FİZİK VE TIP

Ulaşmak istediğiniz BAŞLIĞI tıklayınız.

Giriş
Element ve atom kavramı
Parçacık fiziği (kuantum fiziği) ve standart modeli
Radyasyon
Çekirdek tepkimesi

Evren ve yıldızların oluşumu ve olası sonları

 

 

GİRİŞ

Günümüze kadar yapılan çalışmalar, doğada bulunan canlı ve cansız tüm varlıkların belli bir düzen içinde yapılandıklarını ortaya koymuştur. Elde edilen bilgiler, bu düzende bazı ilkelerin geçerli olduğunu göstermiş ve çeşitli bilim dallarının kurulmasına olanak sağlamıştır. Bu bilim dalları sayesinde başta insanlar olmak üzere doğada yer alan canlıların gerek yapısı gerekse davranışları daha anlaşılabilir hale gelmiştir. Bu bağlamda insanların yaşamını tehdit eden bazı hastalıklar tanımlanmaya başlanmış ve bunların tanı ve tedavileri için çeşitli çabalar harcanmaya başlamıştır. Hastalıkların tanısı ve tedavisinde kullanılan cihazların önemli bir kesimi fizik bilim dalının ilkelerine dayanarak yapılmıştır. Dolayısıyla bu sayfada bazı önemli fizik ilkelerine değinilecektir. Bu bağlamda, maddelerin temel yapı taşı olan atomun yapısı ve özellikleri, ışık ve ışığın özellikleri, evrenin ve yıldızların oluşumu ve olası sonları gibi konular ele alınmış ve en basit şekliyle verilmeye çalışılmıştır.

NOT: Bu kısımda yer alan bilgiler, CALTECH, MIT, ODTU, gibi bazı üniversitelerin yayınlarından, CERN, NASA, BRITANNICA, WIKIPEDIA, NATIONAL GEOGRAPHIC, Space ve Nature gibi web sayfalarından, S. Hawking'in kitaplarından ve S. Hawking ve A. Einstein gibi bazı ünlü fizikçiler için yazılmış biyografilerden yararlanılarak hazırlanmıştır. 

 

 

ELEMENT VE ATOM KAVRAMI

Lacivert renkli ve altı çizili kelimeler tıklandığında o konu ile ilgili bilgilere ulaşabilirsiniz.

Element kavramı
Atom kavramı ve atomun yapısı
Proton ve nötron kavramı
Atomik kütle kavramı
İzotop kavramı
Elektron kavramı
İyonizasyon ve iyonize atom kavramı

 

 

ELEMENT VE ATOM KAVRAMI

Çeşitli parçacıkların bir araya gelmesi ile oluşan, bir kütlesi (ağırlığı olan) olan ve uzayda yer kaplayan niceliklere madde denir. Bu durumda bir kaya parçası ya da bir insan birer madde olarak kabul edilebilir. Fizik ve Kimya biliminde en saf maddeye element denir. Diğer bir deyişle, element sadece bir tür atomdan oluşan ve basit kimyasal işlemlerle daha temel yapılara ayrılamayan (bölünemeyen) maddedir. Örneğin Oksijen, ve Altın elementi gibi. Diğer bir deyişle, her bir element, atom adı verilen temel birimlerden oluşur. Yapı olarak birbirlerinin aynısı olan bu atomlar elementin ismi ile anılırlar. Örneğin Hidrojen elementini oluşturan atomlardan her birine Hidrojen atomu denir. 

Elementlerin sınıflandırılması

Hemen her öğrencinin kimya dersinde öğrendiği periyodik çizelge incelendiğinde element ya da atomların temel olarak metalik, ametalik (metalik olmayan, non-metalik) ve metaloid elementler olarak 3 gruba ayrıldığı görülür. 

  • Metal elementeler (Demir, Bakır ve Altın gibi) ısıyı ve mutlak sıfır sıcaklığında bile (-273 derece) elektriği iyi iletirler ve çoğunlukla kolayca şekillendirilebilir (levha ve tel haline getirilebilirler). Ayrıca metal elementlerin çoğu oda sıcaklığında katı halde bulunur.

  • Ametaller (Hidrojen ve Oksijen gibi) genellikle ısı ve elektriği zayıf iletirler. Ametallerin çoğu oda sıcaklığında gaz halinde bulunurken, bazıları sıvı ve ya da katı halde bulunur ve genellikle şekil verilemezler.

  • Metaloidlerin (Silisyum ve Polonyum gibi) fiziksel özellikleri daha çok ametallere benzer, ancak belirli koşullar altında birçoğu elektriği iyi iletebilir. Yarı iletkenler adını alan bu elementler bilgisayar gibi teknolojik ürünlerde kullanılır.

Astronomide Hidrojen ve Helyum dışında kalan, diğer bir deyişle helyumdan daha ağır olan (daha fazla atomik kütle) tüm elementler ya da atomlar metal olarak kabul edilir. 

Ağır atom/hafif atom kavramı: Bu sınıflamada bir atomun kütlesi (atomik kütle), Demir atomunun kütlesi ile kıyaslanarak yapılır. Buna göre bir atomun kütlesi Demir atomundan fazlaysa ağır atom, azsa hafif atom sınıfında yer alır.

Yukardaki tanımlamalar göz önüne alındığında aynı element ya da atomun farklı gruplarda ya da birden fazla grupta yer aldığı görülür. 

Örnekler

  • Hidrojen, Oksijen, Karbon ve Nitrojen gibi vücudumuzu oluşturan temel elementler kimyada ametalik grupta; astronomide ise metal grubunda yer alır. Buna karşın vücutta bulunan Demir ve Çinko kimyada metalik, Selenyum ise ametalik gruba girer. Kütle açısından Demirden daha hafif olan Hidrojen, Oksijen, Karbon, Nitrojen, hafif atom grubuna, Demirden daha ağır olan Çinko ve Selenyum ağır atom grubuna girer.

  • Kimyada metal olan Bakır ve bir ametal olan Oksijen, Helyumdan daha ağır olduğu için astronomide metal grubunda yer alırlar. Bakır; Demirden ağır olduğu için ağır atom, Oksijen; Demirden hafif olduğu için hafif atom olarak kabul edilir.  

Doğada birbirinden farklı özelliklere sahip 100'den fazla element vardır. Öyleyse evrende bulunan canlı ya da canlı olmayan tüm varlıklar ya da maddeler, farklı özelliklere sahip elementlerin (saf maddelerin) özel bir yapılanma ile bir araya gelmesi sonucu oluşur.

 

Molekül kavramı: iki aynı atomun yan yana gelmesi, ya da birden fazla farklı atomun yan yana gelmesi ile oluşan yapı molekül adını alır. Örneğin; iki Hidrojen atomu (H) yan yana gelirse Hidrojen molekülü oluşur ve H2 ile gösterilir. Bir Karbon atomu  ile 2 Oksijen atomu yan yana gelirse Karbondioksit molekülü oluşur ve CO2 olarak gösterilir.

Bileşik: Farklı Elementlerin (atomların) bir araya gelerek farklı bir madde oluşmasıdır. Örneğin oksijenle hidrojen bir araya geldiğinde su (H2O), klorla sodyum bir  araya geldiğinde tuz (NaCl) ortaya çıkar.

 

 

Atomun yapısı
Şekil 1'de görüldüğü gibi, herhangi bir bir atomun merkezinde bir çekirdek (nucleus; nükleus) vardır ve burada proton ve nötron adı verilen atom altı parçacıkları yer alır. Çekirdeğin etrafında ise elektron adı verilen çok küçük parçacıklar döner.

 

 

Şekil 1: Atomun yapısı

oksijenatom


 

Proton ve nötron kavramı
Bir atomun çekirdeğinde bulunan protonlar artı (pozitif; +) elektrikle yüklü parçacıklar olup, nötronların elektrik yükü yoktur (nötr). Nötronlar protonlardan biraz daha ağırdır (daha fazla kütle). Proton ve nötronlar ise KUARK adı verilen daha alt küçük parçacıkların özel bir yapılanma ile bir araya gelmesinden oluşur.

 

Elektron kavramı
Her bir atomun çekirdeği etrafında dönen ve  proton ve nötronlara göre çok hafif olan atom altı parçacıkları elektron olarak isimlendirilmiştir. Bu parçacıklar, protonların aksine eksi (negatif;-) elektrikle yüklüdürler. Bir atomda ne kadar proton varsa o kadar da elektron vardır. Örneğin Oksijen atomunda 8 proton, 8 elektron vardır (Şekil 1). Bu elektronların çekirdek etrafında, elektron kabuğu adı verilen farklı yörüngelerde döndükleri kabul edilir ve farklı kabuklarda bulunan elektronların sahip oldukları enerji düzeyleri de farklıdır. Çekirdeğe en yakın olan kabuk ya da yörünge (K) yörüngesini adını alırken daha sonraki yörüngeler L,M,N..... harfleri ile gösterilir. Çekirdeğe en yakın olan yörünge ya da kabuktaki elektronların enerjisi en azken, en uzakta bulunan kabuktaki elektronların sahip olduğu enerji en fazladır. Bu durumda; örneğin en dış kabukta bulunan bir elektron bir alt kabuğa inerse, iki kabuk arasındaki enerji farkı kadar bir enerjiyi kaybedecek, diğer bir deyişle bu enerji dışarı doğru yayılacaktır. Bunun aksine son kabuktaki elektron dışardan bir enerji aldığında, bu elektronun enerji düzeyi yükselir. Bu durumda bu elektronun bir üst kabuğa geçmesi gerekecektir. Zaten son kabukta bulunan bu elektron, artık  bu kabukta kalamayacak ve atomdan dışarı doğru fırlayacaktır. Atomun bu haline iyonize atom denir.  

 

 

Atomik kütle kavramı

Bir atom çekirdeğinde bulunan protonların sayısına atom numarası, proton ve nötron sayılarının toplamına ise atomik kütle numarası adı verilir. Örneğin şekil 1'de görülen oksijen atomunda 8 proton olduğundan atom numarası 8, proton ve nötronların toplamı 16 olduğundan atomik kütle numarası 16'dır. Bir atomun kütlesi ise elektronların kütleleri çok küçük olduğundan, proton ve nötron kütlelerinin toplamına eşittir.

Bir elementi oluşturan atomların proton sayıları birbirine eşitken daha sonra da değinileceği gibi nötron sayıları her zaman birbirine eşit olmayabilir. Dolayısıyla bir atomdaki proton sayısı, o atomun hangi elementin atomu olduğunu belirler. Diğer bir deyişle iki farklı elementin atomunda bulunan proton sayıları dolayısıyla atom yapıları farklıdır. Örneğin çekirdeğinde bir proton bulunan atom; hidrojen elementinin atomu, 8 proton olan atom; oksijen elementinin atomudur.

Bir atomun kütlesinin hesaplanması

NOT 1: Aşağıda verilen ve üslü rakamlar içeren sayılar çok küçük ya da çok büyük sayıları göstermek için kullanılır. Bu şekilde yazılan büyük ya da küçük sayıların yazılma mantığı ve  özel isimleri için TIKLAYINIZ

NOT 2: Ölçme birimleri, isimleri ve simgeleri için TIKLAYINIZ

  • Mol Tanımı: Bir temel ölçme birimi olan mol; içinde 6,022x1023 sayıda parçacık bulunduran bir miktardır ve bu sayı Avogadro sayısı olarak bilinir. Örneğin 1 mol fasulye içinde 6,022x1023 sayıda fasulye tanesi vardır. Benzer şekilde 1 mol Karbon-12 atomu içinde 6,022x1023 Karbon-12 atomu vardır.

  • Atomik kütlesi, atomik kütle numarasına eşit olan atom, karbon-12 ) atomudur (Simgesi: C-12; 12C ya da C12). Dolayısıyla 1 mol karbon atomunun kütlesi (atomik ağırlık olarak da belirtilebilir) 12 gramdır. 12 gram, Avagadro sayısına bölünürse bir karbon-12 atomunun kütlesi 1.99x10-23 gram olarak bulunur.

  • Atomik kütle birimi (AMU): Bir karbon-12 atomu kütlesinin on ikide birine eşit fiziksel bir sabittir. Bu değer yaklaşık 1.66 x 10-24 gramdır ve 1 Dalton (da) olarak bilinir. Bu bağlamda, bir 1 mol karbon atomunun kütlesi aynı zamanda 12 AMU (dalton) olur. Diğer tüm elementlerin atomik kütlesi carbon-12'ye göre hesaplanır. 

    • Örnek: 1 mol oksijen yaklaşık 16 gram ya da 16 AMU değerine karşılık gelir. Dolayısıyla 1 oksijen atomunun kütlesi;

      • 16 x 1.66 x 10-24 = 2,6x10-23 gram

      • 16 / 6,02 x 10232,6x10-23 gram

 

 

Kütle ve ağırlık kavramı

Günlük yaşamda kütle ve ağırlık terimleri birbiri yerine kullanılsa da aralarında kavramsal farklılık vardır. Kütle (m), nesnenin temel bir özelliği olup parçacık veya nesnedeki madde miktarını temsil eden boyutsuz bir niceliktir. Bir başka tanımlamayla kütle, bir nesnedeki malzeme (atomların sayısı ve türü) miktarının bir ölçüsüdür. Bu miktar aynı madde ya da aynı parçacık için evrenin her yerinde aynı değerdedir. Ağırlık (W) ise yerçekimi (kütleçekim) kuvvetinin (gravite; g) bir kütleye ne kadarlık bir kuvvet uyguladığının ölçüsüdür. Bir kütleye uygulanan kuvvetin birimi Newton'dur.

1 Newton (N); 1 kilogramlık bir kütleye saniyede 1 metre ivme (birim zamandaki hız değişimi) kazandıran kuvvettir. Bu bağlamda dünyanın kütleçekim kuvveti ya da yerçekimi kuvveti yaklaşık 9,8 metre/saniye2  ya da 9.8 N'dir. Öyleyse, ağırlık; kütle ile yerçekimi kuvvetinin çarpımına eşit olacaktır (W=m x g). Dolayısıyla ağırlığın birimi kg ya da N cinsinden ifade edilebilir. 

Bu bilgilere göre; ağırlık, kütleçekim kuvveti değiştikçe değişecektir. Bu bağlamda bir insanın dünyadaki kütlesi ne kadarsa ayda da o kadardır. Buna karşın aynı insanın ayda terazi ile ölçülen ağırlığı dünyada ölçülen ağırlığından çok daha az, Jupiterde ise çok daha fazladır. Bunun nedeni ayda kütle çekim kuvvetinin dünyadan daha az, Jupiterde ise daha fazla olmasıdır.   

Günlük yaşamda gerek kütlenin gerekse ağırlığın ölçüm birimi kilogram ya da gram olmakla beraber özellikle Fizik biliminde parçacıkların kütlesi için daha yaygın olarak kullanılan ölçü birimi; elektron volt (eV) cinsinden türetilmiş bir birimdir.

 

 

Elektron volt (eV): Bir boşlukta hareketsiz halde durduğu varsayılan bir elektronun, bu boşlukta bir voltluk elektrik potansiyel farkı yaratıldığında, hızlanan elektronun kazandığı kinetik enerji miktarının ölçüsüdür ve yaklaşık olarak 1,6×10−19 Joul (J) değerindedir.

Joul bir enerji birimidir ve bir Joul, bir cisme hareket yönünde bir metrelik bir mesafe boyunca bir Newton'luk bir kuvvet etki etmesi sonucunda bu cisme aktarılan enerji miktarı olarak tanımlanır. 

Elektron volt (eV) aslında bir enerji birimi olmakla beraber, Einstein'nın E = mc2 formülüne göre kütle, enerji cinsinden de ifade edilebilir. Buna göre kütle (m) = eV/c2 olur. Bu bağlamda;

1eV =1,6 x 10−19 joul, ışık hızının (c) karesi olan 9x1016 değerleri, bu formülde yerine konursa

1,78 x 10−36 kg olarak bulunur. Diğer bir deyişle, bu değer 1eV enerjiye sahip bir bir parçacığın kg cinsinden sahip olduğu eşdeğer kütleyi verir. 

Gerekli çevirmeler yapıldığında 1 gram = 5,6x1032 eV olur. 

Elektrik potansiyeli: Belli miktarda elektrik yüküne sahip bir cismin iş yapabilme yeteneği olarak tanımlanır. Bir cisme elektron aktarıldığında (negatif yük) cismin artan negatif elektrik yükü dolayısıyla iş yapabilme yeteneği artar ve bu yük elektrik potansiyeli şeklinde (potansiyel enerji) depolanır. Böylece bu cisim, kazandığı iş yapabilme yeteneği sayesinde pozitif yükü olan başka bir parçacığı çekebilirken negatif yükü olan başka bir parçacı itebilir. Elektriksel potansiyel fark (voltaj) ise bir elektrik alanında bulunan iki yüklü cismin sahip oldukları elektrik potansiyelleri arasındaki fark olarak tanımlanır. Diğer bir deyişle bir cisme, diğer yüklü cisme göre farklı bir elektrik potansiyeli yüklendiğinde, iki cisim arasında elektrik potansiyel farkı oluşacaktır. 

Günümüzde bir çok amaç için kullanılan piller bu mekanizmaya göre yapılmıştır. Bir pilin üzerinde (+) ve (-) yazan iki uç (kutup) olduğu görülür. Bu kutupların bir tarafında (+) yüklü iyonlar diğer tarafa ise (-) yüklü elektronlar toplanmıştır. Dolayısıyla bu iki kutup arasında elektriksel açıdan potansiyel enerji (durağan enerji) farkı vardır. Bu fark Volt (V) birimi ile ifade edilir. Pilin iki kutbu bir iletken (örneğin bir bakır tel) ile birleştirilirse yüksek enerji potansiyeline sahip kutuptan düşük potansiyele sahip olan kutba doğru bir enerji akımı (elektron akımı) başlar. Bu bakır tele bir ampul bağlanırsa aktarılan enerji ampülün içindeki ince telleri ısıtarak ışımasına neden olur.

 

 

İzotop kavramı
Biraz önce de değinildiği gibi atom çekirdeğinde proton ve nötron bulunur. Bir elementin her bir atomunda bulunan proton sayısı eşittir, dolayısyla atomun türünü proton sayısı belirler. Örneğin magnezyum atomunda 25 proton vardır, eğer bunun proton sayısı bir arttırılırsa yeni oluşan 26 protonlu atom Demir atomu olacaktır. Bir atomda proton ve nötron sayılarının da birbirine eşit olması beklenir. Ancak aynı elementin bazı atomlarda bu eşitlik yoktur. Diğer bir deyişle bir elementte bulunan bir kısım atomun içerdiği nötron sayısı diğerlerinden farklı olabilir. Bir elementte farklı sayıda nötron içeren atomlar varsa bunlara izotop atomlar veya izotop elementler adı verilir. Bu durum iki ayrı örnek verilerek açıklanacaktır.

  • Daha önce de değinildiği gibi hidrojen atomu bir protona sahiptir ve nötronu yoktur. Eğer bu atomun çekirdeğine bir nötron girerse bir hidrojen izotopu ortaya çıkmış olur ve döteryum adını alır. Eğer çekirdeğe 2 tane nötron girerse hidrojenin ikinci bir izotopu oluşur ve trityum olarak adlandırılır. Görüldüğü gibi her üç hidrojende de bir proton olduğu halde içerdikleri nötron sayıları farklıdır. Bu şekilde oluşan izotoplar bu örnekte olduğu gibi ya farklı bir ad alır ya da atom ismine proton ve nötron sayılarının toplamı olan atomik kütle numarası yazılır. Bu bağlamda döteryum; Hidrojen-2 (H2; 2H) trityum ise Hidrojen-3 (H3; 3H) olarak da bilinir

  • Diğer bir örnek atom santrallerinde nükleer enerji elde etmek için sıklıkla kullanılan doğal uranyum elementidir. Doğal uranyum elementinin (U) tüm atomlarında bulunan proton sayısı eşit olup 92 tanedir. Ancak atomunda 142 tane nötron bulunduranlar Uranyum-234 (92+142), 143 nötron bulunduranlar Uranyum-235 ve 146 nötron bulunduranlar ise Uranyum-238 olarak gösterilir.

 

 

İyonizasyon ve iyonize atom (iyon) kavramı
Genel olarak bir atomda kaç tane proton varsa o kadar da elektron vardır. Dolayısıyla bu atomlar elektriksel olarak dengededir (Nötr atom). Ancak bir atomun dış yörüngesinde bulunan elektron sayısı, bazen olması gerekenden az ya da fazla olabilir. Bunun nedeni, bu atomun son yörüngesine başka bir atomdan ya da ortamdan elektron alması veya bu son yörüngeden başka bir atoma ya da ortama elektron vermesidir. Bu olaya iyonizasyon adı verilir. Eğer bu atom bir elektron almışsa eksi yükü fazla, elektron vermişse artı yükü fazla olacaktır. Diğer bir deyişle toplam elektrik yükü değişen bu atom artık iyonize atom ya da kısaca iyon olarak adlandırılacaktır. Eksi yüklü iyona anyon, artı yüklü iyona katyon denir.

Ortamda bulunan iki farklı atom, örneğin sodyum ve klor, birbirinine elektron aktararak (sodyum atomu son yörüngesindeki bir elektronu, klor atomunun son yörüngesine aktarır) biri anyon diğeri katyon haline gelir. farklı yüklere sahip olan bu iki iyon birbirini çeker ve bir bileşik madde olan NaCl (tuz) ortaya çıkar. Diğer bir deyişle bu iki iyonun arasında iyonik bağ oluşmuştur. 

Diğer yandan iki farklı atom son yörüngelerinde bulunan elektronları paylaşabilirler. iki hidrojen ve bir oksijen atomu son yörüngelerindeki elektronları paylaşır ve H2O (su) oluşur (Şekil 2). Bu türde oluşan bağa kovalent bağ adı verilir. 

 

Şekil 2: Su molekülünü oluşturan atomlar arasında elektronların paylaşımı.

su

 

 

PARÇACIK FİZİGİ (KUANTUM FİZİĞİ) ve STANDAT MODELİ 

Lacivert renkli ve altı çizili kelimeler tıklandığında o konu ile ilgili bilgilere ulaşabilirsiniz.

Kuantum teorisi ve bununla ilgili bazı kavramlar
Kuantize edilen nicelikler
Vektörel ve skaler büyüklükler
Kuantum Standart modelinde yer alan parçacıklar
Karalık madde ve karanlık enerji
Parçacık hızlandırıcıları
James Webb teleskobu

 

 

KUANTUM TEORİSİ VE BUNUNLA İLGİLİ KAVRAMLAR 

Kuantum teorisinin tanımı
İçsel özellik
Kuantum alan kavramı
Karşıt parçacık (madde) kavramı

 

 

KUANTUM TEORİSİN TANIMI
Bu teori, atom ve atom altı düzeyde madde ve enerjinin doğasını ve davranışını açıklayabilmek için oluşturulmuş bir teoridir. Maddenin ve enerjinin bu düzeydeki doğası ve davranışı bazen kuantum fiziği veya kuantum mekaniği olarak adlandırılır. Bu teorinin oluşmasında;

"C. Maxwell, M. Faraday, J. Dalton, J. Thompson, E. Rutherford, N. Bohr, M. Planck, L. de Broglie, A. Einstein, E. Shrodinger, M. Born, P. Dirac, W. Heisenberg, H. Becquerel, P ve M Curie, W. Pauli, E. Hubble, E. Fermi, M. Gell-mann, R. Feynman, P. Higgs" gibi birçok ünlü fizikçi ve diğer fizikçiler aşama aşama katkı bulunmuştur. Kuantum teorisi, birçok fizik ve matematik formüllerin yanı sıra tanımlanmış bazı fiziksel ilkelere, gözlem ve deneyler sonucunda elde edilen verilere göre oluşturulmuştur. Dolayısıyla fizik biliminin içine yer almayan bireyler için anlaşılması oldukça zordur. Bu bağlamda Nobel ödüllü kuantum fiziğinin kurucularından olan ünlü bir fizikçi, kuantum teorisi için;

“Kuantum teorisine şaşırmayan bir kimse onu tam olarak anlamamıştır” ifadesini kullanmıştır.

Fizikte, kuantum (çoğulu kuanta) latince kökenli bir kelime olup "quantus" kelimesinden türetilmiştir. Bu terim, bir etkileşime girebilen herhangi bir fiziksel varlığın (niceliğin) daha fazla bölünemeyen ya da en küçük miktarını belirtir. Örneğin, atomun temel bileşenlerinden biri olan elektron bir kuantum parçacığıdır ve günümüzdeki verilere göre daha fazla bölünemediği kabul edilir. Buna karşın, atomun diğer önemli bileşenleri olan proton ya da nötron, kuarklardan oluştukları için birer kuantum parçacığı değildir, ancak kuarklar birer kuantum parçacığıdır. Daha sonra da değinileceği gibi bazı parçacıklar elektrik yükü gibi bir niceliğe sahiptir ve elektrik yükü de kuantize edilmiştir. Bu miktar bir parçacığın taşıyabileceği en düşük elektrik yüküdür.

Standart modele geçmeden önce bazı tanımlamaların yapılmasında yarar vardır.

 

 

İÇSEL ÖZELLİK
Bir parçacığın yaradılıştan gelen ayrılmaz ve değişmeyen temel bir özelliği olarak tanımlanır. Bu bağlamda, spin, kütle ve elektrik yükü bir parçacığın içsel bir özellikleri olarak kabul edilir. Bir parçacığın bir içsel özelliği değiştirilirse o parçacık, içsel özelliği değiştirilmeden önce her ne idiyse, artık değildir.

 

 

KUANTUM ALAN KAVRAMI
Kuantum fiziği ile ilgili yazılar okunduğunda elektromanyetik alan, Higgs alanı gibi içinde “alan” kelimesi olan terimlerle sıkça karşılaşılır. Bir alan çeşitli fizik formüller, bazı fiziksel ilkeler ve bazı gözlemler sonucunda teorik olarak var olduğu kabul edilen ve tüm evrene yayılmış, her yerde temel özellikleri aynı olan bir niceliktir. Diğer bir deyişle, fizikte alan, uzay ve zamanda her nokta için bir değeri olan fiziksel bir niceliktir.

