Arama Sonuçları..

Toplam 103 kayıt bulundu.
Kütleçekimsel Dalgalar Astrofizikte Yeni Bir Çağı Haber Veriyor

Kütleçekimsel Dalgalar Astrofizikte Yeni Bir Çağı Haber Veriyor

Albert Einstein’ın 100 yıl kadar önce kuramsal olarak öngördüğü, varolmaları gerektiğini belirttiği kütleçekimsel dalgalar ilk kez deneysel olarak gözlemlendi. Aşırı şiddetli kozmik olayların neden olduğu bu uzay-zaman dokusu dalgalanmalarının 14 Eylül 2015 tarihinde Louisiana ve Washington eyaletlerinde bulunan iki interferometre tarafından algılandığı dün yapılan basın açıklamasında dünyaya duyuruldu. LIGO (Lazer Interferometre Kütleçekimsel Dalga Gözlemevi) bilimcilerinin yaptığı bu doğrudan gözlemle birlikte Einstein’ın Genel Görelilik Kuramı bir kez daha çarpıcı biçimde doğrulanmış oldu. Ama dahası var: Algılanan kütleçekimsel dalga sinyali çözümlenerek, kaynağı belirlendi. Hesaplamalara göre söz konusu dalga, 1.3 milyar ışık yılı uzakta bulunan iki kara deliğin çarpışması sonucunda oluşmuş. Bu şimdiye dek gözlemlenen tüm olaylardan çok daha şiddetli bir kozmik olay. Araştırmacılar dalga sinyalini, geçebilecek herhangi bir kütleçekimsel dalganın ufacık titreşimini hissedebilecek duyarlılıkta yapılandırılmış ikiz dedektörlerle algılamayı başardı. Kütleçekimsel dalga sinyali elde edilir edilmez ses dalgalarına dönüştürüldü ve birlikte sarmallaşarak birleşip devasa bir karadelik oluşturan iki kara deliğin dans müziği dinlendi. Sinyali derinlemesine çözümleyen ekip, kara deliklerin çarpışmasına milisaniyeler kala neler olduğunun izini sürdü. Güneş’imizden 30 kat daha büyük kütleli olan bu kara deliklerin, birbirlerinin etrafında ışık hızına yakın bir hızda döndüklerini ve ardından çarpışıp birleşerek, Einstein’ın E=mc2 denklemi uyarınca kütleçekimsel dalga formunda üç güneş kütlesine eşdeğer miktarda enerji salınımı yaptıklarını belirlediler. “Bu enerjinin büyük bölümü saniyenin onda biri kadar bir sürede salındı. Bu kısa süre boyuca kütleçekimsel dalgaların gücü, görünür evrendeki tüm ışıktan yüksekti,” diyor LIGO bilimcilerinden Peter Fritschel. Bu dalgalar uzay-zaman dokusunu eğip bükerek, evreni dalgalandırarak ilerledi ve bir milyar yılı aşkın bir sürenin sonunda Dünya’nın bulunduğu yere ince bir titreşim olarak ulaştılar.   Bu bilgisayar simülasyonunda, çarpışan iki kara deliğin çevresinde uzay-zamanın nasıl büküldüğü görülüyor. Renklendirilmiş yüzey, iki boyutlu bir yaprak olarak temsil edilen uzay olup, üçüncü boyutu hayalimizde canlandırmamız gerekiyor. Huniye benzeyen bükülme kara deliğin devasa kütlesinden kaynaklanıyor. Kara deliğin yakınındaki renkler zamanın akış hızını belirtiyor: yeşil: normal, sarı: %20-30 yavaş, kırmızı: aşırı yavaş. En altta yayınlanan kütleçekimsel dalganın dalga biçimi görülüyor. Bu kütleçekimsel dalga enerjiyi alıp götürerek, kara deliklerin içeri sarmallaşmasına ve çarpışmasına neden oluyor. Görsel: Simulating eXtreme Spacetimes Gözlem ile Kuramın Görkemli Uyumu Astrofizik profesörü Nergis Malvalvala kütleçekimsel dalgaları şöyle açıklıyor: “Göle atılan bir taşın çevresinde oluşan halkalar gibi canlandırabilirsiniz gözünüzde. Bir olay çevresindeki uzay-zamanın biçimini bozar ve bu bozulma dalga dalga yayılarak, yüzlerce milyon yıl sonra Dünya’ya varır.”  Kütleçekimsel dalgalara ilk kanıt 1974 yılında Russell Hulse ve Joseph Taylor’ın keşfettiği bir çift nötron yıldızı ile geldi. Dünya’dan 21.000 ışık yılı uzaktaki bu cisimler, görünüşe göre tuhaf bir biçimde davranıyorlardı. Araştırmacılar nötron yıldızlarının kütleçekimsel dalgalar biçiminde enerji kaybederek birbirleri etrafında döndükleri sonucunu çıkardı. Bu çalışma 1993 yılında onlara Nobel Fizik Ödülü’nü kazandırmıştı. Şimdiyse LIGO ilk kez olarak, Dünya yüzeyinde bulunan bir aygıt kullanarak kütleçekimsel dalgaların doğrudan gözlemini yaptı. LIGO’nun interferometreleri geçtiğimiz Mart ayında yenilenip, duyarlılıkları arttırılmıştı. Öyle ki, dedektörler bir protonun çapının onbinde birinden daha küçük değişimleri algılayabilecekti. Eylül ayı itibariyle hazırlık çalışmaları tamamlanmış ve LIGO gözlem yapmaya başlamıştı. Kısa süre sonra da beklenen sinyal yakalandı. Yapılan ölçümün, Alpha Centauri yıldızının uzaklığını mikron mertebesinde bir duyarlılıkla ölçmeye eşdeğer olduğu söylenebilir. Einstein bunun başarılabileceğini hiçbir zaman beklemiyordu. “Yakalayacağımız ilk sinyallerin rastlantısal olmadığını, rastgele gürültüden ibaret olmadığını kendimize ve camiaya kanıtlamanın bizim için çok zor olacağını düşünüyorduk. Fakat doğa bize inanılmaz bir nezaketle, son derece büyük ve anlaması kolay bir sinyal yolladı. Ve elbette Einstein’ın kuramı ile görkemli bir uyum içindeydi,” diye anlatıyor LIGO’dan David Shoemaker. Tüm dünyada heyecan yaratan çalışmanın sonuçları Physical Review Letters  dergisinde yayımlandı. Ekip, çalışmalarının önemini vurgulayarak, kütleçekimsel dalgaların astrofizikte yeni bir çağın başlangıcına işaret ettiğini belirtiyor. Şimdiye dek uzaya hep teleskoplarla bakıp ışık, radyo dalgası ya da x-ışını gibi elektromanyetik dalgaları yakalamaya çalıştıklarını, fakat artık kütleçekimsel dalgalarla evreni bambaşka bir şekilde araştırabileceğimizi ekliyorlar. Kaynak: Massachusetts Teknoloji Enstitüsü, “Scientists make first direct detection of gravitational waves”< http://news.mit.edu/2016/ligo-first-detection-gravitational-waves-0211 > İlgili Makale: Physical Review Letters, “Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger”< https://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.116.061102 > Sevkan Uzel http://bilimfili.com/kutlecekimsel-dalgalar-astrofizikte-yeni-bir-cagi-haber-veriyor/

http://www.ulkemiz.com/kutlecekimsel-dalgalar-astrofizikte-yeni-bir-cagi-haber-veriyor

Tarihte İlk Defa Bir Kuyrukluyıldız İle Baş Başa

Tarihte İlk Defa Bir Kuyrukluyıldız İle Baş Başa

10 yıl önce fırlatılan Rosetta uydusu bugün kuyruklu yıldız 67P / Churyumov – Gerasimenko'nun yörüngesine oturdu. Boyutları 1 ile 5 km arasında değişen bozuk şekilli bir yapıya olan bu kuyrukyıld...ızın kütlesi tam 10 trilyon kilogram. Tarihte ilk defa bir kuyrukluyıldıza böylesine yaklaştık. Daha önce de çeşitli yakınlaşmalar olmuş, önemli bilgiler elde edilmişti. Fakat ilk defa bir kuyrukyıldızın yörüngesine oturuldu. Üstelik hepsi sadece yörüngeye oturup birkaç fotoğraf çekmekle bitmiyor. Rosetta'ya ait yüklerden olan "Philae" sondasının görevi ise kuyrukluyıldızın yüzeyine inmek! Orada bir takım fotoğraflar çekip, analizler yapacak ve bunları bize bildirecek. Kuyrukluyıldız üzerinde yapılacak incelemeler bize çok önemli bilgiler verecek. Bu başarının belki de en güzel yanı, ortaklaşa 8 farklı ülkenin birlikte çalışmasının sonucu olması. Yeni bilgiler geldikçe sizlere buradan yayınlayacağız. Şimdilik sizi, taze çekilmiş fotoğraflardan biriyle baş başa bırakıyoruz.-Ögetay Kaynak: KOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/tarihte-ilk-defa-bir-kuyrukluyildiz-ile-bas-basa

Halkaları Yakından Görmek

Halkaları Yakından Görmek

Güneş Sistemimizin en fotojenik gezegeni hepimizin bildiği üzere halkalı gezegen Satürn’dür. Jüpiter’in ardından sistemin en büyük gezegeni olan bu gaz devinin insanlık tarafından ilk defa yakın plandan incelenmesi, Nasa’nın Pioneer ve Voyager uzay araçları aracılığı ile gerçekleştirildi. Dış Güneş sistemini ve Satürn’ü incelemek amacı ile Nisan 1973 yılında Filorida’daki Cape Canaveral Uzay Üssünden fırlatılan Pioneer Uzay Sondası, Jüpiter’in güçlü çekim kuvvetinden de hız alarak Eylül 1979 tarihinde Satürn’e ulaştı. Pioneer 11, Satürn’e ulaşan ilk uzay aracı olma özelliği ile insanlığın uzay macerasının tarihinde önemli bir yer edinmiştir. Satürn’ün yaklaşık 21.000 Km yakınından geçen Pioneer 11, gezegenin halkalarının karanlık yüzünü fotoğraflamayı başardı. Elde edilen verilen ışığında yapılan incelemelerde, yoğunluk ve ışık geçirgenliğindeki farklılıklara paralel olarak, halkaların Dünya’dan parlak görülen kısımlarının Güneş ışınlarını yeterince geçirmedikleri için daha koyu renkli, Dünya’dan soluk görülen kısımlarının ise arka yüzde daha aydınlık olduğu anlaşılmış oldu. Pioneer 11 ayrıca bu yakın geçişi sırasında gezegenin daha önce hiç bilinmeyen iki uydusunu ve F Halkasını da keşfetti. Görselde yer alan fotoğraf işte tam bu yakın geçiş sırasında Pioneer 11 tarafından çekilerek Dünya’ya gönderildi. Bu sebeple fotoğraf, Satürn’ün halkalarının bilinen en yakın ilk fotoğraflardan biri olma özelliği de taşımaktadır. Pioneer 11’in başarısının ardından sırasıyla 1980 ve 1981 yıllarında Voyager 1 ve Voyager 2 araçları Satürn’e birer ziyaret daha gerçekleştirerek gezegenin uyduları ve halkaları ile ilgili çok daha ayrıntılı bilgileri bizlere ulaştırdılar. Pioneer ve Voyager Uzay Araçlarından elde ettiğimiz her yeni veri ve fotoğraf, o tarihlerde hakkında bugüne nazaran çok daha az şey bildiğiniz Güneş Sistemimiz hakkında birçok soruya da ışık tutmuş oluyordu. Sinan DUYGULU KOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/halkalari-yakindan-gormek

Marsta Kar Yağar mı

Marsta Kar Yağar mı

Elbette yağar. Ama bizim bildiğimiz kardan biraz farklı: Mars, Dünya'ya göre çok soğuk olduğundan, var olan su neredeyse tümüyle donmuş halde toprakta ve buzullarda hapsolmuş durumda. Atmosferde bulunan su buharı ise bulut oluşturup yağışa sebep olabilecek kadar yoğun değil. Fakat Mars atmosferinin neredeyse tümünü oluşturan karbondioksit gazı, kutup bölgelerindeki çok soğuk ortamda yoğunlaşıp, yağış oluşturabilecek kadar kalın bulutlar meydana getirebiliyor. Bunun sonucunda dönem dönem Mars kutuplarında "karbondioksit karı" yağışları görülebiliyor. Bu yağışlar, yüzeyde birikerek karbondioksit karı katmanları ve buzullarını oluşturuyor. Mars'ın kutup bölgelerinde görülen, Dünya'nın kutuplarına benzeyen "beyaz takke" çoğunlukla karbondioksit buzundan oluşuyor. Bu kalın karbondioksit tabakasının altında ise, su buzundan oluşan bir diğer buz tabakası yer alıyor. Kaynak: Kozmik Anafor

http://www.ulkemiz.com/marsta-kar-yagar-mi

Tilki Kürkü Bulutsusu

Tilki Kürkü Bulutsusu

Bu fotoğraf, yıldız oluşum bölgesi olan NGC 2264 bölgesini gösteriyor. Bizden 2700 ışık yılı uzaklıkta, yeni oluşmakta olan yıldızların ışığı ile kırmızı renkte aydınlanan karanlık, yıldızlararası toz bulutlarından ibaret aslında. Fotoğrafın gerçek boyutu gökyüzünde bir dolunay büyüklüğü kadar. Bu da, bize olan uzaklığına oranlarsak yaklaşık 30 ışıkyılı genişliği kadar bir alanı gördüğümüz anlamına geliyor. Aslında bu fotoğrafta birden fazla bulutsu bulunuyor. Başlığın tek bir bulutsuya ait olması, en belirgin olanının Tilki Kürkü Bulutsusu olmasından ve NGC 2264 bölgesi diye bir başlığı sevemediğimden dolayı. Tilki Kürkü Bulutsusu, sağ alt köşedeki bulutsudur ve biraz tilki şekline benziyor. Sol tarafta sağa doğru uzun üçgenimsi bir yapısı olan bulutsu ise Koni Bulutsusu. Onun hemen sağındaki yıldızlar ise Yılbaşı Ağacı Takımyıldızı’dır.   Tüm bu bölge Tekboynuz Takımyıldızı’nda bulunan NGC 2264 bölgesi olarak isimlendiriliyor. -Erhan Kılıç KOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/tilki-kurku-bulutsusu

