19/8/2006 - GÜNEŞ SİSTEMİ

            Güneş sistemi merkezde bir yıldız (güneş) ile etrafında dönen gök cisimlerinden oluşur.Bu gökcisimleri, dokuz gezegen ve onların bilinen 61 uydusu ile astereoidler, kuyruklu yıldızlar ve meteoroidlerdir.

            Güneş sisteminde ayrıca gezegenler arası gaz ve toz da vardır.Plüton dışında gezegenler iki gruba ayrılır: Güneş'e yakın olan küçük ve kayalık gezegenler (Merkür, Venüs, Dünya ve Mars)ve daha dışarıdaki gaz devleri (Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün) Plüton bu iki grubada girmez; çok küçüktür, yoğundur ve buzla kaplıdır.Neptün'ün yörüngesini keserek ondan daha yakın konuma geçriği kısa zaman dışında, en uzaktaki gezegen odur.

            Kayalık gezegenlerle gaz devlerinin arasında Güneş'in etrafında dönen binlerce kaya parçasının oluşturduğu asteroid kuşağı yer alır.

            Güneş sistemindeki cisimlerin çoğu, Güneş'in ekvator düzleminde eliptik yörüngelerde döner.Tüm gezegenler güneş etrafında aynı yönde (yukarıdan bakıldığında saat yönünün tersi yönde) döner.Venüs, Uranüs ile Plüton dışında hepsi kendi eksenleri etrafında da bu yönde döner.Uydularda gezegenleri etrafında dönerken aynı zamanda kendi eksenleri etrafında da dönerler.Güneş sisteminin bütünü de, bizim galaksimiz olan Samanyolu'nun merkezi etrafında döner.

1/7/2006 - NÖTRON YILDIZLAR VE KARADELİKLER

         Nötron yıldızları ve karadelikler, süpernova patlamalarından sonra kalan yıldız çekirdeklerinden oluşurlar.Kalan çekirdeğin kütlesi Güneş'in kütlesinin bir buçuk ile üç katı arasındaysa çekirdek büzülür ve bir nötron yıldızı oluşur.Eğer çekirdeğin kütlesi Güneş'in kütlesinin üç katından fazlaysa çekirdek büzüşür ve bir karadelik oluşur.

               Nötron yıldızlarının çapları genellikle  10 km civarındadır.Bu yıldızlar neredeyse bütünüyle, adına nötron denilen atomaltı parçacıklarından oluşur.Böyle yıldızlar o kadar yoğundur ki, bir çay kaşığı yıldız maddesi neredeyse bir milyar ton ağırlındadır.

               Nötron yıldızları pulsar olarak gözlemlenir.Bu ad onlara, hızla kendi etrafında dönerken kısa aralıklı kalp atışına benzer şekilde algılanan iki radyo dalgası demeti yaymaları nedeniyle verilmiştr.Karadeliklerin en ayırt edici özellikleri çok büyük kütle çekimleridir.Işık bile bu çekimden kurtulamadığından karadelikleri görmek olanaksızdır.Ne var ki, kendilerine yakın bir yoldaş yıldızları varsa yerleri saptanabilir.Karadelik kütle çekimiyle bu yıldızdan gaz çekerek bir kütle aktarım diski oluşturur.Sarmal bir biçimde karadeliğe hızla yaklaşan kütle aktarım diski ısınır ve ışınım yayar.Sonunda madde, sarmal oluşturacak şekilde dönerek olay ufkundan (karadeliğin sınırından) geçer ve böylece görülebilir evrenden kaybolur.

29/6/2006 - SÜPERNOVA ÖZELLİKLERİ

               1-Fırlatılmış madde (ejekta-yıldızın patlamayla dağılan dış katmanları) uzayda saniyede 10.000 km'ye kadar ulaşan hızlarla yol alır.  

               2-Patlamayla uzaya ağır kimyasal elementler dağılır.

               3-Patlama sırasında 1 milyar Güneş'e denk ışık enerjisi çıkar.

               4-Merkezindeki sıcaklık 10 milyar santigrad dereceden fazladır.

               5-Tersine şok dalgası içe doğru yönelerek fışkıran maddeyi ısıtır ve ışımasına yol açar.

               6-Şok dalgası çekirdekten, saniyede 30.000 km'ye kadar ulaşan hızlarda uzaklaşır.

               7-Patlamadan sonra geriye çoğunluğu nötron olan büzüşen çekirdek kalır.

