Dakikalar İçinde Astronomi
Giles SparrowDakikalar İçinde Astronomi Sözleri ve Alıntıları
Dakikalar İçinde Astronomi sözleri ve alıntılarını, Dakikalar İçinde Astronomi kitap alıntılarını, Dakikalar İçinde Astronomi en etkileyici cümleleri ve paragragları 1000Kitap'ta bulabilirsiniz.Kuantum fiziği madde ve enerjiyi en küçük ölçekte etkilese de bu durum geniş ölçekli kozmoloji için de büyük sonuçlar doğurur. Önemli konulardan biri rastlantısal değişimlere yatkın olan ve en iyi tanımı klasik fiziğin mekanik kesinliğindense olasılıklara dayanarak yapılan kuantum ölçeğindeki fenomenlerin "bulanık" olmasıdır. CMBR'deki dalgalanmalar ve maddenin dağılımı gibi birçok kozmolojik gözlemin kökeninin erken dönem evrendeki kuantum etkilerine dayandığı görülebilir.
Mars
Dünya'dan epey küçük olan meşhur Kızıl Gezegen, soğuk ve kurak bir dünya olmasına rağmen Güneş sisteminin geri kalanına kıyasla en ılımlı koşullara sahip cisimdir. Rengini yüzeyinin büyük bir kısmını kaplayan demir oksit (pas) yönünden zengin tozdan alır. Mars'ın yer kabuğunu bol kraterli güney yaylaları, geniş kuzey düzlükleri ve Güneş sistemindeki en büyük yanardağların birçoğuna ev sahipliği yapan devasa çıkıntı Tharsis Tümseği oluşturur. Dünya'daki Büyük Kanyon, Mars'ın başka bir bölgesinde bulunan Valles Marineris adlı devasa kanyon sisteminin yanında küçücük kalır.
olaya bak...
Gözleri iyi gören biri geceleri açık havada her seferinde yaklaşık üç bin yıldız görür.
Sayfa 256 - Kronik
Evrendeki en büyük yıldızlar üstdevlerdir. Bunların kütleleri Güneş'inkinden onlarca, parlaklıkları ise yüz binlerce, hatta milyonlarca kat fazladır. Çekirdeklerinden dalgalar hâlinde yayılan devasa radyasyon basıncına rağmen bu canavarımsı yıldızların kütle çekimi toplu hâlde kalmalarını sağlayacak kadar yüksektir. Bu sebeple üstdevler çeşitli renklere sahip olur ve Hertzsprung-Russell diyagramının üst kısmında geniş yatay bir şerit oluştururlar.
Kütle çekimi ile radyasyon arasındaki dengenin bir sonucu olarak daha toplu hâldeki mavi ve beyaz üstdevlerin oluşturduğu güçlü yıldız rüzgârları, kütlelerini Güneş benzeri daha sakin yıldızlardan milyonlarca kat hızlı saçmalarına neden olur. Böylece kısa yaşamları boyunca birkaç Güneş kütlesine eş miktarda madde saçarlar ve dış katmanları uzaya püskürtülünce ortaya çıkan sıcak iç kısımları "Wolf- Rayet'ler denen belirgin yıldız sınıfını oluşturur.
Nadir durumlarda çift yıldızların Dünya'dan bakıldığında toplam ışıklarının belirli aralıklarla değişmesine neden olan yakın ilişkileri vardır. Bu durumlardan en yaygın olanına "örten değişen" denir ve iki yıldız yörüngesinin rastlantı eseri hizalanarak Dünya'dan bakıldığında her yörüngede bir kere olmak üzere birbirlerinin önünden ve arkasından geçiyormuş gibi gözükmesini ifade eder.
Tutulmaya sebep olmak için yıldızların en güçlü teleskopla bile tek bir cisimmiş gibi gözükecek kadar yakın olması şarttır. İki yıldızın toplam ışığı sisteme her bir tutulmanın büyük bir kısmında sabit bir parlaklık kazandırır ve bir yıldızın ötekinin önünden geçerken ışığının çoğunu engellemesiyle parlaklıkta ani bir düşüş görülür. Örten yıldızlar nadiren eşit parlaklıkta olduğundan, genellikle soluk yıldızın daha parlak olanın önünden geçtiği daha derin bir “ana tutulma" ve durumun tersine döndüğü görece daha sığ olan (bazen farkedilmeyen) ikincil bir tutulma görülür.
Güneş'ten çok daha büyük yıldızların çekirdeklerindeki yüksek ısı ve basınçlar, düşük dereceli basit "PP zinciri'ne baskın gelen ikinci bir nükleer füzyon sürecine neden olur. KAO döngüsü, yıldız çekirdeğinde az sayıda karbon çekirdeklerinin bulunmasına dayalıdır. Bu da yalnızca önceki nesil yıldızlardan kalan maddeleri kayda değer ölçüde içeren yıldızlarda gerçekleşebileceği anlamına gelir. Karbonla kaynaşan protonlar daha ağır elementler olan azot ve oksijenin çekirdeklerini oluşturur ve sonradan eklenen protonlar çekirdeğin parçalanmasına neden olarak helyum ve değiştirilmemiş karbon salarlar. KAO döngüsü, daha hızlı helyum üretmek için hidrojeni kaynaştırdığı için PP zincirinin rastlantısal çarpışmalarından çok daha etkilidir. Yüksek sıcaklık ve basınçlarda etkisi daha da artar ve en büyük yıldızların soluk akrabalarından milyonlarca kat fazla enerji püskürtmesini sağlar. Bu durumun olumsuz yönü çekirdeklerindeki yakıtı evrimlerini büyük ölçüde etkileyecek şekilde çok kısa bir süre zarfında harcamalarıdır.
