2009 GÖK OLAYLARI


26 OCAK 2009 HALKALI GÜNEŞ TUTULMASI

Yandaki şekilden görüldüğü gibi halkalı Güneş tutulması Hint okyanusunu ve Batı Endonezya’yı kat eden kırmızıyla çizilmiş 280 km genişliğindeki tutulma hattından halkalı olarak izlenebilecek.
Bu tutulma, sarı çizgilerle taralı alan içinde kalan Afrika’nın güneyi, Madagaskar, Hindistan, Asya ve Endonezya’nın güney doğusun’dan parçalı tutulma olarak izlenebilecek. Halkalı tutulma Ay’ın gölgesinin Türkiye saati ile 08:06′da Güney Atlantik okyanusuna düşmesiyle başlayacak. Gölge 3 saat 46 dakika süreyle 14500 km yol kat ederek 11:52′de Dünya’yı terk edecek. Tutulmanın hiç bir evresi Türkiye’den izlenemeyecek. Ay’ın gölgesi 09 58′de Hint okyanusu üzerindeyken halkalı tutulmanın 7 dakika 54 saniye ile en uzun sürdüğü an gerçekleşecek. Türkiye’den izlenemeyecek.

9 ŞUBAT 2009 YARIGÖLGELİ AY TUTULMASI

2009′da meydana gelecek dört Ay tutulmasından ilki 9 Şubat günü gerçekleşecek. Tutulmanın tamamı Doğu Asya ve Avustralya’dan havanın açık olduğu yerlerde çıplak gözle izlenebilecek. Türkiye saati ile 14:38′de Dünya’nın yarıgölgesinin içinden geçmeye başlayan Ay’ın hemen hemen tamamı 16:38′de yarıgölgenin içinde kalacak. Tutulma 18:37′de Ay’ın tamamının Dünya’nın yarıgölgesinden çıkmasıyla sona erecek. Yarıgölgeden geçiş sırasında meydana gelen Ay tutulmalarının çıplak gözle farkedilebilmesi için Ay’ın en azından 3′de 2’sinin yarıgölgenin içinde kalması gerekmekte. Türkiye’de Ay kuzey yarısının bir kısmı tutulmuş olarak doğacak, tutulmanın son anları olduğundan Ay’ın da ufka yakın olması tutulmanın çıplak gözle fark edilmesini olanaksız kılacak.


7 TEMMUZ 2009 YARIGÖLGELİ AY TUTULMASI

Gündüz saatlerinde gerçekleşecek bu tutulma Türkiye’den izlenemeyecek. Görüldüğü yerlerde de Ay’ın çok küçük bir parçasının Dünya’nın yarıgölgesinden geçmesi nedeniyle çıplak gözle farkedilmesi olanaksız olacak.



22 TEMMUZ 2009 TAM GÜNEŞ TUTULMASI

Tam Güneş tutulması yandaki şekilden görüldüğü gibi Hindistan, Çin, Japon adaları ve Pasifik okyanusunun güneyini kat eden maviyle çizilmiş 258 km genişliğindeki tutulma hattından tam tutulma olarak izlenebilecek. Bu tutulma, mavi çizgilerle taralı alan içinde kalan Asya’nın doğusu, Endonezya ve Pasifik okyanusun’dan parçalı tutulma olarak izlenebilecek. Tam tutulma Ay’ın gölgesinin Türkiye saati ile 03:53′de Hindistan’da Khambhat körfezine düşmesiyle başlayacak. Gölge 3 saat 28 dakika süreyle 15200 km yol kat ederek 07:18′de Dünya’yı terk edecek. Tutulmanın hiç bir evresi Türkiye’den izlenemeyecek. Ay’ın gölgesi 05:35′de güney Pasifik okyanusu üzerindeyken tam tutulmanın 6 dakika 39 saniye ile en uzun sürdüğü an gerçekleşecek.

6 AĞUSTOS 2009 YARIGÖLGELİ AY TUTULMASI
5 Ağustos’u 6 Ağustos’a bağlayan gece yarıgölgeli Ay tutulması meydana gelecek. Ay, Türkiye saati ile 02:04′de, Dünya’nın yarıgölgesinden geçmeye başlayacak. 03:39′da en büyük parçası yarıgölgenin içinde kalacak, 05:14′de yarıgölgeden çıkacak. Tutulma süresince Ay Türkiye’de gözlenebilir durumda olacak. Yarıgölgeden geçiş sırasında meydana gelen Ay tutulmalarının çıplak gözle farkedilebilmesi için Ay’ın en azından 3′de 2’sinin yarıgölgenin içinde kalması gerekmekte. Bu tutulma sırasında Ay’ın daha küçük bir parçası yarıgölgenin içinde kalacağından, yarıgölgeli tutulmanın çıplak gözle görülmesi olanaksız olacak.
31 ARALIK 2009 PARÇALI AY TUTULMASI
2009 yılının son tutulması parçalı Ay tutulması olacak. Tutulmanın tamamı Türkiye’de havanın açık olduğu her yerden görülecek. Ay, Dünya’nın yarıgölgesine 19:17′de girmeye başlayacak 21:22′de tamamı yarıgölgenin içinde olacak. Bu sırada küçük bir parçasıda Dünya’nın tam gölgesinin içinde kalarak, bakır rengini alacak. Parçalı tutulma 21:52′de bitecek, 23:28′de de Ay yarıgölgeden çıktığında tutulma sona erecek.Ay her dolunayda, Dünyanın Güneşi görmeyen arka yüzünden uzaya uzanan gölgesinin yakınlarından geçer, uygun koşullar oluştuğunda bu gölgenin içine girer, gölgeden geçiş biçimine göre bu sırada ya yarıgölgeli, ya parçalı ya da tam Ay tutulması meydana gelir. 31 Aralık gecesi Ay Dünya’nın yarıgölgesinin içinden geçerken küçük bir parçası da tam gölgenin içinde kalacak.

Devamı...>>

Hubble'den DAY 2009 Etkinliğine Davet


2-5 Nisan tarihleri arasında yapılması planlanan 100 saatlik Astronomi etkinlikleri çerçevesinde Hubble Uzay Teleskopu'nun resmi sitesi hangi gökcisminin izleneceğine ilişkin küçük bir anket yayımlandı. Ankette 6 resim bulunmakta. Bu resimlerden birine oyunuzu verip çekilişe katılabiliyorsunuz. Çekiliş sonucunda gözlenen gökcisimlerinin birinin fotoğrafına sahip olacaksınız. Oyunuzu kullanmak için resme tıklayınız. Oyunuzu 1 Mart tarihine kullanabilirsiniz. Çekiliş sonucuna göre resimler 30 nisan tarihine kadar kişinin mail adresine gönderilecek.
Devamı...>>

Spitzer'den Yeni Bir Sürpriz

Spitzer Uzay Teleskopu, HD 80606 yıldızına ait gezegende oldukça yüksek sıcaklık değişimi gözledi. Bizden 190 ışık yılı uzaklıkta yer alan gezegen bir gaz devi. Yıldızına oldukça yakın seyreden gezegenin dışmerkezliliği 0,927! Gezegenin yörüngesi Dünya-Venüs arası uzaklık ile 0,03 AB aralığında değişiyor.

Bu yeni gözlemler eşliğine Kaliformiya Üniversitesi'ndeki gökbilimciler bilgisayar benzeşmesiyle gezegenin gerçekçi bir görüntüsünü oluşturmaya çalışıyorlar. Spitzer, kızılötesi ölçümle gezegenin sıcaklığının 6 saat içerisinde 530 ile 1230 C(Celcius) derece arasında değiştiğini gözledi.


Yıldızının arkasına dolanmadan (örtülme) hemen önce gezegen yıldızına yakın bir konumdaydı. Bu sırada gezegenin aşırı ısındığı ve yıldızın gezegenin atmosferinin üst kısımlarında madde çaldığı gözlemlendi. Bu olayla ilgili yapılan bilgisayar benzeşmesinde gezegenin her 111 günde bir küresel fırtınaya tutulduğu tespit edildi.

Kaliforniya Üniversitesi Astronomlarından Greg Laughlin, Güneş Sistemi dışındaki bir gezegende ilk kez gerçek zamanlı olarak ani bir hava değişimi ve fırtına gözlemlediklerini belirtti.


Hubble'ın görüntülerinden de yararlanarak gezegen görüntüsünü oluşturmaya çalışna Daniel Kasen ise; "Bu şekilde ısınan gezegen, bir yıldız gibi ışığı yansıtacaktır" diyor.

Gezegenin yıldızının önünden geçişi 14 Şubat 2009 günü gerçekleşecek. Dünyadaki amatör ve profesyonel gökbilimciler yıldızın ışığındaki değişimi görmeye çalışacaklar.


