UZAY
Kozmoloji biliminin her zaman büyüleyici yanlarindan biri, kozmolojiyle amatörce ya da profesyonelce ilgilenen herkesin, evrendeki yerimiz, evrenin yaratilisi ve varligi gibi konulardaki sorulari yanitlama potansiyeline sahip oldugunu düsünmesidir. Büyük patlama destaninin astronomlar, matematikçiler ve fizikçiler kadar teologlarin ve felsefecilerin de ilgilerini uyandirmasi hiçbir sekilde rastlantisal degildir. Merak edilen konularin basinda: yildizlar, galaksiler, karanlik madde ve kara delikler yer alir.
EN YAKIN YILDIZLAR
Günes siradan bir yildizdir. Kütle ve isima gücü bakimindan ortalamanin biraz üzerinde olmakla birlikte parlak, büyük kütleli yildizlarin yaninda biraz soluk be -nizli kalir. Bazi yildizla- rin kütlesi Günes'in kütlesinin birkaç kati, bazilarininki ise 100 kati olabilir. Ama yakinimizdaki yildizlarin tipik kütlesi Günes'in kütlesinin üçte biri civarindadir. Yildizlar kimi zaman çiftler halinde bulunur. Bu durumda yildizlarin yörünge hareketlerini birbirine uyguladik -lari karsilikli kütle çekim kuvvetleri belirler. Bu karsilikli dans, astronomlara çift yildizlarin kütlelerini dogrudan ölçme olanagi saglar.
Tek basina bulunan yildizlarin kütleleri, isima güçleri ve renkleri gözlenerek, dolayli bir yoldan ölçülür. Bir yildizin isima gücü kütlesine çok duyarli bir biçimde baglidir. Kütle ikiye katlandiginda isima gücü 10 kat artar. Yildizin isima gücü arttikça sicakligi da artar. Yildiz, hemen hemen mükemmel bir firina ya da kara cisme benzer. Kara cismin sicakligi arttikça, yaydigi karakteristik isinin dalga boyu kisalir, sicaklik azaldikça dalga boyu uzar. Bu nedenle sicak kara cisimler mavi, soguk kara cisimler ise kirmizi renklidir. Genelde, yaydigi isinimin dalga boyu kara cismin sicakliginin bir ölçüsüdür. Astronomlar bir yildizin sicakligini renginden ya da baska bir deyisle isiginin tayfini elde ederek ölçerler. Yildizlar bir dereceye kadar ideal isinim yayicilar olduklarindan, yildizin büyüklügünü rengine ve isima gücüne bakarak anlayabiliriz: Isima gücü yüksek, sicak ve mavi olanlar dev; sönük, serin ve kirmizi olanlar cücedir.
GALAKSiLER
Yildizlarin tek baslarina bulunduklari çok enderdir. Çogunlukla galaksileri olusturan kümeler ve gevsek gruplar ha- linde bulunurlar.
Yirminci yüzyilin ilk çeyreginde galaksilerin biçimlerine göre siniflandirilabilecegi ortaya çikti. Bazilari sarmal bir yapi gösterirken digerleri görünüs olarak belirgin bir biçim sergilemekten uzakti. Hubble, galaksilerin yapilarini temel alan ve günümüzde hâlâ kullanilan bir siniflan -dirma yöntemi gelistirdi. Tümü de sarmal kollara sahip olan sarmal galaksiler, kollarinin görünüsüne ve merkezdeki çekirdegin büyüklügüne göre siniflandirilir. Sarmal galaksiler, evrendeki çogu yildizin dogum yerleridir.
KARANLIK MADDE
Hemen hemen 50 yil önce Fritz Zwichky, galaksi kümelerinin çogunlukla isik vermeyen bir madde türünden oldugunu fark etti. Karanlik maddenin arastirilmasi, 50 yil boyunca kozmolojinin en önde gelen ugraslarindan oldu. Kesin ölçümlerin ilk kez elde edildigi 20 yil kadar önce, galaksi kümelerindeki karanlik maddenin haritasi çikarildi. Karanlik maddenin galaksi kümelerinden çok daha büyük ölçekteki varliginin kanitlanmasi ise çok yenidir.
Galaksilerin nasil olustugu hakkinda hiçbir sey bilmeden karanlik maddenin nasil arastirildigini anlamak mümkün degildir. Galaksimiz, 10 kiloparsek yariçapinda (1 kiloparsek=1000 parsek) ve 500 parsek kalinliginda, yildizlardan olusan, disk biçiminde bir yapiya sahiptir. "Popülasyon 1" adi verilen ve diskte yer alan bu yildizlar, galaksideki genç yildizlardir. Bu yildizlar, galaksi merkezi çevresinde çembersel yörüngeler çizen ve yildiz toplanmalari adi verilen gevsek yildiz topluluklarinin yer aldigi yildiz olusum bölgelerinde ve gençlerle birlikte yasli yildizlarin da yer aldigi daha yüksek sayidaki açik küme adi verilen gruplanmalarda bulunurlar. Diskteki dagilim, galaksinin isik saçtigi için görülen yil -dizlarin yaklasik yüzde besine esit olan yildizlar arasi gaz ve tozun hemen hemen tamamini kapsar. Aslinda moleküler yapi- daki gaz ve en genç yildizlar yalnizca yüz parsek kalinliginda bir disk olustururlar.