Yıldızlar görece kısa zaman dilimlerinde çok sayıda oluştukları hâlinde çıkarlar. Yıldız miktarları birkaç düzine ile birkaç yüz yıldız arasında değişen bu görece dağınık yıldız kümeleri genelde onlarca milyon yıl boyunca birbirlerinden uzaklaşırlar (fakat bazen "hareket hâlindeki bir grupta orta yaşlı yıldızların aynı kökene ait olduklarını tespit edebiliriz. Bir kümedeki tüm yıldızlar aynı yaşa ve uzaklığa sahip olduğu ve benzer maddelerden oluştuğu için, kümeler farklı yıldızların izlediği evrimsel çizgileri faydalı bir şekilde doğrudan karşılaştırmamıza olanak sağlar.
Açık kümelerin çoğu çok genç olduğu için, bunların içinde yaşam süreleri yalnızca birkaç milyon yıl olan, komşularından uzaklaşamadan yakıtlarını tüketerek sönmeye yatkın parlak mavi ve beyaz yıldızlar daha baskındır. Parlak yıldızların böyle yoğun hâlde bir arada olması, açık yıldızların galaksilerin sarmal kollarının içleri gibi çok uzak mesafelerden kolayca görülebilmesini sağlar
Daha büyük yıldızların sonu daha görkemli olur. Bir yıldız ne kadar ağırsa, çekirdeğindeki yakıtı yakma süresi de o kadar uzun olur ve kaynaştırdığı yan ürünler bir önceki füzyon üretiminden daha ağırdır. Kütleleri Güneş'in sekiz katından fazla olan yıldızlar küçük ama aşırı yoğun demir bir çekirdek yaratarak nihayetinde bu zincirin son halkasına ulaşırlar. Füzyon süreci bu safhadan sonra devam edemez ve çekirdeğin aniden "söndürülmesi" süpernova denen muhteşem sonuçlar doğurur. Yıldızın dış katmanları birden içeri çöker ve çekirdekten seken şok dalgası yıkıcı bir patlamaya neden olur.
Dev yıldız geriye kalan bütün yakıtını birkaç hafta içinde tükettiği için, bu tür süpernovalar kısa süreliğine koca bir galaksiden çok daha fazla parlayabilirler. Geride de yeni nesil yıldızların oluşumuna katkı sağlayacak ağır elementler yönünden zengin, parlak bir gaz örtüsü ve şehir büyüklüğünde bir nötron yıldıza ya da yeteri kadar kütleye sahipse yıldız kütleli bir kara deliğe dönüşebilecek çökük bir yıldız Çekirdeği bırakırlar. Bu cisimleri tespit etmenin en kolay yolu ikili yıldız sistemleri içindeki diğer yıldızların üzerinde bulunan ve bazen çarpıcı sonuçlara yol açabilen etkilerine bakmaktır.
Uranüs
Teleskop çağında ilk keşfedilen (1781) gezegen olan Uranus, aslında bazen çıplak gözle görülecek kadar parlaktır. Soluk mavi bir gezegendir, Jupiter ile Satürn'den epey küçüktür ve Neptün'le ortak, farklı bir yapıya sahiptir. Uranüs'ün en tuhaf özelliği dönme eksenindeki aşırı eğikliktir: Yörünge düzlemiyle kuzey kutbu arasında 98 derecelik bir açı bulunmaktadır. Bu da Uranüs'ün, Güneş'in etrafındaki seksen dört yıllık yörüngesi boyunca aşırı mevsimsel değişimler yaşamasına neden olur: Yüksek enlemler uzun süreler boyunca tamamen aydınlıkta ya da karanlıkta kalır ve sadece ekvatora yakın bölgeler gezegenin 17,2 saatlik dönüşüyle bağlantılı bir gece-gündüz döngüsü yaşarlar. Yaz-kış arasında görülen büyük sıcaklık farklılıkları kutuplar arasında güçlü rüzgârlar oluşturur ve bunların diğer hava sistemlerini bastırmasıyla gezegen Voyager 2'nin 1986'daki yakın geçişinde görüldüğü gibi durgun bir hâl alır. İlkbahar ve sonbaharda görülen normal havalar bulutların oluşmasını ve fırtınaların kopmasını sağlar.
Ylldızlar yaşamlarının sonlarına doğru parlaklıklarının muazzam ölçüde arttığı ve iç kısımlarından kaçan radyasyonun yarattığı basıncın yıldızın dış katmanlarını balon gibi şişirdiği bir veya birden fazla kırmızı dev safhasından geçerler. Açığa çıkan yüzey alanın büyümesi parlaklık artışını "geçince" yıldız soğur ve parlaklığının çok daha artmasına rağmen kırmızılaşır.
Kırmızı dev safhası yıldızın çekirdeğindeki yakıt kaynağını (ömrünün ilk safhasında hidrojen, sonra helyum ve daha ağır elementler) tüketmesiyle başlar. Çekirdekten çıkan enerji azalırken, dış katmanlar çekirdeğin etrafındaki ince kabuk kendi nükleer füzyonunu sürdürebilecek kadar ısınıp yoğunlaşana dek çökerler. Hatta bu kabuğun sıcaklığı çekirdek sıcaklığını bile geçerek nükleer füzyonun çok daha hızlı ilerlemesine neden olur ve yıldızın parlaklığını belki bin kat arttırır. Kabukta füzyon başladığında üretilen enerji yıldızın üst katmanlarının artan radyasyonla yeniden dışarı atıldığı sırada bile tepkimeyi sürdürebilir.