29/6/2006 - BÜYÜK KÜTLELİ YILDIZLAR

 Büyük kütleli yıldızlar, Güneş'in kütlesinin en az üç katı, hatta bazıları yaklaşık 50 katı kütleye sahiptir.Bir büyük kütleli yıldız, anakol aşamasına kadar küçük bir yıldızın geçirdiği aşamalardan geçer.Anakol aşamasındaki bir yıldız, çekirdeğindeki hidrojenin kaynaşarak helyum oluşturmasına kadar durmaksızın ışır.Bu süreç küçük bir yıldızdan milyarlarca yıl, büyük kütleli bir yıldızda ise sadece milyonlarca yıl sürer.Bundan sonra büyük kütleli yıldız bir süperdeve dönüşür; başlangıçta helyumdan oluşan bir çekirdek ile çekirdeği saran soğuyan ve genleşen gaz katmanları vardır.

           Bundan sonraki birkaç milyon yıl süresince bir dizi çekirdeksel tepkimeyle, demir çekirdeğin etrafındaki kabuklarda farklı elementler meydana gelir.Sonunda çekirdek bir saniyeden kısa bir süre içinde kendi içine çökünce adına süpernova patlaması denilen muazzam bir patlama olur; oluşan şok dalgasıyla yıldızın dış katmanları parçalanır.Süpernovalar, kısa bir süre için bütün galaksiden daha fazla parlar.

            Bazen çekirdek süpernova patlamasına dayanır.Böyle bir durumda kütlesi Güneş'inkinin 1,5 katı ile 3 katı arasındaysa büzülerek küçülür ve yoğun bir nötron yıldızı oluşturur.Çekirdeğin kütlesi Güneş'inkinin üç katından epeyce fazla ise büzülen çekirdek bir karadelik haline gelir.

28/6/2006 - KÜÇÜK YILDIZLAR

           Küçük yıldızların kütleleri, Güneş'inkinin yaklaşık bir buçuk katına kadar  çıkabilir.Bu yıldızlar, bir bulutsu içerisindeki yoğun bir bölgenin kendi kütle çekiminin etkisiyle, büzülen gaz ve tozdan oluşan çok büyük küreler halinde yoğunlaşmasıyla oluşmaya başlar.Kürenin içinde, maddenin yoğunlaştırdığı bölgeler ısınarak ışık saçmaya başlar ve ilk yıldızlar (proto yıldızlar) oluşur.Bir ilk yıldızda yeterli madde toplandığında merkez sıcaklığı yaklaşık 15 milyon santigrad dereceyi bulur.Bu sıcaklıkta hidrojenin kaynaşma yoluyla helyuma dönüştüğü çekirdeksel tepkimeler başlayabilir.Bu sayede açığa çıkan enerji yıldızın daha fazla büyümesini önlediği gibi yıldızın parlamasınıda sağlar.İşte bu yıldız artık bir anakol yıldızıdır.

                Kütlesi Güneş'inki kadar olan bir yıldız yaklaşık 10 milyar yıl süreyle, içindeki tüm hidrojen helyuma dönüşünceye kadar, anakolda kalır.Bundan sonra helyum çekirdek yaniden büzülür ve çekirdeksel tepkimeler bu çekirdeğin etrafındaki kabuk içerisinde sürer.Bu çekirdek, helyumun kaynaşarak karbon oluşturabileceği kadar ısınırken, yıldızın dış katmanları genleşip soğuyarak parlaklığını yitirir.Genleşen yıldız kırmızı dev olarak adlandırılır.

                Çekirdekteki helyum tükendiğinde yıldızın dış katmanları dışa doğru genişleyen gazdan bir kabuk haline gelir.Bu kabuk gezegenimsi bulutsu adını alır.

                Geriye kalan çekirdek (başlangıçtaki yıldızın %80'i kadar) artık son dönemlerindedir.Önce zamanla soğuyan ve sönen bir beyaz cüce olur.Sonunda tamamen sönünce, ölü yıldız bir kara cüceye dönüşür

                         KIRMIZI DEVİN YAPISI

         1-Soğuyan ve genleşen dış katman kırmızı ışık yayar.

         2-Yüzey sıcaklığı 3500 derecedir.

         3-Dış bölgenin çoğunluğu hidrojenden oluşur.

         4-Dış bölgenin bir alt katmanında hidrojen kaynaşarak helyum oluşturur.

         5-Ara katmanın çoğunluğu helyumdan oluşur.

         6-Ara katmanın bir alt katmanında helyum kanaşarak karbon oluşturur.

         7-Çekirdek sıcaklığı 100 milyon derecedir ve karbondur.