HD 80606b, 2001 yılında Cenevre Üniversitesi Gözlemevi'nde keşfedildi. Ancak 2003 yılında gezegen olarak kabul edildi. En az 3,4 Jüpiter kütleli, dolanım süresi 111,78 gün olan gezegen doppler kayması yöntemiyle keşfedildi.



Spitzer daha önce de Kasım 2007 de gezegenin yıldızının önünden geçişini izlemişti. Şimdi de gezegende yüksek sıcaklık farkını kayda aldı. Bunun gezegenin yıldızın etrafındaki dolanım yörüngesinden kaynaklanabileceği belirtiliyor. Kepler'in 2. yasasına göre gezegenler yıldızlarının etrafında dolanırken eşit zaman dilimlerinde eşit alanlar süpürürler. Bu da gezegenin yıldıza yaklaştıkça hızlandığını ve yıldızdan uzaklaştıkça yavaşladığını gösterir. 6 saat içerisinde bu kadar yüksek sıcaklık farkını astronomlar bu yasaya bağlıyorlar.

Gezegen gaz yüzeyden oluştuğu için sıcaklık farkının oluşması buna bağlı olabilir. Ancak bundan önce hiçbir gezegende bu kadar sıcaklık değişimi gözlenmemişti.




Kaynak:
Spitzer
Astronomy


Devamı...>>

Lulin Kuyruklu Yıldızı Dünya'ya yaklaşıyor

Çıpla gözle bile farkedilebilecek kuyruğu olmayan, parlaklığı 6 kadar olan kuyruklu yıldız Lulin ,ilk kez 2007 de farkedildi.


Devamı...>>

BİR BAKIŞTA YILDIZ ÖZELLİKLERİNİ ANLAMA

     Yıldızlar ile ilgili her bilimsel anlatımda veya verilen her haberde, yıldızın tayf türü verilir, kaç Güneş kütleli olduğu ve sıcaklığıyla ilgili bize bilgi verilir. Peki bu bilgilerin birbiriyle bir ilişkisi var mı? Örneğin Güneş’ten 2 kat büyük bir yıldız denildiğinde benzerleri gibi özelliğe mi sahiptirler. Parlaklıkları nedir…. Bu ve bunun gibi soruların cevabını Gökbilim ile ilgilenenler biliyor da henüz Gökbilim’le yeni tanışmış veya uzun zamandır tanışmış ama bu konuyu merak etmeyenler için dile getirmekte fayda var.
Yazımızı aşağıdaki çizelge üzerine odaklayacağız.


Bu çizelge http://en.wikipedia.org/wiki/Star sayfasından alınmış ve Türkçeleştirilmiştir. Çizelge HertzSprung-Russel çizelgesi olarak adlandırılır.

     Çizelgede alt yatay eksen yıldızın rengini, üst yatay eksen yıldızın tayf tipi (sınıfı) ve sıcaklığını (yüzey sıcaklığı), sol bölme aydınlatma gücünü ve sağ bölme de mutlak parlaklığını göstermektedir. Üst eksendeki tayf kısmında sınıflara ait yıldızların renkleri görülmektedir. Örneğin Güneş G sınıfında ve sarı renktedir. Çizelgeye dikkat edilirse yoğunluğun olduğu bölgeler devler çizgisi ile Ana kol yıldızların olduğu kısımdadır. Bu da bize gördüğümüz kadarıyla evrende bu iki yıldız türünün yoğun olduğunu gösteriyor. Süper Yıldızların sayısı çok daha az. Renklendirme yıldızların renklerine göredir. Buna göre Güneş’in sarı bölgede yeraldığına dikkat ediniz.


     Güneşimiz çizelgede ortada gösterilmiştir. Güneşimizin rengi 0,7-0,8 aralığındadır. Bu da yüzey sıcaklığının 6000 K (Kelvin) dereceye yakın olduğu bir G sınıfı demektir. Zaten Güneş benzeri yıldızların hepsi G sınıfındadırlar.


     Bu çizelgeye bakarak herhangi bir yıldız hakkında bazı bilgiler edinebiliriz. Bilmemiz gereken bu değerleri edindikten sonra çizelgede nerede yeraldıklarını gözlemleyebiliriz. Burada verilebilecek en iyi örnek Alfa Erboğa (Alfa Centauri) yıldız sistemi alınabilir. Alfa Erboğa yıldız sistemi 3 yıldızdan oluşmuştur ve bize 4,3 ışık yılı uzaklıkta yeralırlar. Sistemdeki yıldızlar Alfa Erboğa A, Alfa Erboğa B ve Alfa Erboğa C (Proxima Erboğa) olarak adlandırılmıştır. Alfa Erboğa A yıldızı G tipi ve görünür parlaklığı 4,34. Bu iki değer ile yerini belirlemeye çalışalım. Bu değerlere göre yıldızımızın aydınlatma gücü değeri, 1-10 arasında ancak 1 değerine daha yakın olmalı, rengi ise 1,0 değerine yakındır ki bu da bize sarı bölgeyi gösterir. Zaten G sınıfı yıldızların rengi de çizelgede sarı ile gösterilmiştir. Sıcaklığı da 6000 K ye yakın olmalıdır.


     Alfa Erboğa C’yi ele alalım. Mutlak parlaklığı 15 ve sınıfı M olan yıldızdır. O halde rengi kırmızıya yakın ve sıcaklığı da 3000 K derece dolayında olmalıdır. Bu değerleri sadece çizelgeye bakarak söyleyebiliyoruz. Elbette ki kesin değerler daha fazla bilgi gereklidir. Ama yazımızda bu çizelgeden bakarak yıldızları tanımak olduğundan detaylarına inmeden tanıma yolunu anlattık.
Aşağıdaki çizelgede bir yıldızın tayf sınıfına göre sıcaklık değerleri verilmiştir. Buradan hareketle de bize bir yıldızın sıcaklık değeri verilirse yıldızın hangi sınıfa ait olduğunu buluruz. Örneğin bir yıldız 15 bin K derece sıcaklığında ise tabloya göre bu yıldızın sınıfı B’dir. 3200 K derece ise yıldızın sınıfı M dir.



Devamı...>>

KUTUP IŞIKLARI










     Kutup ışıkları, ya da auroralar, genellikle kutup bölgelerinde görülen bir gece ışımalarıdır. Auroralar, gökyüzündeki doğal ışık görüntüleridir. Genellikle gece görülen kutup ışıkları, çıplak gözle de izlenebilir.


     Kuzey Yarımküre'deki aurora görüntüsüne aurora borealis, Güney Yarımküre’dekine de aurora australis denir. Auroralar, güneşin dünya atmosferi üzerindeki etkilerinin en belirgin şekilde görülebilenidir.

                    ÖZELLİKLERİ
     Çoğu kutup ışığı yüksek kuzey ve güney enlemlerinde görülür. Özellikle yay, bulut ve çizgi şeklinde oluşurlar. Bazıları hareket eder, parlaklaşır ya da aniden yanıp sönerler. Yeşil, auroraların en yaygın rengidir. Ancak çok yükseklerde olan kutup ışıkları kırmızı ya da pembe olabilirler. Çoğu aurora atmosferin 100 ile 1000 km aralığında oluşur. Bazıları atmosfer boyunca binlerce kilometre yatay uzunluğa sahip olabilir.

                    OLUŞUMLARI
     Kutup ışığı görüntüleri, Güneş'ten gelen solar rüzgarlardaki yüklü parçacıkların atmosferle etkileşmesi sonucu oluşur. Bu parçacıkların bazıları dünyanın manyetik alanına kapılır. Bu parçaların çoğu dünyanın manyetik kutuplarına çekilirler. Bu parçacıklar atmosferdeki moleküllerle çarpıştıklarında enerji açığa çıkar. Bu enerjinin bir kısmı da "aurora"lar şeklinde salınır.

                    ZAMANLARI
     Kutup ışıkları sıklıkla 11 yıllık güneş döngüsünün en yoğun zamanında görülür. Bu dönemde, güneş yüzeyindeki koyu lekeler sayıca artar. Güneşteki şiddetli patlamalar güneş lekeleriyle ilgilidir. Solar patlamalardan çıkan elektronlar ve protonlar, dünya atmosferiyle etkileşir. Bu etkileşim oldukça parlak auroralar yaratır. Bu aynı zamanda dünyanın manyetik alanında güçlü dalgalanmalar meydana getirir; (manyetik fırtına). Bu fırtınalar esnasında auroralar kutup bölgelerinden ekvatora doğru kayar.
Kaynak:Vikipedi

Devamı...>>

Hubble'dan Enfes Bir Görüntü Daha...