Bir alan vakum enerjisi olarak da bilinen ve sürekli dalgalandığı kabul edilen bir taban enerji düzeyine (istirahat enerjisi) sahiptir. Bu, bir sistemin sahip olabileceği mümkün olan en düşük enerji düzeyini anlatır. Bu alana kuantum alanı denir. Bir kuantum alanı bir şekilde bozulursa (örneğin ortama enerji verilerek) o konumdaki alanın istirahat enerjisi değeri etrafında ileri geri salınmalar ortaya çıkar. Bu salınım durumlarına alanın uyarılması (excitation) denir ve istirahat durumundan daha fazla enerjiye sahiptirler ve bu enerjinin belli bir değeri vardır. Diğer bir deyişle, bu uyarımlar kuantize edilmiştir. Örneğin, elektron alanında oluşturulan bir uyarıma elektron denebilmesi için en az 1,6×10−19 Coulomb elektrik yüküne sahip bir salınımın (dalga) ortaya çıkması gerekir. Bunun anlamı, yarım birim elektrik yüküne sahip yarım elektrona karşılık gelen bir dalga üretmenin bir yolu olmadığıdır. Dolayısıyla her bir elektron aynı alanın bir uyarımı olduğu kabul edilir ve aynı içsel özelliklere sahiptir. Bu salınımlar, bazen bir parçacık bazen de bir bir dalga gibi davranabilir. Dalga-parçacık ikililiği diye bilinen bu duruma en iyi örnek, içinde ışığı da barındıran elektromanyetik dalgalardır. Önceleri bunların dalga gibi hareket ettiği saptanmış, daha sonra foton adı verilen ve belli miktarda enerji taşıyan topaklar olduğu ve bir parçacık gibi davrandığı da gösterilmiştir. Bu bağlamda aşağıda ayrıntıları verilecek olan parçacıkların aslında bir kuantum alanında ortaya çıkan sıçramalar (uyarılmalar) olduğu kabul edilir. Dolaysıyla, standart model, en az parçacık sayısı kadar alan olduğunu söyler. Örneğin elektron; elektron alanından, kuark; kuark alanından, gluon; gluon alanından, foton; foton alanından, Higgs parçacığı ise Higgs alanından doğar. Bu bağlamda her temel parçacığın kendi alanına sahip olduğu ve bu alanın kendi parçacığını yarattığı ve yok ettiği söylenebilir. Bu alanlar tüm uzay zamana yayılmış halde olduğundan alanların uzay içinde bir hareketi yoktur. Ancak, bu alanların birbirine karışmış bir halde bulunduğu ya da birbirleri ile etkileşime girdikleri, diğer bir deyişle bu alanların birbiriyle konuştuğu kabul edilir. Bunun anlamı, bir alan uyarılıp salınmaya başladığında bu salınımını diğer bir alana aktarabileceği ve o alanı uyarabileceğidir. Bu durum alanların çiftleşmesi ya da birleşik alanlar (coupled fields) olarak da bilinir. Dolayısıyla bu alanlar arasındaki etkileşim ve enerjinin değiştirilmesi, parçacıkların yaratılması ya da yok olması ile sonuçlanır.

Kuantum alanları arasında hiçbir etkileşim olmayabileceği gibi, bu etkileşim bazı alanlar arasında zayıf, bazı alanlar arasında ise güçlü olabilir. Örneğin, elektron alanı üzerinde hareket eden bir elektron, birleşik manyetik alanını bozar (deformasyon) ve bir elektromanyetik alan oluşur. Bu elektron bir şekilde hızlandırılırsa bu alanı sallamaya başlar ve bu deformasyon da foton dediğimiz uyarmalara dönüşebilir ve ışık (ışın) denen olgu ortaya çıkar. Buna karşın gluon ile kuark alanları beraberce güçlü birleşik alanlara ait bir örnektir ve aralarındaki etkileşim daha farklıdır. Kuark alanındaki herhangi bir bozulma, gluon alanının salınmasına neden olur ve gluon alanı salınmaya başlayınca kuark alanı da buna tepki verir ve bu etkileşim devam eder. Böylece birbirinden tam ayrılamayan iki alanda ortak hareket eden kuark ve gluon kümelenmesi oluşur ve adeta kuark ve gluon torbaları (proton ya da nötron) ortaya çıkar. Bu bağlamda, proton ve nötronun, birlikte hareket eden kuark ve gluon alanlarının bir salınım demeti olduğu düşünülebilir. Dolayısıyla proton ve nötron alanları gibi alanlar da gündeme girer.

 


KARŞIT-PARÇACIK (KARŞIT-MADDE) KAVRAMI
Doğadaki her tür maddeyi oluşturan parçacıkların (gerçek parçacık) aynı kütleye sahip ancak elektrik yükü açısından tamamen zıttı olan bir karşıtı vardır. Bunlara karşıt-parçacık (anti-madde veya anti-parçacık) adı verilir. Konu içinde karşıt-parçacık terimi daha sık kullanılacaktır. Örneğin eksi (-) elektrik yükü olan elektronun karşıt-parçacığı, artı (+) elektrik yükü olan anti-elektrondur ve pozitron adını alır. Bu iki parçacığın elektrik yükü hariç diğer içsel özellikleri birbirinin aynısıdır.

Birçok karşıt-parçacık önce teorik olarak (genellikle fizik ve matematik formüllerle) ortaya atılmış ve sonradan deneysel çalışmalarla varlığı kanıtlanmıştır. Örneğin, pozitronun varlığı 1928 yılında P. Dirac tarafından öne sürülmüş ve 4 yıl sonra kozmik ışınlarda pozitronun varlığı gösterilmiştir. Buna karşın elektrik yükü sıfır olan parçacıkların, örneğin foton, karşıt-parçacığı yoktur ya da karşıt-parçacığı kendisidir. Bir parçacık ve onun karşıt-parçacığı karşılaştığında (çarpıştığında) birbirini yok eder ve paketçikler halinde yayılan salt enerji (foton) açığa çıkar. Ayrıca çarpışan kütlelerin niceliğine bağlı olarak yeni parçacıklar da oluşabilir. Evrenin erken evrelerinde, doğa bir şekilde karşıt madde yerine maddeyi tercih etmiştir. Bu bağlamda, günümüze kadar elde edilen kanıtlara göre gözlemlenebilir evrenin neredeyse tamamı maddeden oluşmaktadır.

 

 

KUANTİZE EDİLEN NİCELİKLER
Daha sonra ayrıntıları anlatılacak olan kuantum parçacıkları bazı önemli fiziksel özellikler taşır. Parçacıklar arasındaki ilişkin nasıl olması gerektiğini belirleyebilen bu özellikler de kuantize edilmiştir. Aşağıda parçacıkların taşıdığı elektrik yükü ve enerjisinin nasıl kuantize edildikleri tartışılmış, diğer bazı önemli özellikler ise ilgili konularda açıklanmıştır.


Parçacıkların elektrik yükü

Parçacıkların enerjisi

 


PARÇACIKLARIN ELEKTRİK YÜKÜ
Temel parçacıklar elektrik yükü adı verilen bir niceliğe sahiptirler. Elektrik yükü (elektriksel yük) veya kısaca yük, parçacıkların birbirlerine karşı çekici veya itici bir kuvvet hissetmesine neden olan temel bir fiziksel özelliktir. Parçacığın türüne göre bu yük, eksi (-) ya da negatif veya artı (+) ya da pozitif olabilir. Bununla birlikte bazı parçacıkların, örneğin foton, elektrik yükü yoktur yani nötr'dür. Bu bağlamda ayni tip yüke sahip (örneğin negatif) olan iki parçacık birbirini iterken, zıt yüke sahip iki parçacık (biri negatif biri pozitif) birbirini çeker. İlk kuantinize edilen niceliklerden birisi elektrik yüküne sahip parçacıkların taşıdığı yük miktarıdır.

Bir proton ya da bir elektronun yükü, bir birim elektrik yükü olarak kabul edilir ve 1,6x10-19 Coulomb’a eşittir. Dolayısıyla bu miktar, bir parçacığın taşıyabileceği en küçük yük birimidir. Diğer bir deyişle, bu değer elektrik yükünün  kuantize edilmiş değeridir. Coulomb ise elektrik yükü miktarını belirlemek için kullanılan bir birimidir.

Coulomb: Bir amperlik elektrik akımı tarafından bir saniyede taşınan elektrik miktarını gösterir. Diğer bir deyişle bu sistemde bir noktadan bir saniye içinde 6,24x1018 elektron geçtiğini belirtir.

Bu bağlamda elektron negatif, proton ise pozitif yüke sahiptir. Genel olarak elektrik yüküne sahip bir parçacığın taşıdığı toplam elektrik yükü miktarı, kuantize edilen değer kadar ya da bunun tam sayı katları kadar olmalıdır (1, 2, 3 gibi). 

Örneğin; bir parçacık yarım elektrik yükü (0,5 x 1,6x10-19 Coulomb) taşıyamaz.

Bu kurala daha sonra değinilecek olan kuarklar uymazlar ve kesirli değerlik (2/3 ve 1/3 gibi) taşırlar. Ancak daha sonra da değinileceği gibi doğada hiçbir kuark tek başına bulunmadığından, bir araya gelen kuarkların toplam yükü gene tam sayı olur. Bununla ilgili örnek kuarklar anlatılırken verilecektir.

 


PARÇACIKLARIN ENERJİSİ

Hemen her parçacık bir enerji taşır ya da bir enerji düzeyine sahiptir. Bu bağlamda bir kuantum parçacığı tarafından taşınan enerji de kuantize edilmiştir. Bu, bir niceliğin taşıyabileceği en düşük enerji düzeyini anlatır. Kuantize edilen bu enerji miktarı Plank sabitine eşittir ve bu değer;

6.63 × 10-34 joul/hertz ya da 1,055x10-34 joul.saniye ya da 4.14 × 10-15 elektron volt olarak belirlenmiştir.

Fizikte, enerji miktarı genellikle elektron volt (eV) cinsinden ifade edilir. Işınlar (radyo dalgası, mikrodalga, kızılötesi ışını, görünür ışık, morötesi ışını, X ışını ve gama ışını), denizde oluşan dalgalar gibi dalga şeklinde yayılırlar. Ancak daha önce de değinildiği gibi bu dalgaların birer enerji topağı gibi kabul edilen ve kütlesi olamayan parçacık gibi hareket ettiği de belirlenmiştir. Diğer bir deyişle bu ışınlar hem dalga hem de parçacık özelliklerine sahiptir. Daha basit bir anlatımla bir dalganın bir parçacığa karşılık geldiği varsayılabilir. Daha sonraları bu parçacıklara eski Yunancada ışık anlamına gelen foton adı verilmiştir.

Yukarıda adı geçen ışınlarla yayılan her bir fotonun ya da dalganın taşıdığı enerji miktarı farklıdır. Ancak, bir fotonun taşıdığı enerji Planck sabitinin belli katları kadar olabilir, diğer bir deyişle Planck sabitinden düşük olamaz.

Frekans: Bir ışının bir saniyede yaydığı dalga ya da foton sayısı olarak tanımlanır ve ışın hızının dalga boyuna bölünmesi ile bulunur. Herhangi bir ışının hızı tüm evrende sabittir ve saniyede 300.000 km'ye yakındır. 

Dalga boyu (dalga uzunluğu): Uzayda veya tel gibi bir iletken boyunca yayılan dalga biçimli bir sinyalin bitişik iki dalga tepesi arasındaki mesafedir.

 

dalga

 

Bir fotonun taşıdığı enerji ise Planck sabiti ile fotonun ya da dalganın frekansının çarpımına eşittir. Bu bağlamda bir fotonun taşıdığı enerjiyi bulmak için fotonun hızı Planck sabitiyle çarpılır ve o fotonun dalga boyuna bölünür. Işık ya da bir ışının hızı ve Planck değeri sabit olduğundan fotonun taşıdığı enerjiyi o fotonun dalga boyu belirler. Dolayısıyla bir ışının dalga boyu kısaldıkça frekansı ve taşıdığı enerji artarken dalga boyu uzadıkça frekans ve enerji miktarı azalır.

Örnek: Bir radyodalgasının dalga boyu bir gama ışınının dalga boyuna göre çok uzun olduğundan taşıdığı enerji de çok daha azdır (FM radyo istasyonundan yayılan dalganın boyu 2,7-3,4 metre arasında, frekansı ise 108/saniye ve taşıdığı enerji 10-7 eV dolayındadır). Buna karşın bir süpernova kaynaklı gama ışınının dalga boyu 10-12 metreden kısa, frekansı 1019/saniye’den fazla ve taşıdığı enerji 107 eV’den daha yüksek olabilir. Dolayısıyla radyo dalgaları insan vücudu üzerinde herhangi bir olumsuz etki yaratmazken, gama ışınları büyük sorunlara neden olabilir. 

 

 

VEKTÖREL VE SKALER BÜYÜKLÜKLERİN TANIMI
Bir nicelik ya da büyüklük skaler veya vektörel olabilir. Skaler büyüklükler yalnızca bir sayıyla ve birimle ifade edilirken, vektörel büyüklüklerin ise bir sayı ve birimi yanında bir de yönü vardır. Örneğin; bir niceliği itebilen ya da çekebilen bir kuvvetin (elektromanyetik kuvvet gibi) hem sayısal değeri hem de yönü olduğundan vektörel bir büyüklüktür. Buna karşın kütle bir sayısal niceliktir ve yönü olmadığından skaler büyüklük sınıfına girer. Ancak günlük yaşamda sıklıkla kütle ile aynı anlamda kullanılan ağırlık ise bir vektörel büyüklüktür, çünkü; ağırlık bir kütleye uygulanan yerçekimi (kütleçekim) kuvvetini içerir ve yerçekimi kuvvetinin bir yönü vardır.

 

 

KUANTUM STANDART MODELİNDE YER ALAN PARÇACIKLAR

Lacivert renkli ve altı çizili kelimeler tıklandığında o konu ile ilgili bilgilere ulaşabilirsiniz.

Giriş
Spin kavramı
Fermiyonlar (Madde parçacıkları)
Kuvvet ve kuvvet taşıyıcıları (Bozonlar)
Higgs alanı ve Higgs parçacığı

 
GİRİŞ

1970 yılında önerilen ve hemen tüm fizikçiler tarafından kabul gören STANDART MODEL, tam olarak 61 tane atom altı parçacık olduğunu söyler. Bu sayı karşıt-parçacıkları da içerir. Bunlardan 17 tanesi bilinen maddenin oluşumunda görev alan parçacıklardır ve fermiyonlar ile bozonlar olarak iki gruba ayrılır (Şekil 3). Fermiyonlar ise kuarklar ve leptonlar olarak iki gruptan oluşur. Bozonlar ise vektörel bozon (ayar bozonu) ve skaler bozon olarak iki sınıfa ayrılır. Günümüze kadar toplam 5 tane bozon olduğu belirlenmiştir. Bunlardan 4 bozon (W ve Z parçacıkları, gluon ve foton) ayar bozonları grubunda yer alır ve temelde fermiyonlar arasında etkileşimi sağlayan (kuvvet taşıyıcısı) parçacıklardır. Beşinci tür bozon ise Higgs bozonudur (Higgs parçacığıve skaler bozon grubuna girer. Skaler bozon ile ayar bozonu arasında diğer önemli bir fark; spin denen bir nicelikle ilgilidir. Ayar bozonlarının spin değeri 1, skaler bozonun spin değeri sıfırdır.

 

Şekil 3: Parçacıkların sınıflandırılması.

parçacıklar

 

SPİN KAVRAMI
Klasik fizikte spin, genel olarak bir cismin başka bir cisim ve/veya kendi ekseni etrafında dönmesini anlatır. Örneğin dünyanın güneş etrafında ve kendi etrafında dönmesi. Her iki dönme hareketi de açısal momentum ile ifade edilir.

Açısal momentum temelde dönen cismin kütlesi, boyutu, hız ve yönünü göz önüne alan bir fizik formülü yardımıyla bulunur. Dolayısıyla açısal momentum, dönme hareketinin gücünü veya yoğunluğunu ölçen bir nicelik olarak tanımlanabilir.

Bir cismin başka bir cisim etrafında dönmesi yörüngesel açısal momentum (dünyanın güneş etrafında dönmesi gibi), cismin kendi ekseni etrafında dönmesi ise spin açısal momentum ya da sadece “spin” olarak (dünyanın kendi ekseni etrafında dönmesi gibi) tanımlanabilir.

Spin değeri; kendi ekseni etrafında döndüğü varsayılan bir cismin dönmeye başladığı ilk konumuna gelebilmek için kaç derece dönmesi gerektiğini belirtir. Diğer bir deyişle, spin değeri, parçacığın bir ölçüde simetrisini tanımlamaya yarayan bir niceliktir. Bir sisteme bir işlem uygulandıktan sonra sistemin aldığı son durum, başlangıçtaki halinden ayırt edilemiyorsa o sistem o değişikliğe göre simetriktir (Şekil 4).

  • Eğer cisim 180 derece döndüğünde ilk konum ve görünümüne geliyorsa, spin 2,

  • 360 derece döndüğünde ilk konum ve görünümüne geliyorsa spin 1 olarak kabul edilir.

  • Eğer cisim küresel simetriye sahipse, olası tüm eksenlerde kaç derece dönerse dönsün konumu ve görünümü değişmiyorsa, cisim 0 spine sahiptir.

  • Diğer yandan, bir cisim iki tam tur attıktan sonra (720 derece) başlangıç konumu ve görünümüne geliyorsa bu cismin spini değeri yarım (½) olarak kabul edilir. 1/2 spini, iki boyutlu bir düzlemde göstermek mümkün olmadığından bu 720 derecelik dönüşün anlaşılabilmesi için Illustration of Dirac's belt trick – YouTube https://www.youtube.com adresinde sunulan videoyu izlemenizi öneririm.

 

 Şekil 4: A: Cisim 180 derece döndürüldüğünde simetrik kalmıştır (spin 2). B: Cisim 360 Derece döndürüldüğünde simetrik kalmıştır (spin 1). C: Cisim, kaç derece dönerse dönsün, simetrik kalır (spin 2).

 

spin

 

Temel parçacıklar için böyle bir benzetme yapılabilse de bu parçacıkların gerçek bir ekseni yoktur ve bu benzetme parçacıkların spin özelliğini tam açıklayamaz. Bu bağlamda spin’i tanımlamak için bazı matematik ve fizik formülleri ile bazı kuantum ilkelerine gereksinim olduğu söylenebilir. Bu nedenle bu özelliğe parçacıkların dönmeden dönen bir özelliği yakıştırması da yapılmıştır. Dolayısıyla fizik biliminin içinde yer almayan ve bir şekilde bu konuya ilgi duyan bireyler için; spin en basit şekilde;

“Bir parçacığın sahip olduğu içsel özellik, ya da parçacığın içsel açısal momentumu olarak tanımlanabilir. 

Spin de kuantize edilmiş olup, planck sabitinin 2 pi değerine bölünmesi ile elde edilir. Bu değerin kesirli (1/2) ya da tam sayı (1, 2 gibi) ile çarpılması parçacıkların sahip olduğu spin değerini verir. Bu bağlamda Parçacıklar spin değerine göre sınıflandırıldığında bozonlar gibi tam sayı alan (0, 1, 2 gibi) ve fermiyonlar gibi kesirli sayı alan (1/2) parçacıklar olarak ikiye ayrılır. Gözlenebilen maddelerin fermiyonlar ve bozonlar tarafından oluşturulduğu göz önüne alındığında; bu iki parçacık grubunun farklı spine ve diğer farklı özelliklere sahip olması, evrende yer alan maddelerin ortaya çıkmasına yol açtığı söylenebilir.

 

 

FERMİYONLAR

Farklı elektrik yükü taşıyan, Farklı kütlelere sahip olan ancak spin değeri ½ olan parçacıklardır. 
Kuarklar ve leptonlar olarak iki gruba ayrılırlar.

 


Kuarklar
Bilindiği gibi bir atomun çekirdeğinde nötron ve protonlar vardır. Bu iki yapı ise kuark adı verilen daha küçük parçacıkların bir araya gelmesi ile oluşur. Günümüze kadar, 2 şerli 3 ayrı grupta toplam 6 farklı kuark saptanmıştır. Bunlar; alt ve üst kuark (top and bottom quark), aşağı ve yukarı kuark (up and down quark), tılsımlı (büyülü; cazibeli) ve acayip ya da tuhaf (charm and strange quark) adı verilen kuarklardır. Bir kuark evrensel olarak İngilizce isminin baş harfi ile sembolize edilirken (örneğin yukarı kuark “u”, aşağı kuark “d”) anti-kuarklar ise bu sembolün üzerine çekilen bir çizgi ile gösterilir. Doğada tek başına hiçbir kuark gözlenmemiştir, dolayısıyla kuarklar ikili ya da üçlü gruplar halinde bulunur.

Birden fazla kuarkın yan yana gelmesi ile oluşan yapı genel olarak hadron adını alır. Üç kuarktan oluşan hadron; baryon, iki kuarktan (bir kuark ve karşıt-kuark) oluşan hadron ise mezon olarak bilinir. Son çalışmalar da kuarkların dörtlü kuark (tetra-kuark) ve beşli kuark (penta-kuark) halinde bulunabileceği de gösterilmiştir. Bunların rolleri henüz tam belirgin değildir.

Her bir kuark renk yükü adı verilen bir niteliğe, daha önce de değinilen spin ve elektrik yükü adı verilen iki niceliğe daha sahiptir (Şekil 3).

Elektrik yükü: Artı (+; pozitif) veya eksi (-; negatif) olabilir. Bu bağlamda, yukarı, üst ve tılsımlı kuarkların yükü +2/3, aşağı, alt ve acayip kuarkların yükü ise -1/3’dür.

Spin değeri: Tüm kuarklar ½ spin değeri taşır. 

Renk yükü: Her bir kuark yeşil, kırmızı ve mavi olarak üç farklı renk yüküne sahip olabilir. Bu renkler aslında doğada bilinen renkleri temsil eden renkler değildir ve kuarkların davranışını açıklamaya yarayan bir çeşit benzetmedir. Dolayısıyla bunlar için renk yükü terimi kullanılır. Bu renklerin karşıt renkleri de vardır. Kırmızının karşıt rengi; karşıt-kırmızı (cam göbeği), yeşilin karşıtı; karşıt-yeşil (mor renge yakın) ve mavinin karşıtı ise karşıt-mavi (sarı) olarak belirlenmiştir. Fizikte mavi, yeşil ve kırmızı ya da üç kaşıt-renk bir araya geldiğinde oluşan üçlünün renksizleştiği (beyaz ya da nötr renk) kabul edilir.

Kuarklar için  örnekler

  • Üç kuark yan yana gelirse oluşan yapının genel adı Hadron, Eğer bu kuarklardan 2 tanesi yukarı kuark ve 1 tanesi aşağı kuarksa (toplam 3 kuark) oluşan yapı proton (uud), 2 tanesi aşağı bir tanesi yukarı kuark içeriyorsa oluşan yapı nötron (udd) olarak isimlendirilir. Daha önce de değinildiği gibi bu iki yapı Baryon olarak da bilinir. 

  • Elekrtik yükü açısından bakıldığında bir protonda bulunan quarkların elekrik yüklerinin toplamının +1 (2/3+2/3-1/3=3/3=+1), nötranlarda ise bu değerin 0 ya da nötr (2/3-1/3-1/3=0/3=0) olduğu görülür. Bu nedenle protonlar (+) yüklü, nötronlar ise yüksüzdür (Nötr)

  • Doğadaki maddeler renk yükü açısında nötr olduğundan protonu oluşturan 2 yukarı kuarktan biri kırmızı, diğeri yeşilse aşağı kuarkın mavi olması gerekir. Nötron için de bu kural geçerlidir. Bu renkler gluonlar tarafından dinamik bir şekilde sürekli olarak değiştirilebilmektedir.

  • İki kuark (Bir gerçek kuark ile bir karşıt-kuark) yan yana gelirse oluşan yapının genel adı mezon olur. Bu grupta bulunan parçacık sayısı çok fazladır. Ancak kütlesi fazla olan bu parçacıklar stabil değildir, bunun anlamı yaşam sürelerinin çok kısa olması ve hemen başka parçacıklara bozunmasıdır. Ayrıca bu parçacıkların önemli bir bölümü parçacık hızlandırıcılarında gözlemlenmiş olup oldukça karmaşık ayrıntılar barındırdığından bir örnek vermekle yetinilecektir. Mezonlar da içerdiği kuarkın tipine göre elektrik yükü açısından pozitif, negatif ya da nötr olabilir. Örneğin bir mezon olan pozitif pion (+ pi-mezon) bir yukarı kuark ve bir karşıt-aşağı kuark içerir. Elektrik yükü açısından bakıldığında yukarı kuark +2/3, karşıt-aşağı kuark +1/3 yüklü olduğu görülür. Dolayısıyla bu mezonun net yükü +1 dir. Bu pion’un nötr renk yüklü olması için de: yukarı kuarkın renk yükü kırmızı ise karşıt aşağı kuarkın rengi karşıt-kırmızı olacaktır. Bu mezon oluştuktan sonra 10-8 saniye içinde muon ve muon nötrinosuna bozunur.

 

 

Leptonlar
Muon, tau ve atomun temel yapı taşlarından biri olan elektron ile bunlarla ayni isimleri alan 3 ayrı nötrinodan oluşan toplamda 6 üyeli bir parçacık grubudur. Elektron, muon ve tau negatif yük (-1) taşır ve küçük de olsa kütleleri vardır. Buna karşın nötrinoların (Elektron nötrinosu, Muon nötrinosu ve Tau nötrinosu) kütlesi yok denecek kadar çok azdır, ışık hızına yakın hıza sahiptirler ve elektriksel yükü sıfırdır.  

Nötrinolar radyoaktif bozunma sırasında yaratılan parçacıklardır. Yeryüzünde saptanan nötrinoların önemli bir bölümü yıldızlarda doğal yolla ya da nükleer reaktörlerde yapay yolla oluşan çekirdek tepkimeleri sırasında yaratılırlar. Sadece zayıf kuvvetlerle ve yerçekimi kuvveti ile etkileşebilmelerine karşın, normal maddeden, örneğin vücudumuzdan engellenmeden geçebilirler.

 

 

KUVVET ve KUVVET TAŞIYICILARI (BOZONLAR)
Evrende 4 tip temel kuvvet vardır. Her kuvvetin kendine özgü ve yukarıda değinilen temel parçacıklar arasında etkileşimi sağlayan bir parçacığı olduğu bilinmektedir. Yukarıda değinildiği gibi bu parçacıklar aynı zaman da bozon olarak da bilinir. Kütleçekim kuvveti dışında kalan diğer 3 kuvvet ve bunların taşıyıcı parçacıkları, temel parçacıklar arasında etkileşimi sağlayarak ya parçacıkların birbirine dönüşmesini ya parçacıkların enerji düzeyini değiştirmesini ya da parçacıkların bir arada kalmasını sağlayan kuvvetleri temsil eder. Bu bağlamda güçlü ve zayıf kuvvetlerin sadece atomların merkezinde ve çok kısa mesafeler içinde etkili oldukları, kütleçekim kuvvetinin ise evrensel ve çok uzun menzilli olduğu bilinmektedir. Buna karşın elektromanyetik kuvvet bu iki özelliğe de sahiptir.

Zayıf ve elektro manyetik kuvvetler aslında evrenin erken evrelerinde birleşik olan elektro-zayıf kuvvetin, daha sonraları birbirinden ayrılması ile ortaya çıkan kuvvetlerdir. Dolayısıyla iki ayrı kuvvet olarak ele alınır. 