27/6/2006 - YILDIZLAR

            Yıldızlar, bulutsularda doğan sıcak ve parlar gaz kütleleridir.Büyüklük, kütle ve sıcaklık bakımından çok farklıdırlar: Çapları, Güneş'in çapının 450'de biri ile 1000 katı arasında; kütleleri, Güneş'in kütlesinin 20'de biri ile 50 katı arasında; yüzey sıcaklıklarıda yaklaşık 3000 derece ile 50.000 derece arasında değişir.

            Bir yıldızın rengi sıcaklığı tarafından belirlenir; En sıcak yıldızlar mavi, en soğuklarda kırmızıdır.Güneş 5500 derecelik yüzey sıcaklığı ile bu iki uç arasında yer alır ve sarı renkte görünür.Parlayan bu yıldızın yaydığı enerji, yıldızın çekirdeğinde oluşan çekirdeksel kaynaşma (füzyon) tarafından üretilir.Bir yıldızın parlaklığı parlaklık derecesi cinsinden ölçülür.Yıldızın parlaklığı arttıkça parlaklık derecesi (kadir) azalır.

            İki tür parlaklık derecesi vardır:görünen parlaklık (Dünya'dan görünen parlaklık) ve mutlak parlaklık (10 parsek yani 32,6 ışık yılı uzaktan bakıldığında görüneceğini düşündüğümüz parlaklık).

            Bir yıldızın yaydığı ışık, bir dizi koyu çizgi (soğurma çizgileri) içeren bir tayf oluşturacak şekilde ayrılabilir.Bu çizgilerin dağılımı ve sıralanışları belirli kimyasal elementlerin varlığını gösterir ve astronomların o yıldızın atmosfer bileşimini saptamasına olanak verir.

            Yıldızların parlaklıkları ile tayf türleri (renkleri) arasındaki bağıntı, adına Hertzsprung-Russell diyagramı denilen diyagram üzerinde gösterilir.Bu diyagramda yıldızların belirgin bazı gruplara ayrıla bileceği görülür.Başlıca gruplar, ana kol yıldızları (hidrojen kaynaşmasıyla helyum oluşturanlar), devler süperdevler ve beyaz cücelerdir.

27/6/2006 - BULUTSULAR VE YILDIZ KÜMELERİ

        Bulutsular bir galaksinin içindeki toz ve gaz yığınıdır.Bulutsular, içlerindeki gaz parladığında ya da yıldızlardan gelen ışığı yansıttıklarında ve ya daha uzaktaki neslerin ışığını engellediklerinde görünür hale gelebilirler.Salma bulutsular parlar, çünkü içlerindeki gaz sıcak genç yıldızlarınışınımınca uyarıldığında ışık yanar.

        Yansıtıcı bulutsularda, tozlar bulutsu içindeki ya da çevresindeki yıldızların ışığını yansıttıkları için parlar.Karanlık bulutsular gölge görüntüler olarak görünürler, çünkü gerilerindeki parlayan bulutsulardan ya da yıldızlardan gelen ışığı engellerler.

         Bir de ölen yıldızlara bağlı olan iki bulutsu türü vardır: Gezegenimsi bulutsular ve süpernova kalıntıları.Her ikiside bir zamanlar bir yıldızın dış katmanı olan, genişleyen gazdan kabuklardır.Gezegenimsi bulutsu, ölmekte olan bir yıldız çekirdeğinden uzaklaşan bir gaz kabuğudur.Süpernova kalıntısı ise, adına süpernova denilen çok şiddetli bir patlama sonrasında yıldız çekirdeğinden büyük hızla uzaklaşan bir gaz kabuktur.

         Yıldızlar çoğu zaman küme denilen topluluklar halinde bulunur.Açık kümeler, aynı bulutta doğmuş ve birbirinden uzaklaşan bir kaç bin genç yıldızdan oluşan gevşek gruplardır.Küresel kümeler ise, birbirine yakın yüzbinlerce yaşlı yıldızdan oluşan kabaca küre şeklindeki gruplardır.

6/5/2006 - SAMANYOLU

           Geceleyin gökyüzünde boydan boya uzanan soluk ışık şeridine Samanyolu adını vermekteyiz.Bu ışık, Samanyolu galaksisi yada kısaca Samanyolu adını verdiğimiz galaksimizdeki yıldız ve bulutsulardan gelmektedir.Galaksimiz sarmal şeklindedir;merkezde yoğun bir şişkinlik ile dışarıya doğru merkezi çevreleyecek şekilde uzanan 4 sarmal koldan ve merkezi çevreleyen daha az yoğun bir haleden meydana gelmektedir.