NASA ve ESA'nın ortak yapımı Hubble Uzay Teleskobu'nun Kasım 2008 tarihinde çektiği gezegenimsi bulutsu NGC 2818. Fotoğraftaki renkler bulutsunun gönderdiği ışınım aralıklarını gösterir. Burada kırmızı azot, yeşil hidrojen ve mavi ise oksijen çizgilerinde salınan ışınımdır.

     Güneş kütlesinde veya biraz daha büyük olan yıldızlar çekirdeklerindeki yakıt bittiği zaman ölmeye başlarlar. Bu durumda yıldızın çekirdeği çöker ve üstündeki tüm zarfını uzaya atar. Evrimlerinin bu aşamasında görülen gök cisimlerine gezegenimsi bulutsu denir. Hubble en son olarak Kasım 2008 tarihinde geniş alan gezegen kamerası ile NGC 2818 gezegenimsi bulutsuyu gözledi ama bu ilginç cismin bulunduğu yer çok ilginçti.

     Bu gezegenimsi bulutsu NGC2818A adı verilen bir açık yıldız kümesi içinde yer alıyordu. Açık kümeler genç olup, üyeleri birbirine çekimsel olarak zayıfça bağlıdır ve genellikle Samanyolu'nun sarmal kollarında bulunurlar. Yüz milyonlarca yıl sonra bunlar dağılırlar. Açık kümelerin içinde bulunan gezegenimsi bulutsu sayısı çok nadirdir ve bugüne kadar 2-3 tane keşfedilmiştir. Nedeni de küme üyeleri genç oldukları için büyük kütleye sahip olanları dahi ölüm döşeğine yatmamışlardır. Bu kadar genç bir kümede gezegenimsi bulutsu evresine gelebilmesi için yıldızın kütlesinin büyük olması gerekir.

     NGC 2818A kümesi bizden 10 000 ışık yılı uzaklıkta ve güney yarımkürede görülen Kumpas takımyıldızındadır. Bu nedenle gözlenen bulutsunun uzaklığını ve yaşını biliyoruz. Kümenin yaşı bir milyar yıl olarak daha önce bulunmuştu. Bu zaman içinde üyelerinden birinin gezegenimsi bulutsu olması için güneş kütlesinin 2.5-3 katı büyüklükte bir yıldız olması gerekmektedir. Biliyoruz ki güneşimiz de meydana geldikten dokuz milyar yıl sonra gezegenimsi bulutsu olacak. Tabii daha önce dev bir yıldız haline geleceğini ve yarıçapını çok büyüterek Dünya'yı da içine alacağını biliyoruz.

     Gezegenimsi bulutsular milyonlarca yıl yavaş yavaş sönükleşirler, çevrelerine attığı gaz yıldızlararası ortama karışır. Geride kalan kalıntı yıldız çekirdeği çok sıcaktır ve milyarlarca yıl süren koma durumundan sonra soğuyarak beyaz cüce olurlar. Bize can veren güneşimizin de beş milyar yıl sonra gezegenimsi bulutsu olacağını kesin kuramsal hesaplar sonucunda biliyoruz.

Devamı...>>

Sefeid Değişken Yıldızlarının Uzaklığını Hesaplamak

     HENRIETTE LEAVIT;1912’de Sefeid’lerin periyotlarının ,gerçek parlaklıklarıyla yakından ilişkili olduğunu ortaya çıkarmış ve böylece yıldızların uzaklıklarının saptanması çalışmalarına önemli bir yöntem kazandırmıştır.
     Bu çalışmadaki amaç:
Hubble Teleskobu ile 1994 yılı ESA/ESO verilerinden yararlanarak 12 Sefeid Değişken Yıldızının uzaklıklarının ortalamasını alarak M100 Galaksisinin uzaklığını hesaplamak, bu bilgilerden yola çıkarak Hubble Sabiti’ni bulmak ve evrenin yaşını hesaplamak.Evrendeki genişleme bütün galaksileri belli bir gözlemciden uzaklaştırmaktadır ve onlar ne kadar uzaktalarsa o kadar hızla uzaklaşmaktadırlar. Bununla ilgili bağıntı v=Ho.D
     Bu bağıntı evrenimizdeki galaksilerin arasındaki mesafeye bağlı olarak birbirlerinden kaçtıklarını ifade etmektedir ,evrenin hangi hızla genişlediğinin bir ölçüsüdür.
     1.ADIM:Sefeid Değişkenleri’nin ışık eğrilerini kullanarak mutlak parlaklık (M) bulunur.
     Mutlak parlaklığı bulabilmek için
Henrietta LEAVITT ’in; M=-2,78 log (P)-1,35 bağıntısı kullanılır.
M=Mutlak parlaklık , P=periyod(saniye) t2-t1=P Periyot hesaplanır..
     2.ADIM:12 yıldız için görünür parklaklık(m);m(min)ve m(max)grafikten bulunur, m ortalama hesaplanır.
     3.ADIM: Pogson bağıntısı kullanılarak;M-m=5+5log(л) л =1/d buradan d parsec (pc) olarak bulunur. Görünür parlaklık 12 yıldız için ayrı ayrı hesaplanır.
     4.ADIM: 12 Sefeid Yıldızı aynı uzaklıkta değildir.
     5.ADIM:Hesaplamalar M100 Galaksisinin uzaklığını verebilir.Samanyolu’nun genişliği
M100 ile aynı değildir. Samanyolu 25Kpc çapındadır (yaklaşık olarak).
     6.ADIM:M100’ün uzaklığı ve 12 yıldızın uzaklığı bulunur. Hubble ölçümü ile M100 için; uzaklık 17,1±1,8 Mpc çıkıyor.
     7.ADIM:Kaçış hızı v=1400km/s (M100 için) Ho = Hubble sabiti bulunur.
Ho = v/d = 1400/16,702


Ho=27,18.10-19 / saniye t= 11,66 .10yıl Evrenin yaşı olarak bulunur.
KAYNAKLAR:
1)Freedman,W.L., Madore,B.F.,Mould,J.R. et al., Nature 371 (1994), 757-762, Distance to Virgo cluster galaxy M100 from Hubble Space Telescope observations of Cepheids.
2)NeşeverBaltacıFizik Öğrt. Ümraniye And.İ.H.L


Devamı...>>

Fraktal Evren














Fraktalar simetriye sahip muhteşem şekillerdir. Üstelik doğada her yerde fraktallara rastlamak mümkündür. İnsan yapımı matruşkalar (iç içe giderek küçülen bebekler) ve çin kutuları (iç içe giderek küçülen kutular) da fraktal şekillerdir.

Fraktallara giden yol polonyalı matemetikçi olan Boneit Mondelbort’un , ''İngiltere kıyıllarının uzunluğu nedir? Bu sorunun yanıtı kullanılan ölçüm aracının uzunluğuna bağlıdır.'' Söylemi ve sonrasında gelen araştırmalarıyla başlamış.
İngiltere kıyı şeridinin uzunluğunu ölçek için bir metrelik bir pergel kullandığımızda kıyı uzunluğu yaklaşık bir sayı olarak bulunacaktır. Çünkü pergel, uzunluğu 1 metreden daha az olan girinti ve çıkıntıları ölçemeyecektir.Yarım metrelik bir pergel kullandığımızda kıyı uzunluğu büyüyecek ama yine sonuçta yaklaşık bir sonuç elde edilecektir.. Bu defa da yarım metreden daha küçük girinti ve çıkıntılar ölçüme katılamayacaktır. Bu ölçüm atom altı ölçeğe kadar devam edecektir.
Mondelbort, kıyı şeridinin uzunluğu sorusunun yanıtı olarak sonsuz karmaşık şekillerdeki kıyı şeridinin uzunluğunun, sonsuz olacağını belirtiyor. Peki o zaman kıyı şeridinin uzunluğunu sormak anlamsız bir soru mudur? Mondelbort'a göre önemli olan kıyı şeridinin uzunluğu değil kıyıyı oluşturan şekildir.Mondelbort, kıyı şeridinin şeklini fraktal olarak tanımlamıştır. Fraktal, parçalanmış ya da kırılmış anlamına gelen latince fractuuss kelimesinden gelmektedir. Fraktalar kesirsel boyutlu şekillerdir. Öklit geometrisindeki üçgen, daire, dörtgen, küp, prizmalar gibi değildirler. Eğer öyle olsaydı üçgenin çevresini ölçerken kullandığımız pergel ister bir metrelik isterse yarım metrelik olsun ölçüm sonucumuz değişmeyecekti.
Fraktallar karmaşık şekillerdir. Fakat bir bölümüne baktığımızda diğer bölümleri hakkında fikir edine biliriz. Çünkü fraktalar ayrıntılarıgösterebilmek için bir çok kez büyütülebilirler. Bu da fraktalların sonsuza kadar kendilerini tekrar eden şekiller olduğu anlamına gelir.
Doğada fraktal geometri örneklerine çokça rastlanır.