Lacivert renkli ve altı çizili kelimeler tıklandığında o konu ile ilgili bilgilere ulaşabilirsiniz.

Yerçekimi (kütleçekim) kuvveti (Gravite)
Elektro-zayıf kuvvetler

Güçlü kuvvet

 


Kütleçekim kuvveti
Kütleçekim ya da yerçekimi kuvveti, kütlesi olan herhangi iki şeyin birbirini çekmesine yol açan bir etkileşim şeklidir. Bizler dünyanın bize uyguladığı kütleçekim kuvveti ile yeryüzünde durabilmekteyiz. Dünyanın güneş etrafında dönebilmesi de temelde bu kuvvet aracılığı ile gerçekleşir. Giriş cümlesinde de fark edileceği gibi kütleçekim ve yerçekimi pratikte aynı anlamda kullanılır. Ancak yerçekimi terimi daha ziyade yer, yani Dünya ile sınırlı olduğundan ve kuvvetin tüm evrende bir kitleye sahip cisimler arasında da etkili olduğu bilindiğinden kullanılması gereken terim KÜTLEÇEKİM terimidir. Kütleçekim etkisi, cismin kütlesi arttıkça artarken, iki cisim arasındaki uzaklık arttıkça azalır. 

Albert Einstein, genel görelilik teorisinden yola çıkıp; kütleçekimin bir kuvvet değil, nesnelerin (bir kütlesi olan nicelikler) uzay-zamanı bükmesinin sonucu olduğunu öne sürdü. Buna göre; bir nesne, uzay-zamanı esneterek (bükerek) hareket halindeki daha küçük diğer nesnelerin oluşan bu eğime bağlı olarak büyük nesneye doğru kaymasına neden olmaktadır (Şekil 5A). Nesnenin kütlesi ne kadar büyükse bu bükülme daha fazladır. Bu kayma küçük nesnenin büyük nesneye çarpmasına neden olabileceği gibi (örneğin asteroidlerin dünyaya çarpması), ya da küçük nesnenin açısal momentumuna bağlı olarak büyük nesne etrafında belli bir yörüngede dönmesine olanak sağlar (örneğin ayın dünya etrafında dönmesi). Bu tanımlama, kütle çekim etkisinin sadece bir kütleye sahip nesneler arasında olmadığını, diğer bir deyişle kütlesi olmayan ancak belli bir enerji düzeyine sahip (örneğin foton) parçacıklar üzerinde de etkili olabileceğini söylemektedir. Bu etki, birçok deney ve gözlem ile kanıtlanmıştır (Şekil 5B). Bu açıklamalara karşın pratik anlatımlarda halen kütleçekim kuvveti terimi kullanılmaktadır.

Kütleçekiminin, diğer temel kuvvetlerle karşılaştırıldığında, moleküler ve atomik düzeyde etkili olmadığı kabul edilir. Kütle çekim kuvvetinin de graviton adı verilen bir taşıyıcı parçacığı olduğu ileri sürülmekle beraber gravitonun varlığı henüz gösterilememiştir. İsviçre’de yeniden çalıştırılmaya başlanan parçacık çarpıştırıcısının (LHC) bununla ilgili bir keşif yapması var olan beklentiler arasındadır.

 

 

Şekil 5: A: Kütlesi olan cisimlerin uzay zamanı bükmesi (A),  bir fotonun uzay zamanın bükülmüş yüzeyini takip etmesi (B)

einstein kütle çekim

 

Elektro-zayıf kuvvetler
Evrenin oluşumunun ilk anlarında elektro-zayıf etkileşim adı verilen bir kuvvet vardı. Evren soğudukça, elektro-zayıf simetrisin kırılması olarak bilinen bir olay, bu kuvveti ayırarak etkileşim mekanizması farklı olan zayıf kuvvet ve elektromanyetik kuvvet olarak iki ayrı kuvvet haline getirmiştir.

 

 

Zayıf kuvvet: Bu kuvvet çok küçük mesafeler içinde etkilidir ve taşıyıcısı birer bozon olan W ve Z parçacıklarıdır. W parçacıkları eksi (-1) ya da artı (+1) bir yüke sahiptir (W+, W- ), Z parçacığı ise yüksüzdür. W+, W- parçacıklarının aynı zamanda birbirinin karşıt-parçacığıdır. Bu bozonların bir kütlesi vardır ve spin değeri 1’dir.

W bozonu bir tür atom altı parçacığının diğerine gerçek değişimini sağlar. Proton ve nötron gibi iki atom parçacığı 10-18 metre veya bir proton çapının binde biri kadar birbirine yaklaştıklarında bu etkileşim devreye girebilir. Bir W bozonu, nötron ya da protonda bulunan bir kuark ile etkileşime girerek bu kuarkın aynı gruptan olan diğer bir kuarka dönüşmesine neden olabilir. Örneğin nötronda bulunan 2 iki aşağı kuarktan biri W bozonu ile etkileştiğinde (W- yayarak) yukarı kuark olur. Bu  etkileşim sonucunda nötronu oluşturan iki aşağı bir bir yukarı kuark üçlüsü, iki yukarı bir aşağı kuarktan oluşan üçlü haline (proton) dönerken bir elektron ve 1 karşıt-nötrino açığa çıkar (Şekil 7)Bu olay 6 proton ve 8 nötrondan oluşan karbon 14 atomunda gerçekleşirse; Karbon 14 atomu, 7 proton ve 7 nötrondan oluşan başka bir atoma (azot 14 atomu) dönüşür, diğer bir deyişle karbon atomu azot atomuna bozunmuş olur. Bunun tersi olayda ise W+ emen bir proton nötrona dönerken pozitron ve nötrino açığa çıkar. Zayıf kuvvet aynı zamanda atom çekirdeğinin parçalanması gibi (çekirdek bozunması) çekirdek tepkimelerinin oluşmasında da kritik bir öneme sahiptir.

Z bozonu ise etkileşime girdiği parçacığın türünü değiştirmez ancak elektromanyetik etkileşimlere katkıda bulunur.

 

 

Elektromanyetik kuvvet ve Dünyanın manyetik alanı

Manyetik alan, manyetik bir malzemenin (örneğin bir mıknatıs) içsel özelliğine bağlı olarak etrafında oluşturduğu ve elektrik yükü olan parçacıklar üzerine bir kuvvet uyguladığı alandır. Benzer şekilde elektrik alanı ise elektrik yüklü parçacıkları çevreleyen ve bu yüklü parçacıkların oluşturduğu fiziksel bir alanı temsil eder ve bu alana giren yüklü parçacıklara bir kuvvet uygulayarak onları iter veya çeker. Bir elektrik alanı manyetik alan yaratabileceği gibi bir manyetik alan da elektrik alanı yaratabilir. Diğer bir deyişle bu iki alan aralarında zayıf etkileşim olan birleşik alanlar olarak ele alınır (coupled fields). Bu nedenle bu alanlar tek bir alan, elektromanyetik alan olarak adlandırılır. Bu alanın elektrik yüklü parçacıklara uyguladığı kuvvete elektromanyetik kuvvet denir. Bu kuvvet de aslında zayıf bir kuvvettir. Bu kuvvetin taşıyıcı parçacığı foton adı verilen kütlesiz bir parçacıktır. Diğer bir deyişle bu kuvvet, bir bozon olan foton tarafından yüklü parçacıklar arasında aktarılmaktadır. Bu bağlamda, atomdaki negatif elektronlar ve pozitif protonlar arasındaki elektromanyetik çekim kuvveti (foton aracılığı ile), elektronların, çekirdeği çevreleyen kabuklarda kalmasını sağlar (Şekil 7).

 

Foton-madde etkileşimi

Foton, bir madde ile birçok şekilde etkileşebilir. Bunlardan en önemlileri fotoelektrik etki, compton saçılması ve çift oluşumudur. Hangi etkinin oluşacağı fotonun sahip olduğu enerji düzeyi tarafından belirlenir.

Fotoelektrik etki, bir foton ile atomda bulunan bir elektron arasındaki etkileşimdir ve nispeten düşük enerjili bir foton atoma çarptığında foton tüm enerjisini genellikle iç yörüngede dönen elektronlardan birine aktararak yok olur ve bu enerji fazlalığı nedeniyle bu elektron o yörüngede kalamaz yörüngesinden koparak serbest hale gelir. Bu elektrona fotoelektron denir. Bunun için fotonun enerjisi elektronun atoma bağlanma enerjisinden fazla olmalıdır. Elektronunu kaybeden atom iyonize atom haline gelir. Bu sırada fırlayan elektronun yörüngesinde bir elektronluk boş yer kalır ve daha dış yörüngede bulunan ve daha yüksek enerjiye sahip bir elektron bu boşluğu doldurabilir. Bu durumda yörünge değiştiren elektron daha düşük enerji düzeyine sahip olacağı bir yörüngeye geçmiş olur ve iki yörünge arasındaki enerji farkı  X-ışını şeklinde serbest kalır, bu olaya floresan etki de denir.

Kompton etkisinde ise yüksek enerjili bir foton enerjisinin bir kısmını elektrona aktarır ve azalan enerjiye sahip foton ve enerji yüklenen elektron saçılır.

Çift üretimi ise yeterli enerjiye sahip bir fotonun bir atoma çarptığında, genellikle bir parçacık ve bir anti parçacık çiftinin ortaya çıkışını anlatır. Bu bağlamda, çift üretimi dendiğinde genellikle bir çekirdeğe yakın bir elektron-pozitron çifti oluşması anlaşılır. 

Foton ve yüksek enerjili parçacıkların dünya atmosferi ile etkileşmesi

Güneşten, diğer yıldızlardan ve süpernova gibi yıldız patlamalarından gelen yüksek enerjili parçacıklar ya da morötesi, X ve gama ışınları gibi yüksek enerjili foton içeren elektromanyetik dalgalar herhangi bir engelle karşılaşmazlarsa yeryüzüne ulaşarak canlılar üzerinde çok fazla olumsuz etkilere yol açarlar. Ancak bunların çok önemli bir bölümü atmosfer sayesinde dünya yüzeyine ulaşamaz.

 

 

Dünya atmosferi

Atmosferin kalınlığının tam olarak belirlendiği söylenemez. Bu bağlamda çeşitli kaynaklar incelendiğinde, kalınlığın  100 ile 10.000 km arasında değiştiği görülür.  Bununla birlikte genel olarak atmosferin 5 fiziksel katmandan oluştuğu kabul edilir: Yeryüzünden itibaren sırasıyla;  troposfer, stratosfer, mezosfer, termosfer ve egzosfer. Bu katmanlar içinde yer alan ve özel isimler alan ve dünyayı yukarda değinilen yüksek enerjili parçacıklardan koruyan 3 katman vardır: Ozonosfer, iyonosfer ve manyetosfer.

İlk katman olan troposfer metorolojik olayların geçtiği katman olup yolcu uçakları bu katmanın üst sınırına yakın uçabilir.

İkinci katman stratosferdir ve Ozon tabakası (Ozonosfer) bu katmanda yer alır.

Mezosfer 3. katman olup belli boyuttaki meteorların bu katmanda tamamen yanarak (yıldız kayması) yeryüzüne bir bütün halinde ulaşmasını engeller. 

Termosfer 4. katmandır ve sıcaklığı 1200 dereceye kadar çıkabildiği için bu adı alır. İyonosfer tabakası termosferin önemli bir kesimi ile mezosferin üst kesimine yerleşmiş bir tabakadır. Bu tabaka dünyanın kutuplarında dünyaya daha yakındır ve muhteşem bir ışık gösterisi olan kutup ışıkları (aurora) burada oluşur. Manyetosfer ise iyonosferin üst bölgelerinden, uzaya doğru on binlerce kilometre uzanan bir tabakadır.

Ekzosfer atmosferin en son ve en az yoğun katmanıdır. Bu nedenle yapay uydular bu katmanda itici kuvvete gerek duymadan dünya etrafında dönerler.

 

 

Dünyanın manyetik alanı ve manyetosfer tabakası:

Dünyanın manyetik alanı dünyanın merkezine bulunan çekirdek tarafından oluşturulur. Bu çekirdeğin iç ve dış çekirdek olmak üzere iki bölümü vardır: İç çekirdek yaklaşık 1200 km kalınlığındadır ve önemli bir bölümünü demir elementi oluştururken %4 oranında nikel ve daha oranlarda diğer hafif elementler vardır. Buna karşın iç çekirdeğin etrafına yerleşmiş olan dış çekirdek erimiş (akıcı) Demir ve Nikel karışımından (nife) oluşur ve kalınlığı yaklaşık 2.500 km’dir. İç çekirdek dış çekirdekten daha sıcak olmasına karşın katı halde bulunur, çünkü iç çekirdek üzerindeki basınç daha fazladır. Bu fazla basınç, sıcaklığın eritme etkisini geçersiz kılar, dolayısıyla  iç çekirdek katı halde kalır.

Dış çekirdekte, konveksiyon adı verilen bir olayla iletilen ısı, bu eriyiği harekete geçirir ve dünyanın dönmesi ile beraber dış çekirdek girdap şeklinde döner. Ancak bu dönüş iç çekirdeğin aksi yönündedir.

Bu bağlamda ısı; direkt iletim (kaynayan suyun içinde kaynadığı kabı ısıtması gibi) radyasyon (sıcak bir materyale dokunmadan sıcaklığı hissetme nedeni) ve konveksiyon ile iletilir. Konveksiyon ise alt kısımda ısınan gaz ya da sıvının yukarı çıkması soğuk olan üst kesimin aşağı inmesi ile süregiden döngülerdir. Dolayısıyla dış çekirdekte dönen metal sıvı kütle, elektrik akımları üretir ve dünyanın kendi ekseni dönmesi ile bu elektrik akımları dünyanın etrafında uzanan kuzey ve güney kutuplarına sahip bir manyetik alan oluşturur. Manyetik alanın yönü, güney manyetik kutbundan dışarı, kuzey manyetik kutbundan içe doğru akan kapalı, sürekli bir döngü şeklinde hareket eder (Şekil 6). Kuşlar ve balıklar gibi birçok canlı özel alıcıları sayesinde bu manyetik alanı algılayabilir ve göç yollarını ve yönlerini saptamak için kullanırlar.

Atmosferin üst kesimlerinde yer alan bu alan manyetosfer olarak bilinir ve dünyayı koruyan en önemli tabakalardan biridir. Dünyanın Güneşe bakan tarafındaki manyetosferin kalınlığı Dünyanın gece tarafına göre birkaç kat daha azdır. Çünkü güneş rüzgarları bu taraftaki manyetosfere baskı yapmaktadır. 

 

 

Şekil 6: Dünyanın manyetik alanının yönü.

magnetic field

 

 

Ozonosfer, manyetosfer ve iyonosferin görevi

Ozon tabakası (ozonosfer): Ozon, üç Oksijen atomu içeren bir moleküldür ve atmosferin stratosfer katmanında sürekli olarak oluşur ve yok edilir. Bu tabakada iki atomlu Oksijen molekülleri morötesi ışınlarla (ultraviyole; UV) karşılaştığında; UV'nin UV-C adı verilen bir tipi tarafından Oksijen atomlarına ayrılır. Her bir Oksijen atomu etrafındaki bir Oksijen molekü ile birleşerek 3 Oksijen atomundan oluşan Ozon molekülün ortaya çıkmasına neden olur.  Diğer bir deyişle 3 adet Oksijen molekülünden (O2) 2 adet Ozon molekülü (O3) oluşur. Yine atmosferde bu olayın tersi de gerçekleşir. Ozon tabakası Güneşten gelen radyasyonun özellikle morötesi ışınlarının yüksek enerjili kesimini bu şekilde emerek (absorbsiyon) yer yüzüne ulaşmasını engeller. Bu bağlamda UV'nin UVC kesimi yeryüzüne ulaşamazken, UV-B kesiminin ancak %5'i ulaşır ve bu miktar bile yeryüzünde bulunan canlılardaki DNA üzerinde zararlı etkilere sahiptir. 

Yeryüzünden çok fazla yükselen klor, brom gibi atomlar, yanardağ patlamaları gibi herhangi bir dış etki olmazsa, bu tabakadaki Ozon miktarı genellikle sabit kalır. Aksine bu madddeler atmosferde artarsa Ozon yapımı için gereken Oksijen atomlarını bağlar ve Ozon-Oksijen döngüsünü bozulur. Sonuçta Ozon üretimi azalır ve  Ozon tabakası incelir. Sonuçta yüksek enerjili UV ışınları yeryüzüne ulaşabilir. 

Manyetosfer: Güneşin korona adı verilen üst atmosferinden salınan güneş rüzgarları ve diğer yıldızlardan çıkan yüksek enerjili yüklü parçacıkları (proton, alfa parçacığı, daha ağır atomlar ve elektronlar gibi) içeren kozmik ışınlar dünya atmosferine ulaşırlar ve ozon tabakası dahil üst atmosferi soyabilir ve sonuçta dünya üzerinde yıkıcı etkilere neden olabilirler. Ancak bu parçacıkların önemli bir kısmı yeryüzüne ulaşamaz. Çünkü, manyetosfere ulaşan elektrik yüklü ve yüksek enerjili bu parçacıklar, bu manyetik alanın oluşturduğu çok büyük iki kemer tarafından saptırılarak bu alan içinde bir kutuptan diğer kutba hareket ettirilerek yeryüzüne ulaşmaları engellenir. Elde edilen verilere göre, Mars gezegeninin manyetik alanı zamanla bir şekilde ortadan kalkmış ve sonuçta atmosferinin tamamına yakını yok olmuş ve muhtemelen bir zamanlar var olan yaşam ortadan kalkmıştır.

İyonosfer: Morötesi, X ve gama ışınları yüksek enerjili fotonların önemli bir bölümü bu tabakada engellenir. Çünkü bu ışınlar bu tabakada bulunan azot ve oksijen moleküllerindeki elektronlarla yukarıda tanımlanan foton-atom etkileşmesine benzer şekilde etkileşerek ya enerjilerini tamamen kaybederler ya da düşük enerjili parçacık (örneğin görünür ışık) konumuna geçerek yeryüzüne ulaşırlar ve zararsızdırlar.

 

 

Güçlü kuvvet: Tıpkı zayıf kuvvet gibi, güçlü kuvvet de atom altı parçacıkları (örneğin iki kuark) birbirlerine çok yaklaştıklarında (10−15 metre ya da kabaca bir protonun çapından daha yakın mesafe) etkin hale gelir. Güçlü nükleer kuvvet olarak da bilinen bu kuvvetin davranışı diğer kuvvetlerden farklıdır ve parçacıklar birbirine çok yaklaştıklarında zayıflar, diğer bir deyişle parçacıklar birbirinden uzaklaştıkça daha güçlü hale gelir. Bu kuvvetin taşıyıcı parçacığı gluon adı verilen kütlesiz, yüksüz ve spin değeri sıfır olan bir bozondur. Bu isim Türkçe karşılığı zamk olan “glue” kelimesinden türetilmiştir. Çünkü bu parçacık kuarklar arasında güçlü kuvveti iletir ve onları sanki yapıştırılmış gibi bir arada tutarak proton ve nötronların oluşmasına olanak verir (Şekil 7). Bunun yanı sıra, güçlü kuvvetin bir kısmı hem atom çekirdeğinde bulunan protonları ve nötronları bir arada tutar hem de aynı elektrik yüküne sahip protonların birbirini itmesine karşı koyarak atom çekirdeğinin bir arada kalmasını sağlar.

Daha önce de değinildiği gibi kuarkların üç ayrı renk yükü varken, her biri bir renk ve bir karşıt-renk içeren (örneğin; kırmızı ve karşıt-yeşil, mavi ve karşıt-kırmızı gibi) 8 tip gluon vardır. Gluonlar kendi aralarında ve kuarklarla etkileşime girerek kuarkların renk değiştirmesine ve kuarkların bir arada tutulmasına olanak sağlarlar (Şekil 7). Ancak, oldukça karmaşık mekanizmaya sahip olan bu olayların ayrıntısına girilmeyecek sadece bir örnek verilmekle yetinilecektir.

Örnek

Bir protonda bulunan mavi kuark, gluon (mavi-karşıt yeşil gluon) yayarak yeşile dönerken, yeşil kuark bu gluonu emerek mavi kuark haline döner.  Böylece protondaki iki kuarkın rengi değişmekle beraber, halen protonda mavi, yeşil ve kırmızı olmak üzere üç kuark olacak  renk açısından nötr kalmaya devam edecektir. Bu alışveriş bir proton ya da nötron içinde sürekli olarak meydana gelir (Şekil 7).

 

 Şekil 7: Kuark-gluon ilişkisi ve bir atom çekirdeğinde oluşan değişimlerin şematik olarak gösterilmesi. 

tüm atom

 

Gluonlar, güçlü kuvveti temsil ettiklerinden iki kuarkı ayırmak için çok yüksek derecede enerjiye gereksinim vardır. Bu enerji elde edilse bile kuarklar gene ayrılmaz ve çünkü yukarda anlatılan etkileşimler nedeniyle yeniden kuark/karşı-kuark çifti ya da üçlü kuark ortaya çıkar, dolayısıyla kuarklar henüz tek başına yakalanamamıştır. Bu olay kuark hapsi olarak bilinir.

 

 

Higgs alanı ve Higgs parçacığı
Evrenin oluştuğu ilk anlarda hiçbir parçacığın kütlesi yoktu ve hepsi ışık hızında sahipti. Higgs teorisine (Brout-Englert-Higgs mekanizması) göre; parçacıklar kütlelerini, Higgs alanı ile ilişkiye girdiklerinde kazanmışlardır. Higgs alanı, yukarıda alan kavramı başlığı altında da değinildiği gibi evrenin her bölgesine yayılmış olduğu düşünülen bir enerji alanıdır ve bu enerji tüm alanda eşit bir şekilde dağılmıştır. Bu teoriye göre; Bir parçacık, diğer bir deyişle o parçacığın doğduğu alan, Higgs alanı ile etkileşime girdiğinde kütle kazanır ve etkileşimin derecesi parçacığın kütlesinin ne olacağını belirler. Bu bağlamda, kendi alanında bulunan bir parçacık Higgs alanı ile etkileşme girdiğinde kazandığı niceliğin kütle olduğu söylenebilir. Einstein’in meşhur enerji/kütle formülü göz önüne alındığında; aslında kütle, kütleyiyi bir anlamda enerji biçiminde içeren Higgs alanının etkileşime girdiği parçacıklara aktardığı enerjinin miktarı olarak da tanımlanabilir. Örneğin fotonlar bu alanla etkileşmezler ve bu nedenle kütleleri yoktur. Buna karşın elektronlar, kuarklar ve bazı bozonlar dahil olmak üzere diğer temel parçacıklar bu alanla etkileşime girer ve dolayısıyla çeşitli kütlelere sahiptir.

Higgs parçacığı ise diğer alanlarda olduğu gibi Higgs alanı tarafından oluşturulan bir parçacıktır. Başka bir tanımlamayla; Higgs parçacığı, tıpkı bir örümcek ağında bulunan düğümler gibi, Higgs alanının kendi üzerine kıvrılmasından (taban enerji düzeyinden sıçramalar) kaynaklanan nokta benzeri birer parçacık gibi hayal edilebilir. Bu bağlamda, Higgs parçacığının Higgs alanının diğer parçacıklarla sürekli olarak etkileşime girmek için kullandığı temel bir parçacık olduğu söylenebilir. Başka bir deyişle, elektronlar gibi maddeyi oluşturan diğer temel parçacıkların Higgs alanında hareket ederken, bu parçacıklara yapıştığı kabul edilen veya onların etrafında kümelenen Higgs bozonları ile etkileşerek kütle kazandıkları kabul edilir. Dolayısıyla bir parçacık ne kadar çok Higgs bozonu ile etkileşime girerse, o kadar çok kütle kazanır. Higgs alanı ve Higgs parçacığı ile ilgili oldukça kabul gören bir benzetmeyi  aşağıdaki adreste bulabilirsiniz. 

https://www.youtube.com/watch?v=joTKd5j3mzk

Son düşüncelere göre; evrende önemli bir yer işgal eden karanlık maddenin de kaynağı Higgs alanıdır. Yaklaşık 50 yıl önce teorik olarak öne sürülen Higgs alanı ve bunun kuvvet taşıyıcı parçacığı olan Higgs parçacığı 2012 yılında kısa adı LHC olan parçacık hızlandırıcısında keşfedilmiş, böylece Higgs alanının varlığı ve Higgs teorisinin doğruluğu önemli ölçüde destek bulmuştur.

 

 

KARANLIK MADDE VE KARANLIK ENERJİ

So yıllarda elde edilen bilgilere göre; gözlenebilir evrenin yaklaşık %26.8'ini karanlık madde, %68,3'ünü karanlık enerji, geriye kalan %4,9'unu ise bilinen maddelerden (atom, iyon ve elektron içeren nicelikler; galaksiler, toz bulutları, yıldızlar, dünya gibi uydular ve tüm canlı ve cansız varlıklar) oluşmaktadır. Bununla beraber karanlık madde ve enerji henüz doğrudan saptanamamıştır, çünkü karanlık madde herhangi bir düzeyde ışın yaymamakta ve emmemektedir. Kütleçekimi hariç hemen hiç bir şeyle etkileşmediği sanılan karanlık madde için en iyi aday zayıf etkileşimli büyük kütleli parçacıklar (WIMP) olup bu grubun bilinen en iyi örneği nötrino adlı atom altı parçacığıdır. Bu bağlamda karanlık maddenin varlığı, kütleçekiminin görünür madde ve radyasyon üzerine uyguladığı etkiler gibi indirekt gözlemlere dayandırılmaktadır.

Karanlık enerjinin ise boş uzayı tekdüze dolduran bir enerji olduğu ve evrenin genişleme hızını belirlediği varsayılmaktadır. Bu bağlamda karanlık maddenin pozitif kütleçekim etkisine (çekici etki), buna karşın karanlık enerjinin ise negatif kütleçekim etkisine (itici etki) sahip olduğu kabul görmektedir. 

Gerek karanlık madde gerekse karanlık enerjinin büyük patlamadan sonraki ilk mikro saniyeler içinde ortaya çıktığı düşünülmektedir. Evren ve yıldız oluşumu konusunda da değinileceği gibi evrenin ilk 10 saniyesinden sonra hidrojen ve helyum atom çekirdekleri ortaya çıkmış daha sonraları bunlar nötr atomlar haline gelerek gaz bulutlarını oluşturmuştur. Evren genişlemeye devam ederken bu bulutlar yer yer toplanarak ilk yıldız ve galaksilerin oluşumunu başlatmıştır. Bu kümelenmeleri sağlayan şeyin karanlık madde olduğu, önce karanlık maddenin adalar halinde kümelendiği ve sonrasında o evredeki maddeyi temsil eden hidrojen ve helyum atomlarından oluşan gaz bulutlarının buralarda yoğunlaştığı ileri sürülmüştür.

