Evren Ve Dünya

**x_m.e.e** · 16-09-2008, 18:10

Barisfer

Dünya'nın derinliklerinde ağır madenlerden meydana gelmiş bir tabakadır. Buna "ağırküre" de denir. Üstünde litosfer (yerkabuğu) vardır. Altında ise Dünya'nın çekirdeği bulunur. Barisferi meydana getiren madenler demirle nikel karışımıdır. Bu tabakanın her santimetrekaresi binlerce tonluk basınç altındadır. Sıcaklığı da binlerce derecedir.

**x_m.e.e** · 16-09-2008, 18:11

En Yakın Yıldızlar

Güneş sıradan bir yıldızdır. Kütle ve ışıma gücü bakımından ortalamanın biraz üzerinde olmakla birlikte parlak büyük kütleli yıldızların yanında biraz soluk benizli kalır. Bazı yıldızların kütlesi Güneş'in kütlesinin birkaç katı bazılarınınki ise 100 katı olabilir ama yakınımızdaki yıldızların tipik kütlesi Güneş'in kütlesinin üçte biri civarındadır. Yıldızlar kimi zaman çiftler halinde bulunur. Bu durumda yıldızların yörünge hareketlerini birbirlerine uyguladıkları karşılıklı kütle çekim kuvvetleri belirler. Bu karşılıklı dans astronomlara çift yıldızların kütlelerini doğrudan ölçme olanağı sağlar.

Tek başına bulunan yıldızların kütleleri ışıma güçleri ve renkleri gözlenerek dolaylı bir yoldan ölçülür. Bir yıldızın ışıma gücü kütlesine çok duyarlı bir biçimde bağlıdır: kütle ikiye katlandığında ışıma gücü 10 kat artar. Yıldızın ışıma gücü arttıkça sıcaklığı da artar. Yıldız hemen hemen mükemmel bir fırına ya da kara cisme benzer. Kara cismin sıcaklığı arttıkça yaydığı karakteristik ışınımın dalgaboyu kısalır sıcaklık azaldıkça dalgaboyu uzar. Bu nedenle sıcak kara cisimler mavi soğuk kara cisimler ise kırmızı renklidir. Genelde yaydığı ışınımın dalgaboyu kara cismin sıcaklığının bir ölçüsüdür. Astronomlar bir yıldızın sıcaklığını renginden ya da başka bir deyişle ışığının tayfını elde ederek ölçerler. Yıldızlar bir dereceye kadar ideal ışınım yayıcılar olduklarından yıldızın büyüklüğünü rengine ve ışıma gücüne bakarak anlayabiliriz: ışıma gücü yüksek sıcak ve mavi olanlar dev; sönük serin ve kırmızı olanlar cücedir.

Yakın yıldızlar arasında her renkten ve parlaklık sınıfından örnekler vardır. Yıldızlar hakkında bildiklerimizin çoğunu bu yakın yıldızları inceleyerek elde ederiz. Yakın yıldızlar göreceli olarak parlak olduklarından astronomlar bunların kimyasal yapıları ve hatta kimi zaman büyüklükleri ve kütleleri konusunda ayrıntılı bilgiler elde edebilirler. Yakın yıldızlar derken Güneşimize ek olarak birkaç yüz başka yıldızdan söz ediyoruz. Bu yıldızlardan bazıları boyut olarak Güneş'ten birkaç bin kat büyük kırmızı dev yıldızlar diğerleri gene boyut olarak Güneş'ten birkaç bin kat küçük beyaz cücelerdir. Tüm bu yıldızların kütleleri Güneş'in kütlesine yakındır. Bu yıldızların çoğunluğu ise ne dev ne de cücedir. Büyük ölçüde şişmiş ya da büzülmüş yıldızlar Güneş'le karşılaştırıldığında büyük bir olasılıkla evrimlerinin ileri aşamalarında olan yıldızlardır.

Buradan bir model çıkıyor: yıldızların yüzey sıcaklığına karşı ışıma güçlerinin çizildiği diyagramda yıldızların çoğunluğu ana kol adı verilen düz bir çizgi üzerinde yer alırlar. Bu diyagram astronomlar için öylesine önemli ve vazgeçilmezdir ki özel bir adı bile vardır: Ejnar Hertzsprung ve Henry Norris RusselFin adlarına izafeten bu diyagrama Hertzsprung-Russell diyagramı adı verilir. Ana kol üzerinde yıldızların ışıma güçleri arttıkça sıcaklıkları da artar.

Ana kolu farklı kütlelerde oldukları halde tümü de hidrojen yakan yıldızların geometrik yeri olarak yorumlayabiliriz. Hidrojen tükeninceye kadar çok uzun zaman geçer. Bu süre örneğin Güneş için 10 milyar yıldır. Bu nedenle hidrojen yakan ana kolda yıldızların yeri tüm hidrojen tükeninceye kadar çok az değişir. Güneş sarı renkli bir ana kol yıldızıdır. Çok değil eğer bizden yalnızca 10 parsek uzakta olsaydı çıplak gözle zar zor görülebilen bir ışık noktası halinde olurdu.

Buna ek olarak ana koldan uzakta yer alan yıldızlar da vardır. Bu yıldızların ışıma güçleri uç değerler alır çok küçük ya da çok büyük. Yıldızlar da buna göre cüce veya dev olarak sınıflandırılırlar. Kırmızı devler ve mavi devler kırmızı cüceler ve beyaz cüceler vardır. Güneş gibi bir yıldız helyum yakarken dev olmaya mahkûmdur. Yalnızca yüz milyon yıl veya biraz daha fazla zaman alan bu evre göreceli olarak kısa ömürlü olduğundan kırmızı devler ana kol yıldızlarına oranla daha ender rastlanan yıldızlardır. Beyaz cüce tüm yakıtını bitiren Güneş türü bir yıldızın geçireceği son evredir.

**x_m.e.e** · 16-09-2008, 18:11

Evrenin Genleşmesi

1920'lerde Edwin Hubble Wilson Dağı Gözlemevi'ndeki 100" lik yeni inşa edilmiş teleskopu kullanarak birkaç nebuladaki (bulutsu) değişen yıldızları doğası astronomi çevrelerinde hararetli bir tartışma konusu olan dağınık cisimleri ortaya çıkarmıştır. O'nun Sefeid Değişkenleri olarak adlandırılan bir yıldızlar sınıfına benzeyen karakteristik bir kalıba sahip bu değişen yıldızlar için keşfi devrimyaratmıştır.

Daha önceden Harvard Koleji Gözlemevi'nde çalışan bir kadın astronomlar grubunun üyesi Henrietta Levitt bir Sefeid Değişken Yıldız'ın bu periyotları ve bunun parlaklığı arasında yoğun bir korelasyon olduğunu göstermişti. Bu yüzden Hubble bu yıldızların ve akılarının periyodunu ölçerek bu nebulaların kendi galaksimiz içindeki bulutlar olmadığını fakat kendi galaksimizin kıyısının çok ötesinde dış galaksiler olduklarını gösterebilmişti.

Hubble'ın ikinci devrimsel keşfi O'nun Sefeid'e dayalı galaksi mesafe belirlemeleri ve bu galaksilerin göreli hızlarının ölçümleri planıdır. Daha uzak galaksilerin bizden daha hızlı bir şekilde uzaklaştıklarını göstermiştir: Evren statik değildir ancak genleşmektedir. Bu keşif modern kozmoloji çağının başlangıcını belirlemiştir.

Bugün Sefeid Değişkenleri galaksilere olan uzaklıkları ölçmek için en iyi metot olarak kalmıştır ve bunlar genleşme oranı ve Evren'in yaşını belirlemede çok önemlidir.

Sefeid Değişkenleri Nedir?

Güneş ve Sefeid Değişen Yıldızlar dahil bütün yıldızların yapısı yıldızdaki maddenin donukluğu (opaklığı) ile belirlenir. Eğer madde çok donuksa o zaman fotonların yıldızın sıcak merkezinden dışa dağılması uzun sürecektir ve güçlü sıcaklık ve basınç eğimleri yıldızın içinde gelişebilir.

Eğer madde neredeyse saydam ise o zaman fotonlar yıldızın içinde kolaylıkla hareket ederler ve herhangi bir sıcaklık eğrisini silerler. Sefeid Yıldızlar iki hal arasında salınırlar: Yıldız yoğun haldeyken atmosferindeki bir tabakadaki helyum tek başınaiyonlaşır. Fotonlar tek başına iyonlaşmış helyum atomlarındaki bağlı elektrondan dışa saçılırlar bu yüzden tabaka çok donuktur ve tabaka boyunca büyük sıcaklık ve basınç eğimleri oluşur.

Bu büyük basınçlar tabakanın (ve tüm yıldızın) genleşmesine sebepolur. Yıldız genleşmiş haldeyken tabakadaki helyum iki kat iyonlaşır böylece tabaka ışınıma daha geçirgen olur ve tabaka boyunca daha zayıf basınç eğimleri olur. Yıldızı çekim gücüne karşı destekleyecek basınç eğimi olmaksızın tabaka ve (tüm yıldız) büzülür ve yıldız sıkıştırılmış haline geri döner.

Sefeid Değişken Yıldızlar beş ila yirmi Güneş kütlesi arasında kütlelere sahiptirler. Daha kütleli yıldızlar daha parlaktırlar ve daha genişlemiş kaplamalara sahiptirler. Kaplamaları daha genişlemiş olduğundan ve kaplamlarındaki yoğunluk daha düşük olduğundan tabakadaki yoğunluğun ters kare köküne orantılı olan değişebilirlik periyotları daha uzundur.