İnsan vücudu fraktallardan oluşan organ ve yapılara sahiptir. Akciğerlerimize daha fazla oksijenin girebilmesi için soluk borumuz ikiye daha sonra sürekli küçülen ve kendini tekrar eden kollara ayrılmıştır. Her kolun ucunda üzüm salkımını andıran hava keseleri bulunur.

Kalp atışlarımızda belirgin bir karmaşıklıktan sonra kendini tekrar eder. EKG grafiklerinde bu açıkça görülebilir. Bütün hücrelerimize oksijen ve hayati diğer besinleri taşıyan kan damarlarımız da giderek küçülerek kılcal damar ağı ile tüm vücudumuzu sararlar. Kan hayati bir sıvıdır ve en küçük damlası bile hücreye kadar ulaşmalıdır. Sistem yine olması gerektiği şekilde kendini oluşturmuştur. İnsan beyninin kıvrımları ve beyinden çıkıp omurilikten tüm vücuda yayılan sinir hücreleri çeşitli bağlantılar (sinanps) yaparak tüm vücudu ağ gibi sarar. Amaç dışarıdan gelen sinyalleri daha iyi alabilmek için vücudu daha çok sarmaktır. Daha çok ve çeşitli sinyal ya da uyarı almak sinir hücrelerimiz arasındaki bağlantıları artırır. Bu da insanın çevresini daha iyi algılamasını sağlar. Sinir hücrelerinin sayısı değişmez, ölen sinir hücreleri yenilenmezler bu durum belirli bir düzeni bozmamak içindir. Vücudumuzdaki kas lifleri de fraktal yapıdadır.Ağaçların dallanmasında ve yaprak diziliminde, eğrelti otunun yapraklarının diziminde, brokoli bitkisinde, kaktüslerde, sümüklü böceğin dış iskeletinde, midyenin dış iskeletinde, örümceğin ördüğü ağda, mercan resiflerinde, rüzgarın esintisinde, uzaktan baktığımızda nokta gibi gördüğümüz mikroskop altında muhteşem şekillere sahip kar kristallerinde fraktal yapılara rastlanır.

İnsan yaşamındaki ekonomi, tarih ve psikolojide fraktal seyirler gösterir.‘’ Tarih tekerrürden ibarettir.’’Sözü tarihin kendini tekrarlayan dönemlerden oluştuğunu anlatır niteliktedir. Ülkelerin kuruluş, yükseliş ve çöküşleri, borsanın iniş çıkışları, insan hayatındaki dönemler belirli aralıklarla kendini tekrarlar.
Evrende mükemmel fraktal yapılar vardır, peki evrenin kendisi fraktal olabilir mi?
Maddenin en küçük yapı taşı atoma baktığımızda ortada proton ve nötronlardan oluşan, kendi etrafında dönen bir çekirdek ve etrafında belirli yörüngelerde dolanan elektronlardan oluşmuştur. Protonun ve nötronun yapısını ise, elektron büyüklüğündeki üç parçacık ( kuark ) ve onları bir arada tutan çekim kuvveti sağlayan gluonlar oluşturur. Kuarklar titreşen enerji paketlerinden ibarettir. Sonuçta evren, özünde titreşen enerji denizinden ibaret olacaktır.

Atomlar bir araya gelerek molekülleri, moleküller bir araya gelerek karmaşık yapılı daha komplex organik yapıları onlarda birleşip canlı hücreyi oluştururlar. Hücreler dokuları, dokular, organları, organlar sistemleri ve sistemler canlı organizmayı oluşturur. Organizmalar fraktallardan oluşmuştur da denilebilir.

Büyük fotoğrafa bakacak olursak Dünya kendi etrafında dönerken uydumuz Ay’da hem kendi hem de Dünya etrafında belirli bir yörüngede dolanır. Hidrojen atomunun çekirdeği etrafında dolanan bir tane elektronu vardır. Bu yönüyle iki sistem birbirine çok benzer. Dünya ve Ay’dan oluşan sistem de yıldızımız Güneş etrafında belirli bir yörüngede dolanır. Güneş sisteminde, yıldızımız Güneş kendi etrafında dönerken etrafındaki gezegenlerde hem kendi etraflarında hem de Güneş etrafında dönmeye devam eder. Güneş sisteminde, küçük Güneş sistemleri olmaya aday birçok sistem vardır. Satürn ve uyduları, Jüpiter ve uyduları ve uydusu olan tüm gezegenler büyük ölçekte atom modelleri gibidirler. Jüpiter 63 uydusu ile Güneş sistemi içindeki en büyük sistemdir. Jüpiter gezegeninin kütlesi biraz daha büyük olsaydı bir yıldızımız daha olabilirdi. Biz de çift yıldız sistemde yaşıyor olurduk. Bu durumda fraktal yapı bozuluyor diyebilirsiniz yani iki yıldız ve gezegenler. Bu iki atomun birleşip daha kararlı bir molekül oluşturması gibidir. Sonuçta evrende birçok ikili yıldız sistemleri vardır. Evrende uydusuz gezegenler de vardır fakat temel de evrendeki tüm cisimler dönme hareketinden kaynaklanan yuvarlak ve ya yuvarlağa yakın şekiller oluşturur.

Evrene daha büyük ölçeklerde bakabilmek Hubble teleskobunun uzaya gönderilmesiyle sağlanmıştır. Habble’nın çektiği fotoğraflarda milyonlarca gökadanın varlığı açıkça görülmüştür. Evrene daha geniş açıdan baktığımızda; Güneş sistemimiz, Samanyolu gökadamızın etrafında belli bir yörüngede dolanır. Samanyolu gök adamızın merkezinde büyük bir kara delik olduğu teorisi vardır. Bu çekim gücü etkisiyle yıldız sistemleri, atarcalar, kuyruklu yıldızlar ve evrendeki diğer gök cisimleri gökadamızın etrafında belirli yörüngelerde hareket ederler. Evrende milyarlarca gökada bulunmaktadır. Bizim gökadamız hangi sistemin çekim etkisinde hareket etmektedir? Şimdiye kadar anlattıklarımızdan yola çıkarak gökadamızın da daha büyük bir sistemin çekim etkisinde hareket ettiği sonucunu çıkarmak mümkündür.
Evren en küçük ölçekten en büyük ölçeğe kadar kendini tekrar eden fraktallardan mı oluşmuştur?
Benim düşünceme göre; evrenin dışına çıkıp ona bakmamız mümkün olmadığı için bunu ancak daha küçük ölçekteki yapılarını inceleyerek bulabiliriz. Evrenin uzunluğu nedir? sorunsun cevabı gayet açıktır. Evren bir fraktaldır ve evrenin uzunluğunu ölçmek mümkün değildir. Fraktal sistemler kendi içlerine kapalı sistemler değildirler. Dışarı ile enerli alış verişini daima sürdüren sistemlerdir. Bu enerji alış verişi sistemlerde kaos (karmaşa) oluşturur. Sistem dışarı ile enerji akışının oluşturduğu bozulmalardan özünü korunmak için kendini tekrar etme eğilimindedir. Doğada her şey bir değişim içindedir. Bu değişim etkilerine rağmen karmaşık olan bir çok sistem kendi öz yapısını korumak için bir korunum yasası oluşturmuştur. Korunum yasasının varlığı evrenin oluşumunun tesadüf olmadığı bilgisini gözler önüne serer. O belirli bir denge içerisinde bulunan, kendi kendini sürekli tekrar ederek koruyan canlı, bilinçli bir sistemdir. Evren sonsuza kadar uzanır fakat sonsuzluk sonludur, sonsuzluğun içindeki sonsuzluk, sonsuzluktur.

Cornell üniversitesinden fraktal üzerine çalışmış Homer Smith şu sözü ne kadar önemli: "Fraktalları seviyorsunuz, çünkü onlardan oluşuyorsunuz. Fraktallarsız olamazsınız, çünkü kendiniz olmadan yapamazsınız.
Einstein ile birlikte ‘’Birleşik Alanlar kuramı’’ üzerinde çalışan David Bohm’un ‘’Her şeyin altında yatan, bir düzenin ikinci kademede ortaya çıkış görüntüsünden başka bir şey değildir. Hem aynı zamanda bu düzeni kuran, düzenin kendisidir .’’ sözü ilgi çekicidir.
Ebru Alp
Kaynak:
Marshall, I. & Zohar ,D (2003)Kim Korkar Schrödinger’in Kedisinden. Gelenek Yayınları: İstanbul
Bilgisayarda oluşturulmuş fraktallar

http://www.enchgallery.com/index.htm

http://commons.wikimedia.org/wiki/User:Nevit/Fractals
Doğadan fraktallar
http://www.ecometry.biz/patterns.htm
Sanat ve fraktal
http://www.ecometry.biz/patterns.htm

http://www.metacafe.com/watch/948389/trippy_fractal_video/
http://www.metacafe.com/watch/972008/mandelbrot_fractal_set_zoom_to_e71/





Devamı...>>

Mars'taki Metan Gazının Mars Atmosferine Etkileri

Mars yüzeyi bugün soğuk ve çöl. Daha da kötüsü ince atmosferinden dolayı Güneş'ten gelen mor ötesi ışınım olan suyu da buharlaştırarak azaltmaktadır. Peki geçmişte de böyle miydi? Mars'ta ileride yaşamın şartları oluşabilir mi?

