hidrojenin %0.0184'nü oluşturur. Radyoaktif değildir ve belirgin bir kirliliğe yol açmaz. Suyun içinde hidrojen yerine deuterium bakımından zenginleştirilmiş suya ağır su denir. Deuterium ve bileşikleri kimyasal reaksiyonlarda radyoaktif olmayan etiketlemelerde ve 1H-NMR da çözücü olarak kullanılır. Ağır su nükleer reaktörlerde nötron kontrolü ve soğutucu olarak kullanılır. Deuterium ayrıca ticari çekirdek füzyonda olası yakıttır.    3H ayrıca Trityum olarak da bilinir. Çekirdeğinde 2 nötron ve 1 proton içerir. Radyoaktiftir ve 12.32 yıl yarı hayatıyla beta bozunmasıyla Helyum-3 e dönüşür. Az miktarda trityum kozmik ışınların atmosferik gazlarla etkileşmesi sonucu ortaya çıkar. Ayrıca nükleer silah testlerinde de havaya salınır. Tritium kimya da ve biyolojide radyoetiketleme deneylerinde kullanılır.Hidrojen, izotoplarının değişik isimleri olan tek elementtir. IA grubu elementleri, Ca, Sr,Ba gibi aktif metallerin su ile reaksiyonu sonucunda hidrojen gazı elde edilir.Ca(k) + 2H2O à Ca2+ (aq) + 2OH-(aq) + H2 (g) UygulamalarıHidrojen zehirsiz ve havadan 14,4 kez daha hafif bir gazdır. Güneş ve diğer yıldızların termonükleer tepkimeyle vermiş olduğu ısının yakıtı hidrojen olup, evrenin temel enerji kaynağıdır. -252,77 °C'ta sıvı hale getirilebilir. Sıvı hidrojenin hacmi gaz halindeki hacminin sadece 1/700'ü kadardır. Hidrojen bilinen tüm yakıtlar içerisinde birim kütle başına en yüksek enerji içeriğine sahiptir (Üst ısıl değeri 140,9 MJ/kg, alt ısıl değeri 120,7 MJ/kg). 1 kg hidrojen, 2,1 kg doğalgaz veya 2,8 kg petrolün sahip olduğu enerjiye sahiptir. Petrol yakıtlarına göre ortalama 1,33 kat daha verimli bir yakıttır. Buna karşın, enerji olarak kullanılabilmesi için doğadaki bileşiklerden ayrıştırılması gerekir. Üretilmesi de göz önünde bulundurulduğunda petrol gibi hazır yakıtlar kadar kârlı değildir. Ancak hidrojenin diğer yakıtlardan önemli bir farkı, güneş veya rüzgar enerjisinin yardımıyla sudan üretilebilmesi ve kullanıldığında tekrar suya dönüşebilmesidir. Bu özellik hidrojenin herkesin üretimine ve kullanımına açık bir yakıt olmasını sağlar.Hidrojen doğada serbest halde bulunmaz, bileşikler halinde bulunur. En çok bilinen bileşiği ise sudur. Isı ve patlama enerjisi gerektiren her alanda kullanımı temiz ve kolay olan hidrojenin yakıt olarak kullanıldığı enerji sistemlerinde, atmosfere atılan ürün sadece su ve/veya su buharı olur. Bunun dışında çevreyi kirleten hiçbir gaz ve zararlı kimyasal madde (karbonmonoksit veya karbondioksit gibi) üretimi olmaz..

http://www.ulkemiz.com/hidrojen-elemetinin-ozellikleri

Teleskop Nedir ?

Teleskop Nedir ?

Teleskop, uzaydan gelen her türlü radyasyonu alıp görüntüleyen astronomların kullandığı, bir rasathane cihazıdır. 1608 yılında Hans Lippershey (Hollandalı gözlük üreticisi) tarafından icat edilmiş, 1609 yılında Galileo Galilei tarafından ilk defa, gökyüzü gözlemleri yapmakta kullanılmıştır. Uzaydaki cisimlerden yansıyarak veya doğrudan doğruya gelen, gözle görülen ışık, ultraviyole ışınlar, kızılötesi ışınlar, röntgen ışınları, radyo dalgaları gibi her türlü elektromanyetik yayınlar kainat hakkında bilgi toplamak için çok lüzumlu delillerdir. Bu deliller ya klasik manada optik teleskoplarla veya çok daha modern radyo teleskoplarla incelenir.Teleskop YapısıTeleskop yapı olarak objektif, oküler ve bu mercekleri muhafaza eden bir tüpten meydana gelmiştir. Objektif cinsine göre iki tür teleskop vardır. Uzaydan gelen ışıklar teleskop içinde bir aynaya çarpıp, prizmadan geçtikten sonra göze geliyorsa bu türe yansıtıcı teleskop denir. Uzaydan gelen ışıklar merceklerden doğrudan geçip göze geliyorsa bu türe de kırıcı teleskop adı verilir.Teknik ÖzellikleriTeleskobun gücü, topladığı ışık miktarıyla orantılıdır. Teleskobun objektif çapı büyüdükçe ışık toplama kabiliyeti artar. Mesela, 50 mm çaplı bir teleskop 5 mm çaplı gözbebeğine oranla (50/5)² veya 100 kat daha çok ışık toplar. Teleskoplarda yansıma kayıpları olabileceği için bu miktar yüzde on kadar azalır. Astronomlar parlaklık farklarını logaritmik artan değerler şeklinde tarif etmişlerdir. Parlaklıktaki 100 kat fark, teleskop skalasında 5 değeriyle görülür. Karanlık gecede insan gözü ışık şiddeti 5 değerli yıldızı görebilir. Kaliforniya'daki Palomar Dağında bulunan Hale Teleskopu objektif çapı 5 metredir. Bu teleskop göze nazaran bir milyon kat ışık toplar.Teleskopta teşekkül eden görüntünün netliği atmosferin menfi yönde etkisine bağlı olarak değişir. Teleskoptaki kararlılık 2 yay saniyesi için geçerlidir. Atmosfer şartları, bazen bu açıyı 0,25 yay saniyeye kadar düşürür. Bu durumda inceleme yapılan yıldız değil de yakınındaki yıldıza ait görüntüler kaydedilebilir.Teleskopta görülebilecek bir cisim aşağıdaki formülle ifade edilir:    Yay derecesi = 2,5 · 106 · λ / aλ radyasyonun dalga boyu ve a teleskop objektif açıklığıdır.Teleskopun görevleri; radyasyon toplama, çözümleme ve büyültmedir. En önemli görevi ise radyasyon toplamadır. Teleskop da apertür adı verilen mercek ya da objektif aynasının ışık toplama yüzeyi arttıkça ışık toplama gücü de artar.[1]Gök cismini inceleyen teleskopun dünya dönüşünü takip edecek yukarı aşağı ve yana hareket etmesi için takip düzenleri vardır. Hareketlerin çok hassas olması gerekir. Atmosfer etkilerinin de hesaba katılarak teleskop konumuna hareket verilir. Teleskop hareketleri modern teleskoplarda elektronik devreler ve bilgisayar yardımıyla yürütülür.Yapısına Göre Teleskop Çeşitleri    Newton'un aynalı teleskopu: Isaac Newton'un tasarlamış olduğu teleskopta sistem şöyledir; borunun aşağı tarafında bir içbükey objektif aynası bulunur. Bu ayna ışığı kırar ve borunun başlangıç kısmındaki herhangi bir odak noktasında toplar. Bir düz ayna 45 derecelik bir açıyla odağın ön tarafına yerleştirilmiştir. Bu ayna görüntüyü gözetleme deliğindeki mercek üzerine yansıtır.[1]Cassegrain Teleskobu    Cassegrain aynalı teleskopu: Bu sistemde ışık newton modelindekinden daha fazla bir uzaklık katetti çünkü; Guilliame cassegrain ışık demetini kendi üzerine katlama sanatını keşfetti. Böylece ışığın kendini bir noktada toplamasına gerek kalmadı.Yani teleskop kendi içinde oldukça uzun bir odak uzaklığına kavuştu da denilebilir. Bu sistemde apertürün merkezinde de bir delik bulunmakta. Işık sisteme girdikten sonra objektif tarafından odak noktasının önündeki aynaya düşürülür. Bu ayna görüntüyü apertürün merkezinde bulunan delikten geçirecek şekilde yansıtır ve objektifin arkasında bulunan gözetleme kısmının merceği üzerine gönderir.[1]    Coude aynalı teleskopu: Bu teleskop Cassegrain teleskopuna bir ayna daha ekleyerek yapılmıştır. Amaç; çok daha uzun bir odak uzaklığı elde etmektir.Yine objektifdeki deliğin önüne konan bu ayna ışığı kırıp teleskop altında bulunan gözetleme bölümündeki mercek üzerine düşmesini sağlar.Böylece teleskop ışık kaynağını izlediği sürede astronomların da odakta bulunan ağır ve kompleks ölçüm aletlerinin yerlerini değiştirmelerine gerek kalmıyor.[1]    Katadyoftrik (hem aynalı hem mercekli) sistemler: Aynalı ve mercekli teleskoplar gökyüzünün iyi incelenmesi adına tek başlarına yeterince iyi göstermemektedir.Mercekli teleskoplar büyük bir alanı gösterebilir fakat gece görüşlerini o kadar da iyi yansıtamaz. Gece çekilen fotoğraflar genelde çok koyudur.Aynalı teleskoplar ise renk hataları yapmamalarına karşın gösterebildikleri alan sınırlıdır. Bu sebeplerden dolayı hem ayna hem mercek bulunduran katadyoftrik sistem oluşturulmuştur. Schmidt teleskop bu özelliğe sahip olarak yıldızların, meteor ve benzerlerinin incelenmesinde oldukça faydalı bir sistemdir.[1]Büyük TeleskoplarDünyadaki en büyük yansıtıcı teleskop, Hawai'deki Keck Observatory de bulunan , Manua Kea teleskopdur. Burada çapları 10 m olan, her biri 36 adet altıgen şekle sahip olan, bilgisayar-kontrollü aynaya sahip ve büyük bir yansıtıcı yüzey oluşturmak amacıyla birlikte çalışan iki tane teleskop vardır. Dünyadaki en büyük kırıcı teleskop ise Wisconsin'deki Yerkes Observatory de bulunan yalnızca 1 m'lik bir çapa sahip Williams Bay'dır. Dünyamızda insanlar tarafından en çok bilinen teleskop ise Hubble Uzay Teleskobudur[1]Radyo TeleskoplarRadyo teleskoplar yapı olarak optik teleskoplara benzer. Uzaydan gelen elektromanyetik yayınları alabilmek için 100 metre çapında antenler kullanılır. Anten, ışığın ayna vasıtasıyle odaklanması biçiminde elektromanyetik yayını, odakları ve çok hassas radyo alıcılarında yükseltilerek incelenmesine imkân tanır.Uzay Teleskopları1983 sonlarında uzay ilim adamları uzun mesafeleri daha hassas görebilmek gayesiyle çok maksatlı uzay teleskopunu dünya etrafındaki yörüngesine oturttular. Uzay teleskopu, ışığı toparlayan 2,4 metre boyunda Cassegrain reflektörü yardımıyla ultraviole astronomisinde çığır açmıştır. Bu proje NASA (National Aeronautics and Space Agency) ile ESA (European Space Agency)'nın ortak yapımıdır.Uzay teleskobunun faaliyete geçmesiyle:    Gözlemler yer yüzeyinden 500 km yükseklikten gece-gündüz devam eder.    Atmosferin yuttuğu bazı elektromanyetik radyasyonlarla ultraviole ve infraruj ışınların bir kısmı tespit edilir. Yer yüzünden en yüksek dağ tepesinden dahi bu radyasyonlar kaydedilmemektedir.    Atmosferin özelliği dolayısıyle cisimlere ait görüntülerin birbirine etkisi ortadan kalkabilir. Böylece küçük bir cisimden gelen ışığın teferruatlı incelenmesi mümkün olur.Uzay teleskobu dört ana sistemden meydana gelir:    Teleskop, ışığı toplayıp cihazlar bölümüne gönderir.    Cihazlar bölümü, teleskoptan gelen ışığı analiz eder.    Jeneratör, güneş enerjisini elektrik enerjisine çevirerek teleskop ve cihazları besler.    Kontrol sistemleri, ısı ve elektrik kontrolunu yapar, dünya ile irtibat sağlar.Uzay mekiği aracılığıyla yörüngeye yerleştirilen uzay teleskopunun çalışma süresi 15 senedir. Her 2,5 senede bir astranomlar tarafından ara bakımlarının yapılması gerekmektedir. Büyük onarımlar için uzay mekiği aracılığıyla dünyaya geri getirmek de mümkündür.Uzay teleskopunun cihazlar bölümü ilmi araştırmaların yapılmasına yarayan 5 cins cihazdan meydana gelmiştir:    Geniş sahalı gezegenler kamerası. Bu kameranın görevi gezegenler arası kozmik mesafelerin tespit edilmesi ve gezegenlerin fotoğraflarının çekilmesidir.    Zayıf görüntüler kamerası. Bu kameranın görevi 120 ile 700 nm (denizmili) dalga boyundaki ışıkları tespit etmektir. Bu ışıklar dünya yüzeyinden en kuvvetli teleskoplarla dahi görülemez. Bu cihaz böylece galaksilerdeki yıldızların mesafelerini tayin etmekte kullanılacaktır.    Zayıf görüntü spektrometre. Bu cihaz 70 nm dalga boyundaki ışıkları analiz eder. Aktif galaksi merkezlerinin fiziki ve kimyevi yapıları incelenir.    Yüksek güçlü spektrometre. Dalga boyu 110 ile 320 nm olan ışıkları analiz eder. Yıldızlararası gazların bileşimlerini ve fiziki durumlarını incelemeye yarar. Büyük kızıl yıldızlarda kütle kaybolmasının tespiti bu spektrometreyle yapılabilmektedir.    Yüksek süratli fotometre. Bu cihaz uzaydaki muhtelif ışık kaynaklarının şiddetini galaksi ışıklarından süzerek ölçmeye yarar. 120 nm dalga boyundaki ışıkları 1/1000 saniyede filitreliyebilir. Atmosfer böyle bir ölçüme hiçbir zaman müsade etmez.