Sefeidleri Kullanmadaki Zorluklar

Sefeidleri mesafe belirteçleri olarak kullanmakla birlikte çok sayıda zorluk da olmaktadır Yakın geçmişe kadar astronomlar yıldızlardan gelen akıları ölçmek için fotoğraf klişeleri kullanmışlardır. Klişeler yüksek derecede doğrusal değildi ve sıklıkla hatalı akış ölçümleri ortaya çıkıyordu.

Kütleli yıldızlar daha kısa ömürlü olduklarından daima kendi tozlu doğum yerlerinin yakınında konumlanmış olurlar. Özellikle çoğu fotoğraf görüntüsünün çekildiği mavi dalga boylarındaki toz ışığı emer ve eğer uygun bir şekilde düzeltilemezse bu toz emilmesi hatalı parlaklık belirlemelerine yol açabilir.

Sonuç olarak uzak galaksilerdeki Sefeidleri yerden tespit etmek çok zor olmaktadır: Yerküre'nin dalgalanan atmosferi bu yıldızları ana galaksilerinin yayılan ışığından ayırmayı imkansız hale getirmektedir.

Sefeidleri mesafe belirteçleri olarak kullanmaktaki bir diğer tarihi zorluk yakınındaki bir Sefeid modeline olan mesafeyi belirleme problemi olmuştur. Son yıllarda astronomlar kendi Samanyolu Galaksimizin uydu galaksilerinden ikisi olan Büyük Magellan Bulutu (LMC) ve Küçük Magellan Bulutu'na (SMC) mesafeleri belirlemede birkaç çok güvenilir ve bağımsız metot geliştirmişlerdir. LMC ve SMC büyük sayıda Sefeid içerdiğinden dolayı bunlar mesafe ölçeğini ayarlamak için kullanılabilir.

Son Gelişmeler

Son teknolojik ilerlemeler astronomların çok sayıdaki diğer eski zorluğun üstesinden gelmesini sağlamıştır. CCD'ler (şarj bağlı cihazlar) olarak adlandırılan yeni detektörler doğru akı ölçümlerini mümkün kılmıştır. Bu yeni detektörler aynı zamanda kızılötesi dalga boylarında da hassastır. Toz bu dalga boylarında çok daha fazla saydamdır. Çoklu dalga boylarındaki akıları ölçerek astronomlar toz etkilerini düzeltebilmiş ve çok daha doğru mesafe belirlemeleri yapabilmişlerdir.

Bu ilerlemeler "Lokal Grup"tan oluşan yakın galaksiler üzerine doğru bir çalışmayı sağlamıştır. Astronomlar Sefeidleri hem metal zengini M31 iç bölgesinde (Andromeda) hem de metali zayıf dış bölgede gözlemlemişlerdir. Bu çalışma Sefeidlerin özelliklerinin hassas olarak kimyasal miktarlara bağlı olmadığını göstermiştir.

Bu ilerlemelere rağmen astronomlar Yerküre'nin atmosferi ile sınırlı olarak sadece en yakın galaksilerin mesafelerini ölçebilmişlerdir. Evren'in genleşmesine bağlı olarak harekete ilaveten galaksiler komşuların kütle çekimine bağlı olarak "izafi hareketlere" sahiptirler. Bu olağandışı hareketlerden dolayı astronomların Hubble Sabiti'ni belirleyebilmek için uzak galaksilere mesafeleri ölçmeleri gerekmektedir.

Evren'in daha derinlerine inmeye çalışırken astronomlar galaksilere izafi mesafeleri belirlemek için bir dizi yeni teknik geliştirmiştir: bu bağımsız izafi mesafe ölçekleri şu anda 10'dan daha iyisinde anlaşmışlardır. Örneğin spiral galaksinin dönme hızı ve parlaklığı arasında Tully-Fisher Bağıntısı olarak adlandırılan çok sıkı bir ilişki vardır.

Astronomlar aynı zamanda bir beyaz cücenin patlayıcı yanmasına bağlı olduğu düşünülen hepsi hemen hemen aynı tepe parlaklığına sahip Tip Ia Süpernovası'nı bulmuşlardır. Bununla beraber büyük sayılardaki prototip galaksilere mesafelerin doğru ölçümleri olmaksızın astronomlar bu izafi mesafe ölçümlerini ayarlayamazlardı. Bu yüzden Hubble Sabiti'nin doğru belirlemelerini yapamamışlardır.

Geçen birkaç on yıl içinde önde gelen astronomlar farklı veri setlerini kullanarak Hubble Sabiti için 50 km/sn/Mpc ila 100 km/sn/Mpc arasında değişen değerler rapor etmişlerdir. 1 faktör 2 belirsizliğe karşılık gelen bu farklılığı çözmek gözleme dayalı Evren Bilim'deki göze çarpan en önemli problemlerden biridir.

**x_m.e.e** · 16-09-2008, 18:11

Evren Sonsuz mudur?

"Bazıları Dünya'nın ateş içinde sona ereceğini söylüyorlar diğerleri de buz içinde." Aynen Robert Frost'un şiirinde Yerküre için iki olası kader hayal ettiği gibi Evren bilimciler de Evren için iki olası son öngörmektedirler:

Sonsuz Genleşme
Büyük Sıkıştırma
Evren'in oluşumu genleşme devinirliği ve kütle çekim gücü arasında bir savaşımla belirlenmiştir. Kütle çekimin kuvveti Evren'in yoğunluğuna bağlı iken genleşme oranı Hubble Sabiti H0 ile belirlenir. Eğer Evren'in yoğunluğu Hubble sabitinin karesi ile orantılı olan "kritik yoğunluk"tan daha az ise o zaman Evren sonsuza dek genleşecektir. Eğer Evren'in yoğunluğu "kritik yoğunluk"tan daha büyük ise o zaman çekim gücü sonunda kazanacak ve Evren kendisi üzerine çökecektir.

Evren'in Geometrisi

Evren'in yoğunluğu aynı zamanda onun geometrisini de belirler. Eğer Evren'in yoğunluğu kritik yoğunluğu aşarsa o zaman Uzay'ın geometrisi kapanır ve bir kürenin yüzeyi gibi pozitif olarak eğilir. Bu da foton yollarının yavaş yavaş uzaklaştığı ve sonunda bir noktaya geri döndüğü anlamına gelir. Eğer Evren'in yoğunluğu kritik yoğunluktan daha az ise o zaman Uzay'ın geometrisi açıktır ve bir eyerin yüzeyi gibi negatif olarak eğilir.

Eğer Evren'in yoğunluğu tam olarak kritik yoğunluğa eşit olursa o zaman Evren'in geometrisi bir kağıt parçası gibi düz olur. Bu yüzden Evren'in geometrisi ve kaderi arasında doğrudan bir bağ vardır.

Büyük Patlama Kuramı'nın bir uzantısı olan Şişirilme Teorisi'nin en basit versiyonu Evren'in yoğunluğunun kritik yoğunluğa çok yakın olduğunu ve Evren'in geometrisinin bir kağıt parçası gibi düz olduğunu tahmin etmektedir.

MAP'tan Gelen Ölçümler

MAP Uydusu Evren'in geometrisi dahil olmak üzere Büyük Patlama Kuramı'nın temel parametrelerini ölçmeyi amaçlamaktadır. Eğer Evren açık ise o zaman kozmik mikrodalga fon dalgalanmaları yarım dereceli ölçek üzerinde en büyük olur. Eğer Evren düz ise dalgalanmalar dereceli ölçek üzerinde en büyük olur.

Eğer Evren kapalı olursa dalgalanmalar daha büyük ölçekte bile en büyük olur. Bu yüzden MAP'in dalgalanma ölçeği ölçümü Evren'in yoğunluğunu araştırmaktadır ve Evren bilimcilere Evren'in nihai sonunun iç yüzünü gösterecektir.

**x_m.e.e** · 16-09-2008, 18:11

Güneş Sistemi

İçinde yaşadığımız Evren'i tanıma çabamız binlerce yıldan bu yana sürüyor. Günümüzde en modern teleskoplar sayesinde Evren'in en uzak köşelerini milyarlarca ışık yılı ötedeki gökadaları görebiliyoruz. Oysa Evren'de küçücük bir nokta gibi kalan içinde yaşadığımız Güneş Sistemi'miz hâlâ gizemlerle dolu.

Uzay Çağı'nın başlangıcından bu yana yapılan çalışmaların büyük bölümü Güneş Sistemi'ni keşfetmek içindi. Bugün gerek bu çalışmalara gerekse çevremizdeki başka olası gezegen sistemlerine bakarak Güneş Sistemi'mizin oluşum öyküsünü anlatabiliyoruz.

Güneş Sistemi'nin bir bulutsudan oluştuğu düşüncesini aynı zamanda bir fizikçi de olan Prusyalı filozof Immanuel Kant ortaya attı. Kant ilkel Evren'in ince bir gazla dolu olduğunu canlandırdı düşüncesinde. Başlangıçta homojen dağılmış bu gazda doğal olarak zamanla bir takım kararsızlıklar ortaya çıkmalıydı. Bu kütleçekimsel kararsızlıklar kütlelerin birbirini çekmesine dolayısıyla da gazın belli bölgelerde topaklaşmaya başlamasına yol açacaktı. Peki bu topaklar neden disk biçimini alıyordu?

Kant bunu da çözdü. Başlangıçta çok yavaş dönmekte olan gaz topakları sıkıştıkça hızlanıyordu. Bu çok temel bir fizik ilkesine "Momentumun Korunumu İlkesi" ne dayanır. Bu ilke genellikle bir buz patencisi örneğiyle açıklanır: Kolları açık kendi çevresinde dönen buz patencisi kollarını kapadığında hızlanır.