Mars geçmişte şimdikinden daha sıcaktı. Bunu Mars'taki nehir yataklarının izlerinden anlıyoruz. Öyle ki burada akan suyun yapısında mineraller de vardı. Bu suya ne olduğuyla ilgili yoğun araştırmalar yapılmakta.

Mars toprağının altında suyu Anka Kuşu (Phoenix) buldu. Bulunan buzun bir süre sonra eridiği gözlenince bunun su buzu olduğu kanıtlanmış oldu.


İki resim arasındaki farkı bulun... Sağdaki resim ile soldaki resim 4 Mars günü aralığındaki buzun erimesini gösteriyor. SOL bir Mars günüdür. Bu deney Anka Kuşu ile yapılmış ve fotoğraflanmıştır.



























Ancak biz biraz geçmişe gidelim. 2003 yılında Mars atmosferinde metan gazına rastlanması umutları arttırmıştı. Metan dört hidrojenin atomunun bir karbon atomuyla birleşmesiyle oluşan bir gazdır. Dünyada metanı özellikle doğalgazdan tanıyoruz. Metan gazının artışı Dünya'da küresel ısınma sorununa neden olmaktadır. İşte sürpriz de tam burada.

Metan gazı jeolojik veya biyolojik oluşumlar ile ortaya çıkıyor. Mars'taki metan gazının hangi etkiyle oluştuğu ise bilinmiyor.

Dünya'daki örneklerin birine bakarsak, Güney Afrika'da 2-3 km derinlikte bulunan doğal radyoaktivitenin çatlaklarına ulaşan su, hidrojen ve oksijen gazlarına ayrışıyor. Burada yaşayan canlılar (metanojenler*) hidrojeni elektron kaynağı ve karbondioksiti de karbon kaynağı olarak kullanıp enerjilerini sağlarken metan gazını açığa çıkarıyorlar. Buradaki hidrojenin karbon atomuyla birleşmesi metan gazını oluşturur. Benzer süreç Mars'ta da oluşmuş olabilir.

Mars'ta bir süre önce metan bacaları bulunmuştu. Buralardan metan gazı fışkırmaları izleniyordu. Bu konuda NASA Astrobiyoloji Enstitüsü'nden Carl Pilcher şunu söylüyor: "Hayatın olmadığı Mars'ta metan ve karbondioksit çıkışı yeraltından gerçekleşiyor. Bu orada bir reaksiyon olduğunu gösterir. Ama nasıl bir reaksiyon?"
Metan gazının önemi atmosferi kalınlaştırarak gezegenin sıcaklığını arttırmasıdır. Dünya'daki küresel ısınmanın nedenlerinden biri olan metan gazı Mars'ta hayat için umut ışığı olabilir.


Mars'ın kuzeyindeki metan gazı yoğunluğu resimde açıkça görülmekte. Alttaki çizelge ise zamana bağlı olarak gezegendeki metan gazının ne kadar arttığını ve artacağını gösteriyor.




Mars'taki çeşitli bacalardan (geçitlerden) metan gazı püskürmektedir. Bu gaz büyük bir olasılıkla geçnişte buz içerisine hapsolmuştu. Mars'ta özellikle ilkbahar ve yaz aylarında metan gazı çıkışının hızlandığı görülmüştür. Kış aylarında toprağın yüzeyini kapatan buz metan gazı çıkışını engellemektedir. Mars'taki metan gazı hergün NASA'nın kızılötesi teleskoplarıyla izlenmektedir.

Mars'taki metan biyolojik süreçle mi yoksa jeolojik süreçle mi oluştu? Bu konuda ölçmeler ve tartışmalar devam etmekte. Ancak metan gazı miktarının Mars atmosferini değişikliğe uğratacağı ve gezegenin sıcaklığında artışa neden olacağı kesin.

*Metanojen: Oksijensiz ortamlarda üreyen ve metan gazı oluşturan bir bakteri türü.
Kaynak:
http://www.nasa.gov/mission_pages/mars/news/marsmethane.html

Devamı...>>

Galaksi Abell 1835 ve Karanlık Enerji

NASA/ESA ortak yapımı Hubble Uzay Teleskobundaki geniş alan gezegen kamerası (WFPC2) ile kırmızı ötesi ışıkta çekilen 2,5 yay dakikalık alanı görüyorsunuz.
Kütlece yoğun bulutsuda Abell1835 görüntüsü 3,5 milyar ışıkyılı uzaklıkta alınmaktadır. İlk kez SCUBA (Sub-millimetre Common User Bolometer Array) gözlem aleti ile James Clerk Maxwell Teleskopla Hawaii de gözlemledi.
•Hubble sabiti ve elektron yoğunluğunun hesaplanmasında Galaksi Abell 1835 in (z=0,2523) X ışını milimetre dalgaları ve yüksek frekans ölçümleri kullanılmaktadır.Xışınında çok iyi çalışılabilen bulutsuya sahip ,geniş merkezi soğuma akışı vermektedir.ROSAT,PSPC ve HRI dan alınan verilerin kombinasyonu ve görüntüler ile milimetre dalga ölçümleri King modelindeki iyonize hidrojen gaz salınımına uymaktadır ,X ışın verilerinde sıcaklık yaklaşık 10 keV dır, ve üç frekansda 146 ile 280GHz arasındaki ilginç hızı 500+-1000km/s dır.Hubble sabiti 59 km/sMpc dir ve merkezi elektron yoğunluğu Abell1835 için n=5,64 x 10 -2 cm -3 dur ,Kozmoloji sabiti Ωo=1 ve Ωs =0 için geçerlidir.Burada hata Hubble Sabitini X-ışını sıcaklığında belirsizlik değeri almasından kaynaklanabilir.


• ABELL1835 SpektraIR1916 ve ISAAC görüntüleri


Abell1835IR1916(beyaz daire içinde olan)




3000 ışık yılında daha az uzaklıkta ve Samanyolu ile kıyaslanırsa en az on kat daha büyüktür.

İLK CİSİMLER , GÖRÜNTÜLER , KOZMOLOJİ PARAMETRELERİ
•Evren genişleyecek mi yoksa büzülecek mi?
•Evrende egzotik karanlık madde mi hakim?
•Evrenin şekli nedir?
•İlk galaksiler evrenin neresinde ve ne zaman oluştu?
•Evrenin genişlemesi ivme azalmasına rağmen hızlanıyor mu?
•Ve daha fazla sorular…

Evrenin ilk dönem görüntüleri
İyonize gazlardan alınan CMB ışıkları ile, evrenin oluşum yapısı hakkında WMAP yaklaşımı daha sağlıklı sonuçlara ulaşılmaktadır.

•Kozmik Mikrodalga radyasyonu arka zeminde olmak üzere WMAP de Big Bang ardından kalan ısı radyasyonu görüntülenir.
Evrenin Parametreleri
•WMAP hangi kozmolojik parametreleri ölçer ve ve evren hakkında nasıl bilgi verir?
Evrenin Oluşum Yapısı
•Evrendeki galaksi ve diğer yapıların oluşum süreci WMAP ın sunduğu ışıklardır

OPTİK VE X-IŞIN GÖRÜNTÜLERİ MİKRODALGADA EVRENİN İLK DÖNEMLERİ

•Kozmik Mikrodalga Arkafon (CMB) radyasyonu, radyan ısının Big Bang dan kalıntı olduğunu ve uzayın her tarafına aynı sıcaklığın yayıldığını gösterir.(1986 –Arno Perzia ve Robert Wilson)
•1992 NASA nın Kozmik Arkafon Patlama(COBE) uyduları ile kozmik mikrodalga arkafonunda küçük değişimler veya anistropi gözlendi,örneğin uzayın bir bölümünde sıcaklık 2,7251 derece Kelvin iken bir diğer tarafında sıcaklık 2,7249 derece Kelvin olmasını maddenin yoğunluğuna bağlandı,COBE un araştırması uzayda 7 derecelik açısal çözünürlükle yapıldı bu Ay’ ın görünen boyutundan 14 kez büyüktür .
•2001 de Wilkonson Mikrodalga Anistropi Araştırması(WMAP) ;CMB radyasyonundan daha ayrıntılı sıcaklık değişim haritası ve COBE den daha hassas yüksek çözünürlükte olarak gerçekleşti
•Böylelikle evrenle ilgili yeni kozmoloji soruları, yanıtlanmak üzere ortaya çıktı.
WMAP ne kaydediyor?
•Evren genişledikçe sıcaklık 2967 derece Kelvin ‘e düşer,elektron ve proton yeniden bağlanarak nötr hidrojeni meydana getirir.