http://www.ulkemiz.com/teleskop-nedir-

Ksenon Elemetinin Özellikleri

Ksenon, Xe sembolü ile gösterilen 54 atom numaralı kimyasal elementtir. Renksiz, ağır, kokusuz bir soy gaz olan ksenon Dünya atmosferinde eser miktarda bulunur.[2] Genellikle reaktif olmayan element, sentezlenen ilk soy gaz bileşiği olan ksenon heksafloroplatinatın oluşumu gibi birkaç kimyasal reaksiyona maruz kalabilir.[3][4][5]Ksenonun tabiattaki varoluşu dokuz kararlı izotoptan ibarettir. Ayrıca kırkın üzerinde radyoaktif bozunuma uğrayan kararsız izotop bulunur. Ksenonun izotop oranları Güneş Sistemi'nin ilk tarihinin araştırılmasında önemli bir araçtır.[6] Ksenon-135 nükleer fisyonun sonucu olarak açığa çıkar ve nükleer reaktörlerde nötron soğurucu görevini yapar.[7] Ksenon flaş lambalarında[8] ve ark lambalarında kullanılır,[9] ve tıpta genel anestezik olarak kullanılır.[10] İlk excimer lazer modelin lazer aktif ortamında ksenon dimer molekülü (Xe2) [11], ve ilk lazer modellerinde de pompa olarak ksenon flaş lamba kullanıldı.[12] Ksenon ayrıca kuramsal zayıf etkileşimli ağır parçacıkların (WIMP) araştırılmasında [13] ve uzay gemilerindeki iyon iticilerde kullanılır.[14]Ksenon 12 Temmuz 1898'de William Ramsay ve Morris Travers tarafından yine kendi keşifleri olan kripton ve neon'un ardından keşfedildi. Ramsay ve Travers elementi sıvı havanın buharlaşan bileşenlerinden arta kalan kalıntılarda buldular.[15][16] Ramsey bu gaz için Yunancada 'yabancı' veya 'ziyaretçi' anlamlarına gelen ξένον [xenon] sözcüğünün geçişsiz tekil formu ξένος [xenos] adını önerdi.[17][18] 1902'de Ramsay ksenonun Dünya atmosferindeki oranını 20 milyonda bir olarak tahmin etti.[19]Ksenon flaş1930'larda mühendis Harold Edgerton yüksek hızlı fotoğrafçılık için çakar lamba (strobe light) teknolojisini araştırmaya başladı. Bu araştırma onu, ışığın ksenon ile dolu bir tüpte kısa elektrik akımının gönderilmesiyle elde edildiği ksenon flaş lambasının keşfine götürdü. 1934'te Edgerton bu yöntemle bir mikrosaniye kadar kısa flaşlar üretebildi.[8][20][21]1939'da Albert R. Behnke Jr. derin su dalgıçlarında meydana gelen sarhoşluğu araştırmaya başladı. Behnke çalışmasında çeşitli solunum karışımlarının etkilerini test etti ve bunun dalgıçların derinlikteki değişimi algılamalarına sebep olduğunu keşfetti. Bu sonuçlardan sonra ksenon gazının anestetik olarak kullanılabileceği görüşüne vardı. 1941'de Rusya'da Lazharev'in görünüşte ksenon anestezisi üzerine çalışmış olmasına rağmen 1946'da ksenon anestezisini teyit eden yayımlanmış ilk raporu yazan kişi deneylerini fareler üzerinde yapan J. H. Lawrence'dır. Ksenon ilk kez 1951'de, iki hastasını başarılı bir şekilde ameliyat eden Stuart C. Cullen tarafından cerrahi anestezik olarak kullanıldı.[22]1960'da fizikçi John H. Reynolds, aşırı ksenon-129 bolluğunda belli başlı göktaşlarının izotopik anormallik içerdiğini keşfetti. Reynolds bunun radyoaktif iyot-129'un bir bozunum ürünü olduğu sonucuna vardı. Bu izotop cosmic ray spallation ve nükleer fisyon ile yavaşça üretilir ancak sadece süpernova patlamalarında nicel olarak üretilir. 129I izotopunun yarı ömrü kozmolojik zaman skalasında nispeten kısadır (16 milyon yıl). Bu da süpernovalar ile göktaşlarının 129I izotopunu katılaştırıp tuzakladığı zaman arasında çok kısa bir süre geçtiğinin ispatıdır. Bu iki olay (süpernova ve gaz bulutunun katılaşması) Güneş Sistemi'nin ilkel tarihi esnasında neler olduğunu göstermektedir. 129I izotopu büyük ihtimalle Güneş Sistemi oluşmadan önce üretildi (ancak uzun süre önce değil) ve ikinci bir kaynaktan gelen izotoplar ile güneş gazı bulutunu tohumladı. Bu süpernova kaynağı aynı zamanda güneş gazı bulutunun çöküş sebebi de olabilir.[23][24]Uzun bir süre boyunca ksenon ve diğer soy gazların tamamen kimyasal süreduran oldukları ve herhangi bir bileşik oluşturamayacakları düşünülüyordu. Ancak British Columbia Üniversitesi'nden Neil Bartlett araştırmaları esnasında platinyum heksaflorid (PtF6) gazının, dioxygenyl hexafluoroplatinate (O2+[PtF6]-) oluşturulması için oksijen gazını (O2) okside edebilen güçlü bir aracı yükseltici olduğunu keşfetti.[25] O2 ve ksenonun birinci iyonizasyon potansiyeli neredeyse aynı olduğundan, Bartlett platinyum heksafloridin de ksenonu oksitleyebileceğini farketti. 23 Mart 1962'de o iki gazı birleştirdi ve bilinen ilk soy gaz bileşiği ksenon heksafloroplatinatı elde etti.[26][5] Bartlett bileşiğinin Xe+[PtF6]- olduğunu düşündü ancak daha sonraki çalışmaları bunun muhtemelen ksenon içeren çeşitli tuzların karışımı olduğunu gösterdi.[27][28][29] Bunun sonrasında başka birçok soy gaz bileşiği daha keşfedildi[30] ve argon florohidrür (HArF)[31], kripton diflorid (KrF2)[32][33] ve radon florid[34] gibi bazı argon, kripton ve radon bileşikleri de tanımlandı.BulunuşKsenon Dünya atmosferindeki eser gazlardandır 0.087±0.001 ppm (μL/L) veya bir başka ifadeyle yaklaşık 11.5 milyonda bir parça şeklinde bulunur.[35] ve ayrıca bazı mineral kaynaklarından çıkarılan gazlarda da bulunur. Ksenonun 133Xe ve 135Xe gibi bazı radyoaktif türleri, nükleer reaktörlerdeki bölünebilir malzemelerin nötron ışınlaması ile üretilir.[3]Ksenon havanın oksijen ve azota ayrılması işleminde yan ürün olarak elde edilir. Genellikle çift aşamalı tesiste ayrımsal damıtma ile yapılan bu işlemden sonra sıvı oksijen küçük miktarda kripton ve ksenon içerir. İlave damıtma aşamaları ile sıvı oksijen %0,1–0,2 kripton/ksenon karışımı içerecek şekilde zenginleştirilebilir. Bu karışım silika jel üzerine adsorpsiyon veya damıtma yoluyla çıkarılır. Son olarak kripton/ksenon karışımı damıtma yöntemi ile ksenon ve kriptona ayrılabilir.[36][37] Bir litre ksenonun atmosferden eldesi 220 kilowatt saat enerji gerektirir.[38] 1998 yılı içinde Dünya çapında 5,000–7,000 m3 ksenon üretildi.[39] Ksenon nadir bulunuşu sebebi ile diğer hafif soy gazlardan çok daha pahalıdır. 1999 yılı itibarı ile küçük miktarlar için bu gazların Avrupa piyasasındaki değerleri; ksenon için 10 €/L, kripton için 1 €/L ve neon için 0.20 €/L şeklindedir.[39]Ksenon Güneş atmosferinde, Dünya'da ve asteroidlerde ve kuyrukluyıldızlarda göreli olarak seyrek bulunur. Mars atmosferinde ksenonun bulunuşu Dünya'dakine benzerdir: yaklaşık olarak milyonda 0.08 parça.[40] Yine de 129Xe'nin Mars'taki oranı Dünya ve Güneş'tekinden daha yüksektir. Bu izotopun radyoaktif bozunma ile oluştuğu düşünülürse, bu sonuç muhtemelen Mars'ın, gezegen formuna geldiği ilk 100 milyon yıl içinde, ilkel atmosferini yitirdiğinin belirtisi olabilir.[41][42] Bunların aksine Jüpiter gezegeni atmosferinde olağandışı derecede ksenon bulunur; yaklaşık olarak Güneş'tekinden 2.6 kat daha fazladır.[43] Bu yüksek bolluk solar nebula ısınmaya başlamadan önce, küçük gezegenlerin (planetesimal) erken ve ani artışından kaynaklanıyor olabilir[44] (aksi durumda ksenon, planetesimal buzullarda tuzaklanamazdı), ancak bu durumun sebebi halen açıklanamamış durumdadır. Güneş Sistemi içinde bütün ksenon izotopları için nükleon fraksiyonu 1.56 × 10−8 veya toplam kütle içinde 64 milyonda bir parçadır.[45]KarakteristikKsenon elektronlarının enerji seviyelerindeki dağılımını gösteren diagram.Bir ksenon atomunun çekirdeğinde 54 proton bulunur. Standart sıcaklık ve basınçta saf ksenon gazının yoğunluğu, (Dünya atmosferinin yüzey yoğunluğu 1.217 kg/m3'ten yaklaşık 3 kat fazla) 5.761 kg/m3'tür.[46] Sıva haldeki ksenonun yoğunluğu 3.100 g/mL'ye kadar çıkabilir (maksimum yoğunluk üçlü noktada olur).