Madde acısından bakıldığında evrenin şu andaki görünümü bir örümcek ağına benzetilir ve bu görünüme kozmik ağ adı verilir. Bu ağın düğüm noktalarında daha fazla olmak üzere bağlantı yollarında karanlık maddenin yoğunlaştığı, bu nedenle gaz bulutlarının buralarda daha fazla birikerek ilk galaksileri ve galaksi kümelerinin oluşmasına yol açtığı düşünülmektedir. Karanlık maddenin çekim gücü bu oluşumları başlatan harç gibi davrandığı düşüncesi bazı hesaplamalara ve fizik kurallarına dayandırılmaya çalışılmıştır. Buna göre; evrenin genişleme evresinde karanlık madde olmasaydı, kütleçekimi tek başına  bu maddeleri yeterli yoğunlukta bir araya getiremeyecek, muhtemelen galaksi ve yıldızlar da oluşamayacaktı.

Kozmik ağın madde içermeyen boşluklarını daha önce de değinildiği gibi karanlık enerjinin doldurduğu varsayılmaktadır. Büyük patlamadan itibaren evrenin genişlemesi yavaşlayarak devam etmiş olsa da son 4-5 milyar yılda bu genişleme hızının çok arttığı belirlenmiştir. Dolayısıyla ilk 9 milyar yılda evreni şekillendiren karanlık maddeye karşı mücadele eden karanlık enerji yavaş yavaş evrenin itici kuvveti haline gelmeye başlamış ve genişleme hızının artmasından sorumlu olduğu ileri sürülmüştür. Gelecekte, kozmik boşluklarda bulunan karanlık enerjinin daha da güçlenerek fantom enerjisi olarak adlandırılan bir enerjiye dönüşebileceği, evrenin olası sonları ilgili senaryolarından bir ya da birkaçının baş aktörü olabileceği düşünülmektedir. 

Karanlık madde ve karanlık enerjisi ile ilgili verilen bilgiler halen teori aşamasına ait bilgiler olup 2021 yılında uzaya fırlatılan James Webb teleskobu ve İsviçredeki parçacık hızlandırıcısı (LHC) gibi yeni teknolojilerin bu iki gizemli kozmik oluşumun doğasını ve bunların evrenin gelişmesindeki rolünü aydılatabilecek bilgilere ulaşılmasına katkıda bulunabileceği  umut edilmektedir. 

 

 

PARÇACIK HIZLANDIRICILARI (ÇARPIŞTIRICILARI)

Temel parçacıkların özelliklerini somut olarak açıklığa kavuşturmak için kullanılan bu teknoloji temel olarak iki bölümden oluşur. Bunlardan ilki, çeşitli atom altı parçacıklarına çeşitli düzenekler kullanılarak enerji yükler ve dolayısıyla bu parçacıkları hızlandırırlar. Bu parçacıklar, çok büyük mıknatıslar aracılığıyla önce ışın demeti haline getirilir, daha sonra yine mıknatısların yarattığı manyetik alan sayesinde gitmeleri gereken yere yönlendirilir. Böylece parçacıklar ya birbirleriyle belli bir noktada çarpıştırılır ya da başka sabit bir hedefle çarpışmaları sağlanır. Bu çarpışma sonucunda etrafa çeşitli parçacıklar saçılır. Ancak bunların neler olduğunu ve ne gibi özellikler taşıdığının belirlenmesi gerekir. Bunun için; bu sistemin ikinci bölümü olan algılayıcılar (detektör) devreye girer. Algılayıcılar çarpışmaların olduğu alanı 360 derece saracak şekilde yerleştirilmiştir. Bunlar farklı parçacıkları algılayabilen, çoğunlukla farklı malzemelerden yapılmış ve üst üste dizilmiş çeşitli katmanlar içerir. Saçılan parçacıklar etkileşime girebilecekleri katmana ulaştığında bu katmanda çeşitli izler (sinyal) bırakır ve bunların değerlendirilmesiyle parçacıkların tipi ve olası özellikleri belirlenebilir. 1930'da kullanılmaya başlayan bu teknoloji zamanla geliştirilmiş ve günümüze kadar atom altı parçacıklar ve evren hakkında birçok bilgi edinilmiş, teorik olarak bilinen parçacıkların varlığı da gösterilmiştir.

Bu amaçla kullanılan hızlandırıcıların doğrusal hızlandırıcı ve dairesel hızlandırıcı olarak iki tipi vardır. Bunlar arasındaki seçim hızlandırılması planlanan parçacığın türüne ve çarpışma sonucunda elde edilmesi düşünülen bilgiye göre değişir.

Doğrusal hızlandırıcılarda parçacıklar düz bir hat üzerinde hızlandırılarak sabit bir hedefe çarptırılır. Bunun en iyi bilinen örneği 3,2 km uzunluğunda ki Stanford’da kurulmuş olan SILAC (Stanford Linear Accelerator Center) hızlandırıcısıdır. Bu hızlandırıcıda elektron veya karşıt elektron (pozitron) kullanılır.

Dairesel hızlandırıcılarda ise parçacıklar ters yönde dairesel bir tüp içinde hızlandırılarak birbiriyle çarpıştırılır. Günümüzde en popüler olan dairesel hızlandırıcı, bu yıl yeniden çalışmaya başlayan İsviçrede ki büyük hadron çarpıştırıcısıdır (LARGE HADRON COLLIDER: LHC). Bu hızlandırıcının çevre uzunluğu yaklaşık 27 km’dir. Bu hızlandırıcıda proton ve daha ağır iyonlar hızlandırılarak çarpıştırılır. LHC’nin en önemli başarısı, parçacıklara kütle kazandırdığı varsayılan Higgs alanında oluşan Higgs parçacığını saptamış olmasıdır. Ayrıca karanlık madde ve karanlık enerji gibi konulara da açıklık getirebileceği düşünülmektedir.

 


JAMES WEBB TELESKOBU

Bu teleskop, Aralık 2021 yılında uzaya fırlatılmış ve dünyadan 1.5 milyon kilometre uzaklıktaki langrange 2 noktasına (L2 noktası) ulaşarak burada kendi ekseni ve güneş etrafında dönecek şekilde bir yörüngeye oturtulmuştur. Teleskop her ne kadar dünya ile beraber dönse de dünyanın etrafında dönmemektedir. Bu konum ve dönüş şekli teleskobun güneş, dünya ve ayın arkasında kalmasını sağlar ve teleskoba derin uzayla ilgili daha net bir görüş sunar.

Birçok teknik cihaz içeren teleskobun verimli çalışmasını sağlayacak iki önemli bileşeni vardır, Bunlar teleskobun birincil aynası (teleskobun farklı görevler üstlenen 2 aynası daha vardır) ve güneş kalkanıdır. Birincil Ayna; 6.5 metre çapında olup altınla kaplı berilyum elementinden yapılmış altıgen şeklindeki 18 küçük aynanın birleştirilmesi ile oluşturulmuştur. Güneş kalkanı ise her biri 25-50 mikron (1 mikron 1 milimetrenin binde biri) kalınlığında olan ve aluminyum ile kaplı özel materyallerden yapılmış 5 ayrı tabaka içerir ve tabakalar tam açıldığında yaklaşık bir tenis kortu büyüklüğüne ulaşır. Ayna, derin uzaydan gelen ışınların yoğun bir şekilde toplanmasını, güneş kalkanı ise başta güneş olmak üzere dünyadan ve aydan gelen ışınları engelleyerek, bu ışınların parazit yapmasını önler ve cihazın derin uzaya dönük yüzünün çok soğuk bir ortamda (sıfırın altında 225 derece dolayında) kalmasını sağlar. Gerek aynasının büyüklüğü gerekse dünya atmosferinden çok uzakta olması ve sahip olduğu güneş kalkanının yarattığı soğuk ortam, teleskobun derin uzaydan gelen özellikle kızılötesi ışınları (infrared radyasyon) daha iyi ve net bir şekilde algılamasını sağlayacaktır.

Birincil aynayı oluşturan küçük aynaları ve güneş kalkanının tabakaları katlanmış haldeyken Ariana 5 roketi ile beraber uzaya fırlatılan teleskobun 18 küçük aynası, 130’un üzerinde küçük motorlar yardımıyla ve uzaktan kumandayla tek tek açılarak ince bir ayarla tek bir ayna haline getirilmiştir. Benzer şekilde güneş kalkanını oluşturan tabakalar da sırayla açılmıştır. Ardından sistemin soğutma ve ayarlanma işlemleri tamamalanmıştır. Bu bağlamda, teleskop fırlatıldıktan yaklaşık 6 ay sonra tam işler hale gelmiş ve 11-12 Temmuz 2022’de dünyaya ulaşan çok net ve ayrıntılı ilk görüntüler NASA tarafından yayınlanmıştır. En az 5 yıl süre ile görev yapması planlanan teleskoptan elde edilecek veriler, ayrıntılı bir şekilde değerlendirilecek, sonuçta galaksilerin ve yıldızların erken evreleri hakkında ve evrenin günümüzde ki görünümüne ulaşabilmesi için geçirdiği aşamaların daha iyi bir şekilde tahmin edilmesine çalışılacaktır. Ayrıca bu sayede karanlık madde hatta karanlık enerji hakkında bazı bilgilerin elde edileceğine de inanılmaktadır. Bu bağlamda teleskobun uluslararası (ABD, Avrupa ve Kanada) bir girişimle tasarlanması, gerekli maddi kaynakların bulunması (yaklaşık 10 milyar Amerikan doları), yapımı ve bugün ki durumuna ulaşması için geçen sürenin 15 yıl dolayında olması bu girişimin gerçekten de büyük boyutlarda olduğuna işaret etmektedir.

 

 

RADYASYON
Lacivert renkli ve altı çizili kelimeler tıklandığında o konu ile ilgili bilgilere ulaşabilirsiniz.

Radyasyon tanımı
Radyoaktif element, radyoaktif atom, radyoaktif çekirdek, radyoaktivite
Radyasyonun tipleri ve oluşumu
Parçacık şeklinde olan radyasyon tipleri
Dalga şeklinde olan radyasyon tipleri
Radyasyon birimleri ve radyasyonun saptanması
Radyasyonla karşılaşma yolları
Radyasyonun kaynakları

 

 

RADYASYONUN TANIMI

Enerji adı verilen niceliğin, içinde bulunduğu ortamda, dalga ya da parçacık şeklinde yayılmasına fizik biliminde radyasyon veya ışın adı verilir. Konumuz içinde bazen radyasyon bazen de ışın terimi kullanılacaktır. Yayılan enerjinin miktarına ve bu enerjinin çıktığı kaynağa göre değişen çeşitli radyasyon tipleri vardır.

 

 

RADYAKTİF ELEMENT-RADYOAKTİF ATOM-RADYOAKTİF ÇEKİRDEK-RADYOAKTİVİTE KAVRAMLARI

Daha önce de değinildiği gibi bir atomun çekirdeğinde bulunan proton ya da nötron sayıları çekirdek tepkimesi adı verilen bir olay sonucunda değişebilir. Genellikle bu değişimler çekirdek bağlanma enerjisi yüksek olan atomlarda ortaya çıkar. Bu tür atomların çekirdeklerine kararsız çekirdek adı da verilir. Kararsız çekirdekler kararlı hale dönme eğilimindedirler. Dolayısıyla kararsız çekirdekler farklı enerji düzeylerine sahip çeşitli ışınlar salabilirler ve daha öncede değinildiği gibi bu olaya radyasyon adı verilir. Radyasyon yayabilen elemente radyoaktif element ya da radyoaktif madde, bu elementin atomuna radyoaktif atom ya da radyoizotop, bu atomların çekirdeğine radyoaktif çekirdek (radyonüklid), yayılan enerjiye radyoaktivite denir.

 

 

RADYASYON TİPLERİ VE OLUŞUMU

Radyasyonun nedeni temel olarak çekirdek birleşmesi ve çekirdek parçalanması şeklinde olabilen çekirdek tepkimeleridir. Bu olaylar doğal ya da cihazlarla yapay olarak ortaya çıkabildiğinden, bu tepkimeler sonucunda oluşan radyasyon da doğal ve yapay olarak iki gruba ayrılabilir (radyasyon kaynakları).

Radyasyon, yarattığı etkiye göre iyonizan ve iyonizan olmayan (non-iyonizan) radyasyon olarak iki şekilde sınıflandırılabilir. Yüksek enerjili bir ışın bir atoma çarptığında o atomun dış yörüngesinde bulunan elektronu koparabiliyorsa, diğer bir deyişle bu atomu iyon haline getirebiliyorsa bunlara iyonlaştırıcı radyasyon (iyonizan radyasyon) ya da iyonlaştırıcı ışın adı verilir. Diğer yandan herhangi bir kaynaktan çıkan ancak iyonizasyona neden olmayan radyasyon ise iyonlaştırmayan radyasyon (non-iyonizan radyasyon) olarak isimlendirilir. Genel olarak tıpta radyasyon ya da ışın dendiğinde iyonizan radyasyon kastedilir.

Radyasyon fiziksel olarak iki temel şekilde ortaya çıkabilir. Bunlardan ilki, kütlesi olmayan saf enerji şeklinde olup elektromanyetik radyasyon olarak adlandırılır. Bu radyasyon tipi dalgalar şeklinde yayılır. Radyasyonun ikinci şekli ise parçacık radyasyonu olarak bilinir ve hem enerjiye hemde bir kütleye sahiptirler. Bu bağlamda, bu ışınların hem parçacık hem de dalga gibi davrandıkları saptanmıştır. Benzer şekilde başta elektronlar olmak üzere parçacıklar da dalga gibi davranabilir. Buna parçacık-dalga ikililiği adı verilir.

 

 

PARÇACIK ŞEKLİNDE OLAN RADYASYON TİPLERİ

Lacivert renkli ve altı çizili kelimeler tıklandığında o konu ile ilgili bilgilere ulaşabilirsiniz.

Enerjinin, bir kütlesi olan parçacıklar şeklinde yayıldığını anlatır. Bu parçacıklar aynı zamanda atom altı parçacıklarıdır. Aşağıda en sık görülen ve parçacık şeklinde olan radyasyon tipleri verilmiştir. Bunlar aynı zamanda iyonizan radyasyon adını da alırlar. Alınan radyasyon miktarına bağlı olarak insan sağlığını olumsuz yönde etkiledikleri gibi tıpta tanı ve tedavi amacı ile de kullanılmaktadır. 

Alfa parçacığı (alfa ışını)
Beta parçacıkları (beta ışınları)
Alfa ve beta parçaçık yayılması örneği
Serbest nötronlar ve protonlar

 

 

Alfa parçacığı (alfa ışını): 2 proton ve 2 nötrondan oluşan bir helyum atomunun çekirdeğini temsil eder ve yüksek enerji taşırlar. Kurşundan daha ağır olan radyoaktif atomların, kararsız çekirdekleri daha kararlı  duruma gelmek için alfa parçacığı fırlatırlar. Yüksek enerji taşıyan alfa parçacıkları yakındaki bir yapıya çarptıklarında ciddi hasara yol açarlar. Ancak bu parçacıklar ağır olduğundan fazla ilerleyemezler. Örneğin insana çarptıklarında deriyi kolaylıkla geçemezler. Ancak alfa parçacığını yayan madde gaz türündeyse akciğerlere girip harabiyete, hatta akciğer kanserine yol açabilir.

 

 

Beta parçacıkları (beta ışınları):

Beta ışınları, radyoaktif çekirdekten fırlayan çok küçük kütleli parçacıklardır. Bunlardan eksi yüklü olan beta ışını elektron (negatron) adını alırken, artı yüklü olan beta ışını ise pozitron adını alır. Pozitron, elektronun karşıt maddesidir ve karşıt elektron olarak da bilinir. Bu bağlamda doğada bulunan maddelerin ya da parçacıkların bir karşıtı vardır ve bunlara karşıt-madde (anti madde; anti parçacık) adı verilir.

Daha önce de değinildiği gibi bir çekirdekte bulunan bir nötron protona ya da bir proton nötrona dönebilmektedir. Kararlı bir çekirdekte bu dönüşüm olmaz, ancak kararsız çekirdekte bulunan fazla sayıdaki nötronlardan biri W parçacığı (W bozonu) ile etkileşerek (-)beta ışını (elektron) yayarsa nötron, protona döner. Tıpta, bazı tiroit hastalıklarının tedavisinde kullanılan radyoaktif iyot, beta ışınları yayarak etkisini gösterir. Buna karşın, kararsız bir çekirdek protonlarından biri benzer bir etkileşimle bir tane (+) beta ışını (pozitron) yayarsa çekirdekteki bir proton nötron haline döner. Bunun için temelde çekirdek yüksek sayıda protona sahip olmalıdır. Pozitron, daha ziyade yapay izotopların bozunması sırasında ortaya çıkar. Bu özellik, tıpta pozitron yayan tomografi (PET; Positron emmision tomography) adlı görüntüleme yönteminin kullanıma girmesini sağlamıştır.

Beta ışını yayan bir çekirdeğin bağlanma enerjisi düşer ve çekirdek daha kararlı bir hale gelir. Beta ışınının enerjisi alfa ışınından daha az olmasına karşın dokuda daha fazla yol alabilir. 

 

 

Alfa ve beta parçacık yayılması örneği: Uranyum-235'den bir alfa parçacığı yayıldığında, yeni çekirdekte 2 proton ve 2 nötron azalacak ve yeni element, 90 protonlu toryum-231 adını alacaktır. Yeni oluşan toryum-231 çekirdeği bir pozitron yayarsa çekirdekteki bir nötron protona döneceğinden yeni elementin adı  proton sayısı 91 olan proaktinyum-231 olacaktır. Diğer yandan 91 protonlu proaktinyum-231, eksi yüklü bir beta parçacığı yayarsa bir nötronu protona döneceğinden oluşan yeni element 90 proton içeren toryum-231 olacaktır.

Görüldüğü gibi radyoaktif bir element alfa parçacığı yaydığında hem proton hem de nötron sayısı daha az olan yeni bir elemente dönmektedir. Beta parçacığı yayıldığında çekirdekteki proton ve nötronların toplam sayısı değişmemekle beraber protonun nötrona ya da nötronun protona dönüşmesi sonucu çekirdeğin proton sayısı değişerek başka bir element ortaya çıkmaktadır.

 

 

Sebest nötron ve proton: Bu parçacıklar normalde atomun çekirdeğinde yer alan parçacıklardır.

Serbest nötron: Bazı radyoaktif atomların doğal ya da yapay yolla bozunması sırasında ortaya çıkar. Örneğin nükleer santrallerde (reaktörler) uranyum atomu parçalandığında ortaya çıkan serbest nötronlar, nükleer tepkimenin devam etmesini  ve bu yolla kontrollü enerji elde edilmesini sağlar. Bu olay çekirdek parçalanması ya da fizyon olarak adlandırılır.

Sebest proton:  Bunların doğal temel kaynağı kosmik ışınlar yayan gök cisimleridir. Yeryüzünde ise doğal yolla proton oluşması çok enderdir. Buna karşın serbest protonlar yapay olarak parçacık hızlandırıcılarında elde edilebilmektedir. Bu yolla elde edilen serbest protonlar tıp biliminde tedavi amaçlı kullanılabileceği gibi parçacık hızlandırıcılarında çarpıştırılarak çeşitli atom altı parçacıklarının ortaya çıkması sağlanır ve bunların özellikleri hakkında bilgi edinilir.


 

DALGA ŞEKLİNDE OLAN RADYASYON TİPLERİ

Lacivert renkli ve altı çizili kelimeler tıklandığında o konu ile ilgili bilgilere ulaşabilirsiniz.

Dalga şeklinde olan radyasyona elektromanyetik radyasyon ya da elektromanyetik ışın adı verilir. Bunun anlamı enerjinin dalgalar şeklinde yayılmasıdır. Diğer yandan bu türdeki radyasyonun, parçacık gibi davranan enerji paketçikleri olduğu belirlenmiştir. Önceleri kuanta adı verilen ve kütlesi olmayan bu paketçikler daha sonra foton olarak isimlendirilmiştir. Dolayısıyla bu ışınlar hem parçacık hem de dalga özelliğine sahitirler (parçacık-dalga ikililiği).

Aşağıda taşıdıkları enerji düzeyine göre sıralanan elektromanyetik dalgalardan gama ışınları, x-ışınları ve yüksek enerjili bazı morötesi ışınlar, iyonizan radyasyon, diğerleri ise non-iyonizan radyasyon sınıfına girerler. 

Cep telefonları, baz istasyonları, mikrodalga fırınları, radarlar, yüksek gerilim hatlarının yaydığı radyasyonun iyonlaştırıcı olmayan radyasyon olduğunu belirtmekte yarar vardır.

NOT : Elektromanyetik ışınların taşıdıkları enerji, sahip oldukları frekans ve dalga boyları için verilen birim ve sayıların birbirine çevrilmesi ve isimlendirilmeleri için Ölçme birimleri ve Sayılar başlıklarını tıklayabilirsiniz

Gama ışını
X ışını
Morötesi ışınlar (ultraviyole ışınları)
Görünür ışın ya da ışık
Kızılötesi ışınlar (infrared ışınlar)
Mikrodalga ışınları
Radyo dalga ışınları

 

 

Gama ışınları: Elektromanyetik ışınların en yüksek enerjiye ve en kısa dalga boyuna (100 pikometre ya da 0,01 nano metreden daha kısa) sahip olan kesimidir. . Süpernovalar, Nötron yıldızları (pulsar ve magnetar dahil) ile karadeliklerin etrafına yerleşik birikim bölgeleri (olay ufku) evrendeki doğal gama ışını kaynaklarıdır. Saptanan gama ışınlarının incelenmesi ile bu nesneler hakkında önemli bilgiler elde edilebilir. Dünya dışında kalan diğer gezegenlerdeki elementleri belirlemek için de gama ışınları kullanılabilir.

Yeryüzündeki doğal gama ışını kaynakları arasında yıldırımlar ve radyoaktif maddelerin bozunması vardır. Bir radyoaktif çekirdeğin, alfa ışını ya da beta ışını yayarak bozunmasından sonra bile çekirdekte oldukça fazla enerji kalabilir. Diğer bir deyişle çekirdek halen kararsız ya da uyarılmış bir halde bulunmaktadır. Bu durumdaki bir çekirdek bu fazla enerjiyi artık alfa veya beta ışını olarak yaymaz. Bunun yerine gama ışını şeklinde enerji yayarlar Gama ışını yayılması sonucu çekirdekteki proton ve nötron sayısında yeni bir değişme olmaz. Dolayısıyla gama ışını yayıldıktan sonra faklı bir atom oluşmaz.

Nükleer denemeler, atom bombası, nükleer santraller ise yapay gama ışını kaynaklarıdır. 

Gama ışınları bulundukları ortamda kolayca yol alırlar. Örneğin kurşundan bile geçebilirler. Radyoaktif iyot gibi gama ışını yayabilen maddeler kullanılarak tiroit bezinin sintigrafi adı verilen yöntemlerle incelenmesi sağlanır.

 

 

X-ışınları: Başta tıp bilimi olmak üzere bir çok uygulanma alanda kullanılan bu ışınlar, elektromanyetik ışınların dalga boyu kısa (0,01-10 nanometre), frekans ve enerjileri yüksek olan dar bir kesimini oluşturur. Ancak dalga boyları gama ışınlarının dalga boyundan daha uzun, dolayısıyla enerjileri daha azdır. Evrende doğal gama ışını yayabilen nesneler x-ışını da yayarlar. 

X-ışınları tıpta tanı ve tedavi amacı ile uzun yıllardan beri kullanılmaktadır. Tanı için kullanılan cihazlar arasında direkt röntgenler (örneğin kemik filmi) ve bilgisayarlı tomografi (BT; CT) vardır. Tedavi amacıyla x-ışını kullanılması ise genel olarak radyoterapi (ışın tedavisi; şua tedavisi) olarak adlandırılır 

Tıpta kullanılan röntgen cihazlarında elde edilen X-ışını: Temelde X-ışını tüpü adı verilen bir tüp içinde bulunan elektron tabancasından çıkan yüksek enerjili elektronlar yüksek hızlarda Tungsten (wolfram) atomu gibi ağır bir atom hedefe çarptırılır. Bu devreden sonra iki farklı mekanizma ile x-ışını açığa çıkar:

Birinci mekanizmaya göre hızla gelen elektron, tungsten atomu çekirdeği etrafında salınmaya başlar ve yavaşlar, bu sırada enerjisinin bir kısmını X-ışını şeklinde yayarak kaybeder.

İkinci mekanizma elektron yörüngelerindeki enerji düzeyleri ile ilgilidir. Buna göre çekirdeğe en yakın olan K yörüngesi en düşük enerji durumunda bulunur. Elektron tabancasından gelen hızlı ve yüksek enerjili elektron hedefteki tungsten atomunun K yörüngesine çarptığında buradaki elektronu fırlatır burada bir elektronluk boş yer kalır ve elektronunu kaybeden atom uyarılmış atom haline gelir. Ayrıca K yörüngesinde oluşan boş yer, yüksek enerjili diğer yörüngedeki, örneğin L yörüngesinden gelen elektron tarafından doldurulur. L yörüngesinde bulunan elektronun enerjisi fazla olduğundan daha düşük enerjili K yörüngesine geçerken aradaki enerji farkı kadar bir enerjinin yayılmasına neden olur. Bu yayılan enerji X-ışınıdır. Bu olay sürekli tekrarlanırsa düzenli bir şekilde aynı enerjiye sahip X-ışınları çıkar.

Elektron yakalanması ile x-ışını oluşması: Yukarıda değinilen ikinci mekanizmaya benzer. Doğal olarak genellikle süpernova patlamalarında oluşur ve protonlar elektronları yakalayarak nötrona dönebilir. Normal bir atom çekirdeğinde ise ender olarak ortaya çıkar. Buna karşın yapay yollarla elde edilen izotop atomlarının çekirdeğinde bulunan bir proton, bazen etrafındaki K ya da L yörüngesinde bulunan bir elektronu kapabilir. Diğer bir deyişle elektron çekirdeğe doğru çöker. Bu elektronun çekirdekteki protonla etkileşimi sonucunda proton nötrona döner. Elektronunu kaybeden atom uyarılmış atom adını alır. Elektronun çekirdek tarafından yakalanması sonucunda K ya da L yörüngesinde bir elektronluk yer boşalır ve boş yer bir üst yörüngede bulunan yüksek enerjili bir elektronla doldurulur ve bu geçiş sırasında ortaya çıkan enerji farkı da x-ışını olarak yayılır. Bu arada atomun proton sayısı değiştiğinden yeni bir atom ortaya çıkmış olur. Örneğin rubidyum-83 atomu sadece bu yolla kripton-83 atomuna döner.

X-ışınlarının başka bir kullanım alanı x-ışını teleskoplarıdır. Dünyanın atmosferi uzak nesnelerden gelen x-ışınlarını emdiğinden bu teleskoplar atmosfer dışındaki bir yörüngeye yerleştirilir ve gökyüzünün belirli bir bölgesinden gelen ışınları (fotonları) toplar. Bu sayede yapılan ölçümlerle incelenen ortamın bileşimi, sıcaklığı ve yoğunluğu saptanabilir.