           Güneş sistemimiz, bu sarmal kollardan biri olan Avcı Kolu'nda(diğer bir adla Yerel Kol) yer aldığı için biz galaksimizin sarmal biçimde olduğunu göremeyiz.Toz bulutları bulunduğumuz konumdan galaksimizin merkezini görmemizi engellediğinden optik haritalar bize Samanyolu'nun ancak sınırlı bir görüntüsünü verebilir.Ne var ki radyo dalgalarının, kızıl ötesi ve ışınımların incelenmesiyle daha ayrıntılı bilgiler elde edilebilir.

           Samanyolu'nun merkezindeki şişkinliği, görece küçük ve yoğun bir küredir ve içinde esas olarak daha yaşlı kırmızı ve sarı yıldızları barındırır.Hale ise daha az yoğun bir bölgedir ve en yaşlı yıldızları içerir; bu yıldızlardan bazıları galaksimizin kendisi kadar yaşlıdır(büyük olasılıkla 15 milyar yıl kadar).Sarmal kollar daha çok sıcak, genç mavi yıldızlar ile bulutsular (içinde yıldızların doğduğu toz ve gaz bulutları) içerir.

           Samanyolu çok büyüktür, boydan boya ölçüldüğünde yaklaşık 100.000 ışık yılı (bir ışık yılı yaklaşık 9,46 trilyon kilometre) genişliğindedir.Bir karşılaştırma yapacak olursak,Güneş sisteminin ne kadar küçük olduğu anlaşılır;Güneş sistemimizin genişliği yaklaşık 12 ışık saati (yaklaşık 13 milyar kilometre) kadardır.

           Samanyolu uzayda dönerken merkeze yakın yıldızlar, merkeze uzak yıldızlardan daha hızlı hareket ederler.Merkezden üçte iki oranında dışarıda olan Güneş, galaksi merkezinin etrafındaki bir turunu yaklaşık 220 milyon yılda tamamlar.

6/5/2006 - GALAKSİLER

           Galaksiler çok sayıda yıldız, bulutsu ve yıldızlar arası maddeden oluşur.En büyük galaksiler 3 trilyon kadar yıldız içerirken en küçükleri yaklaşık 100.000 yıldız içerir.

           Galaksiler biçimlerine göre 3 e ayrılır;eliptik yani oval şekilli olanlar,merkezden dışa doğru açılan kolları olanlar, belirgin bir şekli olmayan düzensiz galaksiler.

           Bir galaksinin şekli bazen başka bir galaksiye çarpışma sonucunda bozulur.Kuazarların galaksi çekirdekleri olduğu düşünülmekle birlikte,çok uzakta olduklarından gerçek doğaları halen tam anlaşılmamıştır.Kuazarlar bilinen evrenin en uzak köşelerinde bulunan yoğun ve çok parlak nesnelerdir.Örneğin,bilinen en uzaktaki "sıradan" galaksiler bizden yaklaşık 10 milyar ışık yılı uzaktayken,bilinen en uzaktaki kuazar yaklaşık 15 milyar ışık yılı uzaktadır.

      SARMAL GALAKSİ                                 OVAL ŞEKİLLİ GALAKSİ

                                            DÜZENSİZ GALAKSİ

6/5/2006 - EVREN

         Evren var olan herşeyi içine alır; en küçük atomaltı parçacıktan bilinen en büyük yapı olan galaktik süperkümelere kadar.Kimse evrenin ne kadar büyük olduğunu bilmiyor;ama astronomlar,her biri ortalama 100 milyar yıldızdan oluşan yaklaşık 100 milyar galaksi içerdiğini tahmin ediyorlar.

         Evrenin oluşumuna ilişkin en yaygın kabul gören kuram olan Büyük Patlama Kuramı,evrenin 10 ila 20 milyar yıl önceki mütiş bir patlama-Büyük Patlama- ile meydana geldiğini ileri sürmektedir.

         Başlangıçta evren, genişledikçe soğuyan, gazdan oluşan,çok sıcak ve yoğun bir ateş küresiydi.Yaklaşık 1 milyon yıl sonra bu gaz büyük olasılıkla ilkel galaksi adı vaerilen yerel düğümler haline geldi.Bunu izleyen 5 milyar yıl boyunca bu ilkel galaksiler yoğunlaşmaya devam ederek, içinde yıldızların doğduğu galaksileri oluşturdu. 

         Milyarlarca yıl sonra, günümüzde, cisimlerin kütle çekimi tarafından bir arada tutulduğu bölgeler varsada(örneğin galaksilerin bir çoğu kümeler halinde bulunur.)evren, bir bütün olarak hala genişlemesini sürdürmektedir.