Kozmoloji biliminin her zaman büyüleyici yanlarindan biri, kozmolojiyle amatörce ya da profesyonelce ilgilenen herkesin, evrendeki yerimiz, evrenin yaratilisi ve varligi gibi konulardaki sorulari yanitlama potansiyeline sahip oldugunu düsünmesidir. Büyük patlama destaninin astronomlar, matematikçiler ve fizikçiler kadar teologlarin ve felsefecilerin de ilgilerini uyandirmasi hiçbir sekilde rastlantisal degildir. Merak edilen konularin basinda: yildizlar, galaksiler, karanlik madde ve kara delikler yer alir.
EN YAKIN YILDIZLAR
Günes siradan bir yildizdir. Kütle ve isima gücü bakimindan ortalamanin biraz üzerinde olmakla birlikte parlak, büyük kütleli yildizlarin yaninda biraz soluk be -nizli kalir. Bazi yildizla- rin kütlesi Günes'in kütlesinin birkaç kati, bazilarininki ise 100 kati olabilir. Ama yakinimizdaki yildizlarin tipik kütlesi Günes'in kütlesinin üçte biri civarindadir. Yildizlar kimi zaman çiftler halinde bulunur. Bu durumda yildizlarin yörünge hareketlerini birbirine uyguladik -lari karsilikli kütle çekim kuvvetleri belirler. Bu karsilikli dans, astronomlara çift yildizlarin kütlelerini dogrudan ölçme olanagi saglar.
Tek basina bulunan yildizlarin kütleleri, isima güçleri ve renkleri gözlenerek, dolayli bir yoldan ölçülür. Bir yildizin isima gücü kütlesine çok duyarli bir biçimde baglidir. Kütle ikiye katlandiginda isima gücü 10 kat artar. Yildizin isima gücü arttikça sicakligi da artar. Yildiz, hemen hemen mükemmel bir firina ya da kara cisme benzer. Kara cismin sicakligi arttikça, yaydigi karakteristik isinin dalga boyu kisalir, sicaklik azaldikça dalga boyu uzar. Bu nedenle sicak kara cisimler mavi, soguk kara cisimler ise kirmizi renklidir. Genelde, yaydigi isinimin dalga boyu kara cismin sicakliginin bir ölçüsüdür. Astronomlar bir yildizin sicakligini renginden ya da baska bir deyisle isiginin tayfini elde ederek ölçerler. Yildizlar bir dereceye kadar ideal isinim yayicilar olduklarindan, yildizin büyüklügünü rengine ve isima gücüne bakarak anlayabiliriz: Isima gücü yüksek, sicak ve mavi olanlar dev; sönük, serin ve kirmizi olanlar cücedir.
GALAKSiLER
Yildizlarin tek baslarina bulunduklari çok enderdir. Çogunlukla galaksileri olusturan kümeler ve gevsek gruplar ha- linde bulunurlar.
Yirminci yüzyilin ilk çeyreginde galaksilerin biçimlerine göre siniflandirilabilecegi ortaya çikti. Bazilari sarmal bir yapi gösterirken digerleri görünüs olarak belirgin bir biçim sergilemekten uzakti. Hubble, galaksilerin yapilarini temel alan ve günümüzde hâlâ kullanilan bir siniflan -dirma yöntemi gelistirdi. Tümü de sarmal kollara sahip olan sarmal galaksiler, kollarinin görünüsüne ve merkezdeki çekirdegin büyüklügüne göre siniflandirilir. Sarmal galaksiler, evrendeki çogu yildizin dogum yerleridir.
KARANLIK MADDE
Hemen hemen 50 yil önce Fritz Zwichky, galaksi kümelerinin çogunlukla isik vermeyen bir madde türünden oldugunu fark etti. Karanlik maddenin arastirilmasi, 50 yil boyunca kozmolojinin en önde gelen ugraslarindan oldu. Kesin ölçümlerin ilk kez elde edildigi 20 yil kadar önce, galaksi kümelerindeki karanlik maddenin haritasi çikarildi. Karanlik maddenin galaksi kümelerinden çok daha büyük ölçekteki varliginin kanitlanmasi ise çok yenidir.
Galaksilerin nasil olustugu hakkinda hiçbir sey bilmeden karanlik maddenin nasil arastirildigini anlamak mümkün degildir. Galaksimiz, 10 kiloparsek yariçapinda (1 kiloparsek=1000 parsek) ve 500 parsek kalinliginda, yildizlardan olusan, disk biçiminde bir yapiya sahiptir. "Popülasyon 1" adi verilen ve diskte yer alan bu yildizlar, galaksideki genç yildizlardir. Bu yildizlar, galaksi merkezi çevresinde çembersel yörüngeler çizen ve yildiz toplanmalari adi verilen gevsek yildiz topluluklarinin yer aldigi yildiz olusum bölgelerinde ve gençlerle birlikte yasli yildizlarin da yer aldigi daha yüksek sayidaki açik küme adi verilen gruplanmalarda bulunurlar. Diskteki dagilim, galaksinin isik saçtigi için görülen yil -dizlarin yaklasik yüzde besine esit olan yildizlar arasi gaz ve tozun hemen hemen tamamini kapsar. Aslinda moleküler yapi- daki gaz ve en genç yildizlar yalnizca yüz parsek kalinliginda bir disk olustururlar.