[47] Aynı koşullar altında katı ksenonun yoğunluğu 3.640 g/cm3'tür (2.75 g/cm3 olan granitin yoğunluğundan büyüktür).[47] Gigapaskal seviyesinde basınç uygulandığında ksenon metalik faza geçiş yapar.[48]Ksenon soy gaz veya asal gaz olarak isimlendirilen sıfır valanslı elementlerdendir. Element (örneğin yanma gibi) birçok kimyasal reaksiyona karşı süredurandır, çünkü en dış valans kabuğunda sekiz elektron bulunur. Bu durum sıkıca bağlı olan en dıştaki elektronların kararlı ve minimum enerji konfigürasyonunda olmasını sağlar.[49] Yine de ksenon güçlü oksitleyiciler ile oksitlenebilir ve birçok ksenon bileşiği sentezlenebilir.Gazlı tüplerde ksenon, gaz elektriksel boşalma ile uyarılırsa mavi ve eflatun ışık yayar.İzotoplar    Ana madde: Ksenonun izotoplarıDoğal ksenon dokuz kararlı izotoptan oluşur. On kararlı izotopu bulunan kalay dışındaki tüm elementler içinde en fazla kararlı izotopa sahip elementtir. Elementler içinde sadece ksenon ve kalay yediden fazla izotopa sahiptir.[50] 124Xe, 134Xe ve 136Xe izotoplarının çift beta çözünmesine uğrayacakları öngörülür, ancak bu hiçbir zaman göslenmediği için, bu izotopların da kararlı oldukları kabul edilir.[51][52] Bu kararlı formların yanında, kırkın üzerinde kararsız izotop da incelenmiştir. Yarı ömrü 16 milyon yıl olan 129Xe, 129I'nin beta çözünmesi sonucunda üretilir. 131mXe, 133Xe, 133mXe ve 135Xe, 235U ve 239Pu'nun fisyon ürünlerinden bazılarıdır.[53] Bu yüzden bu izotoplar nükleer patlamalarda indikatör olarak kullanılır. Çeşitli ksenon izotopları, süpernova patlamalarında,[54] çekirdeklerindeki hidrojeni tükenen ve AGB yıldız haline gelen kırmızı dev yıldızlarında, klasik nova patlamalarında[55] ve iyot, uranyum ve plütonyum gibi elementlerin bozunumu sonucunda oluşur.[53]Yapay 135Xe izotopu nükleer fisyon reaktörlerindeki işlemlerde dikkate değer bir öneme sahiptir. 135Xe izotopunu termal nötronlar için büyük bir tesir kesitine sahiptir (2.6×106 barn),[7] bu özelliği ile izotop nötron soğurucu olarak veya işlemden bir süre sonra, zincir reaksiyonu yavaşlatabilen ve durdurabilen "zehir" olarak kullanılır. Bu olay, ABD'de Manhattan Projesi çerçevesinde inşa edilen ilk nükleer reaktörlerde, plütonyum üretimi için keşfedildi.Ksenon elementi, iki ana izotopun izleyicisi olduğu için, göktaşlarındaki ksenon izotopu oranı Güneş Sistemi'nin oluşumunun araştırılmasında önemli bir araçtır. Radyometrik tarihlemedeki iyot-ksenon yöntemi, nükleosentez ve solar nebuladaki katı maddenin yoğunlaşması arasında geçen süreyi verir. Ksenonun 129Xe/130Xe ve 136Xe/130Xe gibi izotop oranları da, dünyasal başkalaşımın ve ilkel gaz çıkışının anlaşılmasında önemli bir araçtır.[6]Bileşikler    Ayrıca bakınız: Kategori:Ksenon bileşikleriKsenon tetraflorürKsenonun ilk bileşiği 1962'de sentezlenen ksenon heksafloroplatinattır.[26] Bundan sonra birçok ksenon bileşiği daha keşfedildi. Bunlar arasında ksenon diflorür (XeF2), ksenon tetraflorür (XeF4), ksenon heksaflorür (XeF6), ksenon tetroksit (XeO4) ve sodium perxenate (Na4XeO6) gibi bileşikler yer alır. Ayrıca yüksek derecede patlayıcı bileşik ksenon trioksit de (XeO3) elde edildi. Bu zamana kadar bulunan seksenden fazla[56][57] ksenon bileşiği elektronegatif flor veya oksijen içerir. Diğer atomlar bağlı iken (hidrojen ve karbon gibi), onlar çoğunlukla flor veya oksijen içeren bir molekülün parçası olarak bulunurlar.[58] Bazı ksenon bileşikleri renklidir ancak elementin çoğu bileşiği renksiz halde bulunur.[56]1905'de, Finlandiya'daki Helsinki Üniversitesi'ndeki bir grup bilim insanı (M. Räsänen ve ortak çalışanlar) ksenon dihidrit (HXeH) ve sonrasında ksenon hidroksit (HXeOH), hidroksenoasetilen (HXeCCH) ve diğer Xe içeren moleküllerin anıklanmasını duyurdular.[59][60] Ek olarak 2008'de Khriachtchev ve diğerleri, kriyojenik ksenon matriksi dahilinde suyun ışılkesimi (fotoliz) ile HXeOXeH bileşiğinin anıklandığını bildirdiler.[61] Ayrıca HXeOD ve DXeOH gibi döteryumlanmış ksenon molekülleri de üretilmiştir.[62]XeF4 kristalleri, 1962.Ksenonun kimyasal bağ oluşturduğu bileşiklere ek olarak, ksenon atomlarının başka bir bileşiğin kristalimsi kafesi ile tuzaklandığı klatrat yapılar da oluşturabilir. Bunun bir örneği, ksenon atomlarının su moleküllerinin kafesindeki boşlukları doldurduğu, ksenon hidrattır (Xe·5.75 H2O).[63] Ayrıca hidratın döteryumlanmış örnekleri de üretilmiştir.[64] Böyle gaz hidratlar, doğal olarak, Vostok Gölü ve Antarktik buz örtüsünün altı gibi yerlerde yüksek basınç şartları altında ortaya çıkabilir.[65] Klatrat oluşumu, kısmi olarak ksenon, argon ve kripton damıtımında kullanıldı.[66]Ksenon, atomunun bir fulleren içinde hapsolduğu endohedral fulleren bileşikler de oluşturabilir. Fulleren içinde hapsolmuş ksenon atomu, 129Xe nükleer manyetik rezonans spektroskopisi yoluyla gözlenebilir. Bu tekniğin kullanılmasıyla, ksenon atomunun çevresine göre kimyasal duyarlılığına bağlı olarak, fulleren molekülü üzerindeki kimyasal reaksiyonlar analiz edilebilir. Ancak, ksenon atomu da fullerenin reaktifliği üzerinde, elektronik bir etkiye sahiptir.[67]Ksenon atomları temel durumlarındayken, birbirlerini iterler ve bağ oluşturmazlar. Ksenon atomları enerji kazandıklarında, elektronlar tekrar temel duruma dönünceye kadar uyarılmış dimer (exited dimer - eximer) oluşturabilirler. Bu mahiyet oluşur çünkü ksenon atomu en dış elektron kabuğunu dolu tutma eğilimindedir ve bunu kamşu ksenon atomundan bir elektron alarak yapabilirler. Bir ksenon excimer için tipik yaşam süresi 1–5 ns'dir ve bozunum sonucunda yaklaşık 150 ve 173 nm dalgaboyunda fotonlar salıverilir.[68][69] Ksenon ayrıca, brom, klor ve flor gibi halojenlerin de dahil olduğu diğer elementlerle de dimer oluşturabilir.[70]KullanımKsenon elementi nadir bulunmasına ve Dünya atmosferinden elde edilmesi göreli olarak pahalı olmasına rağmen birçok uygulama alanına sahiptir.Aydınlatma ve optikGaz deşarj lambalarıŞekillendirilmiş Geissler tüplerindeki ksenonKsenon, ksenon flaş lambası olarak bilinen ışık yayan aletlerde kullanılır. Ksenon flaş lamba fotografik flaşlarda ve stroboskopik lambalarda ve nadiren bakterisidal lambalarda[71] kullanılır.[8] Ksenon lazerlerde aktif lazer ortamını uyararak koherent ışık elde edilmesini sağlar.[72]. 1960'da keşfedilen ilk katıhal lazer ksenon flaş lambası ile pompalandı,[12] ve atalet kısıtlamalı nükleer füzyonda kullanılan lazerler de ksenon flaş lambaları ile pompalandı.[73]Ksenon kısa yay lambasıSürekli, kısa, yüksek basınçlı ksenon yay lambaları gün ortası güneş ışığına yakından benzeyen bir renk sıcaklığına sahiptir ve bunlar güneş benzeticilerde kullanılır. Bu lambaların kromatikliği, Güneş'ten gözlenen ısıya yakın bir ısıdaki ısıtılmış kara cisim radyatörünü andırır. Bu lambalar 1940'larda ilk olarak tanıtıldıklarında, film projektörlerinde kullanılan kısa ömürlü karbon ark lambalarının yerini almaya başladılar.[9] Lambalar tipik 35mm'lerde ve IMAX film projeksiyon sistemlerinde, otomotivde HID farlarında ve diğer özel alanlarda kullanıma sokuldu. Bu arklar muhteşem bir kısa dalgaboylu morötesi ışınım kaynağıdırlar ve kızılötesi yakınlarında yoğun yayıma sahiptirler arkın bu özelliği bazı gece görüş sistemlerinde kullanılır.Plazma ekrandaki tekil hücreler elektrod kullanımıyla plazmaya dönüştürülen bir ksenon ve neon karışımı kullanır. Bu plazma ile elektrodların etkileşimi, ekranın önünü örten fosforu uyaran morötesi fotonlar üretir.