Benzer olarak kütleçekiminin etkisiyle sıkışmaya başlayan gazlar da giderek hızlanır. Dönmenin etkisi gaz topağının incelerek bir disk biçimini almasını sağlar. İşte bu disklerden birisi Güneş Sistemi'mizi oluşturmuştur.

Kant'ın bu düşüncesi daha sonra birçok gökbilimci tarafından kabul gördü; ancak herhangi bir yıldızın çevresinde böyle bir oluşum gözlenemediği için 1980'lere değin bu düşünce bir varsayım olarak kaldı kanıtlanamadı. Sonra gökbilimciler T Boğa türü yıldızların yaklaşık üçte birinin normalin çok üzerinde kızılötesi ışınım yaydığını keşfettiler.

Yıldızın etrafındaki toz bulutu yıldızın yaydığı kısa dalgaboylu ışınımı soğuruyor; sonra daha uzun dalga boyunda yani kızılötesi ve radyo dalga boylarında ışınım yayıyordu.

Birkaç yıl sonra gökbilimciler bazı yıldız oluşum bölgelerine radyo teleskoplarla baktıklarında yıldızların etrafındaki karanlık toz içeren diskleri doğrudan görebildiler. Hubble Uzay Teleskopu'nun keskin gözleriyle yapılan gözlemlerde 1600 ışık yılı uzaklıktaki Orion Bulutsusu'ndaki yıldız oluşum bölgeleri incelendi. Böylece genç yıldızların etrafındaki gaz ve toz diskleri ilk kez görünür dalgaboyunda görüntülenmiş oldu.

Güneş Bulutsusu

Güneş Sistemi'ni oluşturan madde çok büyük oranda 12-16 milyar yıl önce gerçekleşen Büyük Patlama'nın ürünü olan hidrojen ve helyumdan meydana gelmişti. Bugün Evren'e baktığımızda bazı elementlerin çok bazılarınınsa pek az miktarlarda bulunduğunu görüyoruz. En yaygın element hidrojen tüm gökadaların ve yıldızların dörtte üçünü oluşturuyor. İkinci baskın element olan helyumla birlikte hidrojen Evren'deki maddenin %98'ini oluşturuyor. Öteki tüm elementlerse sadece %2 oranında bulunuyorlar.

Bugün Güneş Sistemi'ni oluşturan bulutsudan geriye pek birşey kalmadı. Bu maddenin bir bölümü gezegenleri asteroidleri ya da kuyrukluyıldızları oluşturdu. Kalanını ya Güneş yuttu ya da Güneş ışınlarının yarattığı basınçla yıldızlararası ortama itildi. Ancak bulutsudan kalan maddenin korunduğu çok iyi yerler var: Kuyrukluyıldızlar.

Bu gökcisimleri küçük olmaları ve çoğu zaman Güneş'ten çok uzakta yeralmaları sayesinde oluştukları andaki maddeyi bozulmamış halde saklıyorlar. Henüz bir kuyrukluyıldızı doğrudan inceleme fırsatı olamadı; ancak onlardan kopup gelen bazı parçalar laboratuvarlarda incelenebiliyor.

Gezegenleri göktaşlarını ve kuyrukluyıldızları oluşturan diskten artakalan parçacıkların bir bölümü atmosferin üst katmanlarından özel uçaklarla toplanabiliyor. Bir elektron mikroskobuyla incelendiklerinde bu parçacıkların bazı minerallerden ve organik bileşiklerden oluştukları görülüyor. Kozmik toz parçalarının çoğu hemen hemen aynı büyüklükte 01 mikron çapındadır. Bu toz parçaları 45 milyar yıl önce Güneş Sistemi'ni oluşturan bulutsudan arta kalmıştır.

Gezegenler oluşmadan önce Güneş'i çevreleyen disk merkeze yani Güneş'e yakın yerlerde çok sıcak; kenarlardaysa çok soğuktu. Çünkü Güneş'in güçlü ışınımı bulutsunun ona yakın katmanlarının çok ısınmasına yol açıyordu. Bunun yanı sıra Güneş'in kütleçekimi sayesinde diskin merkezine yakın katmanları daha yoğun ve kalındı.

Bu bölgelerdeki sıcaklık gezegenlerin oluşumu sırasında suyun buz halinde katılaşmasını engelliyordu. Burada yoğunlaşan maddenin çoğu silikatlardan ve öteki ağır minerallerden oluşuyordu. İşte bu mineraller karasal gezegenleri oluşturdular.

Sıcaklık diskin kenarlarına doğru ilerledikçe düşüyordu. Burada su katı halde bulunabiliyordu. Su ve gaz moleküllerini içeren "kar taneleri" de dev gezegenleri oluşturdu. En dışta yeralan en soğuk bölgede yoğunlaşan madde tamamıyla katı haldeydi ve çok dağınık halde bulunduğundan bir gezegeni oluşturabilecek topaklanmayı sağlayamadı. Bunun yerine çok sayıda gezegenlere oranla küçük gezegenimsi göktaşları oluştu.

Bu göktaşları yani kuyrukluyıldız çekirdeklerinin bulunduğu bölgeye Kuiper Kuşağı deniyor. Güneş'i çevreleyen diskin topaklaşarak gezegenleri göktaşlarını ve kuyrukluyıldızları oluşturması Güneş'in yaşam süresiyle karşılaştırdığımızda çok kısa bir süre sadece 10 milyon yıl aldı.

Karasal Gezegenler

Karasal (kayasal) gezegenlerin sadece bulutsudaki toz parçacıklarının bir araya gelerek oluştuğunu söylemek pek yeterli olmaz. İç Güneş Sistemi'nde günümüze değin kalmış göktaşları büyük oranda kondritlerden oluşur. Kondritlerin büyük bölümü asteroidlerin çarpışmasıyla gezegenlerarası boşluğa saçılan parçalardır.

Kondritler kondrül denen küresel biçimli küçük parçacıkların bir araya gelmesiyle oluşmuştur. Kondrüler başlangıçta 1500-1900 kelvin'i bulan sıcaklıklarda oluştular. Soğuyarak katılaştıklarında onları şimdi gördüğümüz gibi bir araya gelmemişlerdi; damla biçimleriyle Güneş'in çevresinde dönüyorlardı.

Yüz yılı aşan bir süre önce mikroskopuyla göktaşlarını inceleyen Henry Cliffton Sorby adlı bir bilim adamı kondritlerin yağmur damlasına benzeyen camsı parçacıkların bir araya gelerek oluşturduğu taşlar olduğunu söyledi. Sorby aynı zamanda bu göktaşlarının gezegenlerin oluşumundan artakalan madde olduklarını da öne sürdü. O zaman için oldukça iyi bir yaklaşımdı bu.

Daha sonra kondrülleri laboratuvar fırınlarında yapma deneyleri gösterdi ki bunların göktaşlarındaki özelliklerini kazanmaları için bir saatten kısa sürede soğumaları gerekiyor. Bu kondrüllerin bulutsunun merkezi yakınlarındaki yüksek sıcaklıkta eridiği düşüncesinin doğru olmadığını gösteriyor. Çünkü bu bölgede bir saat gibi kısa bir sürede soğumaları olası değil.

Bu ancak diskin iç bölgelerinin birtakım yüksek enerjili olaylarla daha dışarıda kalan katmanları etkilemesiyle açıklanabilir. Bu tür yüksek enerjili atmaların doğası hakkında pek bir şey bilinmiyor; aslında gerçek olup olamayacakları da...

Kondrüller ve toz parçalarının nasıl olup da bir araya gelerek kondritleri oluşturmaya başladığı pek de iyi anlaşılmış değildir. Çünkü bu küçük cisimler arasındaki kütleçekimi birbirlerine yapışmalarını sağlayacak kadar güçlü olamaz. Saniyede bir metrelik hızla çarpışan parçacıklar birbirlerine Van der Waals çekiminin (elektrostatik yüklerin neden olduğu kısa menzilli kuvvet) etkisiyle yapışabilirler.

Ancak sadece Van der Waals kuvvetleri bulutsunun çalkantılı ortamında çarpışarak birleşen bu parçacıkları bir arada tutamaz. Nasıl olduğu tam olarak anlaşılmış olmasa da herkes gezegenlerin bir şekilde bu parçacıkların birleşmesiyle oluştuğundan emin. Bu topaklanmalar sonucu birkaç cm çapa ulaşan parçalar artık ortamdaki çalkantılardan daha az etkilenirler.

Yörüngede dolanan katı bir cisim (bir parça kondrit gibi) Güneş'in kütleçekimi sayesinde dengede kalır. Ancak ortamda bir miktar gaz varsa bu gaz cismin hızının azalmasına ve sarmal bir yol izleyerek Güneş'e doğru yakınlaşmasını sağlar. Yani cisim çapı giderek küçülen bir yörünge izler.

Merkeze doğru ilerleyen kondrit parçaları buralarda birikirler ve bir araya gelerek büyürler. Bu tür bir cisim yaklaşık bir kilometrelik çapa ulaşınca artık gaz direnci onun üzerindeki etkisini kaybetmeye başlar ve cisim hemen hemen sabit bir yörüngede kalır. Yaklaşık bu boyuta ulaşan gökcisimlerine "gezegenimsi" denir.

Yeni oluşmakta olan bir gezegen sisteminde benzer boyutlarda çok sayıda gezegenimsi bulunur. Yörüngeleri birbirlerine göre az ya da çok farklı olacağından birbirlerinden farklı hızlarda hereket ederler. Birbirlerine yakın yörüngede olanlar yakın hızlarla hareket ederler ve kütleçekimleri birbirlerini etkiler. Kütleçekimi yörüngelerde küçük sapmalara neden olur ve bu da çarpışmalara yol açabilir.