• Hidrojen arkafondaki kozmik radyasyon için tamamen saydamdır,evren bu sıcaklığa ulaştıktan sonra radyasyonun serbest olarak yayılması gerçekleşir.
• Mikrodalga arkafon radyasyon görüntüsü bulutlu gökyüzüne benzer.
• Optik ışığı su damlaları dağıtır,serbest elektronlar da kozmik arkafon radyasyonundaki fotonları dağıtır.
• Su buharı,optik ışık için ne kadar saydamsa ;nötr hidrojen de kozmik radyasyon için saydamdır,bulutlu havada su damlaları görüşümüzü kapatır.
• WMAP gözlemlerinde serbest elektronlar kozmik mikrodalga arkafon radyasyonunu dağıtır,bu bulut yüzeye ,”son saçılma yüzeyi “denir,son saçılma yüzeyini etkileyen başka bir olay gözlenmişse örneğin daha çok parlak veya sönük olması gibi,salınan ışığın tüm evreni geçişinden dolayı o gün yüzeyde etkilendiği olay kalır.
• Bing Bang den 13,5 milyar yıl sonra bugün;Kozmik Mikrodalga Arkafonu Radyasyonu Son Saçılma ise, bulutlu günde bulutlar arasından gelen ışıktır.
• Biz sadece ışığın saçıldığı bulutların yüzeyini görürüz.
Kozmik arkafon radyasyon gözlemleri Big Bang den sadece 380 000 yıl sonraki evreye ait fiziksel durumları araştırır.
MİKRODALGA ARKAFON AKI SPEKRUMU
WMAP Ölçümleri ve CMB Radyasyonu 0.62 < Ωdark < dark="ρdark/ρcritical," onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjK_s-soK4IpwueyIEBb41m5TzeuqLOdOHT-kLhhfai4J_CTvJC3EMj69bjXHwQHdNkANbb7FOv_GWdBChlCta1Jwijk-Xg7b0XL4Kt7hPB4binBnKon8CZXsMBQo0pYYdoRIWoLmCjxfM/s1600-h/untitled14.jpg">
•Tüm gökyüzü CMB radyasyon sıcaklığını WMAP ölçerken, tam değil de yaklaşık olarak ,düzgün olmayan bir parlama , değişimler ve ışık akısını alır.Mikrodalga arkafon sıcaklık değişimini etkileyen çok sayıda olaylar vardır,yoğunlukta değişim veya gazların hızlarının değişimi son saçılma yüzeyinde(ses dalgaları gibi),gravitasyonal potansiyel altında fotonun yörünge değişimlerinde olduğu gibi son saçılma yüzeyi evrenin gravitasyonal potansiyelindeki değişimle etkilenir ,böylelikle çok fazla fiziksel etki vardır,mikrodalga arkafon radyasyonu araştırılırken evrenin ilk dönemleri hakkında bilgi alabileceğiz.
•Sıcaklık değişimi “açısal spektrum değişimi” veya genlik veya sıcaklık değişiminin direnci açısal boyutta(küre şeklinde temsil edilir)
•Kozmologlar bu karmaşık durumu daha sade şekilde grafikle açıklarlar,grafikteki çıkıntılar değişik miktardaki enerjinin(sıcaklığın) fiziksel süreçlerin etkisinde çeşitli açılardaki değişimleridir,bu fiziksel süreçlerde kozmolojinin temel parametreleridir.

Karanlık Madde
•Grafiğin sol tarafındaki geniş kısım,sıcaklık değişiminin ana kaynağıdır, bunun nedeni son saçılmanın çekim kuvveti altındaki varyasyondan kaynaklanır.Fotonlar gravitasyon potansiyel etkisinden kurtulurken enerji kaybederler ve bu durumda bize kadar ulaşan radyasyonun ortalamasından daha soluk ve soğuk olarak görünmesine sebep olur.
•Böylelikle evren dominant olan karanlık madde şeklinde görülür, karanlık madde yoğunluğu incelendiğinde gravitasyon potansiyelindeki varyasyonlar ortaya çıkar.
•Bu durum açıkca belli değildir(evrenin ilk evreleri için hangi mekanizmalar neden oluyor),fakat bir çok kozmologlara göre; karanlık madde/gravitasyonel varyasyon , Big Bang den sonra bir saniyenin küçük oranı olarak evrenin “INFLATION” şişkinliği dönemi sonucu olarak kabul ediliyor.
•COBE uyduları bu değişimleri açısal skala halinde ilk kez 1992 yılında tespit etti
Wilkonson Kısadalga Anistropi Metodu(WMAP)
•WMAP ile evrenin ilk dönemi için bilinmeyen durumlarını açığa çıkaran tüm uzayın kozmik kısadalga arkafon radyasyonu özellikleri ölçülmektedir.
•Evrenin doğuşunden yaklaşık 380 000 yıl sonrası için mikrodalga radyasyonu açığa çıkmıştır.
•Zıt yönlerdeki sıcaklık farkı(anistropi) ölçümü ile WMAP resimleri ortaya çıktı.
•Bu resimler evrenin temel yapısı hakkında bilgi vermektedir.

WMAP de Görünen Değişimler
•Deneysel gözlemlerin bilgisayarda simulasyonunu gösteren şekiller.
•WMAP la gözlenenler ;COBE haritasında görünür bölgeden daha fazladır. Açısal çözünürlükle bilim insanları daha fazla bilgi almaktadır

EVRENİN İÇERDİKLERİ
•WMAP göre;%4 atom yıldız ve gezegenlerin oluşumu için,
•%22 karanlık madde ;bu atomdan farklıdır,ne ışık salar ne de ışık yutar,sadece çekim kuvveti ile ters olarak olarak tespit edilir.
•%74 karanlık enerji;antigravity(zıtçekim kuvveti) olarak davranır,karanlık madde den ayırt edilebilmektedir ,evrenin genişlemesinde ki ivmelenmenin sebebidir.
BİG-BANG VE İLK EVRELER
•Big Bang teorisine göre;evren ilk döneminde sıcak ve yoğun sıvıdır.
•Big Bang den sonra ilk 3000 ve 80 000 yıl içinde sıcaklık 2967 derece Kelvin de çoğu iyonlaşmış hidrojendir. Hidrojen atomunun elektronu enerji kazandığı için protondan uzaktır,böylece uzay, enerji kazanmış elektronlar ve protonlardan oluşur.
•Bu sıcak gaz foton adı altından yayılan ,saçılan ışıktır ki ;işte bu Kozmik Mikrodalga Arkafon Radyasyondur.
•İyonize gaz ne kadar uzun kalırsa o kadar kuvvetli parçacık çarpışmaları ile foton,elektron ve proton sıkı bağı olur ve bir tek sıvı gibi davranır.
•Bu tek sıvının davranışı ses dalgalarının gaz içinde hareketine karışır,
•Isınan gazın ses dalgalarındaki rolünü evrenin ilk evrelerindeki fiziksel yapısını açıklamak için araştırılması gerekiyor ki;CMB Radyasyonu ses dalgalarının fosil kayıtlarıdır.

WMAP de POLARİZASYON
Mavi olan noktalar soğuk, kırmızı ise ılık, beyaz çubuklar ploarizasyonu göstermektedir. Evrenin ilk saniyesinin trilyonuncu zamanı hakkında bilgi veriyor.(ilk yıldızların oluşumu ve diğer olaylar hakkında yeni ipuçları)

Karanlık madde ve karanlık olmayan madde
•Uzayda gök cisimleri için bazı bölgelerde ölçülebilen hız varsa yeterince kütle var demektir,böylelikle cisimlerin kaçmaması için çekim kuvveti vardır.
•Benzer hız ölçümleri geniş ölçekte yapıldığında;parlaklıkdan daha fazla miktarda kütle olduğu anlaşır.
•Böylelikle evrende karanlık madde vardır.
•Karanlık madde evrenin oluşumu ve yapısı hakkında önemli sonuçlar verir.
•Genel rölativitiye göre;evren AÇIK, DÜZ veya KAPALI dır.
•Evrendeki toplam kütle ve enerji bu üç ihtimale göre araştırılır.
•Eğer evren AÇIK ise; toplam kütle ve enerji yoğunluğu (omega)düşüktür, omega birim değerden küçüktür.
•Eğer evren KAPALI ise;omega birim değerden büyüktür.
•Eğer evren DÜZ ise;omega birim değere eşittir.
Karanlık madde iki kategoriye ayrılıyor: 1)Baryonik ve 2) Baryonik olmayan
İkinci kategori de kendi içinde kütlesine ve hızına bağlı olarak ikiye ayrılıyor: I)Soğuk karanlık madde (çokaz basınçla yavaş hızdadır)
II)Sıcak karanlık madde(hızlı hareket ediyor)