Wien Yasasına Detaylı Bir Bakış

Wien Yasasına Detaylı Bir Bakış

Yazı dizimizin ilkinde Wien Yasası’na değinmiş, ikincide de buna bağlı örnekler vermiştik. Ayrıca ele alma istememe sebebim, kameralardan günümüzde kullandığımız birçok alete kadar olan teknolojik gelişmelerin astrofizik sayesinde nasıl gerçekleştiğine bir örnek daha eklemek.Wien Yasası bize çok basit bir formülle belirli bir sıcaklığa sahip cismin, hangi dalgaboyunda maksimum enerji yayınladığını veriyordu. Dolayısıyla bir cismin sıcaklığına göre onun hangi dalgaboyu aralığında daha iyi görünebileceğini, incelenebileceğini biliyoruz.λmax = 0.2898 (cm K) / T (K)Formülümüz oldukça basit. Lise Fizik dersinde gördüğümüz X=V.t formülünden bir farkı yok, hatta daha basit. Bir sabit sayı (0.2898 cm K) ve iki adet değişkenimiz var. Sıcaklığı değiştirdikçe λmax değerinin buna bağlı olarak değiştiğini görüyoruz. Basit örnekleri ele alalım, bu gündelik hayatta nerelerde karşımıza çıkıyor böylelikle anlayacağız. Öncelikle Astrofizik konusundan, Güneş’in yüzey sıcaklığından başlayalım. Güneş’in yüzey sıcaklığı yaklaşık 5780 Kelvin’dir. Formülde yerine koyalım.λmax=0.2898 cm K / 5780 Kλmax=0.00005 cm ya da 500nm olarak bulunur.Dikkatle incelerseniz 500nm’nin sarı renge oldukça yakın olduğunu görürüz. Tam olarak rengi vermeme sebebi renk diyagramı ile ilgili bir özelliktir, dolayısıyla yeşil gibi olması gereken renkleri yıldızlarda görmüyoruz. Bunun temel sebebi λmax’ın kendisidir. Bulduğumuz değer sadece enerjinin maksimum yayınlandığı noktadaki dalgaboyu. Dolayısıyla diğerleri duruma göre baskın olup rengin farklı olmasına sebep olabiliyor. Bunun için histogramları incelemek gerek, eğer photoshop ile biraz haşır neşir iseniz Hue/Saturation kavramından yola çıkarak bunu anlayabilirsiniz.Kozmolojiyle ilgili bir örnekten devam edelim. Evrenin oluşumuyla ilgili anlatılanlara aşinaysanız “Kozmik Mikrodalga Ardalan Işıması” kavramını muhakkak duymuşsunuzdur. Ya da evrenin en soğuk yeri neresidir gibi soruları. Teorik olarak 0 Kelvinden daha soğuk nokta yoktur fakat evrenin sıcaklığı olarak 2.7 Kelvin gibi değerlerden bahsedilir. Bu sıcaklık kozmik mikrodalga ardalan ışımasından kaynaklanır. Eğer bu sıcaklık değerini Wien Yasasında yerine koyacak olursanız:λmax=0.2898 cm K / 2.7 Kλmax=0.1 cm                   olarak bulunurDalgaboyunun maksimum yaptığı bu nokta (0.1 cm) mikrodalga diye bahsettiğimiz dalga aralığına denk düşer. İşte biz bu sebeple evrenin kendisini gözlerken, bu sıcaklığa uygun olarak gözlemimizi mikrodalga aralığında yapıyoruz.Şimdi gelelim günümüzdeki örneğine. Wien Yasası günümüzde nasıl karşımıza çıkıyor?İnsan sıcaklığına bağlı olarak çalışan termal kameraları görmüşsünüzdür, bunlar özellikle hava alanlarında kullanılıyor. Bunlar kızılöte (infrared) dalgaboyunda çalışırlar. Açıkçası artık neyin hangi dalgaboyunda olduğunu söylememe gerek kalmadı, çünkü kendiniz bulabilirsiniz.İnsanın vücut sıcaklığını 37 C derece kabul edersek ki bu 310 K derece sıcaklığına denk düşer, gerekli dalgaboyu aralığını bulabiliriz. Formülde yerine koyalım.λmax=0.2898 cm K / 310 Kλmax~0.001 cmKi beklediğimiz gibi bu dalgaboyu aralığı kızılöteye denk düşer. Aynı şekilde kızılöte bir alıcıyla insanın ateşinin nasıl ölçülebileceğini de açıkça görüyoruz. Önceleri koltuk altına, ağıza konularak dakikalarca beklenerek ölçülen ateş saniyeler içerisinde ölçülebiliyor.Bir diğer mevzu da kızılötesini görememe durumumuz. Gözümüzün algılama aralığı, kızılöte ve moröte ile ilgili konuya bir önceki yazı dizimizde değinmiştik. Burada ufak bir ekleme yaparak gündelik hayattaki kullanımına bir örnek daha verelim.Bugün kullandığımız kamera teknolojisi, sensörler yine astronomi sayesinde geliştirilmiştir. Gözünüz belki IR (kızılöte) göremiyor olabilir, fakat IR LED’e sahip televizyon kumandalarını telefon veya laptop kameranıza tutup bir tuşuna basarsanız sizin yanmıyor olarak gördüğünüz LED’in yandığını fark edeceksiniz. Çünkü kameralar bir nebze de olsa IR görüş aralığına sahiptir.Ögetay KayalıKaynak: http://www.kozmikanafor.com

http://www.ulkemiz.com/wien-yasasina-detayli-bir-bakis

Bahtsız Gezegenler: 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

Neptün’ün Keşfi

Neptün’ün Keşfi

Neptün Gezegeni bilindiği üzere Güneş Sisteminin en ücra köşesindeki en uzak Gezegendir ve Neptün’den sonra Güneş Sisteminde başka herhangi bir Gezegen statüsünde cisim yer almamaktadır. Neptün Gezegeni yapı ve büyüklük olarak Uranüs Gezegeni ile iki kardeş gibi görünseler de çok daha koyu mavi tonları, atmosferi boyunca uzayan büyük beyaz bulut oluşumları ve Jüpiter’inkilere benzeyen büyük fırtına sistemleri ile Uranüs’ten ayrılır.Birbirlerine bu kadar çok benzeyip bu kadar farklı yapıda iki gezegen olsalar da Neptün Gezegeni bugün İnsanlık tarafından keşfedilmiş olmasını büyük oranda Uranüs Gezegenine borçludur. Neptün keşfediliş şekli ile Güneş Sistemindeki hiçbir gezegene benzemez çünkü fiziki ve Gözlemsel olarak keşfedilmeden çok önce teorik olarak varlığı öngörülen ve yörünge hesapları yapılarak orada olması gerektiği üzerine kanaat getirilen tek gezegendir.Uranüs keşfedildikten ve yörünge hesapları çıkarıldıktan sonrasında bilim insanları tarafından gözlemsel olarak da uzun süre incelendi. Fakat Uranüs, yapılan yörünge hesaplarına göre çoğu zaman olması gereken zamanda olması gereken yerde olmuyordu. Onu yörüngesi içerisinde tedirgin eden birşeyler olmalıydı.Bilim insanları Newton’un Evrensel Küte Çekim Yasasını da kullanarak bu duruma ancak Uranüs’ün de ötesinde bulunabilecek hatırı sayılır bir kütlenin sebep olabileceği üzerinde durdular.Ve 1846 Yılında Johan Galle tarafından Neptün Gezegeni fiziki olarak keşfedildi ve daha önce kendisi ile ilgili yapılan yörünge hesaplarına göre olması gereken yer ile arasında yalnızca 1 Derecelik bir sapma ile insanlığa merhaba dedi.Bu durum Newton’un Kütle Çekim Yasasının da bir kez daha zaferi olarak nitelendirilmiş oluyorduSinan DUYGULUGörseldeki yapay renklendirmeli fotoğraf Uranüs’ten sonra Neptün’e 3,5 yıl sonra ulaşan Voyager 2 tarafından Yıldızlararası Uzaydaki uzun yolculuğuna başlamadan hemen önce Neptün’e gerçekleştirdiği bir yakın geçiş sırasında çekilmiştir.KOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/neptunun-kesfi

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

Güneş Ve Gezegenlerin 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

Dünya’ya Dönmek Mi, Yoksa Düşmek Mi?

Dünya’ya Dönmek Mi, Yoksa Düşmek Mi?

Uzay araçları, yeryüzüne dönerken güçlü ısı kalkanlarına ihtiyaç duyarlar. Bu kalkanlar olmasa, atmosfere girişte yanıp kül olmaları kaçınılmaz olur. Peki, uzaya çıkarken de aynı atmosferi geçiyorlar ama yanmıyorlarsa, dönüşte niçin başlarına bu geliyor?Öncelikle, uzay araçlarının yeryüzüne “iniş” adı altında gerçekleştirdikleri yolculuğun gerçekte “bodoslama düşüş” olduğu gerçeğini kabullenerek işe başlayalım.Hem uzay mekikleri, hem de Soyuz, Apollo gibi kapsüller; dünyaya dönerken atmosfere çok sınırlı bir yönlendirme kontrolüyle, fakat büyük bir hızla girerler. Saatte 30.000 km’yi bulan bu düşüş hızı , mekiğin veya kapsülün atmosferin seyrek dış katmanlarıyla sürtünmesine ve 1.500 santigrat derecenin üzerine ulaşabilen bir sıcaklıkta ısınmasına neden olur. (Araç uzaya çıkarken, atmosfer içinde bu hıza ulaşmaz, hatta yaklaşmaz bile. O nedenle tehlikeli derecede ısınması söz konusu değil.)Atmosferin bu seyrek üst katmanı, uzay aracını yavaşlatamayacak kadar düşük yoğunluklu gazlardan oluşuyor. Buna karşın, aracın çok yüksek hızı nedeniyle oluşan sürtünme böylesi büyük ısıların oluşması için yeterli. Araç, ısı kalkanı sayesinde bu düşük yoğunluklu atmosfer katmanını geçip, yeryüzüne yakınlaştıkça atmosferin artan kalınlığının oluşturduğu baskı ile yavaşlar ve giderek soğur. Ardından inen cisim bir kapsül ise paraşütleri açılır, bir uzay mekiği ise uçak gibi normal iniş gerçekleşir. Sadece birkaç dakika önce 1.000 derecenin üzerine çıkmış olan ısı kalkanı sıcaklığı, araç yeryüzüne indiğinde elle dokunulabilecek kadar düşmüş olur. Bu arada ısı kalkanı dediğinimiz şey öyle über süper teknolojik bir sistem değil. Kapsüllerde bildiğimiz şişe mantarına benzer bir kaplama kullanılıyor. Mantar atmosfere girişte yanarken ısıyı dağıtıyor ve kapsülün yanması engelleniyor. Uzay kapsüllerinin dönüşte alev topuna dönüşmelerinin nedeni aslında bu. Mekiklerin dış katmanları ise inşaatlarda görebileceğiniz hafif tuğlalar gibi seramik bir malzemeyle kaplı. Bu kaplamanın dış kısmı bin dereceye kadar ısınsa bile, içte bulunan mekiğe bu ısının çok azını iletiyor.Zafer EmecanKOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/dunyaya-donmek-mi-yoksa-dusmek-mi

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

Asansörle Uzaya Çıkmak – Uzay Asansörü

Asansörle Uzaya Çıkmak – Uzay Asansörü

Orta vadede (50-100 yıl) gerçekleşmesi en mümkün devrimsel uzay teknolojisi büyük ihtimalle “uzay asansörü” olacak.Temelde uzay asansörü, jeostatik yörünge denilen bir yörüngeye yerleştirilmiş uzay istasyonudur. Jeostatik yörüngeye yerleştirilmiş bir uydu veya istasyonun Dünya çevresindeki dönüş hızı ile Dünya’nın kendi çevresindeki dönüş hızı eşit olduğundan, her zaman için yeryüzünde aynı nokta üzerinde kalır. Eğer bu istasyonu/uyduyu yeterince sağlam ve hafif bir kablo ile Dünya’ya bağlarsanız, o kablo üzerinden uyduya rahatlıkla gidip gelebilirsiniz. Her zaman aynı yerde kalacak olan büyükce bir uzay istasyonunun yeryüzünden yaklaşık 36 bin km yükseğe (Bizim Turksat uyduları da o yüksekliktedir) yerleştirilmesi gerekiyor. Mesafenin büyüklüğü düşünüldüğünde, bu uzunlukta ve tonlarca yükü uzun yıllar taşıyabilecek sağlamlıkla bir kablo yapılabilir mi sorusu akıllara gelebilir. Şimdilik emin değiliz, ancak son yılların “süper hafif” ve çelikten daha sağlam karbon nano tüpleri bu iş için biçilmiş kaftan gibi görünüyor.Böyle bir asansör ile uzay istasyonuna çıkmak elbette roket ile uzaya çıkmaktan çok daha yavaş olacak. Fakat, aynı biçimde bir roketten kat kat daha ucuza malolacak. Saatte 200 km hızla hareket edebilecek olan asansörün yeryüzünden istasyona olan yolculuğu yaklaşık 1 hafta sürecek. Belki daha hızlı bir asansör ile süre birkaç güne düşürülebilir, bunu o zaman göreceğiz.Ancak burada bir sürpriz de var. Hem yolculuk sırasında asansörümüzde, hem de jeostatik yörüngeye yerleştirdiğimiz uzay istasyonunda “dünya ile senkronize dönüş sergilendiği için” yerçekimi olacaktır. Evet, yükseldikçe çekim azalacak ama, ayaklarımız yere basarak yürümek mümkün olacak.Zafer EmecanKOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/asansorle-uzaya-cikmak-uzay-asansoru

Jeostatik yörünge nedir

Jeostatik yörünge nedir

Jeostatik yörünge ya da Yer sabit yörünge, Dünya’nın çevresinde Dünya ile aynı dönme süresine sahip ve yerden bakılınca uzayda konumu sabit olan yapay uydu için hesaplanan yörünge. Yer sabit yörünge için yer yüzeyinden itibaren yükseklik sınırı 35,786 kilometredir. Yer yüzeyinden Eğikliği sıfır olan dairesel Yer eşzamanlı yörüngelerdir. Bu yörüngede yer alan bir cisim, yerdeki sabit bir gözlemciye gökyüzündeki sabit bir nokta şeklinde görülecektir.Günümüz teknolojisinde her türlü iletişim uydular yoluyla kurulabilmektedir. Ne var ki sağlıklı bir iletişim için uydunun Dünya’daki alıcı ve vericiye göre uzayda hep aynı noktada bulunması gerekir. Aksi takdirde alıcı ve vericinin uydunun gökyüzünde durmadan değişen konumunu izlemek için, sürekli olarak anten yönlendirmesi yapma zorunluluğu doğar. Bu sebepten alıcı ve vericileri sürekli anten ayarı ile meşgul etmeyecek bir uydu için yörüngenin şu koşullara uyması gerekir. 1.Yörünge enlemi 0 derecede, yani ekvator üzerinde olmalıdır. Bu uydunun kuzey güney salınımı yapmaması için zorunludur.2.Uydu Dünya çevresini Dünya’nın kendi çevresini döndüğü sürede dönmelidir. Yani uydunun ortalama açısal hızı ile Dünya’nın kendi çevresindeki açısal hıza eşit olmalıdır. Bu da uydunun Dünya’ya göre doğu batı hareketi yapmaması için zorunludur.3.Ayrıca uydu çembersel bir yörüngede dönmelidir. Yörüngenin eliptik olması halinde uydu gök yüzünde Dünya’ya göre periyodik olarak ileri geri salınımlar yapacaktır.Yukarıdaki ilk iki koşula uyan yörüngelere jeosenkron, her üç koşula da uyan yörüngeye ise jeostatik yörünge denilir. İletişim için uydularının üçüncü koşula da uymaları gerekir. Aşağıda jeostatik yörünge söz konusu edilecektir.Jeostatik yörünge ile ilgili ilk öneri 1928 yılında Sloven mühendis Herman Potocnik (1892-1929) tarafından yapılmıştır. Fakat 1945 yılında bu konuyu kitaplarında işleyerek, kamuoyunun dikkatini çeken kişi İngiliz kurgu bilim yazarı Arthur C. Clarke (1917-2008) olmuştur. Bu yüzden jeostatik uydu yörüngelerine bazen Clarke yörüngesi de denilir.İletişim amaçlı jeostatik uydular 1963 yılından beri hizmet görmektedir.KOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/jeostatik-yorunge-nedir