Eğer çarpışma yeterince yavaş gerçekleşirse iki kütle birleşir ve daha büyük bir gezegenimsi ortaya çıkar. Çarpışmalar sürdükçe cisim büyür. Eğer çarpışma hızlı gerçekleşirse her iki cisim de dağılabilir.

Bilim adamları bir sistemdeki gezegen oluşumunun ne kadar süreceğini bilgisayar yardımıyla hesaplamaya çalışıyorlar. Yaptıkları hesaba göre gezegenimsiler oluştuktan yaklaşık 20 bin yıl sonra Ay boyutunda yüzlerce cisim ortaya çıkıyor.

Gezegenlerin hemen hemen tam boyutlarına ulaşmalarıysa yaklaşık 10 milyon yıl alıyor. Kalan gezegenimsilerse sonraki 10 milyon yıl içerisinde gezegenlerce yutuluyor. Bu çarpışmalar nedeniyle gezegenler oluşumlarının ilk dönemlerinde sürekli etkin kalıyorlar.

Asteroid Kuşağı

Karasal gezegenlerle dev gezegenler arasındaki bölgede Asteroid Kuşağı yer alır. Burada bir gezegen olarak nitelendirilebilecek kadar büyük bir gökcismi yoktur; kuşağın toplam kütlesi Ay'ınkinden küçüktür. Güneş Sistemi'ndeki gezegenlerin dağılımına baktığımızda bir düzen olduğu fark edilir.

Her gezegenin yörüngesi bir içtekinden %75 geniştir. Bu düzene göre Asteroid Kuşağı'nın yerinde de bir gezegen olması gerekirdi. Peki bu gezegene ne oldu? Bu konuda kesin bir kanıt olamamakla birlikte bazı gezegenbilimcilere göre bir zamanlar burada oluşmakta olan bir gezegen Jüpiter'in çok güçlü kütleçekiminin etkisiyle parçalandı. Ya da buradaki gezegenimsiler hiçbir zaman bir araya gelerek gezegen oluşturamadılar.

Kuşakta bulunan asteroidlerin toplam kütlesinin az olması Jüpiter'in ya da birbirlerinin kütleçekimlerinin etkisiyle yörüngelerinden çıktığı düşüncesini destekliyor. Yörüngeden ayrılan cisimler ya Güneş'in çevresinde başka bir yörüngeye oturuyorlar ya da Güneş ya da dev gezegenler tarafından yutuluyorlar. Zaman zaman karasal gezegenlerle de çarpışabiliyorlar.

Dev Gezegenler

Güneş bulutsusunun dış katmanları iç katmanların aksine suyun katı halde bulunabilmesine olanak tanımıştı. Bu ikinci bölgede kar taneleri iç bölgelere oranla 10 kez fazlaydı. Gaz moleküllerinin bu bölgede çok daha fazla olması nedeniyle kuşkusuz burada oluşacak gezegenlerin kimyasal bileşimleri de karasal gezegenlerden çok farklı olmalıydı.

Suyun ana bileşenlerinden oksijen Güneş Sistemi'nde magnezyum silisyum ve demir gibi karasal gezegenleri oluşturan elementlerden çok daha fazladır. Bu da dev gezegenlerde bol miktarlarda su bulunması gerektiğini düşündürüyor.

Ne var ki en büyük gezegenler Jüpiter ve Satürn beklendiği gibi ağırlıklı olarak sudan değil büyük oranda hidrojen ve helyumdan oluşuyor. Yani bu gezegenlerin bileşimi Güneş'inkiyle benzerlik gösteriyor. Jüpiter ve Satürn'ün bileşimleri saf hidrojen ve helyumdan oluşmuş kar taneleri sayesinde oluşmuş olamaz. Çünkü gezegenlerin oluşumları sırasında ortam bu gazların yoğunlaşabilmesi için fazla sıcaktı.

Jüpiter ve Satürn kütlelerinin önemli bir bölümünü doğrudan bulutsudan almış olmalılar. Yani karasal gezegenler gibi toz ve buzdan oluşmuş çekirdekleri yeterli kütleye ulaştığında bulutsudaki gazı kütleçekimleriyle toplamış olabilirler. Jüpiter ve Satürn'ün hidrojen ve helyum ağırlıklı bileşimlerine karşılık Uranüs ve Neptün çoğunlukla katı halde bulunabilen gazlardan oluşur: Su amonyak ve metan. Ayrıca dış katmanlarda hidrojen ve helyum bulunur. Gezegenlerin çekirdeğiyse kaya ve demirden oluşur.

Uydular

Uyduların oluşumuyla ilgili en popüler modellerden birisi şöyle: Dev gezegenler yoğunlaşmanın etkisiyle başlangıçta çok sıcaktı. Sıcaklığın etkisiyle günümüzdekine oranla çok daha geniştiler. Zamanla soğuduklarında küçüldüler. Oluşum aşamalarının sonlarına doğru gezegenleri oluşturan gaz ve tozun artakalanı onların çevrelerinde dönmeyi sürdürüyordu. Zamanla gazın büyük bölümü ya gezegenlerce yutuldu ya da dağıldı. Kalan toz ve bir miktar gaz küçük bir Güneş Sistemi gibi bir araya gelerek uyduları oluşturdular.

Uyduların çoğu yukarıda söz ettiğimiz biçimde oluşmuş olsa da bazı uyduların gezegenler tarafından sonradan yakalanmış oldukları düşünülüyor. Bu uydular ya çok elips biçimli yörüngelerde dolanıyorlar ya da dönme düzlemleri farklı. Bu uydular arasında Phoebe Triton ve pek çok küçük uydu var. Mars'ın uyduları Phobos ve Deimos da öyle.

Bizim doğal uydumuz Ay'ın oluşumu başlı başına bir öykü. Ay'ın oluşumu üzerine ortaya konan en iyi varsayım onun Dünya'ya çarpan bir gezegenimsi tarafından koparıldığı şeklinde. Çarpışma Dünya'dan önemli miktarda erimiş kaya ve gazı kopararak çevresine dağıttı. Bu maddenin bir bölümü Dünya'ya geri düşerken bir bölümü de uzaya saçıldı.

Roche sınırı denen ve Dünya'nın yüzeyine yaklaşık 10 bin km'den uzakta kalan cisimler yörüngeye girdiler ve topaklaşmaya başladılar. (Roche sınırı altında kalan cisimler gezegenin güçlü kütleçekimi etkisinden dolayı bir araya gelemezler.) Zamanla parçalar bir araya geldi ve Ay oluştu.

Kuyrukluyıldızlar

"Güneş Sistemi nerede bitiyor" sorusuna verilen geleneksel cevap Plüton'un yörüngesidir genellikle. Buna karşın günümüzde biliyoruz ki Güneş Sistemi'nin sınırları çok daha ötelere gidiyor. Günümüzden yaklaşık 50 yıl önce Kenneth Edgeworth ve Gerard Kuiper birbirlerinden bağımsız olarak Plüton'un yörüngesi civarında gezegenleri oluşturan maddeden artakalan bir kuşak bulunması gerektiğini öngördüler.

Nitekim son yıllarda yapılan teleskoplu gözlemler bu cisimlerin varlığını kanıtladı. Bu kuşakta her biri yaklaşık bir kilometre ya da daha büyük çaplı 200 milyon gökcismi olduğunu hesapladı. Kuiper Kuşağı olarak adlandırılan bu kuşak Plüton ve uydusu Charon'u da içeriyor. Büyük olasılıkla Neptün'ün uydusu Triton da bir zamanlar bu kuşağın üyesiydi. Triton ve bu iki uydu bu kuşağın en büyük üyeleri olmalı.

Kuşaktaki gökcisimlerinin yörüngelerinden çıkıp iç Güneş Sistemi'ne yönelmelerini sağlayan etki kendi aralarındaki çarpışmaların yarattığı kararsızlıklardır. Kısa dönemli kuyrukluyıldızlar büyük olasılıkla Kuiper Kuşağından gelirler. Uzun dönemli kuyrukluyıldızların geldiği başka bir bölge daha olmalı. 1950 yılında gökbilimci Jan Hendrick Oort bu cisimlerin kaynağıyla ilgili bir varsayım ortaya attı.

Oort'a göre uzun dönemli kuyrukluyıldızlar Güneş'i küresel biçimde çevreleyen bir bölgeden geliyorlardı. Oort Bulutu olarak adlandırılan bu bölge hiç görülmediyse de yakınlarımıza gelen uzun dönemli kuyrukluyıldızların yörüngelerine baktığımızda bizi oraya götürüyor.

Oort Bulutu'nun oluşumu şöyle anlatılıyor: Dev gezegenler özellikle de Jüpiter yakınlarından geçen gezegenimsileri çok basık yörüngelere yerleştirir. Hatta bazen bu cisimler Güneş'in çekim kuvvetinden kurtularak bir daha dönmemek üzere yıldızlararası ortama gönderilirler. Ancak büyük bir kısmı Güneş'in çekim etkisinden kurtulamaz ve basık elips biçimli yörüngelerinde dönerler.

Güneş'ten uzak olduklarında hızları da azaldığından zamanlarının büyük bölümünü yörüngelerinin uzak yarısında yani Oort Bulutu'nda geçirirler. Oort Bulutu'nun dış sınırının yarıçapı yani Güneş'e uzaklığı yaklaşık bir ışık yılıdır. İşte bu uzaklıktan sonra Güneş Sistemi'nin bittiğini; yıldızlararası ortamın başladığını söyleyebiliriz.