 

Morötesi ışınlar (ultraviyole radyasyon): Görünür ışık ve X-ışınları arasındaki bir yelpazede morötesi (UV) ışınları yer alır ve 10-380 nanometre arasında değişen dalga boylarına sahiptir. UV ışınları insan tarafından görülemezken arı gibi bazı böceklerin UV ışınını görebildiği bilinmektedir.

UV ışınlarının yüksek enerjiye sahip olan kesimi çarptıkları atomları iyonize edebilirler, bu nedenle iyonizan ışın grubuna girerler. UV ışınları; yakın/kısa (UVA), orta (UVB) ve Uzun/uzak (UVC) olmak üzere üç alt gruba ayrılır. Güneşin yanı sıra, çok sayıda gök cismi UV ışını yayar. Özellikle daha kısa dalga boyuna sahip (enerjisi daha yüksek) UVC ışınları atmosfer tarafından engellendiğinden yeryüzüne ulaşamaz. Buna karşın UVA’nın önemli bir kesimi ile UVB’nin küçük bir kesimi yeryüzüne ulaşır. Örneğin güneşten çıkan ve ekvator düzeyinde yeryüzüne ulaşabilen ışınların %95’i UVA, %5’i ise UVB’dir.

UVB özellikle insanlar için hem yararlı hem de zararlı olabilir. Bu bağlamda vücutta D vitamini yapılabilmesi için cildin her gün belli bir süre UVB ışınları ile karşılaşması gerekir. Diğer yandan bu ışınlar ciltte çeşitli derecelerde güneş yanığına yol açabilirler. Ayrıca deri hücrelerinde bulunan DNA’yı etkileyerek hücrelerin aşırı çoğalmasına ve cilt kanserlerine neden olabilirler. Bununla birlikte bazı cilt kanserlerinin, egzema ve vitiligo (ciltte beyaz lekeler şeklinde) gibi bazı iyi huylu cilt hastalıklarının tedavisinde UV ışınları kullanılmaktadır.

Son araştırmalar (2017) UV ışınlarının Dünya'daki yaşamın başlamasında, özellikle proteinlerin yapılmasını sağlayan RNA adlı bir nükleik asidin oluşmasında önemli bir role sahip olduğunu düşündürmektedir.

Yüksek enerjili UVC ışınları dünya yüzeyine ulaşamadığından bunları incelenebilmesi için uydular atmosfer dışına yerleştirilmektedir. Bu uyduların algıladığı UV ışınları sayesinde incelenen yıldızın genç bir yıldız olup olmadığı anlaşılabilmektedir. Çünkü, genç yıldızlar ışınlarının çoğunu bu dalga boylarında yayarlar.

Yapay UV kaynakları arasında bronzlaşma kabinleri, mikrop öldürücü lambalar (sterilizasyon işlemi), civa buharlı lambalar, halojen lambalar gibi teknoloji ürünleri vardır.

 

 

Görünür ışınlar (ışık): Elektromanyetik ışınların belli bir kesimini (insan gözünün görebildiği) içerir. Tipik olarak, insan gözü 380 ila 700 nanometre arasındaki dalga boylarını içeren ışınları algılayabilir. Dolayısıyla bu dalga boyları arasında kalan elektromanyetik ışınlara görünür ışık denir. Beyaz renkli olan görünür ışık aslında 7 ayrı rengin karışmasından oluşur. Mor ışık (mor renk), en kısa dalga boyuna sahipken enerjisi en yüksek olan görünür ışıktır. Buna karşın kırmızı ışık (kırmızı renk), en uzun dalga boyuna sahiptir ve enerjisi en az olandır. Aradaki renkler ise sırasıyla turuncu, sarı, yeşil, mavi ve civit renkleridir. Civit rengi için tam belirlenmiş bir dalga boyu yoktur, dolayısıyla bir çok renk yelpazesinde görülemeyebilir.

Çeşitli hayvanların görebildiği renk tipi değişiklik gösterebilir.

Gözün bu ışınları farklı renkte algılamasının nedeni; farklı dalga boylarına sahip 7 ana renk ve ara renklerden hangisinin bakılan cisim tarafından yansıtıldığı ile ilgilidir. Buna göre; bir cisim sadece 380 nanometre civarında dalga boyuna ait bir ışını yansıtabiliyorsa o cisim kırmızı olarak görülececektir. Tüm dalga boylarını yansıtabilen bir cisim beyaz, hiç yasıtmayan bir cisim ise siyah olarak görünür. Bu bağlamda siyah rengin gerçek bir renk olmadığını belirtmekte yarar vardır.

Bir yıldızdan gelen ışığın rengi ile o yıldızın yüzey sıcaklığı arasında bir ilişki vardır. Örneğin güneşte yüzey sıcaklığı 5500 oC civarında olduğundan 550 nanometre dalga boyuna sahip beyaz/hafif sarımsı bir ışık yayar. Yıldızın yüzey sıcaklığı 12.000 oC ise yayılması beklenen ışık rengi mavidir.

Işık bir gazdan geçtiğinde, gazdaki atomlar ve moleküller o ışığın belirli renklerini, diğer bir deyişle belirli dalga boylarını emer. Dolayısıyla emilen dalga boyuna ait kesim bir ekranda siyah çizgi olarak görülür. Buna emme spektrumu (absorpsiyon spektrumu) denir. Bunun tersine aynı gazda bulunan atom ya da moleküller, yayma (emisyon) spektrumu adı altında çok özel renkler vererek parlayabilir. Belirli bir elementin yayma spektrumunda yer alan dalga boyları, emme çizgilerinin dalga boylarıyla aynıdır. Bu bağlamda her elementin benzersiz bir emme ve yayma çizgileri seti vardır. Şekil 8‘de Sodyum elementine ait emme ve yayma spektrumları görülmektedir. Bu özellikler kullanılarak yıldızların, toz bulutlarının ve diğer uzak nesnelerin içerdiği atomların türü, diğer bir deyişle kimyasal bileşimi belirlenebilir.

Yapay olarak elde edilen ışığın kırılma ve yansıma gibi fiziksel özelliklerinden yararlanılarak tıp biliminde kullanılan endoskopi, mikroskop ve diğer optik cihazlar gibi bir çok alet geliştirilmiştir.

 

 Şekil 8: Sodyum elementinini emme ve yayma spektrumu. İlk sırada görülen siyah çizgiler ışığın o dalga boylarında sodyum tarafından emildiğini gösterir. İkinci sırada görülen renkli çizgiler ise sodyum atomunun o renklere uyan dalga boyundaki ışınları yaydığını gösterir. 

sodyum spektrum

 

 

 

Kızılötesi ışınlar (infrared radyasyon): Bu ışınlar da (kızılötesi ışık, kızılötesi radyasyon) elektromanyetik ışınların bir bölümünü oluşturur. İnsanlar her gün kızılötesi ışınlarla karşılaşır; ancak görülemezler, ancak sadece ısı olarak algılanabilirler ya da bazı cihazlar bu radyasyonu saptayabilir. Diğer bir deyişle kızılötesi radyasyon, sıcaklığı olan herhangi bir nesne tarafından yayılır. Bu nedenle, temelde insan dahil evrende bir sıcaklığa sahip tüm cisimler bir miktar kızılötesi ışın yayar. Bu ışınların dalga boyu 780 nanometre ile 1000 mikrometre arasında değişir.

Kızılötesi ışınlarının kısa/yakın (kızıla yakın), orta ve uzun/uzak olmak üzere üç tipi vardır. Bunlar arasındaki fark; ışının dalga boyu, frekansı ve dolayısıyla taşıdıkları enerji tarafından belirlenir. Örneğin kısa kızılötesi ışın enerjisi daha az olduğundan hissedilebilir bir ısı yaymaz. Uzaktan kumanda cihazları bu tür bir ışın yayarak televizyonda kanal değiştirmemizi sağlar. Buna karşın güneşten yayılan uzun kızılötesi ışın belirgin olarak ısı yayar ve yarattığı sıcaklık hissedilir.

Kızılötesi ışınlar; gece görüş gözlüğü, uzaktan kontrol cihazları, fiber optik kablolar ile bilgi aktarılması gibi teknolojik alanlarda, astronomi ve tıp biliminde kullanılmaktadır. Tıp biliminde ise bazı hastalıkların tanı ve tedavisinde kullanım alanı bulmuştur.

Örnekler

  • Görünür ışık, gaz ve toz parçacıkları tarafından emilebilir veya yansıtılabilirken, daha uzun olan kızılötesi dalgalar bu yolla engellenemezler. Dolayısıyla astronomoide, görünür ışığı gaz ve toz tarafından engellenen nesneleri gözlemlemek için kızılötesi ışınlar kullanırlar.

  • Kızılötesi radyasyon biyolojik dokulara çarptığında, bu dokularda bulunan su moleküllerinin titreşmesine, dolayısıyla ısı üretimine ve sıcaklığın yükselmesine neden olur. Böylece Kızılötesi ışın uygulanması ile kas ağrısı ve gerginliğinin belli ölçülerde giderilebildiği, otoimmün hastalıkların tedavi edilebileceği ve yara iyileşmesinin hızlandırılabileceği belirtilmektedir. Ayrıca hemoroid hastalığı da bazı merkezlerde bu yöntemle tedavi edilmektedir.

  • Kısa adı IRT olan Kızılötesi termografi (termal video ve/veya termal görüntüleme) farklı düzeylerdeki ısı enerjisini algılayabilen bir kameranın, bir nesneden ya da insan vücudunun farklı kesimlerinden yayılan kızılötesi radyasyonu kullanarak görüntü oluşturan bir teknolojidir. Bu bağlamda meme kanserlerinin belirlenmesinde mamografiye alternatif bir yöntem olarak kulanılabileceğini belirten birçok çalışma vardır. 

 

 

Mikrodalga ışınları: 1 milimetre ile 1 metre dalga boyuna sahip elektromanyetik dalgalardan oluşur. Bu ışınların “mikro-“ ön eki’ni alma nedeni, sahip oldukları dalga boylarının daha sonra değinilecek olan radyo ışınlarının dalga boylarından çok daha küçük olmasıdır.

Daha sonra değinilecek olan radyodalgaları dünya'nın hatlarını takip edebilir ve atmosferdeki katmanlardan yansıyabilir. Buna karşın mikrodalgalar bu özelliklere sahip değildir ve yalnızca görüş hattında ilerler (Dünya yüzeyinde bu mesafe yaklaşık 50-65 kilometre ile sınırlıdır).

Evrendeki en önemli mikrodalga kaynakları büyük patlama ve yıldızlardır. Büyük patlamadan geriye kalan mikrodalgaya kozmik mikrodalga arka alan ışınımı adı verilir ve sıcaklığı 3 kelvin civarındadır. Ayrıca bazı şartlar altında atomlar ve moleküller de mikrodalga yayabilir.

Yapay mikrodalgalar arasında mikrodalga fırınları, iletişim kuleleri ve radarlar vardır.

Radarlar ile hava durumu, araba ve uçak gibi araçların rotası ve hızı izlenebilirken, teleskoplar ile gezegenlerden, bulutsulardan, yıldızlardan ve galaksilerden gelen dalgalar incelenir.

Mikrodalga fırınları: Mikrodalgalar yiyeceklerdeki su moleküllerinin titreşmesine neden olur ve ısı üreterek yiyecekleri ısıtır ya da pişirir. Dolayısıyla su içeriği fazla olan yiyecekler daha hızlı pişer ya da ısıtılır.  Örneğin su içeriği fazla olan taze sebzeler diğer yiyeceklere göre daha hızlı ısıtılabilir ya da pişirilebilir.

Mikrodalga ışınları da iyonizasyon yapmayan ışınlar olduğundan canlılara zarar vermediği kabul edilir. 

 

 

Radyodalga ışınları: Elektromanyetik dalgalardan dalga boyu en uzun olan gruptur (1 milimetre-100 kilometre arasında değişir). Toplamda 9 ayrı bant olarak gruplandırılır. Bu gruplandırma daha ziyade dalga frekansları (dalga sıklığı) göz önüne alarak yapıldığından isimleri de buna göre verilmiş olup çoğunlukla ingilizce isimlerinin baş harflerinden oluşan kısaltmaları kullanılır (ELF, VLF, LF, MF, HF, VHF, UHF, SHF, EHF). Örneğin ELF ; Son derece Düşük Frekanslı (Extremely Low Frequency), EHF ise son derece yüksek frekanslı (Extremely High Frequency) radyodalgalarını sembolize eder. Gezegenler, yıldızlar, gaz ve toz bulutları, galaksiler, pulsarlar ve kara delikler radyodalgası yayan oluşumlardır ve bu dalgalarının incelenmesi ile bu yapılar hakkında önemli bilgiler elde edilir. Yapay radyodalgaları ise başta iletişim olmak üzere bir çok alanda kullanılır.

  • Düşük/orta frekanslı radyodalgaları: ELF ve VLF’nin en güçlü doğal kaynağı yıldırımlardır. LF ve MF bantları, deniz ve havacılık radyosunun yanı sıra AM (genlik modülasyonu) radyo yayınlarında kullanılır.

  • Yüksek frekanslı radyodalgaları: HF, VHF ve UHF bantları ise FM radyo, televizyon sesi, cep telefonları ve GPS (küresel konumlandırma sistemi) için kullanılır. FM radyoları 88-108 megahertz arasında yayın yapar.

    • HF bandında bulunan 3 to 30 Mega Hertz frekansları (dalga boyu: 10-100 metre) kullanılarak kısa dalga radyo yayını yapılabilir. Bu dalgalar, atmosferin iyonosfer tabakasından kolayca geriye yansıyabildikleri için ufkun ötesinde, Dünya'ya geri yansıtılabilir. Bu nedenle daha yüksek frekanslı radyo dalgalarının aksine, çok uzun mesafelerde iletişim için kullanılır. Eskiye göre önemini kaybetmiş olmakla beraber halen bu frekansda yayın yapan yüzlerce radyo vardır ve savaş alanlarında da zaman zaman kullanılmaktadır. Çünkü yetkililerinin bu yayınları saptayıp engellemesi daha zordur.

  • Çok yüksek frekanslı radyodalgaları: SHF ve EHF en yüksek frekansları temsil eder ve bazen mikrodalga ışının bir parçası olarak kabul edilir. SHF havadan daha az etkilendiği için Wi-Fi, Bluetooth ve kablosuz USB (evrensel seri veri yolu) gibi kısa mesafeli uygulamalar için kullanılır. Ancak, bu dalgalar bir çok nesneden sıçrama eğiliminde olduğundan, yalnızca görüş hattı olan alanlarda çalışabilir. Bununla birlikte dalgalar nesnelerden yansıyabildiği için, hava ve kara trafiğinde radar olarak da kullanılabilir. EHF, millimetre dalgaları olarak da bilinir ve atmosferdeki gazlar tarafından kolayca emilebildikleri için karada 1 kilometreye kadar olan kısa mesafeler için kullanılabilirler.

 

 

RADYASYON BİRİMLERİ VE RADYASYONUN SAPTANMASI

Lacivert renkli ve altı çizili kelimeler tıklandığında o konu ile ilgili bilgilere ulaşabilirsiniz.

Radyasyon kaynağının etkinliğini (aktivite) belirten birimler (Curie, Becquerel)
Radyasyonun şiddetini ya da gücünü ölçen birim (Röntgen)
Emilen radyasyon miktarını ölçen birimler (Rad, Gray)
Biyolojik olarak etkin radyasyon miktarını belirten birimler (Rem, Sievert)
Etkin radyasyon doz birimleri
Radyasyonun saptanması

Çeşitli nedenlerle açığa çıkan radyasyon miktarının belirlenmesi için çeşitli radyasyon birimleri kullanılır.

 

 

Radyasyon kaynağının etkinliğini (aktivite) belirten birimler

Aktivite birimileri olarak da ifade edilir. Curie (Ci) ve Becquerel (Bq) adlı iki birim vardır.

1 Curie: Bir saniyede 37 milyar radyasyon (parçacık ya da foton) yayarak  bozunan radyoaktif madde miktarıdır. 

1 Becquerel: Bir saniyede 1 tek radyasyon yayan madde miktarı olarak tanımlanmıştır. Buna göre 1 curie (Ci), 37 milyar Becquerel'e eşittir. Bu birimler hastalıkların tanısı ve tedavisinde kullanılan radyoaktif maddelerin ne kadar verildiğini belirler. Örneğin tiroit adlı organın görüntülerini elde etmek için yapılan sintigrafi tetkikinde radyoaktif iyot kullanılmışsa, hastaya verilen radyoaktif iyot miktarı 2-5 mili Ci arasındadır (yaklaşık 74-185 milyon Bq ya da 74-184 mega Bq).

 

 

Radyasyonun şiddetini ya da gücünü gösteren birim

Işınlama birimi olarak da bilinir ve Röntgen (R) olarak isimlendirilir. Bu birim sadece X-ışını ve gama ışınları gibi iyonizan ışınların şiddetini ölçen bir birimdir.

Bir röntgen; Bir ışının ya da parçacığın 1kg havada yaptığı  iyonizasyon miktarı olarak tanımlanır. Diğer bir deyişle bu miktar, bir ışının havada iyonize ettiği atom sayısına eşdeğerdir. Bu havaya radyasyon alanı denir. Bu alanda karşılaşılan radyasyon miktarını hesaplamak için bireyin bu alanda ne kadar süre kaldığının bilinmesi gerekir. Örneğin havadaki radyasyon şiddeti saatte 100 röntgense ve birey bu ortamda 2 saat kalmışsa karşılaştığı radyasyon miktarı 200 röntgendir. Ancak pratikte bu birim daha ziyade röntgen cihazlarının (X-ışını cihazı) kalibrasyonunda (ayarlanmasında) kullanılmaktadır.

 

 

Emilen radyasyon miktarını ölçen birimler

Emilen (soğurulan) doz birimi olarak da ifade edilirler. Radyasyon canlı ya da cansız maddelere nüfuz ettiğinde, diğer bir deyişle radyasyon bir madde tarafından emildiğinde radyasyonun taşıdığı enerji bu maddelerde depo edilir. Buna maddenin radyasyonu emmesi (absorbsiyon) adı verilir. Emilen radyasyon miktarını belirleyen birim olan rad; bir kilogram madde ya da doku tarafından emilen belli bir miktar enerjiyi belirtir. Diğer bir deyişle bu miktar 1kg madde veya dokuda biriken enerji miktarını gösterir. Rad'ın uluslararası standart birimlerdeki (SI) karşılığı Gray (Gy) adlı birimdir. Bir gray (1 Gray=1 joul/kilogram) 100 rad'a eşittir.

 

 

Biyolojik olarak etkin radyasyon miktarını belirten birimler

Canlı dokular tarafından emilen radyasyon, taşıdığı enerji miktarına bağlı olarak dokuda harabiyete neden olabilmektedir. Dolayısıyla radyasyonla karşılaşan bireylerde doku harabiyetine yol açabilecek radyasyon miktarının belirlenmesi önem kazanır. Bu miktara eşdeğer radyasyon dozu birimine ise rem adı verilir. Rem değeri, rad olarak ölçülen radyasyon miktarının o radyasyonun göreli etkinlik katsayısı ile çarpılması sonucu bulunur.

Işınların göreli etkinlik katsayıları farklı olduğundan dokular farklı ışınları farklı miktarlarda emer ve farklı miktarda doku harabiyeti oluşabilir. X-ışını, gama ışını ve beta ışınının katsayıları bir olduğundan bu ışınlar için rad ve rem değerleri eşittir. Buna karşın alfa ışınlarının katsayısı 20 olduğundan bu ışın için 1 rad dendiğinde 20 rem anlaşılır. Rem'in Uluslararası standart birimlerdeki karşılığı Sievert (Sv) adlı birimdir. Bir Sievert 100 rem'e eşittir.

 

 

Etkin radyasyon doz birimi

Doku ya da organların ayrı ayrı aldığı radyasyon miktarının tüm vücut için yüklediği riski ifade etmek için kullanılır. Vücutta bulunan farklı doku ve organların radyasyona karşı duyarlılıkları dolayısıyla etkilenme dereceleri farklıdır. Dolayısıyla aynı miktar radyasyonla karşılaşan farklı organların aldıkları etkili doz farklı olacaktır. Bu bağlamada vücudun alacağı toplam radyasyon dozu da farklı olacaktır. Bu nedenle vücutta bulunan organlar için doku etkinlik faktörleri saptanmıştır. Örneğin bu faktör tiroit için 0.05, meme için 0.15, kemikiliği için 0.12, tüm vücut için 1 olarak saptanmıştır. Organ ya da doku tarafından emilen radyasyon miktarının bu faktörlerle çapılması sonucu tüm vücuda etkiyen radyasyon dozu saptanmış olur. Bu amaçla rad, rem ya da Sievert birimleri kullanılır. Örneğin; Vücudun tamamına 300 milirad X-ışını verildiğinde vücudun aldığı etkili radyasyon dozu 300 milirad olur. Buna karşın memeye 300mili rad X-ışını verildiğinde vücudun alacağı toplam radyasyon dozu 300X0.15=45 milirad olur.

 

 

Radyasyonun saptanması

Bir ortamda ya da maddedeki radyasyon miktarını belirleyen ve ölçen ölçen cihazlara radyasyon detektörü ya da radyasyon sayacı adı verilir. Cepte bile taşınabilen çeşitli şekillerde yapılandırılmış sayaçlar vardır. Eskiden beri kullanılan en iyi bilinen sayaç Geiger sayacıdır.

 

 

RADYASYONLA KARŞILAŞMA YOLLARI

İnsanlar, çeşitli kaynaklardan yayılan radyasyonla karşılaşmaktadır. Buna ışınlanma (irradyasyon) denir. İnsanlar radyasyonla temelde iki şekilde karşılaşır.

 

 

Dış ışınlanma (eksternal radyasyon)

Direkt radyasyon olarak da bilinir ve ortamda bulunan radyasyonla tüm vücudun karşı karşıya kalmasını anlatır. Dış ışınlamaya neden olan kaynaklar; doğal radyasyon kaynakları (Örneğin yeryüzünde bulunan zemin radyasyonu) ya da yapay radyasyon kaynakları olabilir (Örneğin tıpta tanı ve tedavi amacıyla kullanılan radyasyonla tıbbi personelin karşılaşması).

 

 

İç ışınlanma (internal radyasyon)

Yapay ya da doğal yollarla ortaya çıkan radyoaktif maddelerin hava, su ve toprağa karışmasına radyoaktif kirlenme (radyoaktif kontaminasyon) denir. Genellikle doğal yollardan ortaya çıkan ve hava toprak ve suya karışan radyoaktif maddeler solunum ve sindirim sistemi ile vücuda girerek yerleştiği doku veya organlarda radyasyon yayarlar. Benzer şekilde, tanı ve tedavi amacıyla vücuda verilen radyoaktif maddeler de radyasyon yayarlar. Vücudun bu türdeki radyasyonla karşı karşıya kalmasına iç ışınlanma adı verilir.

İç ışınlanmanın en önemli doğal nedeni vücutta bulunan potasyum-40 adlı radyoaktif maddedir. Ancak insanın bu yolla aldığı radyasyon miktarı çok azdır.

Tedavi amacıyla radyoaktif madde alan hastalarda iç ışınlanma miktarı, verilen radyoaktif madde miktarı ile doğru orantılıdır. Eğer madde fazla verilmişse etkin doz fazla olacağından bu hastalar birkaç gün süre ile izole edilmeli diğer insanlarla temas ettirilmemelidir. Örneğin ameliyat edilmiş tiroit kanserlerinin radyoaktif iyot ile ek tedavisinin yapılması gibi. Buna karşın teşhis amacıyla verilen radyoaktif maddenin vücutta yaydığı radyasyon miktarı az olduğundan bu hastaların izole edilmeleri gereksizdir. Örneğin radyoaktif madde verilerek sintigrafi adı verilen tetkiklerin yapılması gibi.

 

RADYASYON KAYNAKLARI

Lacivert renkli ve altı çizili kelimeler tıklandığında o konu ile ilgili bilgilere ulaşabilirsiniz.

Zemin radyasyon düzeyi
Dogal radyasyon kaynakları

Yapay radyasyon kaynakları

 

 

Zemin radyasyon düzeyi

Radyasyon ya doğal ya da yapay yollardan ortaya çıkar. Hangi kaynaktan çıkarsa çıksın gerek yapıları gerekse etkileri aynıdır. Yeryüzünde hemen her zaman belli bir düzeyde radyasyon bulunur ve buna zemin radyasyon düzeyi (zemin radyasyon aktivitesi; background radiation) denir. İnsanların karşı karşıya kaldıkları bu radyasyonun önemli bir bölümü doğal yollardan ortaya çıkan radyasyondur. Ancak, bu düzey coğrafi bölgelere göre farklılık gösterebilir. Örneğin Amerikada zemin radyasyon düzeyi dolayısıyla insanların bir yılda aldıkları etkin radyasyon dozu ortalama 3.6 milisievert iken, İngilterede 2.2 mili sievert dolayındadır. Bunlara karşın İranın kuzeyindeki Ramsar bölgesinde 260 mili sievert düzeyine kadar çıkmaktadır. Genel olarak yeryüzü ortalaması 2.4-2.8 mili sievert olarak kabul edilir. Türkiye atom enerjisi kurumunun kaynakları incelendiğinde ülkemiz için ortalama etkin radyasyon dozunun bu sınırlar içerisinde kaldığı anlaşılmaktadır. Bu düzey zaman zaman çernobil kazası gibi durumlarda belli bölgelerde çok tehlikeli sınırlara ulaşabilmektedir.

 

 

Doğal radyasyon kaynakları
Temel olarak kozmik ışınlar ve radyoaktif maddelerden çıkan yeryüzü kaynaklı ışınlar olarak iki kısımda incelenir.

 

 

Kozmik ışınlar

Yıldızlarda çekirdek tepkimeleri sonucunda oluşan ve  başta süpernova adı verilen yıldız patlamalarında ortaya çıkan yüksek enerjili (107-1020 eV) ışınlar olup çok uzun mesafeler kat ettikten sonra dünyanın atmosferine ulaşırlar. Bu ışınlar yüksek miktarda enerji taşıyan ve ışık hızına yakın bir hıza sahip olan atom çekirdekleridir. Bu parçacıkların %90'ı proton, %9'u alfa parçacığı, %1' ise daha ağır atomlar ve elektronlardan oluşur. Kozmik ışınların yaklaşık binde biri ise gama ışını şeklindeki fotonlardır. Bu ışınlar kaynaklarına ve taşıdıkları enerji düzeyine göre sınıflandırılır.