Güneş Uzak Gezegenleri 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

Satürn Sisteminde Yaşam Arayışı: Cassini-Huygens Görevi

Satürn Sisteminde Yaşam Arayışı: Cassini-Huygens Görevi

Nasa ve Avrupa Uzay Ajansı’nın ortaklaşa gerçekleştiriği proje kapsamında, 15 Ekim 1997 tarihinde Cape Canaveral uzay üssünden fırlatılan Cassini Uzay Aracının görevi gaz devi Satürn’e ulaşarak bilimsel araştırma ve gözlemler yapmaktı.Dünya’dan fırlatılmasının ardından öncelikle komşu gezegen Venüs’e doğru yol alan uzay sondası, 1998 yılı nisanında Venüs’e ulaştı.Gezegenden hız alarak Venüs’ün Güneş etrafındaki yörünge düzleminde bir tam tur atan uzay aracı, Temmuz 1999 tarihinde tekrar Venüs’ün yakınından geçerek onun kütleçekimden bir kez daha nemalanarak hız kazandı ve tekrar Dünya’ya doğru yol aldı.Ağustos 1999 da Dünya’nın yakınından geçen sonda, daha da hızlanarak Jüpiter’e doğru yoluna devam etti. 2000 yılının Aralık ayında Güneş Sisteminin en büyük gezegeni devasa Jüpiter’e ulaşan sonda, bu gezegenin yörüngesinde dolanan ve incelemelerde bulunan Galileo uydusu ile temasa geçerek önemli Jüpiter bilgilerini Dünya ile paylaştı.Akabinde Jüpiter’den de alacağını alan uzay sondası hızına daha da hız katmış bir şekilde Temmuz 2004 de asıl hedefi olan “Halkalı Dev” e ulaşmış oldu.Bu zorlu 7 yıllık yolculuğun ardından Cassini uydusu, yaklaşık 4 yıl boyunca Satürn ve uyduları hakkında önemli gözlem ve incelemelere imza attı.2004 Yılı sonunda Cassini sondasından ayrılan ve boyut olarak neredeyse bir araba büyüklüğünde olan Huygens uzay sondası, gezegenin en büyük uydusu olan Titana doğru yol aldı ve 14 Ocak 2005 tarihinde uydunun kalın azot gazı ile kaplı atmosferini aşarak paraşüt yardımı ile yüzeye iniş yaptı.Huygens sondası yardımı ile Titan hakkında çok önemli verilere ve fotoğraflara ulaşmış durumdayız ve bu hali ile bir bütün olarak bakıldığında Cassini-Huygens görevinin mutlak başarı ile sonuçlandığını söylemek kesinlikle yerinde olacaktır.Titan, Dünya’dan sonra yüzeyinde sıvı döngüsü yaşanan tek Güneş Sistemi üyesi konumunda. Fakat Dünya’dan farklı olarak Titan’da bu döngü su yerine sıvı metan tarafından gerçekleştiriliyor. Huygens aracı, bu metan denizlerinin yakınına inememiş olsa da, gönderdiği fotoğrafta (solda çerçeve içindeki) görülen sıvı aşındırmasına uğramış “çakıl taşları” metan yağmurlarının ve sıvı akışının açık bir kanıtını teşkil ediyor.En üstteki görselde Huygens uzay aracının Titan yüzeyine inişi hayali bir illüstrasyon ile betimlenmiştir ve kalın atmosfer tabakasının ardında Satürn gezegeni, devasa boyutları ile kendini göstermektedir.KOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/saturn-sisteminde-yasam-arayisi-cassini-huygens-gorevi

Bu bir &quot;Beyaz Cüce&quot;.

Bu bir "Beyaz Cüce".

Başka bir ifadeyle, ölmüş olan Güneş benzeri bir yıldızın, artık enerji üretemeyen sönmüş çekirdeği. Gördüğünüz gibi, hemen hemen Dünya ile aynı boyutlarda, ancak Dünya'dan "en az" 200 bin kat daha ağır. Bu arada, ilustrasyonda öyle beyaz bişey gibi göründüğüne bakmayın, o uzaklıktan gözlerinizi kör edecek kadar parlak görünürdü.Yıldızlar çekirdeklerindeki hidrojenin nükleer reaksiyon sonucu birleşerek helyuma dönüşmesiyle enerji üretirler. Ancak yıldızın yaşı ilerledikçe, çekirdeğindeki hidrojenin tümü helyuma dönüşür ve hiç hidrojen kalmaz. Daha sonra bu helyum atomları birleşerek karbon meydana getirir. Ancak, helyum oluşurken üretilen enerji çok büyük olduğu için yıldız genişleyerek dış katmanlarının tümünü uzay boşluğuna salar. Dış katmanların uzaklaşması çekirdek bölgesindeki basıncı azaltır ve nükleer reaksiyonla enerji üretimi sona erer. Geriye ise büyük oranda karbondan oluşan bu gördüğünüz çekirdek bölgesi kalır. Artık enerji üretemeyen yıldızımız "ölmüştür". Beyaz cüceler, yaklaşık 100 bin santigrat derece sıcaklığa sahiptirler. Artık içinde nükleer reaksiyon gerçekleşmediği için durmaksızın soğurlar. Ancak, uzayda soğumak çok yavaş bir süreç olduğundan, bir beyaz cücenin sıcaklığını görünmez olana kadar yitirmesi on milyarlarca yıl sürebilir. Eğer, gökyüzünde Ay'ın bulunduğu yerde birkaç milyar yaşında bir beyaz cüce olsaydı, bizi daha milyarlarca yıl boyunca en az Güneş kadar ısıtıp aydınlatırdı. Gündüzleri gökyüzüne baktığımızda (ki Dünya beyaz cüce'ye kütleçekim kilidi ile bağlanacağı için bir yüzü hep gündüz, diğer yüzü hep gece kalacaktı) beyaz cüce yıldızı Güneş'ten ayırabilmemiz mümkün olmayacak, tümüyle Güneş büyüklüğünde, parlaklığında ve sıcaklığında olacaktı.KOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/bu-bir-beyaz-cuce-

Uranüs; Güneş Sistemi'nin 3. en büyük gezegeni

Uranüs; Güneş Sistemi'nin 3. en büyük gezegeni

Uranüs; Güneş Sistemi'nin 3. en büyük gezegeni olmasına karşın, en az ilgi gösterilen, en az merak edilen ve en az araştırılan gezegendir. Kendisinin yanında "kaya parçası" sayılabilecek Pluton hakkında bile tonla araştırma yapılır, her gün haberler yayınlanırken, kimse bu devasa gaz devi hakkında konuşmaz... Çapı, Dünya'nın 4, kütlesi ise 14 katı olan gezegenin; çevresinde soluk bir halka kuşağı bulunması ve kutupları güneşe dönük biçimde dönecek kadar eğik bir ekseni olması haricinde pek merak uyandırmayan niteliksiz bir yapıda olması bu ilgisizliğin ana nedeni sayılabilir. Uranüs'ün 27 adet uydusu bulunuyor fakat, uyduların çoğu birkaç kilometre çapında buzlu kaya parçalarından ve meteorlardan ibaret. Çoğu buzla kaplı birkaç "görece" büyük uydusu olsa da, bunlardan en büyüğü Titania bile sadece 1500 km kadar bir çapa sahip. Yani bizim Ay'ımızın yarısı kadar bile değil.Fotoğrafı bile bu; hiçbir hareketin olmadığı, dümdüz, açık turkuaz bir küre... Fotojenik bile değil anlayacağınız...KOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/uranus-gunes-sisteminin-3-en-buyuk-gezegeni

Eris

Eris

Eris, Pluton’u gezegenlikten eden Kuiper Kuşağı üyesi olarak da nitelenebilir. Pluton’un gezegenlikten çıkarılmasi, Eris’in keşfi sonrasında Plüton ile hemen hemen aynı büyüklüğe sahip olduğunun farkedilmesi ile tetiklenen bir süreç. Bu keşif sonucu uluslararası astronomi birliği toplanarak apar topar Pluton’un gezegenlik payesini elinden alıp; “cüce gezegen” isimli yeni bir gezegen sınıfı oluşturdu. Bu sınıfın en bilinen üyelerini görmek için buraya bakabilirsiniz.   Bu yapılmasa idi, Günes sistemine bir sürü yeni gezegen daha eklenecek, gezegen sayısı 30-40 civarında olacaktı. Bilenler bilir; hızla yeni kuiper kusağı nesneleri keşfedilmeye devam ediyor. Yani her yıl birkaç tane daha “cüce gezegen” keşfediyoruz… Dolayısıyla artık Güneş Sistemi bu yeni sınıflandırmaya göre 8 gezegen ve onlarca cüce gezegenden oluşuyor. Neyse, konuya donelim: Eris’in yaklaşık 2300 km çapında oldugu hesaplanıyor. Yani Plüton’dan biraz daha büyük. Ayrıca 33 bin km uzaklıkta çevresinde dolanan, kendisinden 5 kat küçük bir de uydusu var. Eris 560 yılda tamamladigi yörünge periyodu sırasında Güneş’e 38 ab* kadar yaklaşabiliyor. Bu da ara sıra bize Plüton’dan daha yakın oldugu anlamına geliyor… Fotoğraf; Eris ve uydusu Dysnomia’nın bir sanatçı tarafından tasviri ve sağ alt köşede Hubble Uzay Teleskobu tarafından çekilmiş bir görüntüsünü içeriyor. (*) 1 ab, yaklaşık 150 milyon kilometre. Zafer Emecan KOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/eris

Asteroid Kuşağı’ndan Geçmek Ne Derece Tehlikeli Olabilir?

Asteroid Kuşağı’ndan Geçmek Ne Derece Tehlikeli Olabilir?

Bilim Kurgu filmlerinde genellikle Asteroid Kuşağından geçen uzay araçları karşısına aniden çıkan devasa göktaşları sebebi ile sürekli ani manevralar yapmak zorunda kalır ve filmi izleyen kişi bu sahneleri soluksuz takip eder.Peki Mars ile Jüpiter arasında yer alan Asteroid Kuşağı gerçekte de bu kadar dolu dolu ve tehlikeli bir yer midir?Şu an itibari ile bildiğimiz kadarı ile bu bölgede yaklaşık olarak 500 Binden fazla irili ufaklı asteroid mevcut. Bunlardan yalnızca 200 e yakınının çapı 100 km den daha büyük. Bunların haricindekiler birkaç metre ile 100-200 metre çapları arasında değişiyor. Bu kuşaktaki asteroidlerin tamamını bir araya getirsek Uydumuz Ay’ın toplam kütlesine ulaşamayacak kadar az bir sayıda ve kütledeler diyebiliriz.Bu kuşakta herhangi iki asteroid arasındaki ortalama mesafe Dünya ve Ay arasındaki mesafe ile hemen hemen aynı sayılır. Yani ortalama 400.000 km civarı… O kadar ki Asteroid Kuşağının Mars’a en yakın kenarında yer alan bir Asteroid, Güneş çevresindeki bir tur dönüşünü 3 yılda tamamlarken kuşağın en dış kenarındaki bir asterodin bir tur dönüşü 6 yılı bulabiliyor. Bu durum aslında Asteroid Kuşağının sanılanın aksine ne kadar boş bir alan olduğu gerçeğini ortaya koyuyor.Tabii ki bu durum kuşağın her yerinde mesafeler bu şekildedir gibi bir kesin olgu da yaratmıyor. Bazılarının Güneş çevresindeki yörüngelerinde dönüşleri sırasında yolları kesişebiliyor ve çarpışmalar meydana gelebiliyor. Böyle durumlarda Asteroidler daha küçük parçalara ayrılarak yörüngelerde dönüşlerini sürdürüyorlar.Bilim İnsanları 70’li yıllardan itibaren günümüze dek birçok uzay aracını bu kuşaktan sorunsuz olarak geçirdiler. Hatta bazı uzay araçlarını Asteroidlerin yüzeylerine indirerek araştırmalar gerçekleştirdiler.En basitinden şu şekilde düşünürsek; Asteroid Kuşağı sanılanın aksine o kadar boştur ki, Bir asteroidin üzerinde yaşıyor olsaydık eğer ömrümüzün sonuna gelene dek çevremizdeki bir başka asteroidi hiçbir zaman çok yakından göremeyebiliridik. Aynı durum, Neptün’ün ötesinde yer alan ve büyük miktarda asteroid içeren “Kuiper Kuşağı” için de geçerlidir.Sinan DUYGULUKOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/asteroid-kusagindan-gecmek-ne-derece-tehlikeli-olabilir

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

Güneş Sistemi'nde bilinen en derin uçurum

Güneş Sistemi'nde bilinen en derin uçurum

Verona Rupes: Güneş Sistemi'nde bilinen en derin uçurumTam 27 tane uydusu ve çok ince bir halkası olan Uranüs gezegeni kendi başına bir Güneş Sistemi gibidir. Uydularından en büyükleri sırasıyla Titania, Oberon, Umbriel, Ariel ve Miranda’dır. Ancak bu büyüklerin içinde en küçüğü olan Miranda, dikkat çeken bir şey saklıyor.Kendine özgü yapısı ile Miranda, diğer uydulardan belirgin bir şekilde farklılık göstermektedir. Küçük boyutuna rağmen, barındırdığı Verona Rupes adındaki uçurum ile Güneş Sistemi'nin bilinen en derin uçuruma ev sahipliği yapan gökcismi olarak kayıtlara geçmeyi başarmıştır. Büyük Kanyon'un 10 katı büyüklüğündeki devasa derinlik, Everest Dağı'nı düşündüğümüzde biraz daha anlam kazanıyor. Çünkü bu dağ bile Verona Rupes'in içinde kaybolabilir. 20 km olduğu tahmin edilen devasa uçurumun nasıl oluştuğu belli olmasa bile, tektonik bir yüzey hareketi veya çok şiddetli bir çarpışma nedeniyle oluşmuş olabilir.Venona Rupes'in bu görüntüsü, 1986'da yanından geçen robot uzay aracı Voyager 2 tarafından çekilmiştir.Hazırlayan: Taner GöçerKOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/gunes-sisteminde-bilinen-en-derin-ucurum

Capella

Capella

Dünya göğünde, çıplak gözle görülebilen en parlak 10. yıldızdır Capella. O kadar parlaktır ki, yaklaşık 42 ışık yılı uzakta yer almasına rağmen, büyük şehirlerde ışık kirliliği altında bile rahatlıkla görülebilir.Gördüğümüz birçok yıldız gibi, Capella da aslında tek bir yıldız değildir. Birbiri etrafında dolanan iki parlak sarı yıldızdan oluşur. Capella'yı Dünya'dan çok parlak olarak görmemizin nedeni, bu iki yıldızın ortak ışınım gücüdür. Eğer tek bir yıldız olsaydı, bu kadar parlak göremeyecektik. Tabi herşey bu iki yıldızla sınırlı değil.Sistemin ana bileşenini oluşturan iki parlak yıldız, Capella Aa ve Capella Ab olarak isimlendirilir. Capella Aa yıldızı, Güneş'ten 2.7 kat büyük kütleye ve 78 ka fazla aydınlatma gücüne sahiptir. Biraz daha küçük olan Capella Ab ise, yaklaşık 2.5 Güneş kütlesine sahiptir ve Güneş'ten 77 kat daha parlaktır. Yıldızlar birbirlerinin çevresinde 100 milyon km'lik uzaklıkta, 104 gün süren bir yörünge periyodunda dolanırlar.Her iki yıldızın da yaklaşık 500 milyon yaşında olduğu hesaplanıyor. Yaşları ve kütleleri göz önünde bulundurulduğunda, yıldızların ikisinin de yavaş yavaş kırmızı dev aşamasına evrilmekte olduklarını söyleyebiliriz. Zaten anakol evresinde parlak beyaz ışık saçması gereken iki yıldızın ışığı da sarıya dönüşmeye başlamış durumda. Bu da, önümüzdeki birkaç yüz milyon yıl içinde yıldızların kırmızı deve dönüşeceği ve 500 milyon yıl içinde dış katmanlarını uzaya saçıp birer beyaz cüce olarak öleceklerini gösteriyor.Herşeyin bu iki yıldızla sınırlı olmadığını söylemiştik. Çünkü Capella bir çift yıldız sistemi değil, dörtlü bir yıldız sistemidir. Bu iki büyük parlak yıldızın yaklaşık 1.5 trilyon kilometre uzağında bir yörüngede dolanan başka bir yıldız çifti daha vardır. Bu iki yıldız, birbirinin çevresinde dolanan birer kırmızı cüce çiftidir ve Capella Ha ile Capella Hb olarak isimlendirilirler. Capella Ha, Güneş'in %30'u kadar kütleye ve yarısı kadar (700 bin km) çapa sahiptir. Capella Hb ise çok daha küçük, Güneş'in sadece %10'u kütleye ve dörtte biri (350 bin km) çapa sahiptir. Birbirlerinden yaklaşık 7 milyar km uzakta, yüzlerce yıl süren bir yörünge periyodunda dolanırlar.500 milyon yıl içinde iki büyük ve parlak yıldız ölüp birer beyaz cüceye dönüşecekler demiştik. Bu olduğunda, yani 500 milyon yıl sonra Capella yıldızı Dünya göklerinde çıplak gözle görünemez hale gelecek.Diğer iki kırmızı cüce ise, yüz milyarlarca yıl boyunca parlamaya devam edecekler. Ancak, büyük yıldız çiftine çok uzak oldukları için, bunlar beyaz cüceye dönüşüp kütleleri azaldığında serbest kalarak Capella sisteminden ayrılma ihtimalleri var.Not: Türkçe olarak internette Capella hakkında bulabileceğiniz ilk ve tek detaylı makaledir.KOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/capella