Benzer Konular
Konu	Konuyu Başlatan	Forum	Cevap	Son Mesaj
49 evren	YABGU	Ogame	0	07-12-2008 11:14
((( Evren de Aşk )))	*liz*	Muhabbet	23	05-04-2008 22:38
10. Evren	Sasorin	Ogame	6	22-06-2007 00:54
Evren 19	Staples	Ogame	1	02-06-2007 14:42
Evren 31	PoRTo	Ogame	0	27-07-2006 02:40

16-09-2008, 18:10	#6 (permalink)
x_m.e.e	Cevap: Evren Ve Dünya Barisfer Dünya'nın derinliklerinde ağır madenlerden meydana gelmiş bir tabakadır. Buna "ağırküre" de denir. Üstünde litosfer (yerkabuğu) vardır. Altında ise Dünya'nın çekirdeği bulunur. Barisferi meydana getiren madenler demirle nikel karışımıdır. Bu tabakanın her santimetrekaresi binlerce tonluk basınç altındadır. Sıcaklığı da binlerce derecedir.

16-09-2008, 18:11	#7 (permalink)
x_m.e.e	Cevap: Evren Ve Dünya En Yakın Yıldızlar Güneş sıradan bir yıldızdır. Kütle ve ışıma gücü bakımından ortalamanın biraz üzerinde olmakla birlikte parlak büyük kütleli yıldızların yanında biraz soluk benizli kalır. Bazı yıldızların kütlesi Güneş'in kütlesinin birkaç katı bazılarınınki ise 100 katı olabilir ama yakınımızdaki yıldızların tipik kütlesi Güneş'in kütlesinin üçte biri civarındadır. Yıldızlar kimi zaman çiftler halinde bulunur. Bu durumda yıldızların yörünge hareketlerini birbirlerine uyguladıkları karşılıklı kütle çekim kuvvetleri belirler. Bu karşılıklı dans astronomlara çift yıldızların kütlelerini doğrudan ölçme olanağı sağlar. Tek başına bulunan yıldızların kütleleri ışıma güçleri ve renkleri gözlenerek dolaylı bir yoldan ölçülür. Bir yıldızın ışıma gücü kütlesine çok duyarlı bir biçimde bağlıdır: kütle ikiye katlandığında ışıma gücü 10 kat artar. Yıldızın ışıma gücü arttıkça sıcaklığı da artar. Yıldız hemen hemen mükemmel bir fırına ya da kara cisme benzer. Kara cismin sıcaklığı arttıkça yaydığı karakteristik ışınımın dalgaboyu kısalır sıcaklık azaldıkça dalgaboyu uzar. Bu nedenle sıcak kara cisimler mavi soğuk kara cisimler ise kırmızı renklidir. Genelde yaydığı ışınımın dalgaboyu kara cismin sıcaklığının bir ölçüsüdür. Astronomlar bir yıldızın sıcaklığını renginden ya da başka bir deyişle ışığının tayfını elde ederek ölçerler. Yıldızlar bir dereceye kadar ideal ışınım yayıcılar olduklarından yıldızın büyüklüğünü rengine ve ışıma gücüne bakarak anlayabiliriz: ışıma gücü yüksek sıcak ve mavi olanlar dev; sönük serin ve kırmızı olanlar cücedir. Yakın yıldızlar arasında her renkten ve parlaklık sınıfından örnekler vardır. Yıldızlar hakkında bildiklerimizin çoğunu bu yakın yıldızları inceleyerek elde ederiz. Yakın yıldızlar göreceli olarak parlak olduklarından astronomlar bunların kimyasal yapıları ve hatta kimi zaman büyüklükleri ve kütleleri konusunda ayrıntılı bilgiler elde edebilirler. Yakın yıldızlar derken Güneşimize ek olarak birkaç yüz başka yıldızdan söz ediyoruz. Bu yıldızlardan bazıları boyut olarak Güneş'ten birkaç bin kat büyük kırmızı dev yıldızlar diğerleri gene boyut olarak Güneş'ten birkaç bin kat küçük beyaz cücelerdir. Tüm bu yıldızların kütleleri Güneş'in kütlesine yakındır. Bu yıldızların çoğunluğu ise ne dev ne de cücedir. Büyük ölçüde şişmiş ya da büzülmüş yıldızlar Güneş'le karşılaştırıldığında büyük bir olasılıkla evrimlerinin ileri aşamalarında olan yıldızlardır. Buradan bir model çıkıyor: yıldızların yüzey sıcaklığına karşı ışıma güçlerinin çizildiği diyagramda yıldızların çoğunluğu ana kol adı verilen düz bir çizgi üzerinde yer alırlar. Bu diyagram astronomlar için öylesine önemli ve vazgeçilmezdir ki özel bir adı bile vardır: Ejnar Hertzsprung ve Henry Norris RusselFin adlarına izafeten bu diyagrama Hertzsprung-Russell diyagramı adı verilir. Ana kol üzerinde yıldızların ışıma güçleri arttıkça sıcaklıkları da artar. Ana kolu farklı kütlelerde oldukları halde tümü de hidrojen yakan yıldızların geometrik yeri olarak yorumlayabiliriz. Hidrojen tükeninceye kadar çok uzun zaman geçer. Bu süre örneğin Güneş için 10 milyar yıldır. Bu nedenle hidrojen yakan ana kolda yıldızların yeri tüm hidrojen tükeninceye kadar çok az değişir. Güneş sarı renkli bir ana kol yıldızıdır. Çok değil eğer bizden yalnızca 10 parsek uzakta olsaydı çıplak gözle zar zor görülebilen bir ışık noktası halinde olurdu. Buna ek olarak ana koldan uzakta yer alan yıldızlar da vardır. Bu yıldızların ışıma güçleri uç değerler alır çok küçük ya da çok büyük. Yıldızlar da buna göre cüce veya dev olarak sınıflandırılırlar. Kırmızı devler ve mavi devler kırmızı cüceler ve beyaz cüceler vardır. Güneş gibi bir yıldız helyum yakarken dev olmaya mahkûmdur. Yalnızca yüz milyon yıl veya biraz daha fazla zaman alan bu evre göreceli olarak kısa ömürlü olduğundan kırmızı devler ana kol yıldızlarına oranla daha ender rastlanan yıldızlardır. Beyaz cüce tüm yakıtını bitiren Güneş türü bir yıldızın geçireceği son evredir.