Karanlık madde


Karanlık olmayan madde


Evrenin Geometrisini Ölçmek
•Mikrodalga arkafon değişimi için belirgin açısal ölçekleme, son saçılma yüzeyindeki ses hızı ufku açısına bağlı olarak alınır.
•Bu mesafe evrenin geometrisini ölçek için bir cetvel olarak kullanılır.
•Düz evrende bu ölçek kabaca 1 derece dir, bizim sıcaklık değişim spektrumunda I=180 olur.
•Eğer evren düz ise; protonlar durmadan hızla dağıtan yörüngede hareket ederler, uzayda negatif eğri çizerler şekildeki gibi.
•Bu etki nedeni ile bir cisim fiziksel boyutlarından daha küçük olarak görünür.
Böylelikle, eğer evren düz(açık) olsaydı;değişim spekrumundaki ilk çıkıntılarında küçük açılara kayması gerekirdi


Grafiğin Açıklanması
•Sağ tarafta küçük açılara doğru gidildikçe ses dalgalarının iyonize hidrojen gazı içinden geçişini gösterir.
•Her bölge için proton ve elektron yoğunluğu ortalamanın üzerinde olması (ses dalgalarının sıkıştığı bölge)daha önce belirtildiği gibi fotonlar, elektronlar ve protonların son saçılma yakınından önce tek bir sıvıya benzer gibi davranışından veya foton yoğunluğunun yüksek olmasından kaynaklanabilir.
•Son saçılma zamanı radyasyondaki hidrojen gazı donacaktır çünkü gazın dalgaları destekleyecek kapasitesi olmaz (basıncın veya katılaşmanın önemli kaynağını fotonlar sağlamaktadır),bu bölge bize ortalamadan daha parlak ve sıcak gözükür.
•Çoğu kozmologlar inanıyorlar ki; Big Bang den hemen kısa süre sonra(belki şişme döneminde) gravitasyonel değişimlerin sebebi, ses dalgalarının hidrojen gazını tetiklemesi sonucudur.
•Bu dalgalar donmadan önce 300 000 yıl yaşarlar, limit mesafede hareket eder veya belirli sayıda osilasyon yaparlar.
•Bu mesafeye ses hızı ufku denir,evrenin ilk evresi için temel uzaklık ölçüsüdür.
•İlk ve geniş çıkıntı ses dalgalarının sıkışma ve donma başlangıcını gösterir, bunlar çok düşük frekanstadır.
•Yüksek frekansta ki dalgalar ise, belirgin çıkıntıların olduğu yerlerdir ki bunlarda seyrekleşen dönemle sıkışmanın son saçılmadan geldiğini gösterir.
•Diğer çıkıntıların yükseklikleri ise son saçılmada gazın özelliğine ve içerdiğine bağlı olarak değişir.

Madde İçerik Hesaplanması
•Kozmik arkafon radyasyon deneyleri son saçılma yüzeyindeki gravitasyonel değişimlerden etkilenmektedir. Fotonlar gravitasyon potansiyel kuyularına enerji kazanmak üzere düşerler,bu enerjiyi potansiyel kuyularını tırmanırken kaybederler.Eğer evren düz ve tamamen maddeden ibaret ise,bu iki olay kesinlikle ihmal edilir, madde foton yörüngesi boyunca gravitasyonel etki altında kalmaz.
•Eğer kozmolojik sabit ve gravitasyonel potansiyel kuyularının derinliği zamanla değişiyorsa; foton derin potansiyel kuyuya düşer ve oldukça sığ kuyudan tırmanır. Foton yörüngesi boyunca enerji artışı olur.
•Daha yoğunluğu fazla bölgede(potansiyel yokuşu üreten) dolaşan diğer foton ise yokuşu çıkarken enerji kaybeder.
•Bu nedenle geniş açısal ölçeklerde kozmolojik sabitin eklenti değişimine gerek var.
•Geniş açısal ölçekle; gravitasyonal potansiyelin düşük kırmızıya kaymada hassas değişimleri ölçülür.

Madde Enerji Yoğunluğu
•Yüksek kırmızıya kaymada(z=500-1300) benzer etki görülmektedir. Foton ve nötrino birlikteliği toplam enerji yoğunluğunu gösterir.Bu birliktelik nedeniyle gravitasyon potansiyelinde periyoda bağlı değişmeler olur,z=500 için açısal ölçekte yaklaşık 2 dereceye karşı gelir.
•Foton enerji yoğunluğunun madde yoğunluğuna oranında önemli rolü bu sınırlardaki radyasyon ve yüksek genlikteki sıcaklık değişimi alır.
•FIRAS foton enerji yoğunluğu spektrum ölçümlerini yaptığı sürece;açısal ölçekte madde enerji yoğunluğunu tespit etmek için genlikte değişim hesaplamaları yapılmaktadır..

KAYNAKLAR:
Serkan CABİ,MIT Center for Theorical Physics,http://www.mit.edu/people/cabi , physics web /PHYSİCS WORLD
May- 2004 sayfalarına ulaşmamda yardımcı oldu.
1)Robert R Caldwell is in the Department of Physics and Astronomy, Dartmouth College, 6127 Wilder Laboratory, Hanover, NH 03755-3528, US,
2) R R Caldwell and P J Steinhardt 2000 Quintessence Physics World November pp31-37
3)R P Kirshner 2000 The Extravagant Universe: Exploding Stars, Dark Energy, and the Accelerating Cosmos (Princeton University Press)
4)R A Knop et al. (The Supernova Cosmology Project) 2004 New constraints on Ωm, ΩΛ, and w from an independent set of eleven high-redshift supernovae observed with HST Astrophys. J. at press (arXiv.org/abs/astro-ph/0309368)
5)A G Riess et al. 2004 (The High-z Supernova Search Team) Type 1a supernova discoveries at z > 1 from the Hubble Space Telescope: evidence for past deceleration and constraints on dark energy evolution Astrophys. J at press (see arXiv.org/abs/astro-ph/0402512)
6)S Boughn and R Crittenden 2004 A correlation between the cosmic microwave background and large-scale structure in the universe Nature 427 45
7)P Fosalba et al. 2003 Detection of the ISW and SZ effects from the CMB-galaxy correlation Astrophys. J. 597 L89
8)M R Nolta et al. (WMAP Collaboration) 2004 First year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: dark energy induced correlation with radio sources Astrophys. J. at press . (arXiv.org/abs/astro-ph/0305097)
9)R Scranton et al. (SDSS Collaboration) 2003 Physical evidence for dark energy arXiv.org/abs/astro-ph/0307335
10)A Cooray et al. 2004 Growth rate of large-scale structure as a powerful probe of dark energy Phys. Rev. D 69 027301
11)Z Haiman et al. 2000 Constraints on quintessence from future galaxy cluster surveys Astrophys. J. 553 545
12)J Weller et al. 2002 Constraining dark energy with Sunyaev-Zel'dovich cluster surveys Phys. Rev. Lett. 88 231301



Devamı...>>

Kedi Gözü Bulutsusunun Uzaklığını Hesaplamak


Kedi Gözü Bulutsusu (NGC 6543) nın analizleri Bulutsu’nın farklı yıllardaki görüntüleri ile yapıldı.18 Eylül 1994 – 17 Ağustos 1997 yıllarında Hubble Teleskobu ile ESA/ESO dan alınan Reed et al 1999 tarafından bilgisayar programı ile her iki tarihdeki; gözle fark edilemeyecek görüntüleri birbirinden çıkararak kalan fark görüntüdeki E25 elipsi üzerinde ölçüme odaklanarak, BÜYÜTME veRADYAL UYGUNLUK Metodu kullanarak Bulutsu’nın uzaklığını ve kinematik yaşını hesaplamak.