  • Solar kozmik ışınlar: Güneşin korona adı verilen en dış tabakasında oluşarak yayılan ve plazma halinde bulunan yüklü parçacıklardır ve güneş rüzgarı olarak da adlandırılırlar. Bu parçacıkların önemli bir bölümü elektron, proton ve alfa parçacıklarından oluşur. Bunlar koronanın yüksek sıcaklığı nedeniyle yüksek miktarda enerji yüklenir ve güneşin kütleçekiminden kaçabilir hale gelir ve güneşin manyetik alanını da kendisi ile beraber sürükler. Bu rüzgarlar tüm solar sistemi içine alan heliosfer denen bir bir alan oluşturur. Bu ışınların taşıdığı enerji diğer kozmik ışınlara göre daha azdır. Temelde bu alan, solar sistemi diğer bölgelerden gelen kozmik ışınlara karşı koruyan bir kalkan gibi davranır. Bu rüzgarlar çoğunlukla sabit bir akıma sahip olsa da bazen koronadan tek seferde büyük miktarlarda yüklü parçacıklar fırlatılabilir. Koronal kütle akımı (CME) olarak bilinen bu durumda Dünyanın yörüngesinde bulunan iletişim uydularını ciddi şekilde etkileyebilir. Bu bağlamda bu rüzgarların etkisi ile dünyanın güneşe bakan yüzündeki manyetik alan sıkışır ve diğer yüzdeki manyetik alana göre daha ince hale gelir. Diğer yandan Güneş rüzgarları yıldızlar arası bölgeye ulaştığında bir şok dalgası oluşmaktadır. 

  • Anormal kozmik ışınlar: Yıldızlararsı ortamdan dünya atmosferine nötr atomlar da ulaşmaktadır. Bu atomlar atmosferde ultravitole ışınları tarafından iyonize edilir. Bu iyonize atomlar, güneş rüzgarları ve beraberindeki manyetik alanla birlikte yıldızlar arasında oluşan şok dalgasına kadar taşınır ve burada şok dalgaları tarafından yeniden enerji yüklenirler ve yüksek enerjili kozmik ışın haline dönerler. Bu şekilde oluşan kozmik ışınların bir kısmı tekrar güneş iç sistemine geri döner.

  • Galaktic kozmik ışınlar: Yüksek bir enerjiye sahip bu ışınlar solar kozmik ışınlardan farklı olarak daha ağır atom çekirdekleri de içerir. Güneş sistemi dışından gelen bu ışınların önemli bir kısmının samanyolu galaksisinden kaynaklandığı düşünülmektedir. Nasıl oluştukları henüz tam açıklığa kavuşmamıştır. Ancak gerek galaksilerin gerekse süpernova kalıntılarının manyetik alanlarında bir kaç milyon yıl içinde çeşitli sıçramalarla yüksek enerji kazanarak bu alanlardan kaçmaya yetecek hıza (ışık hızına çok yakın) ulaştıkları ve güneş sistemine girdikleri düşünülmektedir.

  • Çok yüksek enerjili kozmik ışınlar (ultra-high energy cosmic rays): Çok yüksek enerjiye sahip bu ışınların kaynağı tam olarak açıklığa kavuşmamış olsa da kuasar adlı gök cisimleri, galaksi birleşmeleri veya çok büyük kütleli karadeliklerden (bir milyar güneş kütlesinden büyük) çıktığı düşünülmektedir. Daha ziyade protonlardan oluşmasına karşın az miktarda ağır atom çekirdekleri de içerebilir.

Başta dünyanın manyetik alanı olmak üzere dünyayı çevreleyen atmosfer, bir filtre gibi hareket ederek kozmik ışınların çoğunun yer yüzüne ulaşmasını engeller. Dolayısıyla deniz düzeyine ve ekvatora yaklaştıkça bu ışınların yoğunluğu, dolayısıyla etkin radyasyon dozu azalır. Bu bağlamda deniz seviyesinde saptanan etkin radyasyon dozu 0.4 milisievert civarındayken, ant dağlarında 2 milisievert düzeyine ulaşabilir. Ortalama 10.000 metre yükseklikte seyreden uçaklarda da kozmik ışınlara bağlı etkin radyasyon dozu önemsenmeyecek miktarlarda artar.

Atmosferin daha alt tabakalarına kadar ulaşabilen bir kısım kozmik ışınlar bu tabakada bulunan diğer atomlarla etkileşime girerek çeşitli radyoaktif atomların oluşmasına neden olurlar. Bu maddeler atmosfer hareketleriyle daha aşağılara inerek solunan havaya, suya ya da toprağa karışarak burada da radyasyon yaymaya devam ederler. Ancak bunların neden olduğu etkin radyasyon dozunun önemsiz sayılabilecek kadar az olduğu kabul edilir.

 

 

Yeryüzü kaynaklı radyasyon
Bilindiği gibi dünya, samanyolu yıldızlar kümesinde (samanyolu galaksisi) ortaya çıkan gaz ve toz bulutlarının yoğunlaşması sonucu oluşmaya başlamıştır. Yoğunlaşan gaz ve toz bulutunun içinde radyoaktif maddeler de bulunmaktadır. Bunların bir kısmı çeşitli yıldızlarda oluşan çekirdek tepkimesi, bir kısmı da süpernova adı verilen yıldız patlaması sırasında  ortaya çıkmış maddelerdir. Bu maddeler dünyanın oluşumundan beri yeryüzünde bulunan kaya ve topraklarda bulunur. Bu maddelerin yaydığı radyasyon dünyanın zemin radyasyon düzeyinin önemli bir bileşenidir. Yeryüzünde yaşadığımız ortamda bulunan radyasyonun ana kaynağı  radyoaktif maddelerdir.

 

 

Radyoaktif maddeler: Başta kayalar olmak üzere toprakta bulunan radyoaktif maddelerden en önemlileri Uranyum-238, toryum-232, ve Potasyum-40 isimli radyoaktif maddelerdir ve bunlar dış ışınlanmaya neden olurlar. Yer kabuğunda potasyum-40 daha fazla olduğundan diğer iki maddeden daha fazla dış ışınlamaya neden olur. Yeryüzünün her kesiminde toprakta bulunan radyasyon miktarı eşit olmamakla beraber bu yolla insanların karşı karşıya kaldığı radyasyon miktarı yılda ortalam ortalama 0.5 milisievert düzeyindedir. Uranyum-238, başta gama ışını olmak üzere çeşitli tiplerde radyasyon yayarak sonunda stabil olan kurşun elementine döner. Bu dönüşüm sırasında ara ürün olarak diğer radyoaktif maddeler de ortaya çıkmaktadır. Bunların bir kısmı gaz şeklindedir ve en önmelisi de radon-222 adlı gazdır. Dolayısıyla bu maddeler hem havada hem de toprakta bulunabilirler. Uranyum-238'in yarı ömrü çok uzun olduğundan yeryüzünün oluşumundan beri radyasyon yayabilmektedir. Örneğin 1gr uranyum-238'in yarısının radyasyon yayamayacak hale gelmesi (yarı ömür) için geçen süre 4 milyar yıldan fazladır. Bu rakam dünyanın oluşumundan beri uranyumun halen nasıl radyasyon yaydığını açıklamaktadır.

Kaya ve topraktan elde edilen inşaat malzemelerinde de radyasyon olması kaçınılmazdır, Dolayısıyla bu malzemelerin ağırlıklı olarak kullanıldığı betonarme binalarda bulunan radyasyon ahşap binalardan daha fazladır.

Uranyum-238 ve toryum-232 ile bunların ara ürünleri (özellikle Kurşun-210 ve Polonyum-210) ve Potasyum-40 hava, su ve gıdalarda bulunur ve normal beslenme ile vücuda girerek iç ışınlanmaya neden olurlar. Ancak bunların neden oldukları etkin radyasyon dozu çok azdır ve bunun yaklaşık yarısı potasyum-40'dan kaynaklanır. Vücutta çok önemli işlevlerin yerine getirilmesinde rol oynayan ve vücutta önemli miktarlarda bulunan potasyumun az bir kısmı normal beslenme ile alınan potasyum-40 şeklindedir.

 

 

Radon gazı: Uranyum-238'in bozunması sırasında oluşan ilk ürünlerden biri de radon gazıdır. Bu yüzden radon, yeryüzünde bulunan kaya ve toprak parçalarından ve bunlardan yapılmış inşaat malzemelerinden ortama salınarak dış ışınlanmaya neden olur. Ayrıca, binaların üzerine yerleştirildikleri kaya ve toprakta açığa çıkan radon binanın temelinin altında fazla miktarda birikir ve binadaki zemin ya da duvar çatlaklarından ya da binada bulunan tesisat boşluklarından bina içine sızar. Dolayısıyla bu malzemelerle yapılan binalarda çatlak oluşmamasına dikkat edilmeli, izolasyon iyi yapılmalı ve binalar çok iyi havalandırılmalıdır. Havaya karışan radon gazı bir yandan havada radyasyon yayarak diğer atomlara dönüşürken diğer yandan havada toz ve diğer parçacıklara tutunarak solunum yolu ile vücuda alınır. Havada ve akciğerlerde bozunmaya devam eden radon başta alfa parçacığı şeklinde olmak üzere radyasyon yayarak iç ışınlanmaya neden olurlar. Alfa parçacıklarının enerjisi yüksek olduğundan soluk borusunun dallarında (bronşlar) kansere kadar gidebilen değişikliklere neden olabilir. Radon gazı özellikle yeraltı sularında da bulunur. Dolayısıyla binada akıtılan sulardan havaya karışan radon gazının binadaki miktarı da artabilir.

 

 

Yapay radyasyon kaynakları

Yapay radyason kaynakları; Nükleer santraller ve kazaları, nükleer denemeler ve atom bombası patlatılması, endüstriyel alanda kullanılan radyasyon ve tıpta tanı ve tedavi amacıyla kullanılan tıp kaynaklı radyasyon olarak sıralanabilir.

 

 

Tıp kaynaklı radyasyon
Çeşitli yöntemler kullanılarak yapay olarak elde edilen radyasyon; ya dış ışınlama ya da iç ışınlama yöntemleri ile vücuda verilerek bazı hastalıkların tanısı konabilir ve tedavisi yapılabilir. İnsanların yapay yolla karşılaştığı radyasyonun en önemli bileşenidir. Bu alanda çalışan görevlilerinin aldıkları dozun yıllık ortalaması 1-5 mili Sievert civarında kalmalıdır.

Tanı amaçlı radyasyon kullanılması: Bu amaçla X-ışını ve çeşitli radyoaktif maddeler kullanılır.

X-ışını kullanılarak incelenenen bölgelerin görüntüsü elde edilir. Akciğer filmi, kemik ve meme filimleri gibi direkt röntgen (direkt radyografi) tetkikleri ve bilgisayarlı tomografisi gibi yöntemler tanı amaçlı radyasyonun kullanıldığı en yaygın örneklerdir. Meme filmine mamografi adı verilir.

Radyoaktif maddenin vücuda verilerek incelenecek organların görüntülenmesine ise genel olarak sintigrafi adı verilir. Sintigrafinin bilgisayarlı tomografi ile beraber kullanılmasına ise PET yöntemi denir. Radyoaktif maddeler bir organın işlevini göstermek için de kullanılabilir.

Tedavi amaçlı radyasyon kullanılması: Bu yönteme genel olarak ışın tedavisi, radyasyon tedavisi ya da radyoterapi adı verilir. Radyasyon tedavisi çoğunlukla kötü huylu hastalıklarda (kanserler) kullanılmakla beraber akne (bir çeşit sivilce) gibi bazı iyi huylu hastalıkların tedavisinde de ender olarak kullanılır.

 

 

Nükleer santraller ve kazaları
Nükleer santral, çekirdek tepkimesi oluşturarak enerji elde edilen bir çeşit fabrikadır. Bu amaçla santrallerde radyoaktif atomlar (Örneğin uranyum-235) parçalanarak (çekirdek fizyonu) radyasyon şeklinde çok büyük bir miktarda enerji açığa çıkması sağlanır. Nükleer enerji adı verilen bu enerji daha sonra özel cihazlarla elektrik enerjisine çevrilir. Bu işlem sırasında oluşan radyoaktif yan ürünlerin çok iyi saklanmaları gerekir aksi halde ortama karışarak tehlikeli boyutlarda radyasyona neden olabilir. Bu atıklar o bölgede bulunan havayı, suyu ve toprağı kirlettiği gibi atmosfer olayları ile daha uzak bölgelere de gidebilir.

Bu santrallerde zaman zaman kazalar olmakta ve ortama radyoaktif maddeler karışabilmektedir. Basında en fazla ilgi uyandıran kazalar Three Mile Island (Amerika), Çernobil (Rusya) ve Fukushima (Japonya) kazalarıdır. Bunlar içinde Çernobil kazasında çevreye yüksek oranda radyoaktif madde ve radyasyon yayıldığı bilinmektedir.

 

 

Nükleer denemeler ve atom bombası
Atmosferde, yeraltında ya da okyanus derinliklerinde çekirdek tepkimesi oluşturularak yapılan nükleer denemeler önemli oranda radyasyona ve radyoaktif kirlenmeye neden olabilmektedir. Atmosferde gerçekleştirilen denemeler sonucu oluşan kirlenmeye radyoaktif serpinti adı da verilir. Ancak son yıllarda bu denemelerin sayısının önemli ölçülerde azaldığı rapor edilmektedir. Atom bombası patlatılmasının ise yaratacağı sorunlar Japonya deneyimi nedeniyle çok iyi bilinmektedir.

 

 

Endüstriyel alanda kullanılan ya da açığa çıkan radyasyon
Bazı endüstriyel ürünlerin hata içerip içermediğini saptamak için gama ışını ve x-ışını kullanılarak bu ürünlerin filmi çekilir (radyografi). Örneğin boruların ve ek yerlerinin herhangi bir hata içerip içermediği bu yöntemle kesin olarak belirlenebilir. Benzer şekilde üretim aşamasında kağıt ve çelik gibi ürünlerin kalınlığı radyasyon kullanılarak saptanabilmektedir. Yine bazı tek kullanımlık tıbbi malzemelerin (dispozabl malzeme) mikropsuzlaştırma işleminde (sterilizasyon) radyasyondan yararlanılır. Ayrıca bazı tohumlara radyasyon verilerek tohumda genetik değişim (genetik mutasyon) olması sağlanır. Böylece bu tohumlar daha verimli ve daha dayanıklı hale getirilebilir.

Televizyon, duman detektörü, fosforlu saat gibi günlük kullanımda olan endüstri ürünleri de az miktarda radyoaktif madde içerdiğinden radyasyon yaymaktadırlar.

Yine gübrede bulunan fosfat ve kömürde bulunan radyoaktif karbon (karbon-14) nedeniyle bu ürünlerin kullanılması sonucunda çok az miktarda radyasyon açığa çıkmaktadır.

 

 

ÇEKİRDEK TEPKİMESİ

Lacivert renkli ve altı çizili kelimeler tıklandığında o konu ile ilgili bilgilere ulaşabilirsiniz.

Giriş
Atom çekirdegi bağlanma enerjisi
Kararsız çekirdek kavramı
Elektron bağlanma enerjisi

Çekirdek tepkimesi

 

 

GİRİŞ
Bir atom çekirdeğinde bulunan atom altı parçacıklarını (proton ve nötron) bir arada tutan kuvvete çekirdek bağlanma kuvveti (enerjisi) adı verilir ve bunun taşıdığı enerji çok yüksektir. Diğer yandan çeşitli yollarla bir atom çekirdeğinde bulunan proton ve nötron ve elektronların sayılarında değişmeler olabilir. Bu değişimler çekirdek tepkimesi (nükleer reaksiyon) adı verilen bir olay sonucunda ortaya çıkar ve bu sırada enerji salınır (radyasyon). Çekirdek tepkimesi sonucunda çekirdeğin proton sayısı değişirse yeni bir element, nötron sayısı değişirse o elementin ait izotop'u oluşur.

 

 

BAĞLANMA ENERJİSİ KAVRAMI

Atom çekirdeği bağlanma enerjisi
Bu konu oldukça karmaşık öğeler içerdiğinden en basit hali ile tanımlanmaya çalışılacaktır. Yukarıda değinildiği gibi bir atomun çekirdeğinde bulunan protonlar aynı elektrik yüküne sahiptirler ve bu nedenle birbirlerini iterler. Dolayısıyla protonların dağılmadan bir arada tutulmasını sağlayan bir enerjiye (kuvvet) gereksinim olacaktır. Buna çekirdek bağlanma enerjisi ya da çekirdek bağlanma kuvveti denir.

Çekirdek bağlanma enerjisinin kaynağı: Daha önce de değinildiği gibi bir atomun kütlesi (çekirdek kütlesi) çekirdekteki proton ve nötron sayılarının toplamına bağlıdır. Ancak bir atom çekirdeğinin gerçek kütlesi, bu çekirdeği oluşturan proton ve nötronların ayrı ayrı kütlelerinin toplamından daha azdır. Işte aradaki kütle farkı Einstein'in meşhur E = mc2 formülüne göre enerji halinde bulunur. Bu enerji, iki ayrı şekilde bulunur;

  • Proton ve nötronları oluşturan kuarkları bir arada tutan güçlü kuvvetin taşıyıcısı olan gluonların sahip olduğu enerji,
  • Protonları bir arada tutan güçlü kuvveti  oluşturan enerjidir. Bu enerji çekirdek tepkimelerinde açığa çıkan enerjinin kaynağıdır ve çekirdek bağlanma enerjisi adını alır.

Çekirdek bağlanma enerjisi ile atomik kütle arasındaki ilişki: Çekirdekteki proton sayısı, dolayısıyla çekirdeğin atomik kütlesi (proton ve nötronların toplamı) arttıkça protonlar arasındaki itme kuvveti artacağından çekirdek bağlanma enerjisi de artar ve çekirdek daha kararlı hale gelir. Ancak bunun bir sınırı vardır ve atomik kütlesi 55-80 arasında olan çekirdekler kararlı çekirdekler olarak bilinirler. Örneğin atomik kütlesi 56 olan Demir atomunun çekirdeğinde 26 proton, 30 nötron vardır ve bu çekirdek en kararlı çekirdektir. Bu örnekte olduğu gibi çekirdeğinde çift sayıda proton ve nötron olan atomlar diğerlerine göre daha kararlı olabilmektedir. Atomik numarası (proton sayısı) 55'in altında ve 80'nin üstünde olan çekirdekler kararsız olma eğilimindedir. Diğer yandan çekirdekte bulunan nötronlar elektrik yüküne sahip olmadıklarından birbirlerini itmezler ve protonlar arasında dağınık olarak dururlar. Dolayısıyla nötron sayısı arttıkça protonlar arası mesafe artar ve protonların birbirini itme kuvveti azalır. Diğer bir deyişle nötronların belli bir sayıda olması çekirdeği kararlı kılacak bir bağlanma enerjisinin oluşmasında katkıda bulunurlar.

 

 

Kararsız çekirdek kavramı: Yukarıda değinildiği gibi bazı atomların izotop adı verilen türleri vardır. Ancak bu izotopların çekirdeklerdeki proton sayısı çok fazla arttığında protonlar arasındaki itme kuvveti fazlalaşır ve çekirdek kendini kararlı kılacak enerjiden daha fazlasını taşıyacak hale gelir ve çekirdek nötron sayısından bağımsız olarak kararsızlaşır. Proton sayısı 83'den (Bizmut atomu) fazla olan çekirdekler, oldukça kararsızdır ve daha sonra açıklanacağı gibi kararlı hale dönebilmek için içerdikleri fazla enerjiyi açığa çıkarmaya, diğer bir deyişle bozunmaya başlarlar. Bu bir anlamda protonlar arasındaki itme kuvvetinin, protonları bir arada tutan bağlanma kuvvetini yendiği anlamına gelir.

 

 

Elektron bağlanma enerjisi
Elektronların çekirdek etrafında kalmasını sağlayan kuvvetler çekirdeğin artı yükü ile elektronların eksi yükü arasında ortaya çıkan çekme kuvvetidir. Elektron bağlanma ya da ve elektromanyetik kuvvet adını alan bu kuvvet çekirdek bağlanma kuvvetine göre zayıf bir kuvvettir.

 

 

ÇEKİRDEK TEPKİMESİ

Çekirdek parçalanması (nükleer fizyon; çekirdek fizyonu) ve çekirdek birleşmesi  ya da çekirdek kaynaşması (nükleer füzyon; çekirdek füzyonu) adı verilen iki ayrı tip çekirdek tepkimesi vardır.

 

 

Çekirdek parçalanması
İki ayrı yolla oluşur. İlkinde hiç bir dış etki olmaksızın çekirdekte bulunan bağlanma enerjisinin bir kısmı kendiliğinden açığa çıkar. Buna karşın ikinci yolda çekirdek dışarıdan bir enerji alarak parçalanır ve bu sırada enerji açığa çıkar. Aslında her iki tepkime de temelde bir çekirdek parçalanmasıdır. Ancak kavram kargaşası yaratmamak için kendiliğinden olan çekirdek parçalanması çekirdek bozunması, dışardan enerji alınması sonucu gerçekleşen çekirdek parçalanması ise çekirdek fizyonu olarak adlandırılacaktır.

 

 

Çekirdek bozunması: Yukarıda değinilen ve atomik kütlesi 83'den fazla olan kararsız çekirdekler (izotoplar) kararlı hale gelme eğilimindedir. Daha önce de değinildiği gibi bu çekirdekler içerdikleri fazla enerjiyi radyasyon adı verilen bir olayla kendiliğinden dışarı yayar ve sonuçta nötron sayısı farklı olan başka bir izotopa veya proton sayısı farklı olan başka bir elemente dönerler. Bu türdeki elementlere radyoaktif element, elementin atomuna radyoaktif atom, yayılan enerjiye radyoaktivite, bu olaya ise çekirdek bozunması yada radyoaktif bozunum adı verilir. Radyoaktif bozunumda ortaya çıkan radyasyonun bir kaç tipi vardır. Bunlardan en önemlileri alfa ışını ve beta ışını gibi parçacık şeklinde olanlarla, dalga şeklinde olan gama ışınıdır. Örneğin proton sayısı 92 olan uranyum-238 izotopu fazla enerjisini önce alfa ışını şeklinde yayarak proton sayısı 90 olan toryum-234 atomuna döner. Bozunum bir dizi ara  kademelerle devam eder ve sonuçta proton sayısı 82 olan kararlı kurşun-207 oluşur. Doğada var olan radyasyonun bir kısmı bu yolla ortaya çıkar. 

NOT: Dalga şeklinde olan radyasyon parçacık gibi, parçacık şeklinde olanlar ise dalga gibi hareket ederler. Bu durum dalga-parçacık ikililiği olarak bilinir. 

 

 

Çekirdek fizyonu: Örneğin; Uranyum-235 bir nötronla çarpıştırıldığında hemen uranyum-236 oluşur. Bu çok kararsız bir çekirdek olduğundan hemen baryum-141 ve kripton-92 adlı çekirdeklere bölünür (Şekil 9). Bu iki çekirdekteki nötron sayısı uranyum 236'ya göre üç tane eksiktir ve bu üç nötron serbest olarak ortama yayılır. Uranyum-236'daki bağlanma enerjisi, barium-141 ve kripton-92'nin sahip olduğu toplam bağlanma enerjisinden fazladır. İşte bu fazlalık parçalanma sırasında enerji şeklinde açığa çıkar ve gama ışını adını alır. Diğer bir deyişle yavru çekirdeklerin kütlelerinin toplamı, 3 tane nötron ayrılmasından dolayı ana çekirdekten daha az olduğundan aradaki fark gama ışını olarak açığa çıkmaktadır. Serbest  nötronlar ise başka uranyum-235'lere çarparak zincirleme tepkime başlatır ve her seferinde yeniden enerji açığa çıkar.

 

 

Şekil 9: Uranyum-235'in yapay yolla parçalanması

uranyumfission

 

 

Yarı ömür: Bir radyoaktif elementin içindeki atomların yarısının radyasyon yolu ile bozunarak karalı olan başka elemente dönmesi için geçen süreye yarı ömür denir. Yarı ömür ne kadar uzunsa o radyoaktif element uzun süre radyasyon yayabilir. Örneğin bir radyoaktif atom olan uranyum-238 için bu süre 4.47 milyar yıldır. Diğer yandan bir  radyoaktif iyot olan iyot-131 için bu süre yaklaşık 8 gündür.

 

 

Çekirdek birleşmesi (füzyon)

İki atom çekirdeğinin birleşmesi ya da kaynaşması (çekirdek füzyonu; nükleer füzyon) sonucunda farklı bir çekirdek oluşur ve enerji açığa çıkar. Şekil10'de döteryum (hidrojen-2) ile trityum (hidrojen-3) çekirdeklerinin kaynaşmasına ait basamaklar görülmektedir.

 

Şekil 10: Çekirdek füzyonu

 

doteryumtrityum copy

 

 

Plazma

Maddelerin, klasik olarak 3 temel halde bulunduğu bilinir: bunlar katı , sıvı ve gaz halidir. Bu hallerde madde nötr (elektrik yükü olmayan) durumdadır. Ancak maddeler plazma adı verilen 4. bir temel halde de bulunabilirler. Plazmayı, maddenin diğer üç halinden ayıran en önemli fark; maddenin önemli bir kesiminin elektrik yüklü parçacıklardan (pozitif ve negatif iyonlar ve elektronlar) oluşmasıdır. Bu açıdan bakıldığında; trilyonlarca yıldız ve galaksiler arasındaki bulutlar dahil olmak üzere evrende bulunan maddelerin çok büyük bir bölümünün bu halde olduğu görülür. Bunun nedeni gaz halinde bulunan bu maddelerin karşı karşıya kaldıkları çok yüksek sıcaklıklardır. Bu bağlamda yeryüzündeki gaz halindeki bir madde kritik bir sıcaklığa ulaşıncaya kadar ısıtılır ya da kuvvetli bir manyetik alanla karşılaştırılırsa yapay olarak plazma elde edilebilir.

Plazmada yoğun olarak bulunan elektrik yüklü parçacıklar, plazmaya başta çok iyi bir elektrik iletkeni olmak üzere diğer üç halden daha farklı özellikler kazandırır. Dolayısıyla tıpta, televizyon üretiminde, otomotiv ve havacılık endüstrisi gibi bir çok alanda kullanılmaktadır. Bu bağlamda birkaç yıl öncesine kadar oldukça popüler olan plazma televizyonları diğer teknolojilerin ön plana çıkması sonucunda bir çok televizyon üreticisi 2014 yılından beri plazma televizyonu üretmemektedir. Tıp alanında da plazma teknolojisini kullanan bir çok cihaz geliştirilmiştir. Örneğin cerrahi işlemlerde kullanılan “plazma kinetik doku yönetim sistemi” adı verilen bir cihazla hem kanamayı durdurma hem de dokuyu kesme işlemi kolaylıkla yapılabilmektedir. Geleceğin en önemli enerji kaynağı olması muhtemel füzyon reaktörlerinde de halen döteryum-trityum plazması kullanılmaktadır.