[74][75]Ksenon yüksek basınçlı sodyum lambalarında "starter gaz" olarak kullanılır. Ksenon bütün radyoaktif olmayan soy gazlar içerisinde en düşük ısıl iletkenliğe ve en düşük iyonizasyon potansiyeline sahip olan elementtir. Bir soy gaz olarak ksenon işlem lambalarında meydana gelen kimyasal reaksiyonlara karışmaz. Düşük ısıl iletkenlik ısı kayıplarının minimize eder ve düşük iyonizasyon potansiyeli gazın çöküm geriliminin, soğuk durumda göreli olarak düşük olmasına sabep olur, bu da lambanın çok daha kolay bir şekilde çalışmasına olanak sağlar. [76]Lazerler1962'de Bell Laboratuvarları'ndaki bir grup araştırmacı ksenonun lazer etkisini keşfettiler,[77] ve sonrasında helyum eklendiğinde lazer aktif ortamının geliştiğini buldular.[78][79] Ksenon dimer (Xe2) kullanılan ilk eximer lazerde bir demet elektron ile enerji sağlanarak, 176 nm dalgaboyunda (morötesi) uyarılmış emisyon üretildi.[11] Ksenon klorür ve ksenon florür de eximer (ya da daha doğru bir ifadeyle exiplex) lazerlerde kulanılır.[80] Ksenon klorür eximer lazer dermatolojide kullanım alanına sahiptir.[81]AnesteziKsenon pahalı olmasına rağmen genel anestezik olarak kullanılır. Ksenon anestezisi için iki tane yöntem bulunmaktadır. Birincisi, sinapsların hücre zarındaki kalsiyum-ATPaz pompasının inhibisyonunu kapsar.[82] Bu durum, ksenon protein içindeki nonpolar bölgelere bağlandığında meydana gelen, bir konoluşumsal değişimden (üç boyutlu yapı değişikliği) kaynaklanmaktadır.[83] İkinci yöntem anestezik ile lipid membranı arasındaki özgül olmayan etkileşmeye odaklanır.[84]Ksenon %71 minimum alveoler konsantrasyona (MAC) sahiptir. Bu haliyle bir anestezik olarak N2O'dan %50 daha etkilidir.[10] Bu nedenle ksenon, daha az hipoksi riskine sahip oksijenle yapılan konsantrasyonlar şeklinde kullanılabilir. Azot oksitten (N2O) farklı olarak ksenon bir sera gazı değildir bu yüzden de element çevre dostu olarak nitelendirilir.DiğerNükleer enerji uygulamalarında, ksenon, kabarcık odalarında[85], problarda ve büyük molekül ağırlığı ve süreduran yapının gerekli olduğu diğer alanlarda kullanılır.NASA'nın Jet Propulsion Laboratory'de test edilen ksenon iyon motoruna ait bir prototipSıvı ksenon, kuramsal zayıf etkileşimli ağır parçacıkların veya WIMP'lerin tespitinde ortam olarak kullanılır. Bir WIMP, ksenon çekirdeği ile çarpışınca teorik olarak, bir elektronu koparması ve bir sintilasyon yaratması gerekir. Ksenon kullanılmasıyla bu enerji patlaması, kolayca, kozmik ışınlar gibi parçacıkların sebep olduğu benzer olaylardan ayırdedilebilir.[13] Yine de İtalya'da Gran Sasso Ulusal Laboratuvarı'ndaki (Gran Sasso National Laboratory) XENON deneyinde, o zamana kadar doğrulanmış herhangi bir WIMP bulunmasında başarısız oldu. Deneyde hiç WIMP tespiti yapılamamış olsa da, deney karanlık madde ve bazı fizik modellerinin araştırılmasına hizmet edecek.[86] Tesiste bulunan şimdiki dedektör, Dünya'daki diğer cihazlardan beş kat daha hassastır.[87]Ksenon, sahip olduğu atom ağırlığı başına düşük iyonizasyon potansiyeli ve (yüksek basınça altında) oda sıcaklığında sıvı olarak saklanabilmesi ile uzay araçlarının iyon itki motoru için tercih edilen bir yakıttır. Ksenonun süreduran doğası onu çevre dostu yapar ve yine bu özelliği ile ksenon iyon motorlarında, civa veya sezyuma oranla daha az kimyasal aşındırıcılık gösterir. Ksenon uydu iyon motorlarında ilk kez 1970'lerde kullanıldı.[88] Element daha sonra Avrupa'nın SMART-1 adlı uzay gemisinde[14] ve NASA'nın Dawn Spacecraft adlı uzay gemisinde üç iyon itki motoru için yakıt olarak kullanıldı.[89]Analitik kimyada perksenat bileşikleri yükseltgen madde olarak kullanılır. Ksenon diflorür, özellikle mikro elektro mekanik sistemlerin (MEMS) üretiminde, silikon için etchant olarak kullanılır.[90] Antikanser ilacı 5-fluorouracil, ksenon diflorürün urasil ile reaksiyona girmesi sonucu üretilebilir.[91] Ksenon ayrıca protein kristalografisinde de kullanılır.ÖnlemKsenon gazı, standart sıcaklık ve basınçta, yalıtılmış cam veya metal konteynerde güvenli bir şekilde saklanabilir. Ancak ksenon, plastik ve kauçuk gibi materyallerle yalıtılmış konteynerlerde kademeli olarak sızıntı yapar.[92] Ksenon toksik değildir. Gaz kanda çözünebilir ve kan beyin bariyerine nüfuz eden seçilmiş maddeler grubuna aittir, ve oksijenle birlikte yüksek konsantarasyonda solunduğunda anestezik özellik gösterir.(bkz. anestezi altbaşlığı). Birçok ksenon bileşiği, oksidatif özelliklerine bağlı olarak, patlayıcı ve toksiktir.[93]Havada 344 m/s olan ses hızı ksenon ortamında 169.44 m/s'dir.[94] (bunun sebebi, ağır ksenon atomlarının, azot ve oksijen molekülleri ile karşılaştırıldığında daha yavaş ortalama hıza sahip olmalarıdır). Bu sayede ksenon atomu solunduğunda ses yolunun rezonans frekansını düşürür. Bu da solunduğunda yüksek perde sese sebep olan helyumun aksine, karakteristik alçak perdeden ses üretilmesini sağlar. Helyum gibi ksenon da vücudun oksijen ihtiyacını karşılamaz ve basit asfiksanttır. Bu nedenle artık çoğu üniversitedeki genel kimya gösterilerinde, ses gösterisi yapılmasına izin verilmez. Ksenonun pahalı olması sebebiyle bu tür gösterilerde, molekül ağırlığı (146 versus 131) ksenonunkine yakın olan sülfür heksaflorür (bu da aynı şekilde asfiksanttır) kullanılır.[95]Ksenon veya sülfür heksaflorür gibi ağır gazların, %20 oksijen karışımı içerdiklerinde güvenli bir şekilde solunması mümkündür (yine de bu konsantrasyondaki ksenon genel anestezideki bilinçsizliğe sebep olur). Akciğerler bu gazları çok etkili ve çabuk bir şekilde karıştırır böylece ağır gazlar oksijenle birlikte tahliye edilir ve akciğerin arkasında birikmezler.[96] Yine de büyük miktardaki herhangi bir ağır gaz için tehlike durumu da vardır. Bu şekilde kokusuz, görünmez ve renksiz bir gazla dolu bir konteynere giren biri bilmeden gazı soluyabilir.Kaynakça    ^ Lide, David R. (2004). "Section 4, Properties of the Elements and Inorganic Compounds; Melting, boiling, triple, and critical temperatures of the elements". CRC Handbook of Chemistry and Physics (85th edition bas.). Boca Raton, Florida: CRC Press. ISBN 0849304857.    ^ Staff (2007). "Xenon". Columbia Electronic Encyclopedia. Columbia University Press. Erişim tarihi: 2007-10-23.    ^ a b Husted, Robert; Boorman, Mollie (15 Aralık 2003). "Xenon". Los Alamos National Laboratory, Chemical Division. Erişim tarihi: 2007-09-26.    ^ Rabinovich, Viktor Abramovich (1988). Thermophysical properties of neon, argon, krypton, and xenon (English-language edition bas.). Washington, DC: Hemisphere Publishing Corp.. ISBN 0195218337.—National Standard Reference Data Service of the USSR. Volume 10.    ^ a b Freemantel, Michael (25 Ağustos 2003). "Chemistry at its Most Beautiful" (PDF). Chemical & Engineering News. Erişim tarihi: 2007-09-13.    ^ a b Kaneoka, Ichiro (1998). "Xenon's Inside Story". Science 280: 851–852. DOI:10.1126/science.280.5365.851b. Erişim tarihi: 2007-10-10.    ^ a b Stacey, Weston M. (2007). Nuclear Reactor Physics. Wiley-VCH. s. 213. ISBN 3-527-40679-4.    ^ a b c Burke, James (2003). Twin Tracks: The Unexpected Origins of the Modern World. Oxford University Press. s. 33. ISBN 0743226194.    ^ a b Mellor, David (2000). Sound Person's Guide to Video. Focal Press. s. 186. ISBN 0240515951.    ^ a b Sanders, Robert D.; Ma, Daqing; Maze, Mervyn (2005). "Xenon: elemental anaesthesia in clinical practice". British Medical Bulletin 71 (1): 115–135. DOI:10.1093/bmb/ldh034. PMID 15728132.    ^ a b Basov, N. G.; Danilychev, V. A.; Popov, Yu. M. (1971). "Stimulated Emission in the Vacuum Ultraviolet Region". Soviet Journal of Quantum Electronics 1 (1): 18–22. DOI:10.1070/QE1971v001n01ABEH003011.    ^ a b Toyserkani, E.; Khajepour, A.; Corbin, S. (2004). Laser Cladding. CRC Press. s. 48. ISBN 0849321727.    ^ a b Ball, Philip (1 Mayıs 2002). "Xenon outs WIMPs". Nature. Erişim tarihi: 2007-10-08.    ^ a b Saccoccia, G.; del Amo, J. G.; Estublier, D. (31 Ağustos 2006). "Ion engine gets SMART-1 to the Moon". ESA. Erişim tarihi: 2007-10-01.    ^ W. Ramsay and M. W. Travers (1898). "On the extraction from air of the companions of argon, and neon". Report of the Meeting of the British Association for the Advancement of Science: 828.    ^ Gagnon, Steve. "It's Elemental - Xenon". Thomas Jefferson National Accelerator Facility. Erişim tarihi: 2007-06-16.    ^ Anonymous (1904). Daniel Coit Gilman, Harry Thurston Peck, Frank Moore Colby. ed. The New International Encyclopædia. Dodd, Mead and Company. s. 906.    ^ Staff (1991). The Merriam-Webster New Book of Word Histories. Merriam-Webster, Inc.. s. 513. ISBN 0877796033.    ^ Ramsay, William (1902). "An Attempt to Estimate the Relative Amounts of Krypton and of Xenon in Atmospheric Air". Proceedings of the Royal Society of London 71: 421–426. DOI:10.1098/rspl.1902.0121. Erişim tarihi: 2007-10-02.    ^ Anonymous. "History". Millisecond Cinematography. Erişim tarihi: 2007-11-07.    ^ Paschotta, Rüdiger (1 Kasım 2007). "Lamp-pumped lasers". Encyclopedia of Laser Physics and Technology. RP Photonics. Erişim tarihi: 2007-11-07.    ^ Marx, Thomas; Schmidt, Michael; Schirmer, Uwe; Reinelt, Helmut (2000). "Xenon anesthesia" (PDF). Journal of the Royal Society of Medicine 93: 513–517. Erişim tarihi: 2007-10-02.    ^ Clayton, Donald D. (1983). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis (2nd edition bas.). University of Chicago Press. s. 75. ISBN 0-226-10953-4.    ^ Bolt, B. A.; Packard, R. E.; Price, P. B. (2007). "John H. Reynolds, Physics: Berkeley". The University of California, Berkeley. Erişim tarihi: 2007-10-01.    ^ Neil Bartlett and D. H. Lohmann (Mart 1962). "Dioxygenyl hexafluoroplatinate (V), O2+[PtF6]-". Proceedings of the Chemical Society (Londra: Chemical Society): 115. DOI:10.1039/PS9620000097.    ^ a b Bartlett, N. (Haziran 1962). "Xenon hexafluoroplatinate (V) Xe+[PtF6]-". Proceedings of the Chemical Society (Londra: Chemical Society): 218. DOI:10.1039/PS9620000197.    ^ Graham, L.; Graudejus, O., Jha N.K., and Bartlett, N. (2000). "Concerning the nature of XePtF6". Coordination Chemistry Reviews 197: 321–334. DOI:10.1016/S0010-8545(99)00190-3.    ^ p. 392, §11.4, Inorganic Chemistry, translated by Mary Eagleson and William Brewer, edited by Bernhard J. Aylett, San Diego: Academic Press, 2001, ISBN 0-12-352651-5; translation of Lehrbuch der Anorganischen Chemie, originally founded by A. F. Holleman, continued by Egon Wiberg, edited by Nils Wiberg, Berlin: de Gruyter, 1995, 34th edition, ISBN 3-11-012641-9.    ^ Steel, Joanna (2007). "Biography of Neil Bartlett". College of Chemistry, University of California, Berkeley. Erişim tarihi: 2007-10-25.    ^ Bartlett, Neil (8 Eylül 2003). "The Noble Gases". Chemical & Engineering News (American Chemical Society) 81. Erişim tarihi: 2007-10-01.    ^ Khriachtchev, Leonid; Pettersson, Mika; Runeberg, Nino; Lundell, Jan; Räsänen, Markku (24 Ağustos 2000). "A stable argon compound". Nature 406: 874–876. DOI:10.1038/35022551. Erişim tarihi: 2008-06-04.    ^ Lynch, C. T.; Summitt, R.; Sliker, A. (1980). CRC Handbook of Materials Science. CRC Press. ISBN 0-87819-231-X.    ^ D. R. MacKenzie (20 Eylül 1963). "Krypton Difluoride: Preparation and Handling". Science 141: 1171. DOI:10.1126/science.141.3586.1171. PMID 17751791.    ^ Paul R. Fields, Lawrence Stein, and Moshe H. Zirin (1962). "Radon Fluoride". Journal of the American Chemical Society 84: 4164–4165. DOI:10.1021/ja00880a048.    ^ Hwang, Shuen-Cheng; Robert D. Lein, Daniel A. Morgan (2005). "Noble Gases". Kirk-Othmer Encyclopedia of Chemical Technology (5th edition bas.). Wiley. DOI:10.1002/0471238961.0701190508230114.a01. ISBN 0-471-48511-X.    ^ Kerry, Frank G. (2007). Industrial Gas Handbook: Gas Separation and Purification. CRC Press. s. 101–103. ISBN 0-8493-9005-2.    ^ "Xenon - Xe". CFC StarTec LLC. 10 Ağustos 1998. Erişim tarihi: 2007-09-07.    ^ Singh, Sanjay (15 Mayıs 2005). "Xenon: A modern anaesthetic". Indian Express Newspapers Limited. Erişim tarihi: 2007-10-10.    ^ a b Häussinger, Peter; Glatthaar, Reinhard; Rhode, Wilhelm; Kick, Helmut; Benkmann, Christian; Weber, Josef; Wunschel, Hans-Jörg; Stenke, Viktor; Leicht, Edith; Stenger, Hermann (2001). "Noble Gases". Ullmann's Encyclopedia of Industrial Chemistry (6th edition bas.). Wiley. DOI:10.1002/14356007.a17_485. ISBN 3-527-20165-3.    ^ Williams, David R. (1 Eylül 2004). "Mars Fact Sheet". NASA. Erişim tarihi: 2007-10-10.    ^ Schilling, James. "Why is the Martian atmosphere so thin and mainly carbon dioxide?". Mars Global Circulation Model Group. Erişim tarihi: 2007-10-10.    ^ Zahnle, Kevin J. (1993). "Xenological constraints on the impact erosion of the early Martian atmosphere". Journal of Geophysical Research 98: 10,899–10,913. DOI:10.1029/92JE02941. Erişim tarihi: 2007-10-10.    ^ Mahaffy, P. R.; Niemann, H. B.; Alpert, A.; Atreya, S. K.; Demick, J.; Donahue, T. M.; Harpold, D. N.; Owen, T. C. (2000). "Noble gas abundance and isotope ratios in the atmosphere of Jupiter from the Galileo Probe Mass Spectrometer". Journal of Geophysical Research 105: 15061–15072. DOI:10.1029/1999JE001224. Erişim tarihi: 2007-10-01.    ^ Owen, Tobias; Mahaffy, Paul; Niemann, H. B.; Atreya, Sushil; Donahue, Thomas; Bar-Nun, Akiva; de Pater, Imke (1999). "A low-temperature origin for the planetesimals that formed Jupiter". Nature 402: 269–270. DOI:10.1038/46232. Erişim tarihi: 2007-02-04.    ^ Arnett, David (1996). Supernovae and Nucleosynthesis. Princeton, New Jersey: Princeton University Press. ISBN 0-691-01147-8.    ^ Williams, David R. (April 19 Nisan 2007). "Earth Fact Sheet". NASA. Erişim tarihi: 2007-10-04.    ^ a b Aprile, Elena; Bolotnikov, Aleksey E.; Doke, Tadayoshi (2006). Noble Gas Detectors. Wiley-VCH. s. 8–9. ISBN 3-527-60963-6.    ^ Caldwell, W. A.; Nguyen, J.; Pfrommer, B.; Louie, S.; Jeanloz, R. (1997). "Structure, bonding and geochemistry of xenon at high pressures". Science 277: 930–933. DOI:10.1126/science.277.5328.930.    ^ Bader, Richard F. W.. "An Introduction to the Electronic Structure of Atoms and Molecules". McMaster University. Erişim tarihi: 2007-09-27.    ^ Rajam, J. B. (1960). Atomic Physics (7th edition bas.). Delhi: S. Chand and Co.. ISBN 81-219-1809-X.    ^ Lüscher, Roland (2006). "Status of ßß-decay in Xenon" (PDF). University of Sheffield. Erişim tarihi: 2007-10-01.    ^ Barabash, A. S. (2002). "Average (Recommended) Half-Life Values for Two-Neutrino Double-Beta Decay". Czechoslovak Journal of Physics 52: 567–573. DOI:10.1023/A:1015369612904.    ^ a b Caldwell, Eric (Ocak 2004). "Periodic Table--Xenon". Resources on Isotopes. USGS. Erişim tarihi: 2007-10-08.    ^ Heymann, D.; Dziczkaniec, M. (19-23 Mart 1979). "Xenon from intermediate zones of supernovae". Proceedings 10th Lunar and Planetary Science Conference. Houston, Texas: Pergamon Press, Inc.. ss. 1943-1959. Erişim tarihi: 2007-10-02.    ^ Pignatari, M.; Gallino, R.; Straniero, O.; Davis, A. (2004). "The origin of xenon trapped in presolar mainstream SiC grains". Memorie della Società Astronomica Italiana 75: 729–734. Erişim tarihi: 2007-10-26.    ^ a b "Xenon". Periodic Table Online. CRC Press. Erişim tarihi: 2007-10-08.    ^ Moody, G. J. (1974). "A Decade of Xenon Chemistry". Journal of Chemical Education (51): 628–630. Erişim tarihi: 2007-10-16.    ^ Harding, Charlie J.; Janes, Rob (2002). Elements of the P Block. Royal Society of Chemistry. ISBN 0-85404-690-9.    ^ Gerber, R. B. (June 2004). "Formation of novel rare-gas molecules in low-temperature matrices". Annual Review of Physical Chemistry 55: 55–78. DOI:10.1146/annurev.physchem.55.091602.094420.    ^ Bartlett, 2003. See the paragraph starting Many recent findings.    ^ Khriachtchev, Leonid; Isokoski, Karoliina; Cohen, Arik; Räsänen, Markku; Gerber, R. Benny (2008). "A Small Neutral Molecule with Two Noble-Gas Atoms: HXeOXeH". Journal of the American Chemical Society 130: 6114–6118. DOI:10.1021/ja077835v. Erişim tarihi: 2008-06-20.    ^ Pettersson, Mika; Khriachtchev, Leonid; Lundell, Jan; Räsänen, Markku (1999). "A Chemical Compound Formed from Water and Xenon: HXeOH". Journal of the American Chemical Society 121: 11904–11905. DOI:10.1021/ja9932784. Erişim tarihi: 2007-10-10.    ^ A molecular theory of general anesthesia, Linus Pauling, Science 134, #3471 (July 7, 1961), pp. 15–21. Reprinted as pp. 1328–1334, Linus Pauling: Selected Scientific Papers, vol. 2, edited by Barclay Kamb et al. River Edge, New Jersey: World Scientific: 2001, ISBN 981-02-2940-2.    ^ Ikeda, Tomoko; Mae, Shinji; Yamamuro, Osamu; Matsuo, Takasuke; Ikeda, Susumu; Ibberson, Richard M. (23 Kasım 2000). "Distortion of Host Lattice in Clathrate Hydrate as a Function of Guest Molecule and Temperature". Journal of Physical Chemistry A 104: 10623–10630. DOI:10.1021/jp001313j.    ^ McKay, C. P.; Hand, K. P.; Doran, P. T.; Andersen, D. T.; Priscu, J. C. (2003). "Clathrate formation and the fate of noble and biologically useful gases in Lake Vostok, Antarctica". Geophysical Letters 30: 35. DOI:10.1029/2003GL017490. Erişim tarihi: 2007-10-02.    ^ Barrer, R. M.; Stuart, W. I. (1957). "Non-Stoichiometric Clathrate of Water". Proceedings of the Royal Society of London 243: 172–189.    ^ Frunzi, Michael; Cross, R. James; Saunders, Martin (2007). "Effect of Xenon on Fullerene Reactions". Journal of the American Chemical Society 129: 13343. DOI:10.1021/ja075568n.    ^ Silfvast, William Thomas (2004). Laser Fundamentals. Cambridge University Press. ISBN 0521833450.    ^ Webster, John G. (1998). The Measurement, Instrumentation, and Sensors Handbook. Springer. ISBN 3-540-64830-5.    ^ McGhee, Charles; Taylor, Hugh R.; Gartry, David S.; Trokel, Stephen L. (1997). Excimer Lasers in Ophthalmology. Informa Health Care. ISBN 1-85317-253-7.    ^ Baltás, E.; Csoma, Z.; Bodai, L.; Ignácz, F.; Dobozy, A.; Kemény, L. (2003). "A xenon-iodine electric discharge bactericidal lamp". Technical Physics Letters 29 (10): 871–872. DOI:10.1134/1.1623874.    ^ Staff (2007). "Xenon Applications". Praxair Technology. Erişim tarihi: 2007-10-04.    ^ Skeldon, M.D. (1997). "Thermal distortions in laser-diode- and flash-lamp-pumped Nd:YLF laser rods" (PDF). LLE Review 71: 137–144. Erişim tarihi: 2007-02-04.    ^ Anonymous. "The plasma behind the plasma TV screen". Plasma TV Science. Erişim tarihi: 2007-10-14.    ^ Marin, Rick (21 Mart 2001). "Plasma TV: That New Object Of Desire". The New York Times.    ^ Waymouth, John (1971). Electric Discharge Lamps. Cambridge, MA: The M.I.T. Press. ISBN 0262230488.    ^ Patel, C. K. N.; Bennett Jr., W. R.; Faust, W. L.; McFarlane, R. A. (1 Ağustos 1962). "Infrared spectroscopy using stimulated emission techniques". Physical Review Letters 9 (3): 102–104. DOI:10.1103/PhysRevLett.9.102.    ^ Patel, C. K. N.; Faust, W. L.; McFarlane, R. A. (1 Aralık 1962). "High gain gaseous (Xe-He) optical masers". Applied Physics Letters 1 (4): 84–85. DOI:10.1063/1.1753707.    ^ Bennett, Jr., W. R. (1962). "Gaseous optical masers". Applied Optics Supplement 1: 24–61.    ^ "Laser Output". University of Waterloo. Erişim tarihi: 2007-10-07.    ^ Baltás, E.; Csoma, Z.; Bodai, L.; Ignácz, F.; Dobozy, A.; Kemény, L. (Temmuz 2006). "Treatment of atopic dermatitis with the xenon chloride excimer laser". Journal of the European Academy of Dermatology and Venereology 20 (6): 657–660. DOI:10.1111/j.1468-3083.2006.01495.x.    ^ Franks, John J.; Horn, Jean-Louis; Janicki, Piotr K.; Singh, Gurkeerat (1995). "Halothane, Isoflurane, Xenon, and Nitrous Oxide Inhibit Calcium ATPase Pump Activity in Rat Brain Synaptic Plasma Membranes.". Anesthesiology 82 (1): 108–117. DOI:10.1097/00000542-199501000-00015.    ^ Lopez, Maria M.; Kosk-Kosicka, Danuta (1995). "How do volatile anesthetics inhibit Ca2+-ATPases?". Journal of Biological Chemistry 270 (47): 28239–28245. DOI:10.1074/jbc.270.47.28239. PMID 7499320.    ^ Heimburg, T.; Jackson A. D. (2007). "The thermodynamics of general anesthesia". Biophysical Journal 92 (9): 3159–65. DOI:10.1529/biophysj.106.099754. PMID 17293400.    ^ Galison, Peter Louis (1997). Image and Logic: A Material Culture of Microphysics. University of Chicago Press. s. 339. ISBN 0-226-27917-0.    ^ Schumann, Marc (10 Ekim 2007). "XENON announced new best limits on Dark Matter". Rice University. Erişim tarihi: 2007-10-08.    ^ Boyd, Jade (August 23 Ağustos 2007). "Rice physicists go deep for 'dark matter'". Hubble News Desk. Erişim tarihi: 2007-10-08.    ^ Zona, Kathleen (17 Mart 2006). "Innovative Engines: Glenn Ion Propulsion Research Tames the Challenges of 21st century Space Travel". NASA. Erişim tarihi: 2007-10-04.    ^ "Dawn Launch: Mission to Vesta and Ceres" (PDF). NASA. Erişim tarihi: 2007-10-01.    ^ Brazzle, J. D.; Dokmeci, M. R.; Mastrangelo, C. H. (28 Temmuz - 1 Ağustos 1975). "Modeling and Characterization of Sacrificial Polysilicon Etching Using Vapor-Phase Xenon Difluoride". Proceedings 17th IEEE International Conference on Micro Electro Mechanical Systems (MEMS). Maastricht, Netherlands: IEEE. ss. s. 737-740. ISBN 9780780382657.    ^ Staff (2007). "Powerful tool". American Chemical Society. Erişim tarihi: 2007-10-10.    ^ LeBlanc, Adrian D.; Johnson, Philip C. (1971). "The handling of xenon-133 in clinical studies". Physics in Medicine and Biology 16 (1): 105-109. DOI:10.1088/0031-9155/16/1/310.    ^ Finkel, A. J.; Katz, J. J.; Miller, C. E. (1 Nisan 1968). "Metabolic and toxicological effects of water-soluble xenon compounds are studied". NASA. Erişim tarihi: 2007-10-04.    ^ 169.44 m/s in xenon (at 0 °C and 107 KPa), compared to 344 m/s in air. See: Vacek, V.; Hallewell, G.; Lindsay, S. (2001). "Velocity of sound measurements in gaseous per-fluorocarbons and their mixtures". Fluid Phase Equilibria 185. DOI:10.1016/S0378-3812(01)00479-4.    ^ Spangler, Steve (2007). "Anti-Helium - Sulfur Hexafluoride". Steve Spangler Science. Erişim tarihi: 2007-10-04.    ^ Yamaguchi, K.; Soejima, K.; Koda, E.; Sugiyama, N (2001). "Inhaling Gas With Different CT Densities Allows Detection of Abnormalities in the Lung Periphery of Patients With Smoking-Induced COPD". Chest Journal 51: 1907–1916. DOI:10.1378/chest.120.6.1907. PMID 11742921.Kaynak: https://tr.wikipedia.org