Buzdan Bir Dünya – Tethys Uydusu

Buzdan Bir Dünya – Tethys Uydusu

Güneş Sisteminin en büyük ikinci gezegeni olan Satürn’ün bilinen 62 den fazla uydusu bulunmaktadır.Bu hali ile Satürn, kendi çapında ayrı bir sistem olma niteliği taşımaktadır.Sözünü ettiğimiz bu 62 sayısı, Satürn’ün yörüngesi saptanmış ve çapı 1 km den fazla olan uydularının sayısıdır ve gezegenin bu çaptan daha küçük boyutlarda yüzlerce daha uydusu olduğu tahmin edilmektedir Gezegenin uyduları arasında orta büyüklük kategorisini oluşturan ve çapları 400 ila 1500 km arasından değişen 6 uydusu vardır. Bunlar, büyüklük sıralamasına göre Rhea, Lapetus, Dione, Tethys, Enceladus ve Mimas’tır. Gezegenin en büyük uydusu olma özelliğine sahip Titan gibi bu 6 uydu da kendilerinin küre şeklini alabilmelerini sağlayacak düzeyde kütleçekime sahip bir büyüklüktedirler. Bunun dışındaki uydular ekseri şekilsiz ve küçüktürler.Tethys Uydusu, 1.060 Km çapı ile Satürn Gezegeninin beşinci büyük uydusudur.Tethys uydusu, 21 Mart 1864 Yılında Giovanni Cassini tarafından Satürn yörüngesinde, Dione uydusu ile birlikte keşfedilmiştir.Yunan Mitolojisinde Tethys, Uranüs ve Gaya’nın kızları olan bir su tanrıçasıdır.Satürn çevresinde 294.660 Km lik bir yörünge çapına sahip olan Tethys’in yörünge periyodu, yaklaşık olarak 1,89 Dünya Günüdür. Uzaklık bakımından ise, gezegene en yakın üçüncü uydu konumundadır.Mimas, Dione ve Rhea uyduları gibi Tethys de yalnızca buzlu sudan oluşan bir uydu olma özelliği taşır.Uydunun yüzey özelliklerinden en önemli ikisi, hiç şüphesiz büyük bir çarpışma havzası olarak hemen göze çarpan Odysseia krateri ve sudan meydana gelmiş olan orijinal mantonun donarken içindeki fazladan buzu dışarı atması sonucu oluşmuş olabilecek olan 65 Km genişliğindeki Ithaca Chasma vadisidir diyebiliriz.Hazırlayan: Sinan DUYGULUKaynak: KOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/buzdan-bir-dunya-tethys-uydusu

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

NGC 4725; Tek Kollu Sarmal Galaksi

NGC 4725; Tek Kollu Sarmal Galaksi

Bütün sarmal gökadaların, birden fazla spiral kolu mu olmalıdır?Tabi ki hayır. Tıpkı gördüğünüz NGC 4725 galaksisi gibi "tek kollu" istisnalar vardır. Bu galaksi, merkezden çıkan tek bir kolun tüm galaksiyi çepeçevre sardığı, nadir görülen bir spiral galaksi yapısı sunar. Bizden yaklaşık 40 milyon ışık yılı uzaklıktaki NGC 4725, galaksimiz Samanyolu'ndan daha küçük, 50 bin ışık yılı çapıyla yerel galaksi grubumuzun üçüncü büyük üyesi olan Üçgen (Triangulum) Galaksisi ile benzer boyutlarda bir evren adasıdır. Boyutu düşünüldüğünde, gökadanın 50-60 milyarın üzerinde yıldıza ev sahipliği yaptığını söylememiz yanlış olmaz. Kızılötesi fotoğrafları incelendiğinde, aslında merkezinde tıpkı bizim galaksimizde olduğu gibi bir çubuk yapısı olduğunu görebiliyoruz. Ayrıca yine, merkezi çevreleyen tek sarmal kol üzerinde çok yoğun yıldız oluşumu gerçekleştiği de rahatlıkla görülebiliyor. Galaksinin ilginç bir özelliği de, dış kısmını çepeçevre saran tozlu bir halka. Fotoğrafta bu halka da açık biçimde görülebiliyor. Tabi, bu toz halkası da çok sayıda yıldız içeriyor ancak, görece yaşlı ve soluk yıldızlar oldukları için seçilebilmeleri güç. Fotoğraf, ABD'li amatör astronom Michael Siniscalchi tarafından 2009 yılında 10 inçlik (25 cm) bir aynalı teleskop yardımıyla tam 1 gece süren uzun bir çalışmanın sonunda çekilmiş.KOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/ngc-4725-tek-kollu-sarmal-galaksi

Tuhaf Gökada: Hoag Nesnesi

Tuhaf Gökada: Hoag Nesnesi

İçinde milyarlarca yıldızı barındıran tuhaf bir sistem..Arthur Allen Hoag 1950 yılında şans eseri bu nesneye rastladı ve onun zarif yapısını gören ilk kişi oldu. Tuhaf yapısıyla Hoag Nesnesi halkalı bir gökadadır ve galaksimiz Samanyolu'ndan biraz daha büyüktür. Kendisini keşfeden gökbilimci Hoag'ın adını almıştır. 600 milyon ışık yılı uzaklıkta, Yılan Takımyıldızı'nda yönündeki nesne, bize güneş sistemimizin incisi Satürn'ü anımsatıyor. Benzersiz yapısı birçok gökbilimciyi etkilemiştir.Halka kısmında genç, mavi, sıcak, parlak yıldızlar daha yoğun iken, merkeze yakın bir konumda daha yaşlı ve daha kırmızı yıldızlardan oluşan sarı bir çekirdek mevcut. İkisinin arasında ise karanlık görünen bir boşluk var (Boşluktan, şans eseri daha uzakta olan bir gökada görülebiliyor.) Hoag Nesnesi'nin nasıl oluştuğu henüz bilinmiyor. Ancak bu nesneye benzer başka cisimlerde tespit edilmiştir (Örnek olarak Araba Tekeri Gökadası). Bu nesnelerin tamamı "Halkalı Gökadalar" sınıfında toplanmaktadır.Peki nasıl oluşmuş olabilir? Yapılan gözlemlerde nesnenin son 1 milyar yıl içerisinde hiçbir gökada ile etkileşime geçmediği görülmüştür. Gökada milyarlarca yıl önce olan bir gökada çarpışmasından arta kalmış olabilir ya da şimdiye kadar çoktan yok olmuş gitmiş merkezi bir çubuğun kütleçekimsel etkisi olabilir.Taner GöçerKOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/tuhaf-gokada-hoag-nesnesi

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

RS Ophiuchi (RS Yılancı)

RS Ophiuchi (RS Yılancı)

Bu yıldız, görece yakınımızdaki oldukça ilginç yıldızlardan biri. Onu ilginç kılan şey ise, yaklaşık 20 yıllık aralıklarla parlaklığının çok büyük ölçüde artış gösteriyor olması. Artışın nedeni, RS Ophiuchi'nin aslında bir çift yıldız sistemi olmasında yatıyor. Sistem iki yıldızdan oluşuyor: Biri kırmızı bir dev yıldız, diğeri ise artık enerji üretmeyen, ölmüş bir yıldız kalıntısı olan beyaz cüce. Birbirine çok yakın yörüngede dolanan bu iki yıldızdan oluşan sistemde, kırmızı dev yıldızdan; güçlü kütleçekimi nedeniyle beyaz cücenin üzerine sürekli bir madde akışı gerçekleşiyor. Beyaz cüce yıldızlar, yaklaşık Dünya büyüklüğünde olmasına karşın, Güneş'in yaklaşık yarısı veya biraz fazlası kütleye sahip olmaları yani çok sıkışık halde oldukları için kütleçekimleri de fazlasıyla güçlüdür. Özellikle yakınında böylesi bir yıldız varsa, yıldızın dış zarfında bulunan gaz kaçınılmaz olarak çok güçlü kütleçekimine sahip olan beyaz cüceye doğru akar. İşte bu madde akışı sonucu beyaz cücenin üzerinde gaz birikimi gerçekleşiyor ve yaklaşık her 20 yılda bir bu gaz büyük bir nova patlamasına yol açıyor. İşte, Dünya'dan bakıldığında yıldızın parlaklığının birden çok artmasının nedeni de bu patlama. RS Ophiuchi yıldızı, çıplak gözle görülemiyor, çünkü "yakın demiş olmamıza rağmen" bize oldukça uzak. Parlaklığının aşırı değişkenliğinden dolayı uzaklığını tam tahmin edemesek de, 2.000 ila 5.000 ışık yılı arasında bir mesafede olduğunu sanıyoruz. Her ne kadar, beyaz cüce üzerinde biriken gaz, 20 yılda bir patlamaya yol açsa da, gazın tümü bu patlamayla dışarı saçılmıyor. Bir kısmı beyaz cüce yıldızın üzerinde kalmaya ve giderek daha fazla birikmeye devam ediyor. Yapılan tahminlere göre, yaklaşık 100 bin yıl içinde beyaz cüce üzerinde biriken madde o kadar fazla olacak ki, yıldız bir süpernova patlamasıyla yok olacak. Bu süpernova patlaması olduğunda RS Ophiuchi gökyüzündeki en parlak yıldız haline gelecek ve birkaç gün boyunca gündüzleri de görülebilecek parlaklığa erişecek. Görselde, bir sanatçı tarafından RS Ophiuchi sisteminde yaşananların bir canlandırmasını görüyorsunuz. Burada sağdaki kırmızı dev yıldızdan beyaz cüceye doğru sarmallar çizerek akan gaz gösterilmeye çalışılmış. KOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/rs-ophiuchi-rs-yilanci

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

Evrendeki Mum Işıklarımız: 1a Tipi Süpernovalar

Evrendeki Mum Işıklarımız: 1a Tipi Süpernovalar

İçerisinde bulunduğumuz Evren’in insan aklının alamayacağı boyutlardaki mesafelerini ölçebilmek, kozmoloji bilimin için en önemli amaç ve uğraşlarının başında gelmektedir. Evren’deki cisimler ile aramızdaki uzaklıkların ölçülmesi adına bilim insanları yıllar süren gözlem ve araştırmalar sonucunda farklı birçok yöntem geliştirmeyi başarmıştır. Evren’de çok uzak mesafelerdeki bir gökadanın bizden uzaklığını ölçebilmek için genellikle gökada yakınlarında parlaklık derecesini iyi bildiğimiz bir referans ışık kaynağına ihtiyacımız vardır. 1a tipi Süpernovaların keşfi ile aradığımız bu standart ışık kaynağını kesinlikle bulduğumuzu söyleyebiliriz.   Bilim insanları, çok büyük çaplı teleskoplar yardımı ile Evren’in herhangi uzak bir noktasına odaklanarak günlerce fotoğraf çekerler ve çektikleri fotoğrafları birbirleri ile karşılaştırarak 1a tipi süpernova bulmaya çalışırlar. Fotoğraflar içerisinde bir noktada yeni bir ışık kaynağı tespit ettiklerinde bunun bir süpernova olduğu anlaşılmış olur. Bu noktadan sonra ikinci aşama, buldukları bu yeni ışık kaynağının tayfını incelenerek 1a tipi Süpernova olup olmadığına bakmaktır. Eğer öyle ise uzaklık ölçmek için referans ışık kaynağı bulunmuş demektir. 1a Tipi Süpernovaları, bizim bildiğimiz dev kütleli yıldızların patlaması sonucu oluşan süpernovalardan ayıran en önemli özellikleri patlama sonucu oluşan parlaklıklarının hemen hepsinde aynı derecede olmasıdır. 1a Tipi Süpernovalar genellikle ikili yıldız sistemlerinde görülürler ve bu sistem içerisinde bir standart yıldız ile hemen hemen bizim Dünyamız boyutlarındaki bir Beyaz Cüce yer almaktadır. Büyük kütleye sahip olan yıldızdan Beyaz Cüceye sürekli bir madde aktarımı gerçekleşir. Bu madde aktarımı sonucunda Beyaz Cüce gittikçe büyür ve sıkışarak aşırı derecede ısınmaya başlar. Kütlesi 1,3 Güneş kütlesine kadar ulaşan Beyaz Cüce, sonunda kendi kütleçekimine yenik düşer ve korkunç boyutlarda bir patlama oluşturarak tüm malzemesine uzaya saçar. Öyle ki bu süpernova patlaması sonucunda bizim bildiğimiz finallerin aksine geriye ne bir karadelik ne de bir nötron yıldızı kalır. Bu patlama o kadar muazzam boyutlarda gerçekleşir ki ışıkları Evren’in en ücra noktalarından bile dünyaya rahatlıkla ulaşabilir. Bu noktada bilim insanlarının en çok işine yarayan husus, hemen tüm 1a tipi Süpernovaların patladıkları sırada devamlı aynı parlaklık gücüne sahip olmalarıdır. Bu sebeple de vazgeçilmez nitelikte bir standart ışık kaynağı olarak uzaklık belirleme hususunda insanlığın en önemli yardımcılarından biri olmakta ve olmaya da devam etmektedirler. Sinan DUYGULU KOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/evrendeki-mum-isiklarimiz-1a-tipi-supernovalar

Samanyolu'nda kaç tane karadelik var

Samanyolu'nda kaç tane karadelik var

Bir yıldızın karadeliğe dönüşebilmesi için oldukça büyük bir kütleye sahip olması gerekir. Başlangıç kütlesi kabaca Güneş'in 7 katı olan bir yıldızın, ömrünün sonuna geldiğinde bir karadeliğe dönüşebilecek kütleye (Güneş'in 3 katı) hala sahip olması yüksek bir olasılıktır. Ancak, böylesi büyük kütlelere sahip yıldızlar çok nadir görülürler. Samanyolu'ndaki yaklaşık 200 milyar yıldızın sadece %0.00001'inin kütlesi bu boyutlardadır. Bu da gösteriyor ki, şu anda galaksimiz Samanyolu'nda önümüzdeki 10 milyon yıl içinde karadeliğe dönüşecek yaklaşık 20 milyon yıldız var. Galaksimizin bugünkü büyüklüğüne yaklaşık 5 milyar yıl önce kavuştuğunu farzedersek, son 5 milyar yılda karadeliğe dönüşmüş olan yıldız sayısının 10 milyar civarında olduğunu görürüz. Yani galaksimiz Samanyolu içinde başıboş halde dolanan "en az" 10 milyar karadelik mevcut. Bu sayı, galaksimizdeki toplam Güneş benzeri yıldız sayısından daha fazladır. KOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/samanyolunda-kac-tane-karadelik-var