16-09-2008, 18:11	#8 (permalink)
x_m.e.e	Cevap: Evren Ve Dünya Evrenin Genleşmesi 1920'lerde Edwin Hubble Wilson Dağı Gözlemevi'ndeki 100" lik yeni inşa edilmiş teleskopu kullanarak birkaç nebuladaki (bulutsu) değişen yıldızları doğası astronomi çevrelerinde hararetli bir tartışma konusu olan dağınık cisimleri ortaya çıkarmıştır. O'nun Sefeid Değişkenleri olarak adlandırılan bir yıldızlar sınıfına benzeyen karakteristik bir kalıba sahip bu değişen yıldızlar için keşfi devrimyaratmıştır. Daha önceden Harvard Koleji Gözlemevi'nde çalışan bir kadın astronomlar grubunun üyesi Henrietta Levitt bir Sefeid Değişken Yıldız'ın bu periyotları ve bunun parlaklığı arasında yoğun bir korelasyon olduğunu göstermişti. Bu yüzden Hubble bu yıldızların ve akılarının periyodunu ölçerek bu nebulaların kendi galaksimiz içindeki bulutlar olmadığını fakat kendi galaksimizin kıyısının çok ötesinde dış galaksiler olduklarını gösterebilmişti. Hubble'ın ikinci devrimsel keşfi O'nun Sefeid'e dayalı galaksi mesafe belirlemeleri ve bu galaksilerin göreli hızlarının ölçümleri planıdır. Daha uzak galaksilerin bizden daha hızlı bir şekilde uzaklaştıklarını göstermiştir: Evren statik değildir ancak genleşmektedir. Bu keşif modern kozmoloji çağının başlangıcını belirlemiştir. Bugün Sefeid Değişkenleri galaksilere olan uzaklıkları ölçmek için en iyi metot olarak kalmıştır ve bunlar genleşme oranı ve Evren'in yaşını belirlemede çok önemlidir. Sefeid Değişkenleri Nedir? Güneş ve Sefeid Değişen Yıldızlar dahil bütün yıldızların yapısı yıldızdaki maddenin donukluğu (opaklığı) ile belirlenir. Eğer madde çok donuksa o zaman fotonların yıldızın sıcak merkezinden dışa dağılması uzun sürecektir ve güçlü sıcaklık ve basınç eğimleri yıldızın içinde gelişebilir. Eğer madde neredeyse saydam ise o zaman fotonlar yıldızın içinde kolaylıkla hareket ederler ve herhangi bir sıcaklık eğrisini silerler. Sefeid Yıldızlar iki hal arasında salınırlar: Yıldız yoğun haldeyken atmosferindeki bir tabakadaki helyum tek başınaiyonlaşır. Fotonlar tek başına iyonlaşmış helyum atomlarındaki bağlı elektrondan dışa saçılırlar bu yüzden tabaka çok donuktur ve tabaka boyunca büyük sıcaklık ve basınç eğimleri oluşur. Bu büyük basınçlar tabakanın (ve tüm yıldızın) genleşmesine sebepolur. Yıldız genleşmiş haldeyken tabakadaki helyum iki kat iyonlaşır böylece tabaka ışınıma daha geçirgen olur ve tabaka boyunca daha zayıf basınç eğimleri olur. Yıldızı çekim gücüne karşı destekleyecek basınç eğimi olmaksızın tabaka ve (tüm yıldız) büzülür ve yıldız sıkıştırılmış haline geri döner. Sefeid Değişken Yıldızlar beş ila yirmi Güneş kütlesi arasında kütlelere sahiptirler. Daha kütleli yıldızlar daha parlaktırlar ve daha genişlemiş kaplamalara sahiptirler. Kaplamaları daha genişlemiş olduğundan ve kaplamlarındaki yoğunluk daha düşük olduğundan tabakadaki yoğunluğun ters kare köküne orantılı olan değişebilirlik periyotları daha uzundur. Sefeidleri Kullanmadaki Zorluklar Sefeidleri mesafe belirteçleri olarak kullanmakla birlikte çok sayıda zorluk da olmaktadır Yakın geçmişe kadar astronomlar yıldızlardan gelen akıları ölçmek için fotoğraf klişeleri kullanmışlardır. Klişeler yüksek derecede doğrusal değildi ve sıklıkla hatalı akış ölçümleri ortaya çıkıyordu. Kütleli yıldızlar daha kısa ömürlü olduklarından daima kendi tozlu doğum yerlerinin yakınında konumlanmış olurlar. Özellikle çoğu fotoğraf görüntüsünün çekildiği mavi dalga boylarındaki toz ışığı emer ve eğer uygun bir şekilde düzeltilemezse bu toz emilmesi hatalı parlaklık belirlemelerine yol açabilir. Sonuç olarak uzak galaksilerdeki Sefeidleri yerden tespit etmek çok zor olmaktadır: Yerküre'nin dalgalanan atmosferi bu yıldızları ana galaksilerinin yayılan ışığından ayırmayı imkansız hale getirmektedir. Sefeidleri mesafe belirteçleri olarak kullanmaktaki bir diğer tarihi zorluk yakınındaki bir Sefeid modeline olan mesafeyi belirleme problemi olmuştur. Son yıllarda astronomlar kendi Samanyolu Galaksimizin uydu galaksilerinden ikisi olan Büyük Magellan Bulutu (LMC) ve Küçük Magellan Bulutu'na (SMC) mesafeleri belirlemede birkaç çok güvenilir ve bağımsız metot geliştirmişlerdir. LMC ve SMC büyük sayıda Sefeid içerdiğinden dolayı bunlar mesafe ölçeğini ayarlamak için kullanılabilir. Son Gelişmeler Son teknolojik ilerlemeler astronomların çok sayıdaki diğer eski zorluğun üstesinden gelmesini sağlamıştır. CCD'ler (şarj bağlı cihazlar) olarak adlandırılan yeni detektörler doğru akı ölçümlerini mümkün kılmıştır. Bu yeni detektörler aynı zamanda kızılötesi dalga boylarında da hassastır. Toz bu dalga boylarında çok daha fazla saydamdır. Çoklu dalga boylarındaki akıları ölçerek astronomlar toz etkilerini düzeltebilmiş ve çok daha doğru mesafe belirlemeleri yapabilmişlerdir. Bu ilerlemeler "Lokal Grup"tan oluşan yakın galaksiler üzerine doğru bir çalışmayı sağlamıştır. Astronomlar Sefeidleri hem metal zengini M31 iç bölgesinde (Andromeda) hem de metali zayıf dış bölgede gözlemlemişlerdir. Bu çalışma Sefeidlerin özelliklerinin hassas olarak kimyasal miktarlara bağlı olmadığını göstermiştir. Bu ilerlemelere rağmen astronomlar Yerküre'nin atmosferi ile sınırlı olarak sadece en yakın galaksilerin mesafelerini ölçebilmişlerdir. Evren'in genleşmesine bağlı olarak harekete ilaveten galaksiler komşuların kütle çekimine bağlı olarak "izafi hareketlere" sahiptirler. Bu olağandışı hareketlerden dolayı astronomların Hubble Sabiti'ni belirleyebilmek için uzak galaksilere mesafeleri ölçmeleri gerekmektedir. Evren'in daha derinlerine inmeye çalışırken astronomlar galaksilere izafi mesafeleri belirlemek için bir dizi yeni teknik geliştirmiştir: bu bağımsız izafi mesafe ölçekleri şu anda 10'dan daha iyisinde anlaşmışlardır. Örneğin spiral galaksinin dönme hızı ve parlaklığı arasında Tully-Fisher Bağıntısı olarak adlandırılan çok sıkı bir ilişki vardır. Astronomlar aynı zamanda bir beyaz cücenin patlayıcı yanmasına bağlı olduğu düşünülen hepsi hemen hemen aynı tepe parlaklığına sahip Tip Ia Süpernovası'nı bulmuşlardır. Bununla beraber büyük sayılardaki prototip galaksilere mesafelerin doğru ölçümleri olmaksızın astronomlar bu izafi mesafe ölçümlerini ayarlayamazlardı. Bu yüzden Hubble Sabiti'nin doğru belirlemelerini yapamamışlardır. Geçen birkaç on yıl içinde önde gelen astronomlar farklı veri setlerini kullanarak Hubble Sabiti için 50 km/sn/Mpc ila 100 km/sn/Mpc arasında değişen değerler rapor etmişlerdir. 1 faktör 2 belirsizliğe karşılık gelen bu farklılığı çözmek gözleme dayalı Evren Bilim'deki göze çarpan en önemli problemlerden biridir.

16-09-2008, 18:11	#9 (permalink)
x_m.e.e	Cevap: Evren Ve Dünya Evren Sonsuz mudur? "Bazıları Dünya'nın ateş içinde sona ereceğini söylüyorlar diğerleri de buz içinde." Aynen Robert Frost'un şiirinde Yerküre için iki olası kader hayal ettiği gibi Evren bilimciler de Evren için iki olası son öngörmektedirler: Sonsuz Genleşme Büyük Sıkıştırma Evren'in oluşumu genleşme devinirliği ve kütle çekim gücü arasında bir savaşımla belirlenmiştir. Kütle çekimin kuvveti Evren'in yoğunluğuna bağlı iken genleşme oranı Hubble Sabiti H0 ile belirlenir. Eğer Evren'in yoğunluğu Hubble sabitinin karesi ile orantılı olan "kritik yoğunluk"tan daha az ise o zaman Evren sonsuza dek genleşecektir. Eğer Evren'in yoğunluğu "kritik yoğunluk"tan daha büyük ise o zaman çekim gücü sonunda kazanacak ve Evren kendisi üzerine çökecektir. Evren'in Geometrisi Evren'in yoğunluğu aynı zamanda onun geometrisini de belirler. Eğer Evren'in yoğunluğu kritik yoğunluğu aşarsa o zaman Uzay'ın geometrisi kapanır ve bir kürenin yüzeyi gibi pozitif olarak eğilir. Bu da foton yollarının yavaş yavaş uzaklaştığı ve sonunda bir noktaya geri döndüğü anlamına gelir. Eğer Evren'in yoğunluğu kritik yoğunluktan daha az ise o zaman Uzay'ın geometrisi açıktır ve bir eyerin yüzeyi gibi negatif olarak eğilir. Eğer Evren'in yoğunluğu tam olarak kritik yoğunluğa eşit olursa o zaman Evren'in geometrisi bir kağıt parçası gibi düz olur. Bu yüzden Evren'in geometrisi ve kaderi arasında doğrudan bir bağ vardır. Büyük Patlama Kuramı'nın bir uzantısı olan Şişirilme Teorisi'nin en basit versiyonu Evren'in yoğunluğunun kritik yoğunluğa çok yakın olduğunu ve Evren'in geometrisinin bir kağıt parçası gibi düz olduğunu tahmin etmektedir. MAP'tan Gelen Ölçümler MAP Uydusu Evren'in geometrisi dahil olmak üzere Büyük Patlama Kuramı'nın temel parametrelerini ölçmeyi amaçlamaktadır. Eğer Evren açık ise o zaman kozmik mikrodalga fon dalgalanmaları yarım dereceli ölçek üzerinde en büyük olur. Eğer Evren düz ise dalgalanmalar dereceli ölçek üzerinde en büyük olur. Eğer Evren kapalı olursa dalgalanmalar daha büyük ölçekte bile en büyük olur. Bu yüzden MAP'in dalgalanma ölçeği ölçümü Evren'in yoğunluğunu araştırmaktadır ve Evren bilimcilere Evren'in nihai sonunun iç yüzünü gösterecektir.