http://www.ulkemiz.com/ksenon-elemetinin-ozellikleri

Kopernikyum Elemetinin Özellikleri

Kopernikyum, simgesi Cn ve atom numarası 112 olan adını gökbilimci Kopernik'ten adan element.Bağıl atom kütlesi 277. Kararlı izotopu yoktur, radyoaktiftir. 1996'da S. Hofmann, V. Ninov ve F. P. Hessbuger tarafından bulunmuştur. Kurşun ve çinko füzyonu ile elde edilmiştir. IUPAC tarafından bulan bilim adamlarının da tavsiyesi ile Kopernikyum olarak periyodik tabloya dahil edilmiştir. Temmuz 2009'da adının konmasının öncesinde ise ununbiyum olarak anılmıştır.bugüne kadar keşfedilmiş elementlerin içinde en büyük ve en ağırı olan "kopernikyum" adını 16. yüzyılda yaşayan bilim insanı Kopernik'ten alıyor.13 yıl önce keşfedilen ve periyodik tabloya birkaç hafta önce giren "112. elementin" adı nihayet konuldu. Yeni elemente gökbilimci Kopernik (Nicolaus Copernicus) anısına "kopernikyum" adı verildi. Kopernikyum elementinin simgesi ise Cp olacak.Kopernik, gezegenlerin Güneş'in etrafında döndükleri sonucuna ulaşarak Dünya'nın evrenin merkezi olduğu düşüncesini çürütmüştü. Yeni elementi keşfeden bilim insanları "dünya görüşümüzü değiştiren" Kopernik'in onuruna yeni keşfe bu ismi uygun gördüklerini açıkladı.Kısa adı IUPAC olan Uluslararası Temel ve Uygulamalı Kimya Birliği, "bilim dünyasının bu isim önerisini tartışması için zaman tanımak amacıyla" yeni elementin adını altı ay sonra onaylaması bekleniyor.Almanya'daki Ağır İyon Araştırma Merkezi'nde Prof. Sigurd Hofmann öncülüğündeki bilim insanları kopernikumu 1996 yılındaki füzyon deneyleri sırasında bulmuşlardı.Uluslararası Temel ve Uygulamalı Kimya Birliği ise bir süre önce bu keşfi resmen tanıdığını açıklamıştı.Uluslararası Temel ve Uygulamalı Kimya Birliği kuralları, keşif ekibinin yeni elemente hayatta olan bir kişinin ismini koymasına izin vermiyor.BBC'nin sorularını yanıtlayan Prof. Hofman, kurallar izin verseydi yeni elemente "hofmanyum" adını vermek isteyip istemeyeceği sorusuna "Hayır, sanıyorum kopernikyum çok daha güzel bir isim oldu" karşılığını verdi.

http://www.ulkemiz.com/kopernikyum-elemetinin-ozellikleri

Elmastan Daha Sert Bir Karbon Türü Geliştirildi

Elmastan Daha Sert Bir Karbon Türü Geliştirildi

Yeni geliştirilen bir teknik sayesinde oda sıcaklığında ve atmosfer basıncında elmastan daha sert bir karbon türü olan Q-karbon üretildi. North Carolina Eyalet Üniversitesi’nden bilim insanları tarafından geliştirilen bu yeni katı karbon fazı, grafit ve elmastan farklı özelliklere sahip.“Artık biz karbonun yeni bir fazını ürettik. Bu materyal doğal olarak belki bazı gezegenlerin çekirdeğinde var olabilir, ” diyor North Carolina Eyalet Üniversitesi’nden Prof. Jay Narayan. Q-carbon’un bazı sıradışı özellikleri var. Diğer katı karbon formlarının aksine, Q-carbon ferromanyetik özelliğe sahip. “Biz bile böyle bir özelliğe sahip olacağını düşünmemiştik,” diyor Narayan. Ayrıca Q-karbon elmastan daha sert ve az bir enerji alımında parlamaya başlıyor. “Q –carbon’un dayanıklığı ve düşük enerji gereksinimi nedeniyle elektronik görüntüleme teknolojilerinin geliştirilmesinde kullanılabilir”, Narayan.Ya da Q-carbon çeşitli tek kristalli elmasların üretiminde kullanılabilir. Bunu anlamak için Q-carbonun nasıl işlendiğini anlamanız gerekiyor. Araştırmacılar safir,cam veya plastik polimer gibi substratlar kullanabilir. Sonrasında substrat amorf karbonla geliştirilerek, grafit veya elmasın aksine düzeni olmayan iyi tanımlanmış kristal yapılar içeriyor. Sonrasında karbona 200 nanosaniyelik tekli lazer atımları yapılıyor. Bu atım sırasında karbonun sıcaklığı 3,727 0C sıcaklığa çıkıyor ve hızla soğutuluyor. Bu operasyon 1 atm basınçta yapılıyor ki bu basınç deniz kenarındaki açık hava basıncına denk.Son olarak oluşan Q-carbon filmi 20 ila 500 nm arasında kontrol edilebiliyor. Araştırmacılar farklı substratlar kullanarak ve lazerin süresini ayarlayabiliyor ya da soğuma süresini kontrol edebiliyor. “Bu sayede elmas nano iğneler veya mikro iğneler, nanodotlar veya büyük elmas filmler oluşturarak ilaç taşınımı, endüstriyel prosesler ve yüksek sıcaklık anahtarları,güç üniteleri üretebiliri”,diyor Narayan.Tekli kristal yapısı sayesinde polikristal yapılardan çok daha güçlü bir yapı oluşturulabiliyor.Araştırmacılar yeni keşfettikleri bu Q-carbon bileşikleri üzerinde daha fazla çalışma yaparak, yeni endüstriyel uygulamalar geliştirebilir.Kaynak : http://phys.org/news/2015-11-phase-carbon-diamond-room-temperature.htmlAraştırma Referansı :“Novel Phase of Carbon, Ferromagnetism and Conversion into Diamond” Jagdish Narayan and Anagh Bhaumik, Published: Nov. 30, Journal of Applied Physics, DOI: 10.1063/1.4936595Jagdish Narayan et al. Research Update: Direct conversion of amorphous carbon into diamond at ambient pressures and temperatures in air, APL Materials (2015). DOI: 10.1063/1.4932622 http://www.gercekbilim.com

http://www.ulkemiz.com/elmastan-daha-sert-bir-karbon-turu-gelistirildi

Kambriyen Patlaması’nın Ardındaki Nedenler

Kambriyen Patlaması’nın Ardındaki Nedenler

Namibya’nın çim düzlüklerinin üzerinde 80 metreye kadar yükselen bir dizi sarp tepecik görülüyor. Bu tepeler, çok eski tarih öncesine ait olayların izlerini bugün de taşıyormuş gibi görünür