1 -Açısal yer değiştirmesini(d); Bulutsu'nun E25 elipsinin yıldıza olan en küçük eksen uzaklığını milimetrik grafik kağıdı üzerinde ölçerek ,çevirme faktörü ile arcsaniye birimi olarak alınır.
2-Zaman (periyot) t için;gözlem tarihleri 18 Eylül 1994 – 17 Ağustos 1997 geçen süre saniye olarak hesaplanır.
3-Açısal hız(ω) ;açısal yerdeğiştimenin(d) zamana oranı olarak belirlenir.
4-Uzaklık için çizgisel hızın(doppler kaçış hızı Vt=16,4km/s olarak alınır),açısal hıza oranı veren bağıntı elde edilir.D=Vt / ω
5-Büyütme Metodu ile;Reed et al.,1999 tarafından 1994 ve 1997 yıllarında alınan bulutsu görüntülerinin 10000 ile 10050 kadar büyütülmüş dokuz görüntüsünden yaralanarak E25 elipsin görünmez olduğu iki görüntü arasındaki büyütme faktörünün ortalaması(F) alınır ve buradan ω=(F-1)d/t açısal hızı hesaplanır.
6- Radyan Uygunluk Metodu ile ;Reed et al.,1999 tarafından bulutsunun merkezinden geçen radyal çizgilerinin E25 elipsini üst ve alttan kesen noktalar, açısal hız ω değerlerini miliarcsaniye/yıl olarak alınır sonra gerekli çevirme faktörleri kullanarak radyan /saniye ‘ye çevirilir; böylece Bulutsu‘nın uzaklığı D=Vt /ω yine çevirme faktörleri ile parsek birimi ile hesaplanır.
7- Bulutsunun Kinematik Yaşı (T) T=d/ω bağıntısı kullanılarak her iki metod “büyütme “ ve “radyal uygunluk” ile bulunan açısal hız ω değerlerine göre yıl birimi ile hesaplanır ve daha önce bulunan sayısal değerlerle karşılaştırılır, hata farkları ve nedenleri belirlenir..
Büyütme Yöntemi ile;. D=3.01 x 10*16 km = 977 pc T= 114.10*6 yıl
Radyal Uygunluk metodu ile; D=922,85 pc T = 112.10 *
6 yıl


KAYNAKLAR
Reed, Darren S.; Balick, Bruce; Hajian, Arsen R.; Klayton, Tracy L.; Giovanardi, Stefano; Casertano, Stefano; Panagia, Nino; Terzian, Yervant, 1999, Astronomical Journal, 118, 2430 - 2441:
Hubble Space Telescope Measurements of the Expansion of NGC 6543: Parallax Distance and Nebular Evolution- PDF FILE (ADS - 3.0MB) - PDF FILE (LOCAL - 3.0 MB).
Miranda, L. F.; Solf, J., 1992, Astronomy and Astrophysics, 260, 397,
Long-slit spectroscopy of the planetary nebula NGC 6543 - Collimated bipolar ejections from a precessing central source?- PDF FILE (ADS - 1.5 MB) - PDF FILE (LOCAL - 1.5 MB).
Baltacı,N;Fizik Öğrt,Astronomi Proje Danışmanı-Ankara Üniversitesi Fen Fakültesi



Devamı...>>

Troyalı Göktaşları

Troyalı göktaşları, Jüpiter'in Güneş çevresindeki yörüngesini paylaşan çok sayıda göktaşına verilen addır. Jüpiter merkezli bir koordinat sisteminde Jüpiter'in yörüngesinde gezegenin 60° önünde ve arkasında yer alan Lagrange noktaları L4 ve L5'te yer alırlar. Bu noktalar kararlı bir dengeye sahiptirler, bu noktalara konulan cisimler sonsuza kadar burada kalabilirler. 'Troyalılar' olarak anılmaları, isimlerini Troya Savaşı karakterlerinden almalarından ileri gelir.
'Troyalı' terimi bazen diğer gezegenlerle benzer bir duruma sahip olan başka gök cisimleri için de kullanılır, bunlara Mars Troyalıları ve Neptün Troyalıları örnek gösterilebilir. 'Troyalı gezegenler' terimi de birbirleri ve yıldızları ile benzer bir yörüngesel ilişkiye sahip teorik gezegenler için kullanılır. Ancak, 'Troyalı göktaşları' deyimi tek başına sadece Jüpiter Troyalıları'nı ifade eder.


Kaynak:Vikipedi



Devamı...>>

V838 Mon Yıldızı

www.earth.google.com/gallery/index.html

Işık yankısı nedir? Bu sorunun yanıtı, V838 Mon yıldızının patlaması ile öğrenilir.

Buradaki görüntüler ise Hubble Uzay Teleskobu tarafından alınmaktadır ,yıldızda bulunan farklı hallerdeki toz materyallerinin yansıttığı ışıktan gelmektedir, patlama animasyon olarak verilmektedir.

Bunu izlemek icin Gökyüzü Google Earth 4.2 programını bilgisayarınıza indirip kurmanız gerekmektedir.

Uzayin derinliklerinde seyir ve inceleme yapmak için mükemmel bir yardımcı program..

Devamı...>>

Gökyüzünde Ne Yıldızlar Var...

Evrende bize yakın mı uzak mı bilemediğimiz gizemli bir ışık kaynağı kendini gösterdi ve daha sonra yok oldu. bunun ilginçliği nerede diye sorabilirsiniz. Çünkü biliyoruz ki çok farklı türden değişen yıldızla dolu gökyüzü. Neden en azından yılda 10-15 tane keşfedilen süpernovalardan biri olmasın. Bu tür yıldızların çoğu parladığı zaman görülür daha sonra iyice sönükleşirler ve görünmez olurlar. Ama bu tesadüfen görüntülenen gökcismi bunların hepsinden farklıydı.


İlk kez 2006 yılında NASA'nın Hubble Uzay Teleskobu ile saptandı. Yukarıda değindiğimiz arklı yıldız türlerinden tamamen farklı yeni bir sınıfın ilk temsilcisiydi. Araştırmacılara göre daha önce böyle bir cisim hiç gözlenmemişti. Gökbilimciler nova veya supernova gibi çeşitli yıldız patlamalarından çok şiddetli ışık parlamaları gözlemeleri yaparlar ama Hubble'ın 21 Şubat günü keşfettiği kozmik parlama bunlardan farklıydı. İlk 100 günde ışığı yavaş yavaş arttı ve sonraki 100 günde de yavaş yavaş söndü ve ortadan yok oldu. Parlaklığındaki bu artma ve azalma patlama gösteren yıldızların bir anlamda kimlik bilgisidir ama bu şekilde parlayan ve sönen hiçbir gökcismi bugüne dek gözlenmemişti. Süpernovaların en parlak duruma gelmeleri 70 günden daha fazla olamaz ve çekimsel mercek olaylarının parlama süreleri süpernovalardan da kısadır. Bu nedenle olayın basit bir açıklaması bulunmamaktadır.


Bu iki fotoğraf Hubble Uzay Teleskobu ile çekildi. Ekim 2005 ile Ocak 2006 tarihleri arasında bir şey gözükmüyor, ilk kez 21 Şubat 2006 tarihinde parlamaya başlıyor. 21 Mayıs 2006 tarihinde açekilen ikinci fotoğrafta gökcisminin ne kadar parladığı görülüyor. Parlamanın kaynağı henüz bulunmuş değil.

Bu tuhaf Hubble gözlemini yapan Lawrance Berkeley Ulusal Labaratuarında (LBNL) çalışan Kyle Barbary "ona benzer kiçbirşey görmedik" diyor. Katalog adı SCP 06F6 olan bu cisimden alınan tayfta da belirgin olarak elementlere ilişkin çizgi görülmedi, belki çok kırmızıya kaymış molekül karbonun soğurma çizgileri olabilir diye bir tahmin yürütülebilir. Bu kırmızıya kayma doğru ise o zaman cismin 1 milyar ışık yılı uzakta olması gerekir. Tayf gökbilimcilerin en büyük silahıdır, eğer bir cisim tayfını alırlarsa onun bir yıldıza mı, gökadaya mı, kuazara mı olduğu hemen bilinir fakat bu cismin tayfı da belrgin bir parmak izi bırakmamıştı. Daha önce aynı bölgenin gözlemleri ve çeşitli gök katalogları incelendi ve geçmişte de o cismin görülmediği anlaşıldı.

Bu cisim LBNL'in "Süpernova Kozmolji" projesi çerçevesinde süpernova ararken tesadüfen keşfedildi. Bu proje çerçevesinde Hubble Çoban takımyıldızında 8 milyon ışık yılı uzaklıkta bir gökada kümesini gözlüyordu. Fakat bu tuhaf cisim Samanyolu'nun halesinde de olabilir veya sözkonusu gökada kümesinde de. Araştırmacılar bu gökcismi için şimdi sadece bazı tahminlerde bulunmaya çalışıyorlar, örneğin karbonca zengin bir yıldızın çekirdeğinin çökmesi dolayısıyla patlaması, bir beyaz cüce yıldızla asteroidin veya kara deliğin çarpışması gibi. Fakat bu modellerin hiçbiri bu gözlenen cismi açıklayamaz diye de devam ediyorlar. Benzer bir cisim gözleyinceye kadar bu olay gizemini koruyacağa benziyor. Halbuki bizim UFO'culara sorsalar bu olsa olsa yaklaşan bir uçan daire olabilir, sonra da vazgeçip geri dönmüşlerdir !!!.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2009/04/full/

Devamı...>>