16-09-2008, 18:11	#10 (permalink)
x_m.e.e	Cevap: Evren Ve Dünya Güneş Sistemi İçinde yaşadığımız Evren'i tanıma çabamız binlerce yıldan bu yana sürüyor. Günümüzde en modern teleskoplar sayesinde Evren'in en uzak köşelerini milyarlarca ışık yılı ötedeki gökadaları görebiliyoruz. Oysa Evren'de küçücük bir nokta gibi kalan içinde yaşadığımız Güneş Sistemi'miz hâlâ gizemlerle dolu. Uzay Çağı'nın başlangıcından bu yana yapılan çalışmaların büyük bölümü Güneş Sistemi'ni keşfetmek içindi. Bugün gerek bu çalışmalara gerekse çevremizdeki başka olası gezegen sistemlerine bakarak Güneş Sistemi'mizin oluşum öyküsünü anlatabiliyoruz. Güneş Sistemi'nin bir bulutsudan oluştuğu düşüncesini aynı zamanda bir fizikçi de olan Prusyalı filozof Immanuel Kant ortaya attı. Kant ilkel Evren'in ince bir gazla dolu olduğunu canlandırdı düşüncesinde. Başlangıçta homojen dağılmış bu gazda doğal olarak zamanla bir takım kararsızlıklar ortaya çıkmalıydı. Bu kütleçekimsel kararsızlıklar kütlelerin birbirini çekmesine dolayısıyla da gazın belli bölgelerde topaklaşmaya başlamasına yol açacaktı. Peki bu topaklar neden disk biçimini alıyordu? Kant bunu da çözdü. Başlangıçta çok yavaş dönmekte olan gaz topakları sıkıştıkça hızlanıyordu. Bu çok temel bir fizik ilkesine "Momentumun Korunumu İlkesi" ne dayanır. Bu ilke genellikle bir buz patencisi örneğiyle açıklanır: Kolları açık kendi çevresinde dönen buz patencisi kollarını kapadığında hızlanır. Benzer olarak kütleçekiminin etkisiyle sıkışmaya başlayan gazlar da giderek hızlanır. Dönmenin etkisi gaz topağının incelerek bir disk biçimini almasını sağlar. İşte bu disklerden birisi Güneş Sistemi'mizi oluşturmuştur. Kant'ın bu düşüncesi daha sonra birçok gökbilimci tarafından kabul gördü; ancak herhangi bir yıldızın çevresinde böyle bir oluşum gözlenemediği için 1980'lere değin bu düşünce bir varsayım olarak kaldı kanıtlanamadı. Sonra gökbilimciler T Boğa türü yıldızların yaklaşık üçte birinin normalin çok üzerinde kızılötesi ışınım yaydığını keşfettiler. Yıldızın etrafındaki toz bulutu yıldızın yaydığı kısa dalgaboylu ışınımı soğuruyor; sonra daha uzun dalga boyunda yani kızılötesi ve radyo dalga boylarında ışınım yayıyordu. Birkaç yıl sonra gökbilimciler bazı yıldız oluşum bölgelerine radyo teleskoplarla baktıklarında yıldızların etrafındaki karanlık toz içeren diskleri doğrudan görebildiler. Hubble Uzay Teleskopu'nun keskin gözleriyle yapılan gözlemlerde 1600 ışık yılı uzaklıktaki Orion Bulutsusu'ndaki yıldız oluşum bölgeleri incelendi. Böylece genç yıldızların etrafındaki gaz ve toz diskleri ilk kez görünür dalgaboyunda görüntülenmiş oldu. Güneş Bulutsusu Güneş Sistemi'ni oluşturan madde çok büyük oranda 12-16 milyar yıl önce gerçekleşen Büyük Patlama'nın ürünü olan hidrojen ve helyumdan meydana gelmişti. Bugün Evren'e baktığımızda bazı elementlerin çok bazılarınınsa pek az miktarlarda bulunduğunu görüyoruz. En yaygın element hidrojen tüm gökadaların ve yıldızların dörtte üçünü oluşturuyor. İkinci baskın element olan helyumla birlikte hidrojen Evren'deki maddenin %98'ini oluşturuyor. Öteki tüm elementlerse sadece %2 oranında bulunuyorlar. Bugün Güneş Sistemi'ni oluşturan bulutsudan geriye pek birşey kalmadı. Bu maddenin bir bölümü gezegenleri asteroidleri ya da kuyrukluyıldızları oluşturdu. Kalanını ya Güneş yuttu ya da Güneş ışınlarının yarattığı basınçla yıldızlararası ortama itildi. Ancak bulutsudan kalan maddenin korunduğu çok iyi yerler var: Kuyrukluyıldızlar. Bu gökcisimleri küçük olmaları ve çoğu zaman Güneş'ten çok uzakta yeralmaları sayesinde oluştukları andaki maddeyi bozulmamış halde saklıyorlar. Henüz bir kuyrukluyıldızı doğrudan inceleme fırsatı olamadı; ancak onlardan kopup gelen bazı parçalar laboratuvarlarda incelenebiliyor. Gezegenleri göktaşlarını ve kuyrukluyıldızları oluşturan diskten artakalan parçacıkların bir bölümü atmosferin üst katmanlarından özel uçaklarla toplanabiliyor. Bir elektron mikroskobuyla incelendiklerinde bu parçacıkların bazı minerallerden ve organik bileşiklerden oluştukları görülüyor. Kozmik toz parçalarının çoğu hemen hemen aynı büyüklükte 01 mikron çapındadır. Bu toz parçaları 45 milyar yıl önce Güneş Sistemi'ni oluşturan bulutsudan arta kalmıştır. Gezegenler oluşmadan önce Güneş'i çevreleyen disk merkeze yani Güneş'e yakın yerlerde çok sıcak; kenarlardaysa çok soğuktu. Çünkü Güneş'in güçlü ışınımı bulutsunun ona yakın katmanlarının çok ısınmasına yol açıyordu. Bunun yanı sıra Güneş'in kütleçekimi sayesinde diskin merkezine yakın katmanları daha yoğun ve kalındı. Bu bölgelerdeki sıcaklık gezegenlerin oluşumu sırasında suyun buz halinde katılaşmasını engelliyordu. Burada yoğunlaşan maddenin çoğu silikatlardan ve öteki ağır minerallerden oluşuyordu. İşte bu mineraller karasal gezegenleri oluşturdular. Sıcaklık diskin kenarlarına doğru ilerledikçe düşüyordu. Burada su katı halde bulunabiliyordu. Su ve gaz moleküllerini içeren "kar taneleri" de dev gezegenleri oluşturdu. En dışta yeralan en soğuk bölgede yoğunlaşan madde tamamıyla katı haldeydi ve çok dağınık halde bulunduğundan bir gezegeni oluşturabilecek topaklanmayı sağlayamadı. Bunun yerine çok sayıda gezegenlere oranla küçük gezegenimsi göktaşları oluştu. Bu göktaşları yani kuyrukluyıldız çekirdeklerinin bulunduğu bölgeye Kuiper Kuşağı deniyor. Güneş'i çevreleyen diskin topaklaşarak gezegenleri göktaşlarını ve kuyrukluyıldızları oluşturması Güneş'in yaşam süresiyle karşılaştırdığımızda çok kısa bir süre sadece 10 milyon yıl aldı. Karasal Gezegenler Karasal (kayasal) gezegenlerin sadece bulutsudaki toz parçacıklarının bir araya gelerek oluştuğunu söylemek pek yeterli olmaz. İç Güneş Sistemi'nde günümüze değin kalmış göktaşları büyük oranda kondritlerden oluşur. Kondritlerin büyük bölümü asteroidlerin çarpışmasıyla gezegenlerarası boşluğa saçılan parçalardır. Kondritler kondrül denen küresel biçimli küçük parçacıkların bir araya gelmesiyle oluşmuştur. Kondrüler başlangıçta 1500-1900 kelvin'i bulan sıcaklıklarda oluştular. Soğuyarak katılaştıklarında onları şimdi gördüğümüz gibi bir araya gelmemişlerdi; damla biçimleriyle Güneş'in çevresinde dönüyorlardı. Yüz yılı aşan bir süre önce mikroskopuyla göktaşlarını inceleyen Henry Cliffton Sorby adlı bir bilim adamı kondritlerin yağmur damlasına benzeyen camsı parçacıkların bir araya gelerek oluşturduğu taşlar olduğunu söyledi. Sorby aynı zamanda bu göktaşlarının gezegenlerin oluşumundan artakalan madde olduklarını da öne sürdü. O zaman için oldukça iyi bir yaklaşımdı bu. Daha sonra kondrülleri laboratuvar fırınlarında yapma deneyleri gösterdi ki bunların göktaşlarındaki özelliklerini kazanmaları için bir saatten kısa sürede soğumaları gerekiyor. Bu kondrüllerin bulutsunun merkezi yakınlarındaki yüksek sıcaklıkta eridiği düşüncesinin doğru olmadığını gösteriyor. Çünkü bu bölgede bir saat gibi kısa bir sürede soğumaları olası değil. Bu ancak diskin iç bölgelerinin birtakım yüksek enerjili olaylarla daha dışarıda kalan katmanları etkilemesiyle açıklanabilir. Bu tür yüksek enerjili atmaların doğası hakkında pek bir şey bilinmiyor; aslında gerçek olup olamayacakları da... Kondrüller ve toz parçalarının nasıl olup da bir araya gelerek kondritleri oluşturmaya başladığı pek de iyi anlaşılmış değildir. Çünkü bu küçük cisimler arasındaki kütleçekimi birbirlerine yapışmalarını sağlayacak kadar güçlü olamaz. Saniyede bir metrelik hızla çarpışan parçacıklar birbirlerine Van der Waals çekiminin (elektrostatik yüklerin neden olduğu kısa menzilli kuvvet) etkisiyle yapışabilirler. Ancak sadece Van der Waals kuvvetleri bulutsunun çalkantılı ortamında çarpışarak birleşen bu parçacıkları bir arada tutamaz. Nasıl olduğu tam olarak anlaşılmış olmasa da herkes gezegenlerin bir şekilde bu parçacıkların birleşmesiyle oluştuğundan emin. Bu topaklanmalar sonucu birkaç cm çapa ulaşan parçalar artık ortamdaki çalkantılardan daha az etkilenirler. Yörüngede dolanan katı bir cisim (bir parça kondrit gibi) Güneş'in kütleçekimi sayesinde dengede kalır. Ancak ortamda bir