 

 

Yıldızlarda çekirdek birleşmesi

Plazma, yıldızda çok fazla olan kütleçekim kuvveti tarafından oluşturulan yüksek basınçlarda hapsedilir. Sonuçta plazmanın sıcaklığı çok yüksek derecelere (yaklaşık 15 milyon derece) ulaşır ve çekirdek tepkimesi başlar. Dolayısıyla evrende bulunan elementlerin önemli bir kesimi bu şekilde oluşur. Bununla ilgili bilgi yıldızların oluşumu konusunda verilmiştir.

Daha önce de belirtildiği gibi bir atomun barındırdığı toplam proton ve nötron sayısı Demir atomundan fazla olanlar ağır atom, az olanlar ise hafif atom olarak adlandırılırlar. Hafif atomlar; güneş dahil, belli bir kütleye sahip yıldızlarda oluşan çekirdek birleşmesi ile ortaya çıkarken, Demir dahil ağır atomların çekirdekleri büyük yıldızlarda daha farklı bir mekanizma kullanarak ya da çok yüksek miktarlarda ısı açığa çıkarabilen (yaklaşık 1 milyar derece) tip 1 ve tip 2 süpernova ve kilonova  adı verilen şiddetli yıldız patlamaları sırasında oluşurlar (bakınız: sırasıyla Şekil 12, Şekil 13, Şekil 14).

 

 

Yapay çekirdek birleşmesi

Günümüzde yapay çekirdek birleşmesi yoluyla ile kullanılabilir enerji elde edilmesi için çalışmalar devam etmektedir. Bunu başarabilmek için son zamanlarda döteryum-trityum plazması kullanılmaktadır. Bu plazmada çekirdek birleşmesini başlatabilmek için yıldızlardakine benzer bir ortam oluşturulmalıdır. Ancak bu ortamda plazmanın muhafaza edilmesi, diğer bir deyişle plazmanın bir şekilde hapis edilmesi gerekmektedir (Plazma hapsi; plasma confinement). Plazma hapsi bir plazmayı füzyona girecek kadar uzun süre yoğun ve sıcak tutmak için gerekli olan tüm koşulları ifade eder. Bu koşullar temelde plazmanın sıkıştırılarak basıncının arttırılması ile plazma sıcaklığının çok yüksek derecelere çıkmasıdır. Bu koşullara erişildiğinde atom çekirdekleri birleşmeye başlar ve büyük miktarlarda enerji açığa çıkar. Aşağıda plazma hapis yöntemlerine kısaca değinilmiştir. 

 

 

Plazma hapis yöntemleri

Plazma hapsi için manyetik hapis ve eylemsizlik (atalet) hapsi gibi çeşitli yöntemler geliştirilmiştir ve bu sistemler genel olarak füzyon reaktörü olarak bilinir.

Manyetik hapis (magnetic confinement): Manyetik alan ve elektrik alanı kullanarak plazmanın sıkıştırılması ve ısıtılması ilkesini ile çalışır. Bu sistemde mikrodalga, elektrik ya da parçacık ışınları ile döteryum-trityum gazı önce plazma haline getirilir ve bu plazma bir manyetik alan içinde sıkıştırılarak çekirdekler arasında füzyon başlatılır. Bu reaktör tipi ilk kez Rusya’da tanımlanmış ve TOKAMAK reaktörü olarak adlandırılmıştır. Bu konuda günümüzde en iyi bilinen reaktör ITER TOKOMAK reaktörüdür.

Eylemsizlik hapsi (inertial confinement): Bu yöntemde ise plazmanın ısıtılması ve sıkıştırılması işlemi için foton, elektron veya iyon kullanılabilir. 2020 yılından bu yana bu tekniği geliştirmekte olan birimlerin çoğu bu amaçla lazer kullanmaktadır. Hedef, döteryum ve trityum karışımı içeren toplu iğne başı büyüklüğünde küçük küresel topaklardır. Amaç, izotopları ısıtmak, yıldızların ve dev gaz gezegenlerinin çekirdeklerinde bulunan yoğun koşulları sağlamaktır. Bu patlama o kadar hızlı gerçekleşir ki, yakıt dağılmadan önce füzyon reaksiyonlarının gerçekleşmesine izin verir.

 

 

Füzyon reaktörleri

Günümüzde üzerinde çok tartışılan klasik nükleer santraller (nükleer reaktör) çekirdek parçalanması (nükleer fision) yolu ile enerji üretmekte, bu enerji ise elektrik üretiminde kullanılmaktadır. Bunun karşıtı olan çekirdek birleşmesi (nükleer fusion) yolu ile enerji elde etmeyi amaçlayan nükleer santral yapılmasına çalışılmaktadır. Nedeni, çekirdek füzyonu tekniğinin gelecekte daha güvenli ve temiz bir enerji için iyi bir kaynak olabileceğidir.  Böylece elde edilecek çok yüksek miktarlardaki enerjinin başta elektrik üretimi olmak üzere çeşitli alanlarda kullanılmasını sağlamaktır.

Füzyon reaktörlerinin, derin uzay araçları için motor yapımı gibi diğer yararlı alanlarda da kullanılabilmesi için çalışmalar devam etmektedir. Diğer yandan bu teknoloji hidrojen bombası (termonükleer bomba ya da H-bombası) yapımında da kullanılmaktadır. Hidrojen bombası hem çekirdek parçalanması hem de çekirdek birleşmesini içeren bir bombadır. Önce çekirdek parçalanmasıyla elde edilen enerji çekirdek birleşmesini başlatan enerji olarak kullanılır. Dolayısıyla hidrojen bombasının etkisi atom bombasının etkisinden çok daha yıkıcı olacaktır. Dünyada Kuzey Kore dahil toplam 7 ülkenin hidrojen bombası tekniğine sahip olduğu ve deneme amaçlı kullandığı bilinmektedir.

 

 

Soğuk füzyon

1989 yılında nükleer tepkimenin yaklaşık oda sıcaklığında elde edilebileceği belirtildi ve buna soğuk füzyon adı verildi. Ancak daha sonraki deneysel çalışmalarda bu kanıtlanamadı ve 2019 yılında uzun süreli çalışmaların bir sonucu olarak soğuk füzyonun olmadığı rapor edildi!
 

 

 

EVRENİN VE YILDIZLARIN OLUŞUMU VE OLASI SONLARI

NOT1: Bu konuda anlatılan olayların bütünlük kazanmasını sağlamak için bazı ilke ve tanımlar sık sık tekrarlanmıştır.

NOT 2: Ayrıca konuda yer alan bazı rakamlar, okuduğunuz bazı kaynaklara göre az da olsa farklı olabilir. Örneğin samanyolu galaksisinde bulunan yıldız sayısı çeşitli kaynaklara göre 100 milyar ile 400 milyar arasında değişmektedir. Bu nedenle verilen sayılar, birbirine yakın sayılar veren kaynaklar göz önüne alınarak  oluşturulmuştur. 

Lacivert renkli ve altı çizili kelimeler tıklayarak o konu ile ilgili bilgilere ulaşabilirsiniz.

Astronomide kullanılan ölçekler (birimler): Işık yılı, astronomik birim, parsek
Evren ve oluşumu
Yıldızlar 
Galaksiler 
Yıldızların oluşumu ve olası sonları
Galaksilerin oluşumu ve evrimleri
Evrenin sonu ile ilgili senaryolar

 

 

ASTRONOMİDE KULLANILAN ÖLÇEKLER (BİRİMLER): Işık yılı, astronomik birim, parsek

Işık hızı saniyede 300.000 Kilometre (km) ya da saatte yaklaşık bir milyar km'den fazladır. Dolayısıyla çıktığı kaynaktan yaklaşık 1 yıl sonra dünyaya ulaşan bir ışığın kat ettiği yola bir ışık yılı mesafesi denir ve yaklaşık yaklaşık 9,5 trilyon (9,5x1012) kilometreye (km) eşittir. Bu kadar büyük sayıların kullanılması pratikte sorun yarattığından astronomide büyük mesafelere karşılık gelen bazı birimler kullanılır.

Güneş ile dünya arasındaki ortalama uzaklık 150 milyon km olup buna 1 astronomik birim (AU) denir.

1 parsek (pc) 3,26 ışık yılına, dolayısıyla 30,9 trilyon km’ye veya 206.000 AU’ya eşittir.

Güneşten çıkan bir ışın yaklaşık 8 dakikada dünyaya ulaşır. Diğer faktörleri göz önüne almadan hesaplandığında; bir Airbus 380 ya da Boeing 747 uçağı ile dünyadan güneşe gidebilme süresinin yaklaşık 19 yıl olduğu bulunur.

Samanyolu galaksisinin uzun çapı yaklaşık 30 kiloparsek (30.000 parsek) ya da yüz bin ışık yılı ya da 9,5x1017 km (yüz bin katrilyon km) civarındadır. Dolayısıyla galaksinin diğer ucundan gelen ışık dünyaya yüz bin yılda ulaşırken ışık hızıyla hareket eden bir uzay aracı ancak yüz bin yılda bir uçtan diğer uca gidebilir. Teorik olarak çekirdek birleşmesi ya da parçalanması ile elde edilebilecek enerji ile bir uzay aracının hızı, boş uzayda, saatte 100 milyon km civarına çıkarılabilir, böyle bir araçla bile samanyolunda bir uçtan diğer uca yapılacak bir seyahatin süresi yaklaşık olarak 1 milyon yıldır.

NOT: Herhangi bir gökcisminin dünyadan olan uzaklığını belirten bir sayı, aynı zamanda o gök cisminin şimdiki görünümünden  o sayı kadar önceki görünümüne aittir. Örneğin 10 milyon ışık yılı uzakta olan bir yeni oluşmuş bir yıldızdan çıkan bir ışık demeti 10 milyon ışık yılı kadar bir yol katedip bize ulaştığından, aslında o yıldızın 10 milyon yıl önceki halini görmekteyiz. Dolayısıyla bugün yıldızdan çıkan bir ışık demeti ancak 10 milyon yıl sonra biz ulaşacaktır.  Benzer şekilde güneşten çıkan bir ışın dünyaya 8 dakika sonra ulaştığından biz güneşin 8 dakika önceki halini görmekteyiz. 

 

 

EVRENİN OLUŞUMU

Lacivert renkli ve altı çizili kelimeler tıklandığında o konu ile ilgili bilgilere ulaşabilirsiniz.

Giriş
Büyük patlama ve evreleri

 

 

Giriş

Evrende, hemen tüm nesnelerin uzunluğunu (boy), genişliğini (en) ve derinliğini tanımlayan günlük olarak fark edebildiğimiz üç uzaysal boyutu vardır. Ancak Einstein buna 4. bir boyut olan zamanı da ekleyerek uzay-zaman kavramını ortaya atmış ve kütleçekimin, aslında bir kütlesi olan nesnelerin bu uzay-zamanı büktüğünü, dolayısıyla nesnelerin uzay-zaman içindeki hareketini açıklamıştır (Şekil 5). Örneğin Ayın Dünya etrafında, Dünyanın Güneş etrafında, Güneşin ise Samanyolu galaksisinin merkezi etrafında dönmesi gibi. Bu bağlamda genel görelilik teorisi evreni çok büyük ölçeklerde gayet iyi tanımlamaktadır. Buna karşın kuantum teorisi ise maddeyi oluşturan temel parçacıkları ve bunlar arasındaki etkileşimi çok iyi bir şekilde açıklayan, diğer bir deyişle evreni çok küçük ölçeklerde tanımlayan bir teoridir. Her iki teorinin de doğruluğu ayarı ayrı kanıtlanmıştır.

Ancak, bu iki temel teori birbirini tamamlayamadığından parçacıklar arasındaki ilişki ve dolayısıyla evrenin çalışması tam olarak açıklığa kavuşturulamamıştır. Bu nedenle bu iki teoriyi içine alacak birleşik bir teori (her şeyin teorisi) geliştirilmeye çalışılmıştır. Bu teoriler içinde en iyi adayın 1970 yılında ortaya atılan sicim teorisi (son haliyle süper sicim teorisi olarak da bilinir) olduğu düşünülmektedir. Bu teori, dört temel kuvvetin, diğer bir deyişle genel görelilik ile kuantum teorisininin birleştirilmesine yöneliktir. Amaç kütleçekiminin elektronlar ve protonlar gibi küçük nesneleri nasıl etkileyebileceğini açıklamaktır. Dolayısıyla, sicim teorisi bir anlamda bir kuantum kütleçekim teorisi gibi ele alınabilir. Sicim teorisinin temelinde, evreni oluşturan tüm temel parçacıkların küçük (tek boyutlu) titreşen enerji ipliklerinden (sicim) yapılmış olduğu yatar. Bir sicimin iki ucu açık (çizgi şeklinde) ya da iki ucu kapalı (çember şeklinde) olabileceği belirtilmektedir. Sicim teorisi, sicimlerin uzunluğunun ancak çok küçük olan Planck uzunluğu (10−35 metre) kadar olabileceğini varsayar. Bu sicimler belli frekanslarda titreşerek, bükülerek ve katlanarak foton ve kuark gibi bilinen tüm parçacıkları oluşturabilirler. Bu bağlamda sicimin birçok titreşim durumundan birinin de kütleçekim kuvvetini taşıyan graviton adlı parçacığa karşılık geldiği öne sürülmüştür. Ancak daha sonraları bu teorinin bazı matematiksel sorunlar taşıdığı ve bu teorinin işleyebilmesi bazı ek teorilere gereksinim olduğu anlaşılmıştır.

  • İlk teori evrenin boyutları ile ilgilidir ve sicim teorisinin daha iyi işleyebilmesi için evren 10 boyutlu olması gerektiğini öne sürer. Buna göre; günlük yaşamda farkında olduğumuz üç boyut ile zaman boyutu (uzay-zaman) dışında kalan uzaysal boyutlar bu üç boyut içinde ve her noktasında, küçük (10-35 metre civarında) ve kıvrılmış, ancak algımız dışında kalan boyutlardan oluşmaktadır. Diğer bir deyişle algılayamadığımız altı boyut, yalnızca küçük sicimler açısından bakıldığında anlaşılabilir hale gelmektedir. Bunun için sık kullanılan iki örnek verilecektir.

    • Yukarıdan uçan bir kuş için, oradan geçmekte olan elektrik hattına ait bir tel iki yöne doğru (sadece sağ ve sol taraflara) uzanan 1 boyutlu bir cisim olarak görünür. Ancak tel üzerinde yürüyen bir karınca için bu tel bir çok yöne doğru yürüyebildiği 2 boyutlu bir silindir haline gelir. Diğer bir deyişle karınca için, tel farklı boyutlara bükülmüştür.

    • Derin bir kaptan kolayca su içmemizi sağlayan bir pipete çok uzaktan bakıldığında, bu pipet bir düz çizgi halinde iki yöne uzanan tek boyutlu bir ip gibi görünür. Ancak bu pipete çok yakından bakıldığında onun silindir şeklinde kıvrılmış olduğu, diğer bir deyişle birden fazla boyuta sahip olduğu anlaşılır. Sicim kuramındaki fazla boyutların büküldükleri yere iç uzay denir.

  • İkinci teori süpersimetri teorisidir. Buna göre her bozonun süpersimetrik bir fermiyon ve her bir fermiyonun süpersimetrik bozon karşılığı vardır. Süper eşler, spin hariç diğer özellikler açısından eşi olduğu parçacıklarla aynı özelliklere sahiptir. Buna göre kuvvet parçacıkları ile madde parçacıkları ayni şeyin iki görünümünden ibarettir. Ancak sicim teorisinin gerektirdiği ekstra boyutlar gibi, dünyamızda süpersimetri gözlemlemiyoruz.

  • Süpersimetrik eşler isimlendirilirken; fermiyon isimlerinin basına “s” harfi, bozon isimlerinin sonuna “ino” eki getirilmiştir. Örneğin; elektron-selektron, gluon-gluino, graviton-gravitino, foton-fotino,  gibi.  Ancak böyle süpersimetrik eşler henüz gözlemlenmemiştir.

Bu teorilerin bir araya gelmesi ile oluşan teori de süper sicim teorisi olarak adlandırılmaya başlanmıştır. Bunula birlikte ortaya çıkan bazı açmazlar nedeniyle 5 ayrı sicim teorisi tanımlanmıştır. Daha sonraları bu 5 teoriyi bir ölçüde birleştirdiği kabul edilen ve 11 boyutlu evreni tanımlayan “M” teorisi” gündeme girmiştir. Ancak bu teori, sicim yanında daha fazla boyuta sahip zar adı verilen temel yapıların da olaya dahil olabileceğini belirtir.

Bu teorilerde dikkat çekici olan nokta; evrenin 11 boyuttan fazla boyuta sahip olmayacağını, olsa bile evrenin kararsız hale geleceği, dolayısıyla 11'den yüksek boyutların çökerek 11 boyutlu bir evrene dönüşeceğidir. 

Daha önce de değinildiği gibi halen ispatlanamayan bu teorilerle ilgili açmazların matematiksel olarak giderilmesi ve özellikle Parçacık hızlandırıcılarında bazı verilerin elde edilmesi ümit edilmektedir.    

 

 

Büyük patlama ve evreleri

Büyük patlama (big bang) ile kastedilen, bir nesnenin patlayarak etrafa bir şeyler saçması değildir. Diğer bir deyişle büyük patlama, aslında “uzay-zaman” dokusunu oluşturan ve süper-hızlı genişleme ile evrenin oluşmaya başladığı an olarak tanımlanabilir. Bu bağlamda büyük patlama temel olarak “zaman” kavramının başladığı an olarak ele alınabilir. Kabul gören evrenbilim (kozmoloji ) teorilere göre; maddenin aşırı yoğun ve sıcak olduğu bir noktadan genişlemesi sonucu evrenin oluşmuştur. Şu anda gözlenen evrende bulunan maddeleri ve sürekli genişleyen evreni yöneten fiziksel yasalar, büyük patlama ile yaratılmıştır. Diğer bir deyişle sıfır zamanında evrendeki tüm madde, tekillik adı verilen sonsuz yoğunluğa ve yüksek sıcaklığa sahip noktasal nicelikti. Buna karşın yukarda değinilen SUSY teorisi, bu noktanın aslında tek bir sicim boyutunda olduğunu öngörür. Bu evre yaklaşık ilk 10-43 saniyeden önceki bir zamana karşılık gelir ve tekillik evresi ya da Planck evresi olarak adlandırılır. Günümüzün fizik kuralları, bu süre içinde ne olduğunu henüz açıklığa kavuşturamamıştır.

 

NOT: Sıcaklık; "Kelvin (K)", ya da daha önceleri "santigrad derece" olarak bilinen, günümüzde "derece Celsius (oC)" olarak kullanılan birimler ile ifade edilir. Astronomide Kelvin daha sık kullanılır. Sıfır Kelvin "mutlak sıfır sıcaklık" olarak da bilinir. Mutlak sıfır, soğutulmuş bir gazın en düşük enerji durumunda olduğu sıcaklık olup bu sıcaklıkta daha fazla ısı elde edilemez. Diğer bir deyişle bu sıcaklıkta hareket ve ısı yoktur.

0 K = -273,15 o
oC= 273,15 K

NOT: Çok yüksek sıcaklıklarda Kelvin ile Celsius arasında ki fark sadece 273,12 olduğundan  (Özellikle 100.000 K'den sonra) iki birim arasındaki fark çok azalacağından sıcaklık için  sadece "derece" kelimesi kullanılabilir.

Örnekler

1.000.000 K = 999.726 oC,

1.000.000 oC =1.000.273 K

  • 10-43 saniyeden hemen sonra sıcaklık 1032 dereceye düştüğünde, bu tekillik, şişme (inflation) denen bir olayla aniden ve hızla genişlemeye başladı ve sıcaklık düşmeye devam etti.

  • Sıcaklık 1029 dereceye düştüğünde, daha önce birleşik halde bulunan dört temel kuvvetten kütleçekim kuvveti ayrılarak bağımsız hale geldi. Dolayısıyla bu evrede egemen olan ve tüm etkileşimlere hükmeden kuvvetin kütleçekim kuvveti olduğu düşünülmektedir.

  • 10-36 saniyede genişleme hızla devam ederken sıcaklık da azalmaya başladı (1027 derece) güçlü kuvvetler (güçlü etkileşimler) elektrozayıf kuvvetten ayrıldı.

  • Isı 1026 dereceye düştüğünde muhtemelen enerji formunda olan temel parçacıklar olarak bilinen fermiyonlar (kuark ve lepton ailesi) ve bunların karşıt parçacıkları (karşıt-maddeortaya çıktı. Ancak, 10-12 saniyeye kadar olan zamanda sıcaklık halen çok yüksek olduğundan ve Higgs alanı henüz devreye girmediğinden bu parçacıklar kütle kazanmamıştı, fotonlar henüz ortada yoktu ve bu parçacıklar çok yüksek hızlarda rastgele dolaşıyorlardı.

  • Sıcaklık 1014 dereceye düştüğünde, Higgs alanı henüz bilinmeyen bir neden ve mekanizma ile oluştu ve temel parçacıklar (parçacık ve karşıt-parçacık şeklinde) bu alanla etkileşerek kütle kazanmaya başladı. Artık ortam, kütlesi olan bu parçacıkların rastgele dolaştığı bir ortam haline gelmiştir. Aynı zaman aralığında elektro-zayıf kuvvet, zayıf kuvvet ve elektromanyetik kuvvet olarak iki bağımsız kuvvete ayrılınca, Higgs alanında kütle kazanan W, Z parçacıkları ve Higgs alanından etkilenmediği için kütlesiz olan fotonlar ortaya çıkmıştır.

  • İlk 1saniye aralığına ulaşıldığında (sıcaklık 1010 derece), güçlü kuvvet ve bu kuvvetin taşıyıcısı olan gluonlar, kuarkları bir araya getirmiş ve ikili kuaklar (mezon) ve üçlü kuarklar (baryon) ortaya çıkmıştır. Bu yapılar hadron olarak da bilinir. İlk oluşan baryonlar proton ve nötronlardır. Bu sıralarda bir proton ile lepton ailesinden olan bir elektron çarpışarak bir nötrino ve bir nötrona dönerken, tersine bazı nötronlar nötrinolar ile çarpışarak proton ve elektrona dönmeye başlamıştır. Bu dönüşümlerde rol oynayan parçacıklar ise zayıf kuvvet taşıyıcısı olan W bozonlarıdır. Yine bu devrelerde gerek kuarkların gerekse hadronların kendi karşıt parçacıkları ile çarpışmaya ve birbirlerini yok etmeye başladıkları düşünülmektedir. Evrenin sıcaklığı biraz daha düştüğünde (109 derece) bu sefer lepton ve karşıt leptonlar da çarpışarak birbirini yok etmeye başlamıştır.

    • Daha önce de değinildiği gibi, bir parçacık ve karşıt-parçacık ile karşılaştığında bu iki parçacık birbirini yok ederken, (E=mc2) formülüne göre kütle enerjiye dönüşerek ciddi miktarda enerji açığa çıkar. Örneğin bir elektronla karşıt-elektron (pozitron) çarpıştığında görünebilir iki foton (gama ışını şeklinde) açığa çıkmakta ve evren fotonlardan oldukça zengin bir yapıya dönmektedir. Ayrıca çarpışan parçacıkların kütlesine bağlı olarak yeni ve farklı parçacıklar da ortaya çıkabilir. Bu bağlamda elektron-pozitron çarpışmasında yeni bir parçacık ortaya çıkamaz çünkü bu ikilinin toplam kütlesi yeni bir parçacığı yaratmaya yetmez.

    • Eğer evrende madde ve karşıt madde eşit sayıda yaratılmış olsaydı, ortada hiçbir madde kalamayacağı için canlılar dahil günümüzde gözlenen evrenin oluşamayacağı varsayılmaktadır. Ancak, içinde bulunduğumuz gözlemlenebilir evrenin neredeyse tamamı maddeden oluşmaktadır. Buna göre evrenin sayısal olarak maddeyi daha fazla yarattığı, dolayısıyla anti-madde yerine maddeyi tercih ettiği anlaşılmaktadır. Bu bağlamda, günümüzde yapılan hesaplamalara göre evrende bulunan her elektrona karşılık 2 milyardan fazla foton olduğu yönündedir. Dolayısıyla erken evrende her 2 elektrona karşın 1 karşıt-elektron yaratılmışsa bir elektron ve anti elektron birbirini yok edecek ve geriye bir elektronla 2 milyar foton kalacaktır.

NOT: Evrende bir enerji ve madde hiç bir zaman yok olmaz, ancak enerji başka bir enerji şekline ya da maddeye dönüşür ya da madde enerjiye dönüşür. Bu şekildeki tüm dönüşümler genel olarak bir niceliğin korunumu yasası olarak adlandırılır.

  • İlk 10 ile 1000 saniye aralığında (sıcaklık 10710derece) güçlü kuvvetler proton ve nötronları bir arada tutarak ilk atom çekirdeklerini oluşturmuştur. Bu olay çekirdek yapımı (nükleosentez) olarak bilinir. Bu yolla tek protondan oluşan hidrojen (%75) yanında 2 proton ile 2 nötrondan oluşan helyum (%25) ve çok az miktarda döteryum, trityum ve lityum çekirdekleri ortaya çıkmıştır. Bu bağlamda 10 saniye ile 370.000 yıl arasında (sıcaklık 3000-6000 derece) evren; serbest atom çekirdekleri, elektronlar ve fotonlardan oluşan yoğun bir plazma çorbası halindedir. Bu durumda evren şeffaf değildir, diğer bir deyişle evren ışınlara geçirgen değildir.

  • Büyük patlamadan yaklaşık 180.000 yıl sonra proton ve nötrondan oluşan serbest atom çekirdekleri, elektronlarla birleşmeye başlamış, proton, nötron ve elektronlardan oluşan nötr atomlar (hidrojen, helyum ve az miktarda lityum) ortaya çıkmıştır. Artık evren fotonlara daha geçirgen hale gelmesine karşın ilk yıldızlar ortaya çıkana kadar maddenin yoğunluğu nedeniyle sadece radyo dalgalarına geçirgendir, dolayısıyla görünebilir ışıktan yoksundur. Bu evreye karanlık çağ adı da verilir (yaklaşık 370.000 ile 150 milyon yıl arası).

