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 benizli 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 uyguladiklari 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.

KARA DELiK NEDIR?
Kara delikler, karanlik maddenin düsünülebilecek en karanlik biçimidir. Her ne kadar dogrudan gözlenmeleri olanaksizsa da kara delikleri gözleyebilmek için astronomlarin dolayli yöntemleri vardir. Görülemedikleri için karanlik maddenin mantik yoluyla bulunmus adaylaridir. Bunlar, Albert Einstein tarafindan yaratilmis olan görecelik teorilerinden biri olan genel izafiyet teorisi tarafindan öngörülmüs cisimlerdir. Özel görecelik teorisi uzay ve zamanin yapisini açiklarken genel görecelik teorisi ise uzay, zaman ve kütle çekimini tanimlar. Bu teorilerden birincisi bize, uzay ve zamanin dört boyutlu uzay zamanin degisik görünüsleri oldugunu söyler. Bu nedenle uzayda bir noktanin genellikle bir geçmisi, bir de gelecegi vardir.
Uzay zamanda bir noktaya örnek olarak bir patlamayi gösterebiliriz: Patlama hem uzayda hem de zamanda özel bir noktadir. Herhangi bir gözlemci ya da herhangi bir isik sinyalinin gelecege dogru hareket et-tigi söylenebilir. Eger yeterince uzaga ve yeterince uzun zamana gidebilirse, teorik olarak, bir gözlemci ya da isik sinyali sonunda gelecek zamanda bir baska noktaya ulasabilir. Bu kuralin bir istisnasi kara delik civarinda ortaya çikar. Kara delik civarinda uzay zamanda öyle bir bölge vardir ki, bu bölgedeki olaylardan hiçbir sey -isik bile- kaçamaz. Kara delik bir tuzak yüzeydir. Bu yüzeyden içeri bir kez girerseniz, geriye dönüs yoktur!