Sabun Kabarcığı Bulutsusu

Sabun Kabarcığı Bulutsusu

Yıldız oluşumu açısından zengin bir bölge olan Kuğu Takımyıldızı içerisinde yer alan Sabun Kabarcığı (Soap Bubble) Bulutsusu, henüz bir kaç yıl önce keşfedilmiştir. 6 Haziran 2008 yılında Dave Jurasevich, Hilal (Crescent) Bulutsusu da dahil olmak üzere Kuğu Takımyıldızı bölgesine ait 6 adet fotoğrafta bu bulutsuyu da tanımlamıştır. Sonradan Uluslararası Astronomi Birliği'ni (International Astronomical Union) haberdar etti. Sadece 11 gün sonra Sierra Remote Gözlemevi'nde Mel Helm tarafından gözlemlendi ve Keith Quattrocchi ile beraber fotoğrafını çekti. O da Uluslararası Astronomi Birliği'ni bilinmeyen bir bulutsu olarak haberdar etti. Henüz bir astronomi katalogunda bulunmamaktadır. Güneş'in son zamanlarında olacağı gibi bir gezegenimsi bulutsu olduğu tahmin ediliyor. Fotoğrafın Telif Hakları: T. Rector (U. Alaska Anchorage), H. Schweiker (WIYN), NOAO, AURA, NSF - Erhan Kılıç KOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/sabun-kabarcigi-bulutsusu

Neptün Ve Uydusu Despına

Neptün Ve Uydusu Despına

Bu fotoğrafı ilginç ve mucizevi kılan şey, Voyager 2 uzay aracı tarafından 1989 yılında çekildikten tam 20 yıl sonra farkedilmiş olması. Amatör bir gökbilimci olan Ted Stryk, 2009 yılında Voyager görüntülerinin yer aldığı arşivi incelerken, Despina'nın Neptün üzerinden gölge yaratarak geçişini gösteren dört adet fotoğraf buldu. Daha sonra bu dört fotoğrafı işleyip birleştirerek bu gördüğünüz görüntüyü elde etti. Despina, Neptün'ün bilinen 14 uydusundan biridir ve 180×148×128 km'lik boyutlarıyla oldukça küçük, biçimsiz bir kaya parçasından ibarettir. Fotoğrafta, 9'ar dakika arayla çekilmiş olan dört görüntüde, uydunun yörüngesinde ilerlerken Neptün'ün üst atmosferinde bulunan bulutlar üzerinde yarattığı gölge açıkca görülüyor. Bu da, gölgenin ilerleyişi sırasında geçtiği bölgelerde Güneş tutulması yarattığı anlamına geliyor. Voyager araçları, görev süreleri boyunca Dünya'ya onbinlerce fotoğraf gönderdiler. Sayı bu kadar büyük olduğu için, fotoğrafların incelenmesine hala devam ediliyor. Siz de şurayı ziyaret edip (eğer kaybolmazsanız) Voyager'lardan gelen fotoğraf ve bilimsel verilere ulaşabilirsiniz: http://voyager.jpl.nasa.gov/imagesvideo/imagesbyvoyager.html KOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/neptun-ve-uydusu-despina

Protein biyosentezi nedir ?

Protein biyosentezi nedir ?

Protein biyosentezi, hücrenin protein sentezlenmesi için gereken bir biyokimyasal süreçtir. Bu terim bazen sadece protein translasyonu anlamında kullanılsa da transkripsiyon ile başlayıp translasyonla biten çok aşamalı bir süreçtir. Prokaryotlarda ve ökaryotlarda ribozom yapısı ve yardımcı proteinler bakımından farklılık göstermesine karşın, temel mekanizma korunmuştur.Protein biyosentezi için aminoasil-tRNA'ların hazırlanmasında ya da sentez süresince ATP ve GTP hidrolizi ile yüksek miktarda enerji harcanır. Ayrıca, hücreler ürettikleri enerjinin büyük kısmını protein sentezinde görev alan yapıları oluşturmakta kullanırlar.Bu sürecin genel hata oranı 10-4 civarındadır (her 10000 amino asitten bir hatalı yerleştirilir). Bazı antibiyotikler protein sentezine müdahale ederek etki gösterirler.Genetik bilgi akışında sıra protein sentezine geldiğinde mesajcı RNA (mRNA)’dan başka taşıyıcı RNA (tRNA) da devreye girerek ribozomlarda protein sentez i gerçekleşir. mRNA da yer alan kodonların taşıdığı genetik mesaj ribozomlarda adım adım deşifre edilerek uygun amino asitler tRNA vasıtasıyla ribozoma getirilir. Hücre sitoplazmasında 20 çeşit aminoasil-tRNA ların ribozomda bağlanabilecekleri çeşitli bölgeler bulunur ve amino asitlerini bırakan tRNA’lar ribozomlardan ayrılırken polipeptid zinciri de sentezlenmiş olurlar. tRNA’lar üzerinde yer alan nükleotitlere antikodon adı verilir. Örneğin, UUU şeklinde olan bir mRNA zincirine uyan tRNA antikodonunun nükleotid sırası AAA şeklindedir. UUU şeklinde bir kodon da fenilalanin adlı aminoasitin şifresidir.tRNA Yapısı ve FonksiyonuTaşıyıcı RNA (tRNA), translasyon sırasında büyüyen polipeptid zincirine özel amino asitlerin eklenmesini sağlayan küçük bir RNA zinciridir (74-93 nükleotid). Yapısında amino asit bağlanması için bir bölgesi ve mRNA üzerindeki kodon alanına başlanmasını sağlayan antikodon alanı vardır. Her tRNA molekülü sadece bir amino aside bağlanabilir fakat genetik kodun dejenere olması (yani genetik kodun aynı amino asidi belirten birden çok kodon içermesi) yüzünden farklı antikodonları oluşturan birçok tRNA tipi aynı amino asidi taşıyabilir.Taşıyıcı RNA, mRNA’daki kodon dizisini tanımaya aracılık eden, kodonun uygun amino aside translasyonuna izin veren ve Francis Crick tarafından hipotezi kurulan "adaptör" molekülüdür. Yaklaşık 80 nükleotid uzunluğunda tek zincirli bir yapıdadır. Farklı tRNA bölgeleri, hidrojen bağlarıyla birbirlerine bağlanmış haldedirler. tRNA'nın 3' ucu CCA nükleotid dizisine sahiptir ve burası amino asitlerin bağlandığı bölgedir. Antikodonlar 3'->5' yönünde, mRNA'da kodonlar 5'->3' yönünde okunur. Örneğin, antikodon baz sırası 3'-AAG-5' ise, mRNA’daki kodon 5'-UUC-3' biçimindedir. mRNA’daki her bir amino asit kodonuna özgü bir tRNA olsaydı, 61 çeşit tRNA olması gerekirdi. Oysa tRNA çeşidi yaklaşık 45'tir. Bunun sebebinin, aynı antikodon bölgesine sahip olarak hazırlan tRNA'ların, verilen amino asitlere uyumlu olarak birden çok kodonu tanıma yeteneğinde olduğu gösterilmiştir. Kodonların 3. pozisyonundaki baz ile onun antikodonundaki eşi olan 1. baz arasında standart olmayan bir baz eşleşmesi veya "oynaklık" özelliği nedeniyle bir tRNA çok sayıda kodonu tanıyabilir. Bu konuda en değişken tRNA, oynak pozisyonunda inosin (I) bulunduran tRNA'lardır. İnosin, 2. karbon atomunda amino grubu taşımayan bir guanin analoğudur. tRNA antikodonunun oynak pozisyonundaki inosin ile adenin, sitozin veya urasil ile eşleşebilir. Örneğin, tRNA antikodonu CCI olan bir tRNA, GGU, GGC ve GGA şeklindeki mRNA kodonlarına uyup, glisin amino asidini büyümekte olan protein zincirine katabilir. Aminoasit-tRNA SentetazKodon-Antikodon eşleşmesinden önce tRNA’nın doğru amino asidi taşıması gerekmektedir. Her bir amino asidi tRNA’ya bağlayan 20 çeşit aminoasit-tRNA sentetaz enzimi vardır. Bu enzimin aktif yüzeylerinden birine önce amino asidin bağlanması gerekir. ATP, AMP’ye dönüşerek amino aside bağlanır ve aktive edilmiş amino asit kendine özgün enzime bağlanır. Daha sonra bu enzime ve amino aside özgü tRNA enzime bağlanır ve amino asitle tRNA arasında bir bağ oluşur. Bu sırada AMP de açığa çıkar. tRNA ile birleşen amino asit, enzimden serbest bırakılarak sitoplazmaya geçer. RibozomlarRibozom protein sentezinin yapıldığı, mRNA ile tRNA’lar arasındaki bağlantının kurulduğu organeldir. Büyük ve küçük alt birim olmak üzere iki kısımdan oluşur, bunlar protein sentezi sirasında birleşirler. Ribozom, protein ve ribozomal RNA’lardan (rRNA) meydana gelmiştir. Ökaryotlarda alt birimler çekirdekçikte sentezlenir. Her bir ribozomda üç bağlanma bölgesi vardır. Polipeptide eklenmek için bekleyen aminoasil-tRNA, A yüzeyinde beklerken, sentezlenen polipeptid P yüzeyinde durur. Yükünü boşaltan tRNA ise ribozomdan çıkmak için E yüzeyine geçer. Bu işlemlerin olabilmesi için mRNA kodonları ile tRNA antikodonları arasındaki eşleşmelerin uygun olarak gerçekleşmesi gerekir. Prokaryot ve ökaryot ribozomları arasında benzerliklerle birlikte bazı farklılıklar da vardır. Bakterilere karşı kullanılan antibiyotiklerin bazıları spesifik olarak prokaryot ribozomlarına etki ederek protein sentezini, ve dolayısıyla bakterinin büyümesini durdururlar.Polipeptid yapımıProtein yapımı (Translasyon) üç aşamaya ayrılabilir: başlama, uzama ve sonlanma. Translasyon için mRNA, tRNA ve ribozomların yanı sıra bazı protein faktörleri de gereklidir. Enerji ise guanozin trifosfat’tan (GTP) sağlanır.Protein sentezinin başlamasıDNA'yı kaynak olarak kullanan RNA polimeraz enzimi tarafından üretilen mRNA molekülü, IF proteinlerinin yardımıyla önce ribozomun küçük altbirimine bağlanır. Daha sonra mRNA 5' ucundan okunmaya başlar. AUG kodonu protein sentezini başlatıcı kodondur. Bu kodona Met-tRNAi (bakterilerde fMet-tRNAf) molekülü bağlanır. Daha sonra ribozomun büyük alt birimi ile küçük alt birimi birleşir ve protein sentezi ilerler. Gerekli olan enerji GTP’den sağlanır. Başlatıcı kodona uyan tRNA, ribozomun P bölgesine yerleşerek A bölgesine kodona uygun yeni bir aminoasil-tRNA gelmesi beklenir.UzamaRibozomun A yüzeyine uygun antikodona sahip tRNA gelir ve hidrojen bağlarıyla kodona bağlanır. Bu sırada 2 molekül GTP harcanır. İkinci basamakta P yüzeyde bulunan polipeptid, A yüzeyine gelen amino asit ile birleşecek biçimde ortama aktarılır. Ribozom, mRNA üzerinde 3' yönüne doğru hareket ederek A yüzeyinde bulunan tRNA ile birlikte polipeptidi P yüzeyine aktarır. P yüzeyinde bulunan tRNA ise E yüzeyine geçerek ribozomdan uzaklaştırılır. Enerji GTP’den sağlanır. Ribozom, mRNA üzerinde 5'->3' yönünde hareket eder. Okuma ise kodon seviyesinde gerçekleşir.SonlanmaUzama, mRNA üzerinde durma kodonlarına kadar devam eder. A yüzeyine serbest bırakıcı faktörler geldiğinde okuma sonlanır. Bu faktörlerin A yüzeyine gelebilmesi için mRNA’daki kodonun UAG, UAA veya UGA şeklinde olması gerekir. Hidroliz enzimleri yardımıyla P yüzeyinde bulunan polipeptit serbestbırakılır. Böylece protein sentezi sonlanmış olur.TranskripsiyonTranskripsiyon için DNA çift sarmalının sadece bir iplikçiği gereklidir. Bu ipliğe "kalıp iplikçik" denir. Transkripsiyonun başlangıç noktasını tayin eden RNA polimeraz enzimi DNA üzerinde belirli bir bölgeye bağlanır. Bu bağlanma bölgesine promotor denir. RNA polimeraz promotora bağlandığında, DNA iplikçikleri açılmaya başlar.İkinci aşama uzamadır (elongation). RNA polimeraz, kodlamayan kalıp iplikçik üzerinde dolaşırken bir ribonükleotid polimeri sentezler. RNA polimeraz kodlayıcı iplikçiği kullanmaz çünkü herhangi bir ipliğin kopyası, kopyalanan ipliğin tümleyici (komplemanter) baz dizisini üretir.Polimeraz sonlanma (termination) aşamasına geldiğinde, RNA polımeraz, DNA ve yeni sentezienmiş RNA birbirlerinden ayrılırlar. Prokaryotlardaki süreçten farklı olarak ökaryotlarda yeni sentezlenen mRNA'nın sitoplazma ve endoplazmik retikulum dahil birçok hücre bölgesine ulaşması için değişikliğe uğraması gerekmektedir. Yıkılmasını önlemek için mRNA'ya 5' başlığı eklenir. Kalıp olmak ve daha sonra işlenmesini sağlamak için 3' ucuna bir poli-A kuyruğu eklenir. Ökaryotlardaki hayati önem taşıyan uçbirleştirme olayı bu aşamada gerçekleşmektedir.PoliribozomlarAynı zaman diliminde birçok ribozomun tek bir mRNA’yı okuması, aynı proteinden birçok örneğin yapılmasını sağlar. Bir ribozom mRNA üzerinde ilerlerken, diğer ribozom da mRNA’nın 5' ucuna eklenip ilerlemeye devam eder. Böyle ribozom zincirleri poliribozomları oluştururlar. Prokaryotik ve ökaryotik hücrelerde bulunabilirler. Böylece kısa zamanda aynı proteinden çok sayıda sentezlenmiş olur. Proteinler sentezlendikten sonra işlevlerine göre değişik işlemlerden geçerek ait oldukları yerlere giderler.Sinyal Tanıma TanecikleriHücrede ribozomların bir kısmı sitoplazmada serbest halde bulunup sentezledikleri proteini sitoplazmaya verirken, bazı ribozomlar zar sistemlerine (endoplazmik retikulum, Golgi aygıtı, lizozom) bağlı halde bulunurlar. Ribozomların hepsinde protein sentezi sitoplazmada serbest haldeyken başlar. Sentez ilerlerken endoplazmik retikuluma (ER)’ye bağlanma gerçekleşir. Büyüyen polipeptid de sinyal peptid kısmı da (20 amino asit) sentezlenince sitoplazmada bulunan Sinyal Tanıma Tanecikleri (Signal Recognition Particle, SRP) ile birleşir. Protein sentezi ilerler ve polipeptid ER’ye bağlı kanallardan organelin boşluğuna bırakılır. Böylece sinyal, peptidler yardımıyla hedef proteinler istenen organele iletilmiş olur.Prokaryotik Ve Ökaryotik Hücrelerin Protein Sentezi FarklarıAralarında birçok benzerlik olmasına rağmen prokaryotik ve ökaryotik hücrelerin protein sentezleri arasında bazı farklılıklar da vardır. Prokaryotik ve ökaryotik polimerazlar birbirlerinden farklı olduğu gibi, ribozomlar arasında da farklar vardır. Prokaryotlarda çekirdek zarının olmaması, transkripsiyon ve translasyonun aynı anda olmasını sağlar. Ökaryotlarda organellerin gelişmiş olması hedef proteinleri meydana getiren sinyallerin gelişmesine yol açmıştır. Bu sistemler prokaryotlarda bulunmaz. Ayrıca transkripsiyonun prokaryot canlılarda stoplazmada gerçekleşmesi, ökaryot canlılarda çekirdekte gerçekleşmesi de bir başka farklılıktır. Çünkü DNA ökaryotlarda çekirdekte, prokaryotlarda ise stoplazmada dağınık halde bulunur.Nokta mutasyonuDNA baz diziliminde nükleotidlerde oluşan değişiklikler nokta mutasyonlarını oluşturur. Üreme hücrelerinde oluşan nokta mutasyonları döllere aktarılır. Örneğin, orak hücre anemisinde hemoglobinin bir polipeptid zincirini sentezleyen geninde bir nokta mutasyonu oluşmuştur. Bu, anormal bir proteinin üretilmesine neden olur. DNA'da bir timin yerine adenin girmesi, mRNA’da adenin yerine urasilin gelmesine ve bu da translasyonda valin adlı amino asitin yanlışlıkla proteinin yapısına girmesine yol açar, bu da hemoglobinin şeklini bozarak hastalığa neden olur.Çeşitli mutasyon tipleri vardır. DNA’ya baz ilavesi (insersiyon) ya da çıkarılması (delesyon), en zararlı iki mutasyon tipidir. Kodonların kayma sonucu yanlış okunmasına çerçeve kayması mutasyonu (frameshift mutation) denir. Baz çifti eklenmesinde, eğer üçüncü bazda bir değişme meydana gelirse çoğunlukla bir değişme olmaz. Örneğin, GGC yerine GGU olursa gene glisin amino asiti polipeptide eklenmiş olur. Diğer değişmeler ise farklı biçimlerde sonuçlanabilir. Baz eklenmesi ya da çıkması ise değişik amino asitlerin eklenmesini sağladığı gibi, durma kodlarının okunmasına da sebep olabilir. Ultraviyole ışınları, X ışınları gibi iyonize edici radyasyon, kozmik ışınlar, radyoaktif materyallerin emisyonları gibi yüksek enerjili radyasyon, mutasyonlara neden olur. İyonize edici radyasyon, basit tek baz değişimlerine sebep olabilir. Bazı mutajenik kimyasallar, etkilerini doğrudan bir bazı başka bir baza değiştirerek yaparlar. Örneğin, nitroz asidi sitozindeki amino grubunu deamine ederek urasil oluşturur.Baz çifti yer değiştirmesi    Baz çifti Eklenmesi ya da çıkarılmasıBir polipeptidin sentezinden sorumlu olan nükleotidlerden oluşmuş DNA parçası (veya parçaları) o polipeptidin genini oluşturur. Ökaryotlardaki genler, içlerinde kodlamayan intron bölgeleri bulundurabilir. Ayrıca bir gene bitişik olarak, polipeptid sentezini idare ve kontrol eden promotor ve düzenleyici bölgeleri vardır. Bu bölgeler okunmaz, sadece gen sentezini denetler. Başka genler, rRNA ve diğer RNA çeşitlerinin de sentezinden sorumludur. Yani gen, bir polipeptid ya da RNA sentezinden sorumlu bölge olarak tanımlanabilir.