miktar gaz varsa bu gaz cismin hızının azalmasına ve sarmal bir yol izleyerek Güneş'e doğru yakınlaşmasını sağlar. Yani cisim çapı giderek küçülen bir yörünge izler. Merkeze doğru ilerleyen kondrit parçaları buralarda birikirler ve bir araya gelerek büyürler. Bu tür bir cisim yaklaşık bir kilometrelik çapa ulaşınca artık gaz direnci onun üzerindeki etkisini kaybetmeye başlar ve cisim hemen hemen sabit bir yörüngede kalır. Yaklaşık bu boyuta ulaşan gökcisimlerine "gezegenimsi" denir. Yeni oluşmakta olan bir gezegen sisteminde benzer boyutlarda çok sayıda gezegenimsi bulunur. Yörüngeleri birbirlerine göre az ya da çok farklı olacağından birbirlerinden farklı hızlarda hereket ederler. Birbirlerine yakın yörüngede olanlar yakın hızlarla hareket ederler ve kütleçekimleri birbirlerini etkiler. Kütleçekimi yörüngelerde küçük sapmalara neden olur ve bu da çarpışmalara yol açabilir. Eğer çarpışma yeterince yavaş gerçekleşirse iki kütle birleşir ve daha büyük bir gezegenimsi ortaya çıkar. Çarpışmalar sürdükçe cisim büyür. Eğer çarpışma hızlı gerçekleşirse her iki cisim de dağılabilir. Bilim adamları bir sistemdeki gezegen oluşumunun ne kadar süreceğini bilgisayar yardımıyla hesaplamaya çalışıyorlar. Yaptıkları hesaba göre gezegenimsiler oluştuktan yaklaşık 20 bin yıl sonra Ay boyutunda yüzlerce cisim ortaya çıkıyor. Gezegenlerin hemen hemen tam boyutlarına ulaşmalarıysa yaklaşık 10 milyon yıl alıyor. Kalan gezegenimsilerse sonraki 10 milyon yıl içerisinde gezegenlerce yutuluyor. Bu çarpışmalar nedeniyle gezegenler oluşumlarının ilk dönemlerinde sürekli etkin kalıyorlar. Asteroid Kuşağı Karasal gezegenlerle dev gezegenler arasındaki bölgede Asteroid Kuşağı yer alır. Burada bir gezegen olarak nitelendirilebilecek kadar büyük bir gökcismi yoktur; kuşağın toplam kütlesi Ay'ınkinden küçüktür. Güneş Sistemi'ndeki gezegenlerin dağılımına baktığımızda bir düzen olduğu fark edilir. Her gezegenin yörüngesi bir içtekinden %75 geniştir. Bu düzene göre Asteroid Kuşağı'nın yerinde de bir gezegen olması gerekirdi. Peki bu gezegene ne oldu? Bu konuda kesin bir kanıt olamamakla birlikte bazı gezegenbilimcilere göre bir zamanlar burada oluşmakta olan bir gezegen Jüpiter'in çok güçlü kütleçekiminin etkisiyle parçalandı. Ya da buradaki gezegenimsiler hiçbir zaman bir araya gelerek gezegen oluşturamadılar. Kuşakta bulunan asteroidlerin toplam kütlesinin az olması Jüpiter'in ya da birbirlerinin kütleçekimlerinin etkisiyle yörüngelerinden çıktığı düşüncesini destekliyor. Yörüngeden ayrılan cisimler ya Güneş'in çevresinde başka bir yörüngeye oturuyorlar ya da Güneş ya da dev gezegenler tarafından yutuluyorlar. Zaman zaman karasal gezegenlerle de çarpışabiliyorlar. Dev Gezegenler Güneş bulutsusunun dış katmanları iç katmanların aksine suyun katı halde bulunabilmesine olanak tanımıştı. Bu ikinci bölgede kar taneleri iç bölgelere oranla 10 kez fazlaydı. Gaz moleküllerinin bu bölgede çok daha fazla olması nedeniyle kuşkusuz burada oluşacak gezegenlerin kimyasal bileşimleri de karasal gezegenlerden çok farklı olmalıydı. Suyun ana bileşenlerinden oksijen Güneş Sistemi'nde magnezyum silisyum ve demir gibi karasal gezegenleri oluşturan elementlerden çok daha fazladır. Bu da dev gezegenlerde bol miktarlarda su bulunması gerektiğini düşündürüyor. Ne var ki en büyük gezegenler Jüpiter ve Satürn beklendiği gibi ağırlıklı olarak sudan değil büyük oranda hidrojen ve helyumdan oluşuyor. Yani bu gezegenlerin bileşimi Güneş'inkiyle benzerlik gösteriyor. Jüpiter ve Satürn'ün bileşimleri saf hidrojen ve helyumdan oluşmuş kar taneleri sayesinde oluşmuş olamaz. Çünkü gezegenlerin oluşumları sırasında ortam bu gazların yoğunlaşabilmesi için fazla sıcaktı. Jüpiter ve Satürn kütlelerinin önemli bir bölümünü doğrudan bulutsudan almış olmalılar. Yani karasal gezegenler gibi toz ve buzdan oluşmuş çekirdekleri yeterli kütleye ulaştığında bulutsudaki gazı kütleçekimleriyle toplamış olabilirler. Jüpiter ve Satürn'ün hidrojen ve helyum ağırlıklı bileşimlerine karşılık Uranüs ve Neptün çoğunlukla katı halde bulunabilen gazlardan oluşur: Su amonyak ve metan. Ayrıca dış katmanlarda hidrojen ve helyum bulunur. Gezegenlerin çekirdeğiyse kaya ve demirden oluşur. Uydular Uyduların oluşumuyla ilgili en popüler modellerden birisi şöyle: Dev gezegenler yoğunlaşmanın etkisiyle başlangıçta çok sıcaktı. Sıcaklığın etkisiyle günümüzdekine oranla çok daha geniştiler. Zamanla soğuduklarında küçüldüler. Oluşum aşamalarının sonlarına doğru gezegenleri oluşturan gaz ve tozun artakalanı onların çevrelerinde dönmeyi sürdürüyordu. Zamanla gazın büyük bölümü ya gezegenlerce yutuldu ya da dağıldı. Kalan toz ve bir miktar gaz küçük bir Güneş Sistemi gibi bir araya gelerek uyduları oluşturdular. Uyduların çoğu yukarıda söz ettiğimiz biçimde oluşmuş olsa da bazı uyduların gezegenler tarafından sonradan yakalanmış oldukları düşünülüyor. Bu uydular ya çok elips biçimli yörüngelerde dolanıyorlar ya da dönme düzlemleri farklı. Bu uydular arasında Phoebe Triton ve pek çok küçük uydu var. Mars'ın uyduları Phobos ve Deimos da öyle. Bizim doğal uydumuz Ay'ın oluşumu başlı başına bir öykü. Ay'ın oluşumu üzerine ortaya konan en iyi varsayım onun Dünya'ya çarpan bir gezegenimsi tarafından koparıldığı şeklinde. Çarpışma Dünya'dan önemli miktarda erimiş kaya ve gazı kopararak çevresine dağıttı. Bu maddenin bir bölümü Dünya'ya geri düşerken bir bölümü de uzaya saçıldı. Roche sınırı denen ve Dünya'nın yüzeyine yaklaşık 10 bin km'den uzakta kalan cisimler yörüngeye girdiler ve topaklaşmaya başladılar. (Roche sınırı altında kalan cisimler gezegenin güçlü kütleçekimi etkisinden dolayı bir araya gelemezler.) Zamanla parçalar bir araya geldi ve Ay oluştu. Kuyrukluyıldızlar "Güneş Sistemi nerede bitiyor" sorusuna verilen geleneksel cevap Plüton'un yörüngesidir genellikle. Buna karşın günümüzde biliyoruz ki Güneş Sistemi'nin sınırları çok daha ötelere gidiyor. Günümüzden yaklaşık 50 yıl önce Kenneth Edgeworth ve Gerard Kuiper birbirlerinden bağımsız olarak Plüton'un yörüngesi civarında gezegenleri oluşturan maddeden artakalan bir kuşak bulunması gerektiğini öngördüler. Nitekim son yıllarda yapılan teleskoplu gözlemler bu cisimlerin varlığını kanıtladı. Bu kuşakta her biri yaklaşık bir kilometre ya da daha büyük çaplı 200 milyon gökcismi olduğunu hesapladı. Kuiper Kuşağı olarak adlandırılan bu kuşak Plüton ve uydusu Charon'u da içeriyor. Büyük olasılıkla Neptün'ün uydusu Triton da bir zamanlar bu kuşağın üyesiydi. Triton ve bu iki uydu bu kuşağın en büyük üyeleri olmalı. Kuşaktaki gökcisimlerinin yörüngelerinden çıkıp iç Güneş Sistemi'ne yönelmelerini sağlayan etki kendi aralarındaki çarpışmaların yarattığı kararsızlıklardır. Kısa dönemli kuyrukluyıldızlar büyük olasılıkla Kuiper Kuşağından gelirler. Uzun dönemli kuyrukluyıldızların geldiği başka bir bölge daha olmalı. 1950 yılında gökbilimci Jan Hendrick Oort bu cisimlerin kaynağıyla ilgili bir varsayım ortaya attı. Oort'a göre uzun dönemli kuyrukluyıldızlar Güneş'i küresel biçimde çevreleyen bir bölgeden geliyorlardı. Oort Bulutu olarak adlandırılan bu bölge hiç görülmediyse de yakınlarımıza gelen uzun dönemli kuyrukluyıldızların yörüngelerine baktığımızda bizi oraya götürüyor. Oort Bulutu'nun oluşumu şöyle anlatılıyor: Dev gezegenler özellikle de Jüpiter yakınlarından geçen gezegenimsileri çok basık yörüngelere yerleştirir. Hatta bazen bu cisimler Güneş'in çekim kuvvetinden kurtularak bir daha dönmemek üzere yıldızlararası ortama gönderilirler. Ancak büyük bir kısmı Güneş'in çekim etkisinden kurtulamaz ve basık elips biçimli yörüngelerinde dönerler. Güneş'ten uzak olduklarında hızları da azaldığından zamanlarının büyük bölümünü yörüngelerinin uzak yarısında yani Oort Bulutu'nda geçirirler. Oort Bulutu'nun dış sınırının yarıçapı yani Güneş'e uzaklığı yaklaşık bir ışık yılıdır. İşte bu uzaklıktan sonra Güneş Sistemi'nin bittiğini; yıldızlararası ortamın başladığını söyleyebiliriz.

Konu araçları
Yazıcıdaki Görüntüsünü Göster Sayfayı Maille Gönder