http://www.ulkemiz.com/kambriyen-patlamasinin-ardindaki-nedenler

Jüpiter`i mikro robotlar keşfedecek

Jüpiter`i mikro robotlar keşfedecek

Toronto York Üniversitesi’nde geliştirilen projeye göre astronomlar Jüpiter atmosferini el büyüklüğünde en az bir düzine robotla keşfedecek. Mikro robotlar atmosfere girip sürtünme sebebiyle yanmadan önce 15 dakika boyunca gözlem yapacak ve her robot atmosfer kimyasını farklı bir sensörle analiz edecek. York Üniversitesi bünyesindeki Yer ve Uzay Bilimleri Araştırma Merkezi (CRESS) mühendislerinin tasarlamak istediği robotlar, on beş dakika içinde Dünya’ya 20 megabit veri göndererek Güneş Sisteminin en büyük gezegeni olan Jüpiter’in atmosferiyle ilgili kritik bulgular sağlayacak.Neden tek bir uydu değil?NASA yörüngeye büyük ve ağır uydular fırlatmanın pahalı olması nedeniyle Güneş Sistemini keşfetmekte zorlanıyor. Özellikle son 20 yılda bilgisayarların küçülmesi ise çok daha küçük ve hafif uydular geliştirilmesine imkan sağlıyor. Her ne kadar el büyüklüğündeki robotların bir ana uydu olmadan Dünya`ya sinyal göndermesi imkansız olsa da mikro robot sistemi uzaya Galileo gibi büyük bir uydu göndermekten çok daha ucuza mal oluyor. Nitekim bugün Dünya yörüngesindeki birçok iletişim uydusu orta boy koli büyüklüğündeki küp uydularla değiştiriliyor. Teknolojinin gelişmesiyle birlikte bozuk para büyüklüğünde, hatta mikroskobik boyutlarda binlerce uzay sondası üretilecek ve bunlar belki de tarihin ilk Von Neumann sondaları olarak komşu gezegenleri keşfedecek. Dünya’ya en yakın gaz devi olan ve aynı zamanda Europa gibi hayat barındırma ihtimali bulunan uydulara ev sahipliği yapan Jüpiter, yeni kuşak mikro sondalarin ilk hedefi olarak düşünülüyor.Gaz devi demek atmosfer demekBilim insanları Jüpiter atmosferini inceleyerek Dünya iklimini modellemeyi ve daha uzun süreli hava durumu tahminleri yapmayı planlıyorJüpiter gibi gaz devleri, uzay araçlarının iniş yapabileceği katı bir yüzeye sahip bulunmuyor. Bu nedenle de Jüpiter’i uzaydan gözlemlemek gezegenin en önemli bileşeni olan atmosfer kimyası hakkında pek fikir vermiyor. Galileo gibi uzay araçları bugüne kadar gezegenin bulutlarını, fırtınalarını ve gittikçe küçülerek kahverengiye dönen ünlü Kırmızı Leke‘yi uzaydan inceledi. Şimdi sıra Jüpiter’in atmosferinin iç katmanlarını incelemeye geldi. Ancak, araştırmacıların Jüpiter’e küçük uydular göndermek istemesinin tek sebebi maliyetleri azaltmak değil. 300 kilogramdan daha ağır olan sondalar, Jüpiter’in kalın atmosferinde daha yavaş düşüyor ve bu da derindeki katmanların sondalann gücü tükenmeden önce analiz edilmesini zorlaştırıyor. Mikro sondalar ise ezilme derinliğine hızla ulaşacak, ama bu sırada çok sayıda atmosfer katmanını analiz ederek Dünya’ya yararlı bilgiler sağlayacak. Üstelik paraşüt kullanmadıkları için oldukça kontrollü bir düşüş gerçekleştirecek olan mini sondalar, hızla artan hava basıncından pek az etkilenecek ve bozulmadan önce Jüpiter atmosferinde daha derinlere ulaşacak. CRESS ekibinden John Moores, “Yaptığımız araştırmalarda paraşüt kullanmayan küçük bir sondanın bile atmosfer hakkında önemli bilgiler sağlayacak kadar çalışacağını gördük” diyor. “Bu sırada yörüngedeki iletişim uydusuyla güçlü bir bağlantı kurarak kolayca veri transferi yapabilecekler.”Ne kadar küçük ve ne kadar hafif?JUICE SEFERİ Avrupa Uzay Ajansı (ESA) 2013`da Jüpiter`e JUICE uydusu göndermeyi planlıyor. JUICE Jüpiter`in menyetosferini ve uydularını araştıracak.JUICE SEFERİAvrupa Uzay Ajansı (ESA) 2013`da Jüpiter`e JUICE uydusu göndermeyi planlıyor. JUICE Jüpiter`in menyetosferini ve uydularını araştıracak.Bilim insanları şimdiden 1 kilogramdan hafif olan “küp uyduları” Dünya yörüngesinde kullanıyor. Bu tür küçük uyduların en büyük sınırlaması ise enerji sorunu. Küp uyduların yüzey alanı dar olduğu için güneş panelleri yeterince elektrik üretemiyor. Radyoaktif serpinti riski nedeniyle uydularda plütonyumla çalışan termoelektrik jeneratörler de kullanılmıyor. Ayrıca mikro uydular Jüpiter yörüngesinde dönen ayrı bir uydu gerektiriyor. Ancak Avrupa Uzay Ajansı (ESA), 2030 yılında Jüpiter’e JUICE uydusunu göndermeyi planlıyor. İşte bu uydu aynı tarihlerde ucuz bir seferle Jüpiter’e ulaşacak olan mikro uydular için gezegenler arası anten işlevi görebilir ve sinyalleri Dünya’ya iletebilir. Hatta JUICE mikro uyduları yanında taşıyabilir. Resmi adıyla SMARA seferi, Güneş Sistemindeki gezegenlerin toplam kütlesinin üçte ikisine sahip olan Jüpiter’in incelenmesi açısından önemli. 4,6 milyar yıl önce Dünya ile aynı bulutsudan oluşan Jüpiter, büyük kütleli bir gezegen olduğu için yüz yıllık sürelerde çok sayıda kuyrukluyıldızla asteroite hedef oluyor. Jüpiter’e çarpan asteroitler buharlaşarak gezegenin kimyasını değiştiriyor ve bu da Jüpiter’in hem Güneş Sistemi’nin oluşumu hem de Asteroit Kuşağı ile Neptün’ün ötesinde yer alan Kuiper Kuşağı hakkında önemli veriler içerdiği anlamına geliyor.Jüpiter Güneş Sisteminin en kalın atmosferine sahip olduğu için, gazlar kinetiği ve akışkanlar mekaniği açısından doğal bir laboratuar oluşturuyor. Bilim insanları Jüpiter atmosferini inceleyerek Dünya iklimini modellemeyi ve daha uzun süreli hava durumu tahminleri yapmayı planlıyor. Jüpiter’in enerjik fırtınaları, burgaçlı bulut kümeleri ve güçlü şimşekleri bu konuda pek çok ipucu barındırıyor. Gezegen bilimciler katı bir yüzeye sahip olmadığı için aslında Dünya’dan farklı bir iklimi olan Jüpiter’in sırlarını çözdüklerinde Uranüs, Neptün ve Satürn gibi uzak gezegenler hakkında daha fazla bilgi edineceklerini düşünüyor. Mesafe arttıkça roketlerin kargo kapasitesi azaldığından, Jüpiter’in mikro uydularla incelenmesi, gelecekteki Satürn seferleri için bir deneme niteliği taşıyor.Kaynak: PopularScience-Mart2015http://bilimfili.com/jupiteri-mikro-robotlar-kesfedecek/

http://www.ulkemiz.com/jupiteri-mikro-robotlar-kesfedecek

Plüton, New Horizons ve Ötesi

Plüton, New Horizons ve Ötesi

İlk Bakışta Plüton 1930’da, 24 yaşındaki Clyde Tombaugh’un keşfettiği, 11 yaşındaki Venetia Burney’in isim ablası olduğu soğuk ve uzak yeraltı dünyası tanrısı…

http://www.ulkemiz.com/pluton-new-horizons-ve-otesi

Kuiper Kuşağı

Kuiper Kuşağı

Bir cüce gezegenin keşfi bir hipotezi nasıl doğruladı ve Plüton’un gezegenlik haklarını elinden aldı?

http://www.ulkemiz.com/kuiper-kusagi

NASA, 1400 ışık yılı uzakta Dünya benzeri bir gezegen buldu

NASA, 1400 ışık yılı uzakta Dünya benzeri bir gezegen buldu

NASA, SETI ve Cambridge Üniveritesindeki bilim insanlarından oluşan bir takım, Perşembe günü Dünyaya çok benzeyen ve Güneşe benzer yıldızının etrafında dönen bir gezegen keşfetti.

http://www.ulkemiz.com/nasa-1400-isik-yili-uzakta-dunya-benzeri-bir-gezegen-buldu

Ay’ın Gizemli Yüzü ve Hakkında Bilinmesi Gerekenler

Ay’ın Gizemli Yüzü ve Hakkında Bilinmesi Gerekenler

Klasik söylemimizle yön bulan Dünya’nın uydusu Ay, aslında birçok gizemi ve gerçeği bünyesinde taşımaktadır.

http://www.ulkemiz.com/ayin-gizemli-yuzu-ve-hakkinda-bilinmesi-gerekenler

Satürn Gezegeni

Satürn Gezegeni

Bizim medeniyetimiz bu gezegene Zühal adını vermiştir. Gezegen kayalar ve diğer katı materyaller yerine gazlardan oluşmuştur.

http://www.ulkemiz.com/saturn-gezegeni

Gökyüzüne Bakış

Gökyüzüne Bakış

Geceleri gökyüzünün görünümü doğanın en muhteşem manzaralarından biridir. Sayısız yıldız kadifemsi karanlıkta parlarken, gezegenler yıldızlar arasında gezinir ve uzun kuyruklu yıldızlar yaklaşıp uzaklaşırlar.

http://www.ulkemiz.com/gokyuzune-bakis

Güneş Enerjisi Nedir?

Güneş Enerjisi Nedir?

Güneş ve çevresinde dolanan gezegenlerden oluşan güneş sistemi dünya için, temel bir enerji kaynağıdır. Özellikle, dünyada yaşayan canlılar için vazgeçilmez bir kaynaktır.

http://www.ulkemiz.com/gunes-enerjisi-nedir

Güneş Sisteminin Gezginleri: Kuyrukluyıldızlar

Güneş Sisteminin Gezginleri: Kuyrukluyıldızlar

Kuyruklu-yıldızlar gökyüzünde gece vakitleri görülebilen harikulade nesnelerdir. Bu nesneler kimi zaman batıl inançlar, felaketler ve diğer kayda değer tarihsel olaylarla ilişkilendirilmişlerdir.

http://www.ulkemiz.com/gunes-sisteminin-gezginleri-kuyrukluyildizlar

Stephen Hawking’in Kıyamet Teorisi

Stephen Hawking’in Kıyamet Teorisi

Dünya çapında tanınan ünlü fizikçi, evrenbilimci Stephen Hawking’ in kıyamete dair teorisi hala konuşulmaya devam ediyor.

http://www.ulkemiz.com/stephen-hawkingin-kiyamet-teorisi

 
3WTURK CMS v6.03WTURK CMS v6.0