http://www.ulkemiz.com/protein-biyosentezi-nedir-

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

Yıldız Oluşumu: Bir Yıldız Nasıl Doğar?

Yıldız Oluşumu: Bir Yıldız Nasıl Doğar?

Yıldızların oluşması gerçekten zahmetli bir olay. Ancak, evrenin boyutunu düşündüğümüzde, aslında yıldız oluşumu zahmetli olmasına karşın,  nadir görülen bir olay değil. Galaksimiz Samanyolu’nda kabaca her yıl 1 veya 2 yıldız oluşuyor. Küçük bir rakam olarak görülse de, yılda 1 yıldızın oluşması gökbilim ölçeklerindeki zaman dilimleri göz önüne alındığında çok hızlıdır. İnsanlık, bu ışıltılı ve bir o kadar kalabalık cisimlerin gizemini, teknolojideki ve fizikteki gelişmelerin neticesinde ancak 19. Yüzyıl sonlarında çözmeyi başarmıştır.Yıldızların en temel özelliği, Evren’e enerji yayıyor olmalarıdır. Hemen tüm yıldızların içeriğinin neredeyse % 98 i, Evren’in Büyük Patlama ile doğumu sırasında oluşmuş iki element olan Hidrojen ve Helyum dan ibarettir. Bunların haricindeki diğer elementler ise, yıldızların yaşamları sırasında kendi çekirdekleri içerisindeki nükleer tepkimeler sonucu oluşup, yıldızların ölümleri neticesinde uzaya saçılmış daha ağır elementlerdir.Bugün günümüzde, yaptığımız detaylı incelemeler sonucunda artık yıldızların nasıl doğup nasıl öldüklerini, ne şekilde bir yaşam sürdüklerini ve bu yaşam süreçleri içerisinde ne tür aşamalar kaydettiklerini çok açık bir şekilde tespit edebiliyoruz. Yapılan gözlemler sonucunda astronomlar, yıldızların doğumları ile ilgili genel bir model oluşturmuşlardır. Detaylara girmeden önce uzay boşluğunda yıldız oluşumuna ön ayak olabilecek materyallere göz atmakta fayda var.Bart damlacığı:Boşluktaki gaz ve toz tanecikleri genellikle küçük bir bölgede yoğunlaşırlar. Bu gaz ve toz tanecikleri Bart damlacığı olarak isimlendirilir. Orion nebulası bu türe örnektir. Dışardan bakıldığında bu bölgeler uzayda siyah bir leke olarak görülseler de, içerisinde yoğun bir yıldız oluşumu vardır. Dışardan gelen ışınlarla ısınan bölge, bu enerjiyi geri salmaz ve dolaysıyla yıldız oluşumunu başlatacak sıcaklığa ulaşabilir. Bu bölge 10-100 Güneş kütlesinde olabilir. Sıcaklık ise 30 Kelvin (-243 santigrat derece) kadardır. Bart damlacıkları hakkında daha fazla bilgi için buraya bakabilirsiniz.HI bölgeleri:Bart damlacığının yanı sıra, uzay bir diğer bulut türüne de ev sahipliği yapar. HI bölgeleri nötr H ve H2 gazlarından (hidrojen gazı) oluşmaktadır. Bu bulutsular 10-100 atom/cm3 atom konsantrasyonuna sahiplerdir ve sıcaklıkları 50 ila 100 Kelvin (-223/-173 santigrat derece) arasında değişebilir. Kütleleri 1 ila 100 Güneş kütlesi arasında değişebilir.HI bölgelerinin fiziksel özellikleri:Tipik bir HI bulutu düşünelim.Kütle, M=2×10^30kgAtom konsantrasyonu, n=10 H atom/cm^3Açısal hız, ω=5×10^-16 rad/sSıcaklık, T=125KManyetik alan, B=10^-5 gaussBurdaki değerlerden yola çıkarak bulutun çapını 3.050×10^18cm olarak buluyoruz.Günümüzde kabul edilen modele göre yıldızlar, gökada içerisindeki devasa gaz ve toz bulutlarının kütleçekim etkisi ile kendi içlerine çökmeleri sonucunda birkaç milyon yıl içerisinde oluşmaktadırlar.Fakat şu da vardır ki, bu durum her kendi içine çöken bulutsudan da yıldız oluşacağı anlamına da gelmiyor. Bir bulutsudan yıldız oluşabilmesi için o bulutsunun yaklaşık olarak en az bizim yıldızımız Güneş’in % 8,5 i yada daha fazla miktardaki kütlesi yıldız oluşumu için kullanılmalıdır. Bu konu hakkında kırmızı cüce yıldızlar ve kahverengi cücelerle ilgili makalelerimizi okumanız faydalı olabilir.Yıldız oluşumu için gerekli olan enerji:Yazımızın başında yıldız oluşumunun ne kadar zahmetli bir iş olduğundan bahsetmiştik. Bunun arkasındaki neden; kütleçekim enerjisinin termal, manyetik ve açısal hızdan kaynaklanan rotasyonal enerjiyi alt etmek zorunda oluşu. Sürecin normal seyrinde olduğunu yani diğer bir deyişle her şeyin yolunda oluğu bir süreci var sayarsak eğer, kütlesi bir yıldız oluşumu için yeterli olan bir bulutsu, kendi kütle çekim kuvveti ile hızla içine çöker ve çökmenin etkisi ile hızla küçülür. Bu sırada da bulutsunun kendi ekseni etrafında dönme hızı da artış gösterir. Bulutsu küçüldükçe daha çok ısınır ve daha çok yoğunlaşır.Eğer bulutumuzu üniform olarak kabul edersek, yukardaki numaralardan kütleçekim enerjisi yaklaşık olarak 5.19×10^40 erg olarak bulabiliriz.Not: Erg astronomide sıkça kullanılan enerji birimidir. 1 Joule 10^7 erg e tekabül eder.Manyetik, termal ve dönüş enerjisinin toplamı, kütleçekim enerjisinden küçük olmak zorundadır yoksa yıldız oluşumu gerçekleşemez. Bu kriter “Jeans Kriteri” olarak bilinir. Peki yukardaki değerleri fizik yasalarından türetilen matematiksel formüllere yerleştirdiğimizde kütleçekim enerjisi diğer enerji türlerini alt edebiliyor mu? Hayır. Bu kriterin doğru ve dolayısıyla yıldız oluşumunun başlaması için, bu kısmın başında tahminde bulunduğumuz kütle değeri için 10 üzeri 5 Güneş kütlesine ihtiyaç duyulur.Kütle 10 üzeri 5 Güneş kütlesini geçince bulut çökelmeye başlar. Daha sonra büyük gaz, daha küçük gaz bölümlerine ayrılır. En küçükleri ise Bart damlacıklarıdır. Bu sırada bu bölgelerde sıcaklık 125 Kelvin’den 20-30 Kelvin’e düşer. Soğuyan gazlar (H2O, CO ve N2) toz parçacıklarının üzerine çöker ve taş-buz parçacıkları ortaya çıkar. Bu parçacıklar daha sonra merkezde toplanmaya başlar ve merkezde çekirdek oluşmaya başlar. Çökelmeye başlayan gaz ve toz parçacıkları, açısal momentumun korunumundan dolayı çekirdek etrafında dönmeye başlar.Bu süreç sonrasında bulutsunun şekli de artık bir diski andırmaya başlar. Güneş benzeri bir yıldızın ilk hali olan bu oluşum diski, 43 AB büyüklüğe (6.5 milyar km) tekabül eder. Bu kuramsal büyüklük, yaklaşık olarak Güneş Sistemi’nin sınırlarında buluna Kuiper kuşağı‘na dek gelir.Bu diskin merkezinde, çekirdek konumunda yer alan ön yıldızımızda zamanla madde birikimi artar, sıcaklık ve basınç korkunç boyutlara ulaşır. O kadar artar ki sonunda merkezde nükleer reaksiyonların başlaması kaçınılmaz bir hale gelir.Merkezde oluşan bu yüksek sıcaklık ve basınç ortamında maddeyi oluşturan elektron ve protonlar birbirinden kopuk halde ve çok yüksek hızlarda dolaşırlar. Bu sırada 4 proton, yani hidrojen çekirdeği çarpışarak bir helyum çekirdeğini yani yeni bir elementi oluşturur.Fakat, oluşan bu helyum çekirdeği, 4 protonun toplam kütlesinden daha hafiftir. Aradaki bu çok küçük kütle farkı, tepkime sırasında korkunç bir enerji olarak açığa çıkar.İşte bu enerji, yıldızın içinde yavaş yavaş dışa doğru ilerler ve çok uzun bir yolculuğun ardından yüzeye ulaşır ve uzaya ışık olarak yayılır.Yıldızımız artık doğmuş ve ışımaya başlamıştır. Artık o, ışımaya başladığı bu andan, ölümü ile ilgili ilk belirtileri göstereceği zaman dilimine kadar olan süre içerisinde tutarlı bir Anakol yıldızı olarak uzun yıllar boyunca yaşamını sürdürmeye devam edecektir.Yıldızlar hakkında daha fazla bilgi almak için “Yıldızları Anlamak” yazı dizimizi okuyabilirsiniz.Alperen Erol & Sinan Duyguluhttp://www.kozmikanafor.com

http://www.ulkemiz.com/yildiz-olusumu-bir-yildiz-nasil-dogar

Radyo Astronomi Ve Tarihçesi

Radyo Astronomi Ve Tarihçesi

Bilim İnsanları, gökyüzündeki cisimleri izleyebilmek adına birçok farklı yönteme başvurmaktadır.Yeryüzünde kurulan çok büyük çaplı aynalara sahip teleskoplar yanında, Dünya’nın yörüngesine yerleştirilen Uzay Teleskopları ile muazzam uzaklıklardaki cisimleri gözlemleyebiliyor durumdayız.Bilindiği üzere, evrende bulunan cisimlerden bizlere yalnızca optik dalga boylarında görülen ışık ulaşmaz. Bunun haricinde dalga boyu çok daha uzun olan (1 cm den daha uzun) ve Elektromanyetik Tayfın en düşük enerjisine sahip olan radyo dalgaları, günümüzde astronominin en önemli çalışma alanlarından birini teşkil etmektedir. 1933 Yılında, Bell Laboratuvarında okyanus aşırı telefon hatlarını incelen Karl Jansk’nin tesadüf eseri Samanyolu’nun merkezinden gelen radyo dalgalarını keşfetmesi ile Radyo Astronominin önü açılmış oldu.Bu olaydan 7 yıl sonra, Grote Reber, kendi evinin bahçesine kurduğu yönlendirilebilir radyo teleskobu ile Samanyolu’nun radyo dalga boyunda detaylı bir haritasını çıkarmayı başardı.Radyo astronomiyi, diğer optik teleskoplar ile yapılan gözlemlerden ayıran bazı önemli avantajlar söz konusudur.Radyo Astronomisinde havanın açık yada bulutsuz olmasını beklemenize gerek yoktur. Bulutlu ve rüzgarlı hatta fırtınalı, dahası yağmurlu ve karlı bir havada bile gözlem yapılabilir.Ayrıca gözlem yapmak için geceyi beklemenin de bir gereği yoktur çünkü radyo dalgaları her an itibari ile yer yüzüne ulaşabilmektedir. Bu sebeple gün ışığında bile gözlem yapılabilir.Bilim İnsanları, 1940 yıllardan itibaren birçok küçük radyo teleskobunu bir araya getirerek çok daha büyük çaplı tek bir radyo teleskobu ile alınabilecek görüntüleri elde edebildiklerini fark etmeleri ile radyo astronomisi alanında çok ciddi mesafeler katedilmiş durumdadır.İnterferometri denen bu yöntem ile birden fazla teleskop bir araya getirilerek çok büyük çaplı bir teleskop olarak kullanılabilmektedir. Bu yöntem, yalnızca radyo astronomisinde değil, optik gözlem için kullanılan aynalı teleskoplarda da uygulanabilmektedir.Sinan DUYGULUEn üstteki fotoğrafta, New Mexico’da kurulu Çok Büyük Dizi (Very Large Array) radyo teleskopları yer alıyor. Radyo İnterferometrisine güzel bir örnek olan bu teleskop, 25 metre çapında 27 adet radyo teleskobunun bir araya getirilmesi sonucu oluşmuştur.http://www.kozmikanafor.com

http://www.ulkemiz.com/radyo-astronomi-ve-tarihcesi

NGC 1097 Sarmal Galaksisi

NGC 1097 Sarmal Galaksisi

Sarmal Galaksi NGC 1097, bizden 45 milyon ışık yılı uzaklıkta, Ocak Takımyıldızı yönünde bulunuyor. Mavi sarmal kolları, pembe renkleriyle kendilerini gösteren yıldız oluşum bölgeleri ile kaynıyor. Aynı zamanda sarmal kollar, sol alt köşedeki; kendisinden yaklaşık 40.000 ışık yılı uzaklıktaki, yerel komşusu olan cüce galaksiyi örtmüş durumda. NGC 1097, 9 Ekim 1970 tarihinde William Herschel tarafından gözlemlenip keşfedildi. Keşfinden bugüne kadar geçen süre içinde galakside toplam üç adet süpernova patlamasının gerçekleştiği gözlendi. Şili’de ki Avrupa Uzay Aşansı’nın (ESO) sahip olduğu; dört adet 8.2 metre çaplı ana aynaya sahip VLT (Çok Büyük Teleskop) ile yapılan gözlemlerde galaksinin merkezinde çok büyük bir süper kütleli kara delik tespit edildi. Galaksi merkezinin aynı zamanda Aktif Gökada Çekirdeği denen bir türün küçük örneği olduğu anlaşıldı. KOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/ngc-1097-sarmal-galaksisi

Güneş Işığının Milyon Yıllık Yol Hikayesi

Güneş Işığının Milyon Yıllık Yol Hikayesi

Hepimizin bildiği üzere yıldızımız Güneş, yılmadan yorulmadan enerji üreten devasa bir gaz topudur. Yıldızımızın çekirdeğinde ürettiği bu enerji, ısı ve ışık olarak kendini gösterir ve bize fotosferden, yani yüzeyinden itibaren yaklaşık 8 dakikalık bir zaman diliminde ulaşır. Bu, matematiksel olarak düşünecek olursak aramızdaki 150 milyon kilometrenin, 300.000km/sn hızla ne kadar sürede kat edildiğinin cevabıdır.Peki, Güneşimizin çekirdeğinde oluşup yol almaya başlayan ışık fotonlarının bizlere kadar ulaşmaları yalnızca 8 dakikalık bir zaman diliminde mi gerçekleşiyor? Kesinlikte böyle değil; Çünkü bu yolculuk binlerce, milyonlarca yıllık bir zaman dilimine ihtiyaç duyan ciddi bir süreç.Güneş’in yarıçapının 700.000km olduğunu düşünürsek, fazladan yaklaşık 2.5 saniyelik bir süre artışı olmalıdır. Lakin bu pek de öyle görünmüyor. Güneş’in merkezinden çıkan bir fotonun bize ulaşması tamı tamına “10 milyon yıl” kadar sürebilir. Bu ciddi derecede fazla bir miktar. Peki bunun sebebi nedir?Çekirdekten sonra yer alan “Işıma Bölgesi” dediğimiz katman yaklaşık 300.000 km kalınlığındadır ve sıcaklığı çekirdeğe yakın bölgelerde 7 milyon, yüzeye yakın bölgelerde 2 milyon derece arasında değişir. Ayrıca bu bölge çok ciddi bir yoğunluğa sahiptir. Bu sebeple fotonlar bu bölgede düz bir istikamette yol alamazlar ve sürekli (ortalama 1 cm de bir) yolları üzerinde başka parçacıklar ile çarpışarak zigzaglar çizmek zorunda kalırlar. Bu sebeple de hızları ortalama saniyede 0,1 milimetre kadardır. Oysaki düz bir istikamette ilerliyor olsalardı çekirdekten fotosfere kadar olan toplam mesafeyi 2 saniyede rahatlıkla katedebilirlerdi.Merkezden çıkan bir foton, yoğun ortamdan dolayı kısa bir süre içerisinde soğurulur. Soğurucu elektron uyartılmış bir erke düzeyinde “saniyenin 100 milyonda biri” kadar bir süre kalır ve fotonu rastgele bir doğrultuda tekrar salar. Hemen sonra foton tekrar soğurulur ve tekrar salınır. Bu işlem foton yüzeye ulaşana kadar yıldızın içerisinde sürekli gerçekleşir durur.Bunun sonucunda ortam yoğunluğuna bağlı olarak salma-soğurma işlemi sayısı hesaba katıldığında bir fotonun yüzeye ulaşabilmesi için geçmesi gereken süre 30 bin yıldan başlayıp 10 milyon yılı bulabilir.Esasında buradan önemli bir sonuç çıkıyor: Bu da, yıldızın içerisinde olup bitenleri bu şekilde gözlemleyemeyeceğimiz. Fakat biz çekirdekte olup biten termonükleer füzyon reaksiyonları hakkında oldukça bilgi sahibiyiz. Bu bilgiyi de biricik parçacığımız “nötrino”ya borçluyuz. Nötrinolar maddenin içerisinden etkileşmeden geçtikleri için, bu salma-soğrulma işleminin hiçbirini yaşamaz ve doğrudan bize ulaşırlar. Bu sayede içeride neler olup bittiğini bilebiliyoruz. İleride nötrinolara da ayrıca değineceğiz.Özetle çok basit bir mantık yürütürsek eğer şu anda yüzümüze vuran güneş ışınları milyonlarca yaşında ve ilk oluştukları sırada Dünyamız buzul çağının en yoğun dönemlerini yaşamaktaydı diyebiliriz.Yazan: Ögetay KayalıGeliştiren: Zafer Emecanhttp://www.kozmikanafor.com

http://www.ulkemiz.com/gunes-isiginin-milyon-yillik-yol-hikayesi

Güneş’te Enerji Nasıl Oluşur? (Proton-Proton Reaksiyonu)

Güneş’te Enerji Nasıl Oluşur? (Proton-Proton Reaksiyonu)

Proton Proton reaksiyonu, Güneş ve Güneş’ten küçük yıldızlarda görülen enerji üretim biçimidir. Daha büyük yıldızlarda enerji, CNO (karbon-azot-oksijen) döngüsü ile üretilir.Temelde iki hidrojen atomunun birleşerek bir Helyum atomu oluşturmasına dayanan Proton-proton reaksiyonu için fazla miktarda enerjiye ihtiyac vardır. Bu enerji ihtiyacı, yıldızın kütleçekimi nedeniyle çekirdek bölgesinde oluşan çok büyük basınç yoluyla karşılanır.Enerji, yıldızların sadece çekirdek bölgesinde üretilir. Yıldızın hacminin küçük, fakat kütlesinin büyük bölümünü oluşturan, yoğun ve sıkışmış çekirdek bölgesi haricinde enerji üretimi gerçekleşmez.Güneş benzeri bir yıldızda oluşan çekirdek basıncı çok büyük düzeylere ulaşamadığı ve yeterli basıncın sağlanabildiği alan görece küçük olduğu için, reaksiyon yaklaşık 1 milyar yıl süren oldukca yavas bir süreçte gercekleşir. Küçük yıldızların, ağabeylerine göre çok daha uzun ömürlü olmasının en önemli nedeni, bu reaksiyonun böylesi yavaş gerçekleşmesidir denilebilir.Zafer Emecanhttp://www.kozmikanafor.com

http://www.ulkemiz.com/guneste-enerji-nasil-olusur-proton-proton-reaksiyonu

“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

Aşırı Aktif Bir Galaksi: Centaurus A

Aşırı Aktif Bir Galaksi: Centaurus A

Centaurus A (NGC 5128), bildiğimiz en aktif gökadalardan biri. Bize 11 ya da 15 milyon ışık yılı uzakta yer alan bu galaksi çok hızlı ve yoğun yıldız oluşumununun yanısıra, radyo dalga boyunda da aşırı güçlü bir biçimde ışıma yapıyor.Gaz ve toz bakımından da çok zengin olan gökadanın erkezindeki dev kütleli karadelik tarafından çekilen gaz, hızla karadelik çevresindeki yörüngesinde dönerken, karadeliğin dönme ekseni boyunca büyük bir hızla her iki kutuptan da uzaya, onbinlerce ışık yılı uzağa fırlatılıyor. Bu sırada manyetik alanların ve sürtünmenin etkisiyle çok ısınan plazma halindeki gaz, radyo dalga boyunda güçlü bir ışıma yapıyor. Görselin üst ortasındaki radyoteleskop görüntüsünde bu fırlayan “madde jeti”ni görebilmeniz mümkün.Soldaki fotoğraf, Hubble Uzay Teleskobu tarafından alınmış ve gökadanın yıldız oluşum bölgeleri ve parlak yıldızları kolayca ayırd edilebilen tozlu diskinin detaylı bir görünümü. Sağdaki fotoğraf ise, Tim Carruthers isimli Avustralyalı amatör bir astronoma ait ve gökadanın genel görünümünü gösteriyor.Zafer Emecanhttp://www.kozmikanafor.com

http://www.ulkemiz.com/asiri-aktif-bir-galaksi-centaurus-a

Gezegenler 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

Karadelikler Etraflarındaki Her Şeyi Yutar Mı?

Karadelikler Etraflarındaki Her Şeyi Yutar Mı?

Popüler bilim zaman zaman bize öyle şeyler aşılıyor ki, kendi ile ters düşerek bilimsellikten uzak belirli kalıpları ezberlerimize yerleştiriyor. Bunlardan birisi ise hepimizin çok merak ettiği karadeliklerin çekim kuvveti konusunda. “Karadelikten ışık bile kaçamaz, her şeyi içine çeker” cümlesi öyle bir algılanıyor ki, karadelikler bebek bezi reklamlarındaki her şeyi içine çeken bezler gibi her şeyi her yerden sonsuza dek içine çeken cisimler olarak kafamızda yer ediyor.Bu cümle her ne kadar doğru olsa da eksik. Daha doğru şekilde anlamak için doğru bir şekilde ifade etmemiz gerekiyor. Bunun için öncelikle belirli kalıpları incelememiz gerek. Bunlardan en başta geleni “Schwarzschild Yarıçapı”. Tanımı oldukça basittir, küresel yapıya sahip bir kütlenin yüzeyindeki kaçış hızı, bildiğimiz sınır değer olan ışık hızına eşit olduğu nokta Schwarzschild Yarıçapı’dır. Şimdi karadelikten ışık hızıyla kaçabilir miyiz sorusunun cevabını arayabiliriz. Elimizdeki bilgi son derece basit. İlgilileri için Schwarschild Yarıçapı’nın matematiksel hesaplaması aşağıdaki gibi.Schwarzschild yarıçapında, yani karadeliğin yüzeyinde, ulaşılabilecek en büyük değer olan ışık hızı kaçış hızı olduğundan ışık dahi olsanız kaçamazsınız. Dolayısıyla bu noktadan itibaren ışık dahi dışarıya kaçamaz. İşte bu karadelik olmak için gerekli limit yarıçap-kütle ilişkisini bize verir, zaten karadeliğin “kara” olarak adlandırılması da bu sebeptendir. Lakin, yüzeyden biraz daha ötede olacak olursanız bu durumda kaçış hızı ışık hızından nispeten daha düşük olacağından ışık bu noktadan kaçabilir.Aşağıda gözlemsel bir çalışmanın sonucu yapılmış bir simülasyon izleyeceksiniz. Simülasyonda karadeliğe(mavi nokta ile gösterilmiş) yaklaşmakta olan bir yıldız görünüyor. Kısa bir süre sonra, bu simülasyonda altta gösterildiği gibi günlerle ifade ediliyor, yıldız dağılıyor. Burada dağılan yıldız Güneş benzeri bir yıldız olarak, karadelik ise milyon Güneş kütleli bir karadelik olarak kullanılmış. Simülasyonda yıldızın darmadağın olduğunu görüyoruz. Fakat ortada bir patlama söz konusu değil. Öyleyse bu yıldız neden paramparça oluyor ya da neden karadeliğin içine çekilmiyor?Karadeliğe yaklaşma anını eğer dikkatle izlerseniz yıldızın izlediğin yolun esasında karadelik ile aynı doğrultuda olmadığını görebilirsiniz. Yani yıldız ile karadelik kafa kafaya gelmiyor, yıldızın hareketi karadeliği teğet geçecek şekilde. Fakat yıldız karadeliğe yaklaştıkça artan çekim kuvvetinin etkisiyle yörüngesi sapmaya, karadeliğe doğru çekilmeye başlıyor. Bu esnada yıldız giderek artan bir hız kazanıyor. Karadeliğe çok yaklaştığında ise yıldız hala karadelikten bir miktar uzakta.Dolayısıyla yıldız karadeliği deyimi yerindeyse sıyırarak geçiyor. Fakat karadeliğin uyguladığı muazzam çekim gücü yıldız üzerine etkiyerek yıldızın dağılmasına sebep oluyor. Bunu daha iyi anlamak için karadeliği geçip parçalandığı ana dikkat edelim. Bu noktada yıldız mevcut yüksek hızıyla kaçmaya çalışırken, karadeliğin çekim gücüyle de geriye çekilmeye zorlanıyor. Bu iki hareketin altında yıldızın kaderinde spagetti gibi uzayıp parçalanmaktan başka seçenek yoktur.Sonuç olarak yıldızın bir kısmı kazandığı hızdan ötürü uzayda dağılarak ilerlerken bir kısmı karadeliğin etrafında bir “toplanma diski” oluşturuyor. Simülasyonda kırmızı alanlar az yoğun, beyaz alanlar ise daha yoğun alanları gösteriyor.Dikkat ederseniz yıldızın yalnızca bir kısmı sadece karadelik tarafından yutulmak üzere toplanıyor, bir kısmı ise uzayda paramparça da olsa ilerlemesine devam ediyor.İşte bunun tüm sebebi yıldızın karadelik ile olan yakınlaşma şekli. Burada çekim kuvveti aynı zamanda yıldızı kendine doğru çekerken, aynı zamanda bu çekimden ötürü yıldıza kazandırdığı hızla yörüngesi etrafında bir sapan gibi fırlatıyor. Hatta ve hatta biz bugün karadeliklerin varlıklarını bu sayede bilebiliyoruz. Çünkü yıldız olamayacak kadar büyük kütlelerde görünmeyen bir cismin etrafında dönen yıldızlar mevcut.Yukarıdaki videoda gökadamız Samanyolu merkezindeki karadeliğin etrafında dolanan yıldızların yörüngeleri gösteriliyor. Buradan da açıkça görebiliyoruz ki Schwarzschild Yarıçapı’nın ötesinde olaylar bildiğimiz şekilde gerçekleşmeye devam ediyor. Esas bilmediğimiz ise, içini göremememize sebep olan bu yarıçapın ardında olanlar…Ögetay KayalıKOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/karadelikler-etraflarindaki-her-seyi-yutar-mi

Ay’a Gidilmedi İddiaları

Ay’a Gidilmedi İddiaları

Cehaletle dalga geçmek, cehaletin başka bir tezahürüdür. Bu nedenle “Ay’a gidilmedi, Amerikalılar herkesi kandırıyor” diyen cahil cühela kesimle dalga geçmek yerine bu iddialarına dayanak gösterdikleri konuları ele alıp cevaplamak istedik. Kısa kesip başlayalım:1) Ay’daki fotoğraflarda niye hiç yıldız yok?Cevaplamaktan bıktığımız bir soru. Aslında herkesin elinde iyi kötü bir fotoğraf makinası olduğu günümüzde sormaya bile gerek yok ama, yine de soruyorlar ısrarla. Aya gidilmediğini iddia eden paranoyak kesim, Ay’da çekilen fotoğraflarda gökyüzünde niçin yıldız görünmediğini sorarak, sözde bunu savlarına delil diye sunar. Peki Ay fotoğraflarında niçin hiç yıldız yok? Uzun uzun anlatmayalım. Yapabileceğiniz çok basit bir deneyle bunun nedenini kendiniz anlayabilirsiniz:Karanlık, bol yıldızlı, ışıl ışıl bir gecede fotoğraf makinanızı gökyüzüne doğrultun ve denklanşöre basın. Fotoğrafa baktığınızda yıldızları göremeyeceksiniz. Allah allaah, oysa gözünüzün önünde pırıl pırıl parlıyorlar. Tamam, diyafram biraz daha açın ve enstantane hızını düşürüp yeniden deneyin. Yine göremeyeceksiniz. Niye çıkmıyor ki bunlar?Üşenmeyin; asa’yı yükseltin, diyaframı en fazla ışık alacak şekilde, enstantane’yi on saniyelik pozlama için ayarlayın. evvvet!! işte yıldızlar! Ama malesef eliniz titrediği için hepsi bulanık, çizgi çizgi…Deneyinize devam edin, yıldızları göstermeyi başardığınız bu ayarlar ile önünüzden geçen tercihen üzerine ışık tutarak “aydınlattığınız” bir arkadaşınızın fotoğrafını çekmeye çalışın. Yapamadığını göreceksin… Ya yıldızlar görünecek, ya da arkadaşın. Karar sizin, deneyin ve kendinizi Ay’daki astronotların yerine koyun…2) Eheh ufuk çizgisi niye bu kadar yakın? Stüdyoda çekmişler işte, yoksa ufuk çok çok uzakta olmalıydı.Komplo teorisyenlerinin savları bitmek bilmiyor. İşte, az bilinen ama uzmanı olmayınca pek cevaplanamayan bir soru:“Aldrin ve armstrong’un Ay yürüyüşleri sırasındaki ufuk çizgisi (sol alttaki resimdeki gibi) 1-2 kilometre uzaklıkta görünüyor. Ay’ın çapının 3.474 km ve bu ölçünün Dünya’nın çapının yaklaşık dörtte biri olduğu gözönüne alınırsa, üzerinden ufka bakıldığında yuvarlaklığı anlaşılabilecek kadar küçük bir cisim değil. Ufuk çizgisi çok daha uzakta olmalıydı; Dünya’nın dörtte birinden bahsediyoruz, koskoca bir gezegen bu. Stüdyo olduğu bariz belli…”Mantıklı bir iddia gibi görünüyor. Ama gerçekten öyle mi?Arazi yapısı, eğimi vs gibi konular ufuk çizgisinin uzaklığını ciddi biçimde etkiler. Dünya’da alabildiğince uzanan dümdüz bir alan üzerinde (deniz mesela) duran 1.70 boyundaki biri için ufuk çizgisinin uzaklığı 4.6 km’dir.Fakat yine düz fakat dalgalı eğimleri bulunan bir yerdeyseniz (mesela bir çöl) ufuk çizgisi çok daha yakın olur. Bulunduğunuz yer ile 500 metre uzaktaki zemin arasındaki yükseklik farkının 2-3 metre olduğunu düşünün. Boyunuz 1.70 civarında ise, sizin için ufuk uzaklığı malesef 500 metreden fazla olamayacaktır. Hele ki o 500 metre uzaktaki sırtın arkasında daha yüksek dağlar tepeler yoksa, gördüğünüz sadece yakın düz bir sırt olur.Şimdi Ay’da olduğunuzu, boyunuzun 1.70 m olduğunu farzedin. Dünya’da en düz satıh olan deniz yüzeyinde ufuk çizgisi sizin için en fazla 4.5 km uzakta olabileceğine göre, Dünya’nın 1/4′ü kadar olan ay üzerinde “dümdüz uzanan” bir yüzeyde en fazla 1.1 km uzağı görebileceğinizin farkına vardınız. Ay’da daha uzağı göremezsiniz, ufuk çizgisinin 1 km uzakta olması kadar normal bir durum yok. Daha uzağı görebilmeniz için yüksekçe bir yere çıkmak zorundasınız.Tabi bu “dümzüz” bir arazi için geçerli. Ay yüzeyinin normal arazi yapısı düşünüldüğünde, bir tepenin üzerinde değilseniz, ortalama görebileceğiniz en uzak yer çoğunlukla 500-600 metre, hatta 150-200 metre uzakta olacaktır. E bu durumda bir zahmet Ay’ın yuvarlak olduğunu anlayıverin. İnsanoğlu Dünya’yı yüzyıllarca aptal oduğu için değil, çok büyük bir gezegende yaşadığı için düz sanıyordu.3) Van Allen Kuşakları var. Oradan insan geçemez, yanar, radyasyondan ölür bi kere.Yorulmak bilmez Ay inkarcılarının bir savı da, Dünyayı çevreleyen Van Allen kuşaklarından insanların “canlı” geçmesinin mümkün olmayacağı ve bu nedenle Ay’a gidilemediği şeklinde. Ellerindeki bu “en bilimsel” savı hiçbir dayanak göstermeden sunmalarına karşın, konunun uzmanı olmayan kişiler tarafından cevaplanması da çok zor olduğundan genelde bu iddiayı ortaya atar ve arkalarına keyifle yaslanırlar. Biz cevaplayalım:Van Allen kuşakları, Dünya’nın manyetik alanı tarafından yönlendirilip bir kutuptan diğerine giden küresel bir yapı oluşturacak biçimde birikmiş yüklü parçacıklar ve serbest elektronlardan oluşuyor. Aslında iki kuşak var, iç kısımda, dünyaya daha yakın olanda çoğunlukla yüklü atom çekirdekleri yer alırken, dış kısımda yer alan kuşak elektronlardan oluşuyor. Ayrıca kuşak, kutuplarda neredeyse “yok” sayılabilecek kadar inceyken, ekvator üzerinde oldukça kalın. Bunun nedeni de, kutuplarda Dünya’nın manyetik alanının oldukça zayıf, ekvator çevresinde ise güçlü olması. Güneş kaynaklı yüklü partiküller manyetik alanın da kutuplarını oluşturan bu kutup bölgelerinden Dünya atmosferinin üst katmanlarına ulaşır ve buralarda “kutup ışıkları”nı meydana getirir.Zaten bu son cümlede zihninde bir ışık parlamış ve şunu demiş olanlarınız vardır: “Madem bu kuşaklar ölümcül radyasyon içeriyor, o halde uzaya ekvator üzerinden değil de kuşakların çok ince olduğu, neredeyse yok sayıldığı kutup bölgesinden çıkalım.” Evet, bunu yapabilirsiniz. Biraz daha fazla yakıt harcarsınız ama, Van Allen kuşaklarıyla hiç muhatap olmadan kutuplar üzerinden uzay boşluğuna güle oynaya ulaşabilir, aynı yoldan dönebilirsiniz.Ama Ay yolculuklarında böyle yapılmadı. Van Allen kuşaklarının yine ince bir bölgesinden olsa da doğrudan içinden geçildi. Bu geçiş süresi yaklaşık olarak 4 saati bulmasına karşın, Astronotların aldığı radyasyon oranı Güneş altında tarlada çalışarak geçimini sağlayan bir çiftçinin birkaç yılda aldığı “doğal” radyasyondan fazla değildi. Hem bu kuşaktan geçerken giydikleri uzay elbiseleri, hem de Apollo araçlarının gövde kaplamaları radyasyona olabildiğince dayanaklı olarak tasarlanmışlardı. Ayrıca fotoğraf çekiminde kullanacakları (ve kullandıkları) filmler ile hassas ekipmanlar özel kurşun kaplamalı kutularda korunuyorlardı.Bir de işin komik yönü vardır ki, Van Allen Radyasyon Kuşakları’nı keşfeden James Van Allen; ne Ay yolculukları sırasında, ne de daha sonrasında “buradan insanlar geçemez” demedi. Aksine, keşfettiği kuşağın radyasyon oranının Apollo astronotlarına zarar veremeyeceğini, tüm bu iddiaların birer saçmalık olduğunu defalarca açıkladı.Ayrıca; Van Allen Kuşakları’nın içinden geçen yörüngelerde bugün yüzlerce uydu yer alıyor ve onca kozmik parçacığa, radyasyona rağmen tıkır tıkır çalışıyorlar.Evet, gördüğünüz gibi eğer isterseniz radyasyon kuşaklarıyla hiç muhatap olmadan Ay’a gidebilir, dilerseniz de “belki romatizmama iyi gelir” diye kuşağın tam ortasından geçip gidebilirsiniz. Tercih sizin…4) Hadi kocaman füzeyle Ay’a gittiler. Peki ordan nasıl döndüler o küçücük araçla? Mümkünü yok, o araçla Ay’ın çekiminden kurtulamazlar.5) Ahaha bayrak dalgalanıyor. Bi kere Ay’da hava yok nasıl dalgalanacak o bayrak?En güzel soruyu sona sakladık :) Ay’a gidilmediğini iddia edenlerin birincil argümanı; “Ay’da hava yok, peki nasıl dalgalanıyor o bayrak?” şeklinde. Çoğu insan da “düşünmeden” bu sava kanıp Ay yolculuklarının gerçek olmadığına inanıyor. Şimdi muazzam bir zekanın ürünü olan bu soruyu cevaplamaya çalışalım:Oysa çok çok az bir dikkatle, bağrağın üst kısmının direğe telle sabitlenmiş olduğu, bu nedenle açık durabildiği farkedilebiliyor. Dahası; “her nasılsa” Ay’da hava olmadığını bilen komplocular, havasız ortamda bir kere “sallanan” bir cismin rüzgar direnci olmadığı için Dünya’da olduğundan çok daha uzun süre sallanmaya devam edeceği gerçeğini görmezden geliyorlar.Üstten telle sabitlenmiş bir bayrağın havasız ortamda normalden çok daha uzun süre sallanacağı deney yapmadan da bilinebilecek bir durumken, komplocuları “ikna edebilmek” için dünya üzerinde havasız ortamlarda yapılan deneylerde bayrağın aynı Ay yüzeyinde olduğu gibi uzun süre hareket ettiği de defalarca gösterildi…Bu makaleyi daha da uzatmamız mümkün. “Gölgeler niye yamuk?”, “Taşın üzerinde harfler var” gibi başka yaratıcı savlar da mevcut çünkü. Şimdilik burada keselim, aklımıza geldikçe ekleriz.O zamana kadar Ay görevleriyle ilgili Evrim Ağacı‘nda yayınlanan şu harika makalelere biraz göz atabilirsiniz: KOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/aya-gidilmedi-iddialari

Kütleçekim Kilidi (Tıdal Lockıng)… Nasıl Oluyor Da Oluyor?

Kütleçekim Kilidi (Tıdal Lockıng)… Nasıl Oluyor Da Oluyor?

Yalın ifadesi:Bir gök cisminin kendi etrafında dönüş hızı ile, uydusu olduğu gezegen veya yıldızın çevresideki dönüş hızının eşit olması durumu. Böyle olunca, gök cismi çevresinde döndüğü “daha büyük kütleli” cisme sürekli aynı yüzü bakacak şekilde dolanıyor.Yıldızına kütleçekim kilidi ile bağlı bir gaz devi gezegen ve gezegene kütleçekim kilidiyle bağlı karasal uydusu. (hayal ürünü sanatçı konsepti) Bu terim (ve durum) birçok yerde karşımıza çıkıyor: Dünya-Ay, Satürn-Titan ve Güneş sistemi dışında keşfedilen birçok gezegende. Karmaşık ve teknik konu olduğu için olabildiğince basite indirgeyerek, Dünya-Ay örneğiyle herkesin anlayabileceği biçimde anlatmaya çalışalım.Olay şu;Kütleçekim denen nane, uzaklığın karesi ile ters orantılıdır. Yani bir gezegene iki misli yaklaşırsanız, size etki eden kütleçekim dört kat artar. Ne kadar yakınsanız, üzerinize etki eden kütleçekim kuvveti de bunun karesi oranında arttığına göre, misal 40 metre uzaklıkta 1 birim çekime maruz kalıyorsanız, 5 metre uzakta 64 birim çekime katlanmak durumundasınız.Şimdi nasıl yapacaksınız bilmiyorum ama, kendinizi Ay yerine koyun. Karşınızda kocaman Dünya var ve size hayvani bir çekim uyguluyor. Siz bu çekim alanı içerisinde (niyeyse artık) dönmeye çalışıyorsunuz.Ay, Dünya’ya görece çok yakın (380 bin km) olduğu için, bir yüzü sürekli dünyaya bakacak biçimde kütleçekim kilidine tutulmuştur. Fakat Dünya’nın çekim gücü o kadar büyük ve siz o kadar yakınsınız ki, Dünya’ya bakan tarafınıza uygulanan çekim, arka tarafınıza uygulanan çekimden belirgin bir şekilde fazla. Böyle olunca, ön kısmınız hafifçe Dünya’ya doğru “bombe” yapıyor ve bu bombe, siz döndükçe tüm ekvatorunuz boyunca ilerliyor. Yani, ekvatorunuz boyunca hareket eden bir “gel-git” yaşıyorsunuz.Başta ne demiştik; kütleçekim uzaklığın karesi ile ters orantılıdır. Siz sabit bir hızla kendi çevrenizde dönmeye çalışıyorsunuz ama, ön kısmınızdaki çekim daha fazla olduğu için arka yüzünüz “görece” normal hızında dönmeye çalışırken, ön yüzünüz çekim kuvvetinin etkisi ile daha yavaş dönmeye çalışıyor. Çünkü çapınız 3.500 km, dünyaya o kadar yakınsınız ki, dünya arka yüzünüze (atıyorum) 1 birim çekim uygularken, ön yüzünüze 1.5 birim çekim uyguluyor.Bu durumda, ister istemez kendi çevrenizdeki dönüş hızınız yavaşlamaya başlıyor. Siz de Dünya çevresindeki dönüş hızınızı, yani momentumunuzu* yitirmemek için Dünya’dan uzaklaşmaya başlıyorsunuz. Hem uzaklaşır, hem de dönüş hızınız yavaşlarken, bir süre sonra öyle bir noktaya geliyorsunuz ki, Dünya’nın çevresinde dönüş hızınız ile kendi çevrenizdeki dönüş hızınız eşitleniyor. Bu eşitlik gerçekleştiğinde artık siz ile Dünya arasındaki gel-git savaşı da sona eriyor, ya da en azından beraberlik yakalanıyor…Titan, çevresinde döndüğü Satürn’e 1 milyon km uzakta yer almasına karşın, Satürn’ün çok büyük kütlesi nedeniyle kütleçekim kilidinden kurtulamaz.  Fakat, Dünya’ya hala çok yakın olduğunuz için yine de gezegene bakan yüzünüz ile arka yüzünüz arasındaki çekim kuvveti birbirinden farklı. Dünya, ön yüzünüzü belirgin biçimde daha kuvvetli çekmeye devam ediyor. Bu yüzden, bir daha asla kendi çevrenizde Dünya’nın çevresindeki dönüş hızınızdan daha hızlı (veya yavaş) dönmeniz mümkün olmuyor. Çünkü dünya artık sizi ön yüzünüzden tutmuş, kavramış. görüldüğü gibi gerçekte pek bir beraberlik yok, Dünya hala 1-0 önde.Dünya eğer bir gaz devinin uydusu olsaydı, büyük ihtimalle bir yüzü sürekli ona dönük olarak dönecekti. Böylece eski çağlarda; Dünya’nın arka tarafta kalan yüzünde yaşayanlar insanların, bir gezegenin uydusu olduğumuzdan haberleri olmayacaktı. (Amerika ve Avustralya kıtalarından modern dünyanın daha yeni haberdar olduğunu hatırlayın…)  Ne zamana kadar? Dünya’dan daha fazla uzaklaşana, yani ön ve arka yüzlerinize etki eden çekim kuvveti “büyük bir fark” yaratmayacak, mesela (yine atıyorum) arka yüzünüze 1, ön yüzünüze 1.01 birim çekim uygulayacak kadar uzağa gidene kadar bu çekim kilidine kapılmış halde kalıyorsunuz. Sonrasında eğer vakit kaldıysa, gol veya goller atarak kupaya uzanmaya çalışabilirsiniz.Zafer Emecan KOZMİK ANAFOR

http://www.ulkemiz.com/kutlecekim-kilidi-tidal-locking-nasil-oluyor-da-oluyor

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-

 
3WTURK CMS v6.03WTURK CMS v6.0