  • Büyük patlamadan yaklaşık 400 milyon-1milyar yıl aralığında evrenin sıcaklığı yaklaşık 60K (-213,15oC) civarına düştüğünde ilk galaksi kümeleri, galaksiler ve yıldızlar hatta gezegenler oluşmaya başlamış ve ilk yıldızlar ortaya çıktıkça, açığa çıkardıkları enerji çevre ortamını ısıtarak evrendeki hidrojeni bir kez daha iyonize etmeye başladı. Yeniden iyonlaşma çağı (reiyonizasyon çağı) denen bu evrede küçük alanlar halinde oluşan iyonize gaz büyüdükçe ışınların evrende rahatça yol almasını sağladılar. Büyük Patlama'dan yaklaşık bir milyar yıl sonra, evrenin çoğunluğu yeniden iyonlaştıktan sonra, elektromanyetik ışınların büyük kesimi evrende engelsiz bir şekilde seyahat edebilir hale geldi sonunda evreni gününümüzde ki görünür şekline ulaşabilmek için evrilmeye devam etti. Bu aralıkta oluşan ilk kuşak yıldızlar kısa bir zaman içinde yaşam sürelerini doldurmuş ve bir şekilde patlayarak uzaya ağır elementler saçılmış, bunların da bir kısmı yeni yıldız oluşumuna ve gezegenlerin ortaya çıkmasına yol açmıştır. Bu bağlamda günümüzde evrenin ölçülen sıcaklığı 3 kelvin (yaklaşık -270,15 oC) civarındadır. Bu sıcaklık, evrenin yaklaşık 13,6 milyar yaşında olduğunun önemli bir kanıtıdır. 

 

 

YILDIZLAR

Lacivert renkli ve altı çizili kelimeler tıklandığında o konu ile ilgili bilgilere ulaşabilirsiniz.

 Yıldızların sınıflandırılması 

İlk kuşak yıldızların (grup 3) özellikleri

 

 

Yıldızların sınıflandırılması

Yıldızlar, kütle ve sıcaklık, parlaklık ve içerdiği elementler göz önüne alınarak birçok şekilde sınıflandırılmıştır. Bu yazıda kütle ve içerdiği elementler açısından yapılan sınıflamaya yer verilecektir.

 

 

İçerdiği elementlere göre yıldız sınıflaması

Elementlerin ya da atomların sınıflaması için TIKLAYINIZ. Bu sınıflamalardan astronomide kullanılan sınıflamaya göre helyumdan daha ağır olan atomlar, diğer bir deyişle hidrojen ve helyum dışında kalan atomların tamamı metal sınıfında yer alır. Dolayısıyla astronomide, metal içeriğine bağlı olarak üç grup (popülasyon) yıldız olduğu kabul edilir.

  • Grup 1: Metal bakımından zengin yıldızlar:  Genç yıldızlar

  • Grup 2: Metal içeriği az olan yıldızlar: Göreceli eski yıldızlar

  • Grup 3: Metal içermeyen yıldızlar:  İlk kuşak (nesil) yıldızlar)

Daha önce de değinildiği gibi evrenin ilk aşamalarında (10 ile 1000 saniye aralığında) sadece hidrojen ve helyum ve bir miktar lityum çekirdekleri oluşmuştur. Metal atomların önemli bir bölümü ise daha sonra yıldızlarda üretilmiştir.

 

 

Kütlesine göre yıldız sınıflaması

NOT: Yıldız, gaz ve toz bulutu, galaksi ve karadelik gibi evrende bulunan yapıların kütleleri çok büyük olduğundan, bu yapıların kütleleri, güneş kütlesi ile kıyaslanarak belirtilir. Güneşin hesaplanan kütlesi yaklaşık 2×1030 kg (2 nanilyon kg) olup buna 1 güneş kütlesi denir (1M güneş ya da 1M ya da  1M⨀ olarak gösterilir). Bu bağlamda güneşin kütlesi dünyanın yaklaşık 330.000 katıdır. Hacim açısından bakıldığında güneşin içine 1 milyon 300 bin adet dünyanın sığabildiği görülür.

Yıldızlar güneş kütlesi ile kıyaslanarak bir kaç gruba ayrılır.

  • Çok düşük kütleli yıldız: Kütlesi güneş kütlesinin yarısından az (1/80-1/12M) kütleye sahiptir.

  • Düşük kütleli yıldız: Kütlesi güneş kütlesinin 0,3-2 katı (0.3-2M) arasındadır. 

  • Orta kütleli yıldız: Kütlesi güneş kütlesinin 2-8 katıdır (2-8M). 

  • Büyük kütleli (süper kütleli) yıldız: Kütlesi güneş kütlesinin 8-10 katından fazladır (>8-10M⨀). 

NOT: Bu kütlelerle ilgili verilen rakamların çeşitli kaynaklarda farklı olabileceğini tekrar hatırlatmakta yarar vardır.

 

Chandrasekar kütle sınırı: Yakıtını tüketerek artık enerji üretemeyen ve dış katmanlarını çoğu kez bir patlamayla kaybeden bir yıldızın geride kalan çekirdeğinin kütlesi, bu yıldızın yaşamının ne şekilde sonlanacağı hakkında önemli ipuçları taşır. Subrahmanyan Chandrasekar, kalan çekirdek kütlesi ile güneşin şu andaki kütlesini karşılaştırdığında Chandrasekar sınırı (limiti) adı verilen ve 1,44 olarak hesapladığı bir sınır değere ulaşmıştır.

Chandrasekhar sınırı, bir yıldızın bir beyaz cüce olarak mı yaşamını sonlandıracağı, yoksa bir süpernova patlaması ile nötron yıldızı mı yoksa kara deliğe mi dönüşeceğini belirler. Buna göre; geride kalan çekirdek kütlesi 1,44 M’dan azsa yıldız genellikle beyaz cüceye, 1,44-3 M arasındaysa büyük olasılıkla nötron yıldızına, 3-4 M’den büyükse karadeliğe dönüşecektir.

NOT 1: Yakıtını tüketen bir yıldızın geride kalan çekirdeğin kütlesi ile hacmi arasında bir ilişki olmadığı unutulmamalıdır. Diğer bir deyişle çekirdek kütlesi güneş kütlesinden büyük olan yıldızların bile hacmi güneşin hacminden çok çok küçük olabilir. Örneğin sadece 20km çapında olan bir çekirdeğin kütlesi güneşin kütlesinin 1,5-2 katı kadar olabilir. 
NOT 2: Yıldızlar kütle bakımından sınıflandırılırken bir yıldızın başlangıç kütlesi ile yakıtını tükettikten sonra geride kalan çekirdeğin kütlesi arasında bir ilişki olsa da birbiri ile karıştırılmamalıdır. 

 

 

İlk kuşak yıldızların (grup 3) özellikleri
İlk nesil yıldızların neye benzediği günümüzde tam olarak bilinmiyor. James Webb teleskobunun bu konuya bir açıklık getireceği beklentisi vardır. Büyük patlamanın ilk evrelerinde Hidrojen, Helyum ve çok az Lityum atomlarının oluştuğu, buna karşın Karbon, Nitrojen, Oksijen ve Demir gibi daha ağır atomların oluşmadığı belirtilmişti. Dolayısıyla evrende ortaya çıkan ilk yıldızların temelde Hidrojen ve Helyumdan oluştuğu kabul edilir. Diğer bir deyişle, grup 3 yıldızlar metal içermiyordu. Bilgisayarda yapılan hesaplar, modellemeler ve halen görülememiş olmaları bu yıldızların oldukça büyük kütleye sahip olduğuna (10-300 M⨀) işaret etmektedir. Çünkü büyük yıldızlar yakıtlarını çok çabuk tüketir, dolayısıyla astronomik ölçekten bakıldığında hayat süreleri göreceli olarak çok kısadır.

İlk nesil yıldızların 3 olası sonu olduğu düşünülmektedir. Bunlar; 

  • 10-150M⨀ büyüklüğünde olan ilk nesil yıldızların yaşamları sonunda bir tür süpernova şeklinde patladığı ve çekirdeklerinde oluşan metalleri çevredeki evrene püskürttüğü düşünülmektedir. Bu yıldızların kalan çekirdekleri ise daha fazla çökerek nötron yıldızları veya kara delikler haline dönüşmüş olabilir. Kütlesi 30M⨀'den büyük yıldızlarda bu patlama hipernova olarak bilinir

  • 150-300M⨀ büyüklüğünde olan ilk nesil yıldızlar da bir süpernova türünde patlamış olabilir. Bu patlama, yıldızın her bir parçasını her yöne doğru saçarak geride hiçbir şey bırakmamış olabilir, diğer bir deyişle bu saçılma sonucunda nötron yıldızı veya karadelik oluşmadığı düşünülmektedir. 

  • 300M⨀'den büyük kütleli ilk nesil yıldızlar, büyük olasılıkla kara delikler oluşturmak için doğrudan çökmüş ve hiçbir patlama olmadan karadelik haline gelmiş olabilirler. Dolayısıyla bu yıldızlar evrene yeni ağır atomları püskürtmemiş olabilir ve bu kara delikler, bugün galaksilerin merkezlerinde bulunan süper kütleli kara deliklerin tohumları olabilir.

Tüm bu bilgilerden ilk kuşak yıldızların büyük kütleye sahip oldukları, çekirdeklerinde hafif atomların birleşerek (nükleer füzyon) ağır metalleri oluşturdukları sonucuna ulaşılabilir.

 

 

GALAKSİ (GÖKADA)

Lacivert renkli ve altı çizili kelimeler tıklandığında o konu ile ilgili bilgilere ulaşabilirsiniz.

Galaksinin yapısı
Galaksi tipleri
Galaksilerin evrendeki dağılımı: Galaksi kümeleri, galaksi üst kümeleri

 


Galaksinin yapısı 
Günümüzde elde edilen verilere göre gözlenebilir evrende 100 milyardan (1011) fazla galaksi vardır. Samanyolu büyüklüğünde olan bir galaksinin kütlesi, yaklaşık olarak 1 trilyon M (1012) kadardır. Bir galaksi çok sayıda yıldız, gaz ve toz bulutu ile beraber karanlık madde içeren ve genellikle merkezinde bir karadelik bulunan çok büyük ölçekli bir yapıdır. 

Karadelikler: Çok büyük kütleye sahip olabilen kara deliklerin kuvvetli kütleçekim etkisi yanında galaksinin merkezine ve uzağa doğru malzeme akımları oluşturarak kendi galaksilerini şekillendirmeye yardımcı olurlar. Bu bağlamda Samayolu'nun merkezinde bulunan Sagittarius A adlı karadelik kütlesinin yaklaşık 4.3 milyon M kütlesine eşit olduğu hesaplanmıştır.

Karanlık madde ise galaksi diskini sarar ve görünür galaksinin kenarının çok ötesine uzanır. Galaksinin dağılmamasına katkıda bulunduğu belirtilmektedir. Ancak son zamanlarda karanlık maddeyi çok az içeren ya da hiç içermeyen galaksiler olduğu da belirlenmiştir.

Gaz ve toz bulutu: Galaksilerde yıldızlar arası ortamın kütle açısından yaklaşık %99’unu gaz, %1’ini ise toz oluşturur. Yine kütle açısından bakıldığında bu gazın %70-75 oranında Hidrojen, %25-28 oranında Helyum içerdiği görülür. Ayrıca, ortamda %1.5 oranında grup 1 ve grup 2 yıldızlarda oluşan ve bu ortama püskürtülen Karbon, Oksijen ve Azot (Nitrojen) gibi elementler de yer alır. Gaz halinde bulunan elementler genellikle nötr atom ve molekül halindedir. Ancak ortamın sıcaklığına bağlı olarak iyonize atomlar (yüklü parçacıklar) şeklinde de bulunabilirler.

Demir, Magnezyum, Silisyum ve Nikel gibi daha ağır atomlar genellikle gaz halinde bulunamadığından diğer atomlarla birleşik halde bulunurlar ve yıldızlar arası ortamın toz adı verilen kısmını oluştururlar. Bu durumda yıldızlar arası toz; düzensiz şekilli, bir mikrondan çok daha küçük (mikron: bir metrenin milyonda biridir) parçacıklar olarak düşünülebilir ve daha önceki yıldızların püskürttüğü elementlere bağlı olarak, aşağıda belirtilen moleküller halinde bulunur. 

  • Donmuş halde (buz) su, metan veya karbon monoksit şeklinde,

  • Karbon bileşikleri şeklinde (çoğunlukla hidrojen ile),

  • Silikon, Magnezyum ve Demir gibi atomların Oksijenle yaptığı bileşikler. 

 


Galaksi tipleri
Galaksilerin sarmal (spiral), oval (eliptik) ve düzensiz (irregüler) olmak üzere üç tipi vardır. 

İçinde bulunduğumuz samanyolu galaksisi gibi sarmal galaksiler bir merkez etrafında dönen ve dışa doğru uzanan kollara sahiptir ve galaksilerin büyük bir kesimi bu tiptir. Bu galaksilerdeki toz ve gaz, sürekli olarak yeni yıldızların oluşumuna katkıda bulunur. Dolayısıyla bu galaksilerde genç yıldız sayısı fazladır. 

Oval galaksiler, sarmal kol içermez ve daha az toz ve gaza sahiptir. Bu nedenle yeni yıldız oluşumu neredeyse sona ermiştir, dolayısıyla yıldızların çoğu yaşlı yıldızlardır. 

Evrendeki galaksilerin çok az bir kesimi düzensiz galaksilerdir, diğer bir deyişle belli bir şekilleri yoktur ve sarmal kollar içermezler. Bu düzensizlik diğer büyük galaksilerin kütleçekim etkisine bağlı olabilir. 

 


Galaksilerin evrendeki dağılımı: Galaksi kümeleri ve galaksi üst kümeleri
Birçok galaksi bir bölgede toplanarak galaksi kümesi adı verilen bir topluluk oluşturur. Galaksi kümeleri ise birbirini çekerek birçok kümeden oluşan galaksi üst kümeleri (süperküme) oluşturur. Karşılıklı kütleçekim, onları ortalama 300 ila 900 milyon ışıkyılı uzunluğunda, 150- 300 milyon ışıkyılı genişliğinde ve 15-30 milyon ışıkyılı kalınlığında uzun filamentler şeklinde (ince, sicim benzeri yapılar) bir arada tutar. 

İçinde bulunduğumuz samanyolu galaksisi ve bundan yaklaşık 2,5 milyon ışık yılı uzakta olan Andromeda galaksisi, Virgo (başak) galaksi kümesinin yerel grup adı verilen bir alt kümesinde yer alır. Virgo kümesi ise Laniakea üst kümesinin bir üyesidir. Virgo kümesinde yaklaşık 2000, Laniakea üst kümesinde ise 100.000 dolayında galaksi olduğu belirtilmektedir. Kütleçekim yanında karanlık maddenin de galaksilerin kümeler ve üst kümeler halinde bulunmasını sağladığı düşünülmektedir. Bununla birlikte yapılan gözlemler evrenin genişlemeye devam etmesi nedeniyle galaksilerin birbirinden uzaklaştığını göstermiştir. Bu durumdan da karanlık enerjinin sorumlu olduğu öne sürülmektedir.

 

 

İLK GALAKSİLERİN OLUŞUMU VE EVRİMİ
Yıldız, galaksi ve galaksi sistemlerinin oluşmasını açıklayan ve her gökbilimci tarafından kabul görmüş tek bir teori henüz yoktur. Dolayısıyla aşağıda bu konu ile ilgili verilecek bilgilerin zamanla değişebileceği unutulmamalıdır.

Galaksiler, galaksi kümeleri ve galaksi üst kümeleri uzun bir zaman aralığında (milyarlarca yıl) aşama aşama evrimleşerek günümüzde gözlenen şekillerini almışlardır. Ancak bu evrimleşmenin evrenin yaşamının sona ereceği zamana kadar devam edeceği düşünülmektedir. Bu bağlamda evrenin de birkaç olası senaryo ile son bulacağı tahmin edilmektedir (bakınız evrenin sonu).

Genç evren büyük ölçüde pürüzsüz olmasına rağmen, ortamda küçük ölçekli yoğunluk dalgalanmaları olduğuna ait kanıtlar vardır. Yapılan bilgisayar modellerine göre, bu dalgalanmalar, evrenin soğumaya başlaması ve  kütleçekiminin ön plana çıkması nedeniyle yavaş yavaş artmiş ve kümeleşmeler ortaya çıkmıştır. Büyük olasılıkla önceleri daha küçük kümeler oluşmuş ve daha sonra bunlar da yıldız oluşturabilecek öngalaksileri (protogalaxy) yapmak üzere birleşmiştir. Benzer şekilde, öngalaksiler daha sonra galaksileri oluşturmak için bir araya gelmiş ve oluşan galaksiler de galaksi kümeleri halinde toplanmıştır. Galaksi kümeleri de birbirini çekmeye başladığından, galaksi kümeleri bir araya gelerek galaksi süper kümeleri (galaksi üst kümeleri) oluşmuştur.

Galaksiler kümeler halinde bulunduğundan gerek ilk oluşumları sırasında gerekse daha sonraki zamanlarda birbirleri ile çarpışabilirler, daha doğru bir deyişle birleşebilirler. İki sarmal galaksinin çarpışması, eliptik bir galaksi ortaya çıkarabilir. İlginç olan nokta; çarpışan galaksilerde bulunan yıldızların bu birleşme ya da çarpışmadan genellikle etkilenmeyeceğidir, çünkü astronomik ölçekte aralarındaki mesafe çok büyüktür. Diğer bir deyişle çarpışan galaksilerde bulunan yıldızlar çoğunlukla birbiriyle çarpışmaz ve yaşamlarını devam ettirirler. Ancak bazı durumlarda bir yıldız yeni bir yörüngeye atılabilir ya da ana galaksiden galaksiler arası uzaya fırlatılabilir. Buna karşın çarpışan galaksiler arasında gerçekleşen önemli miktardaki toz ve gaz akışı yeni yıldız oluşuma hızını arttırabilir.

Samanyolu galaksisinin de daha küçük galaksilerle birleşerek bugün ki görünümüne ulaştığı, hatta halen yakındaki küçük galaksileri sindirmeye devam ettiği kabul edilmektedir. Diğer yandan samanyolu galaksisi kendine nispeten yakın olan ve aynı galaksi kümesinde bulunan Andromeda galaksisi ile günümüzden yaklaşık 5 milyar yıl içinde çarpışacağı varsayılmaktadır. Bu çarpışma anına kadar güneşimiz halen yaşamını sürdürüyorsa (kırmızı dev haline gelmemişse), büyük olasılıkla dünyanın da bu çarpışmadan etkilenmeyeceği söylenebilir. Çünkü kırmızı dev haline gelecek olan güneş muhtemelen ilk 4 gezegenini yutacaktır. 

 

 

YILDIZ OLUŞMASI VE OLASI SONLARI

Lacivert renkli ve altı çizili kelimeler tıklandığında o konu ile ilgili bilgilere ulaşabilirsiniz.

 

Ön yıldız ve yıldız oluşması
Yıldızda nükleer tekimeler 

Düşük ve orta kütleli yıldızlarda gelişen tepkimeler ve yıldızın sonu 

Büyük kütleli yıldızlarda gelişen tepkimeler ve yıldızın sonu

 

 

Ön yıldız ve yıldız oluşması
Yukarda değinildiği gibi galaksiler oluşurken içerdiği gaz bulutları ayrı ayrı kümeleşmeye başlar ve ilk kuşak yıldız oluşumu bu dönen gaz bulutlarında gerçekleşir. Bu gaz bulutlarına moleküler bulut da denir, çünkü içerdiği atomlar, ortamın nispeten soğuk olması nedeniyle birbirine bağlanarak molekül adı verilen bir yapı halinde bulunur. Evrenin daha sonraki aşamalarında ömrünü dolduran yıldızlarda oluşan diğer ağır atomlar yıldızın patlaması sonucunda ortama dağılarak galaksideki gaz bulutlarına karışarak gaz ve toz bulutları haline gelir. Bu bulutlardaki bazı bölgeler düşük sıcaklık nedeniyle çevresinden daha yoğun hale gelir. Diğer bir deyişle o bölgelerde parçacık sayısı fazla ve aralarındaki mesafe daha kısadır. Dolayısıyla bu noktada kütleçekimi devreye girer ve bulutun yoğun bölgesi kendi üzerine çökmeye başlar. Bu çökme sırasında bazı büyük bulutların çeşitli nedenlerle dengesi bozulur ve bulut çeşitli parçalara ayrılabilir. Bu parçalardan yeterli kütleye sahip olan parçalar çökmeye devam ederken diğerleri çökemez. Bu durum, aynı bulutta birden fazla yıldızın beraberce oluşmasına olanak veren bir gelişmedir. 

Yeterli kütleye sahip bulut kümesi küçüldükçe, merkezi (veya çekirdeği) çok sıcak ve yoğun hale gelir. Kütle çekiminin yarattığı çökme hızı ile sıcaklığa bağlı oluşan iç enerjinin dışa doğru yaptığı basınç arasında denge sağlanırsa bu küme daha fazla çökmez ve yıldız oluşamaz. Ancak kütleçekim kuvveti fazla ise bulutun merkezi çökmeye devam ederken dönme hızı artar ve bir disk oluşturur. Buluntun merkezindeki sıcaklık ve basınç buradaki çekirdek birleşmesini (hidrojenin helyuma dönmesi) başlatacak düzeye henüz ulaşmamış olmakla beraber moleküller atomlarına ayrılır ve atomlar da iyonize olmaya başlar. Diğer bir deyişle hidrojen atomunun proton ve elektronları birbirinden ayrılır. Bu evredeki yıldız önyıldız (prostar) olarak adlandırılır. Eğer bir ön yıldızın kütlesi güneş kütlesinden çok küçükse (güneş kütlesinin yarısından çok azsa ya da Jüpiter gezegeninin 10-90 katı kadarsa) merkezindeki sıcaklık asla çekirdek birleşmesini başlaması için yeterince yüksek bir değere ulaşmaz ve yıldız haline gelemez. Bunların yaydıkları enerji bulutun çökmesi sırasında oluşan ve depolanan ısı enerjisi olduğundan yüzey sıcaklıkları düşüktür ve bu yüzden soluk görünürler. Bu karakterlere sahip bir ön yıldız kahverengi cüce olarak isimlendirilir (şekil 11). Kahverengi cüceler, her ne kadar hidrojeni helyuma çevirebilecek olan nükleer füzyonu başlatamazsa da (bunun nedeni oluşan sıcaklığın, artı yüklü iyon halinde bulunan hidrojen atomları arasındaki itme kuvvetinin yenememesidir) çekirdeklerinde az miktarda bulunan döteryumu (H2) helyuma dönüştürme yeteneğine sahiptir. Döteryumları bittikten sonra bir kahverengi cüce kütlesi altında yavaşça çökerken ısınır ve milyarlarca yıl boyunca kızılötesi dalgalar yayarak soğumaya başlar, sonunda karanlık ve soğuk gaz topu haline döner.

Ön yıldızın kütlesi daha büyükse içinde bulunduğu buluttan kütleçekim etkisiyle malzeme almaya devam ederek kütlesini daha da arttırır. Bunun sonucunda yıldızın çekirdeği çok sıcak ve yoğun hale gelir ve çekirdek birleşmesi (nükleer füzyon) başlar. Bunun anlamı hidrojen çekirdeklerinin çok sık çarpışması ve birleşerek helyum çekirdeğine dönmesidir. Bu sırada açığa çıkan enerji ile yıldız parlamaya başlar ve gerçek bir yıldız doğmuş olur. Bu enerjinin dışa doğru basıncı (yıldız rüzgarı) ile yıldıza kütle akışı durur ve yıldız nihai kütlesine ulaşır. Bu evre, aynı zamanda yıldızın merkezine doğru olan kütleçekim kuvveti ile dışa doğru yarattığı basıncının dengelendiği evredir. Böylece yıldız artık dengede olan stabil bir yıldızdır.

Bir yıldızın stabil durumda kalma süresi yıldızın kütlesi ile ters orantılıdır, yani kütle arttıkça bu süre kısalır. Dolayısıyla kütlesine bağımlı olmak üzere birkaç milyon veya milyarlarca yıl sonra yakıtı biten yıldız ömrünün son evrelerine geçer. Bu bağlamda güneşimizin bu evrede toplamda yaklaşık 10 milyar yıl kalacağı hesaplanmıştır. Güneşin 5 milyar yıl önce oluştuğu göz önüne alındığında, 5 milyar yıl daha nükleer füzyon yoluyla enerji üreteceği anlaşılır. 

Yeni yıldızın ürettiği ışık, ısı ve parçacıklar, yıldızın etrafındaki kalan bulutun çoğunu iterek uzaklaştırır. Artık yıldız parlak ve yalnızdır. Birinci grup yıldızların etrafında dönen ve yıldızdan uzaklaşmış olan bulutlar da kütle çekim etkisiyle birçok alanda topaklaşarak gezegen haline dönebilirler.

 


Yıldızda nükleer tekimeler
Daha önce de değinildiği gibi çekirdek tepkimeleri sonucunda yıldızın merkezinde yeni atomlar oluşmaktadır. Yeterli kütleye sahip bir önyıldız çökmeye devam ederse çekirdeğindeki basınç ve sıcaklık nükleer tepkimeyi başlatacak düzeylere ulaştırır. Daha önce de değinildiği gibi bu tepkimelerin ne kadar süre devam edeceğini ve tepkimeler sonucunda hangi atomların oluşması gerektiği ve yıldızın akibeti tamamen yıldızın sahip olduğu kütle ile ilişkilidir. 

Yıldızların evrimi sırasında yıldızın merkezinde (çekirdek) oluşan bazı kuvvetler yıldızın çeşitli evrelerde dengede kalmasını sağlar. Bunlardan biri olan kütleçekimi, atomları yıldızın merkezine doğru çekerek atomları sıkıştırır. Sonuçta çekirdeğin büzülmesine ve içe doğru çökmesine yol açar. Bunu dengeleyen birkaç kuvvet vardır. Bunlardan ilki merkez sıkıştıkça oluşan ısı basıncı, ikincisi merkezde oluşan yüksek sıcaklığın başlattığı atom çekirdeklerinin birleşmesi (nükleer füzyon) sırasında ortaya çıkan enerjinin yarattığı basınç, diğeri ise parçacık yozlaşma basıncıdır.

Parçacık yozlaşma basıncının ise elektron yozlaşma basıncı (electron degeneracy pressure) ve nötron yozlaşma basıncı (neutron degeneracy pressure) olmak üzere iki tipi vardır. 

 

Elektron ve nötron yozlaşma basıncı
Kuantum fiziğinde Pauli dışlama ilkesi denen bir ilke çalışır. Buna göre elektronlar da dahil olmak üzere fermiyonlar aynı kuantum düzeyinde kalamazlar. Bunun anlamı bu parçacıkların bir arada kalabilmesi için ya farklı enerji düzeyinde olmalı ya farklı spin'e sahip olmalı ya da uzayda farklı bir yer işgal etmelidir (yörüngesel açısal momentum). Dolayısıyla çökmekte olan bir yıldız çekirdeğinde bulunan elektron ya da nötronların bir kısmı bu ilke nedeniyle yüksek hızlarda ve yüksek enerji düzeyinde kalmaya zorlanır. Yüksek hızlarda hareket eden bu parçacıklar, bir yıldızın büzülmesini önleyebilen dışa doğru yozlaşma basıncı adı verilen bir basınç oluşturur. Diğer bir deyişle, herhangi bir parçacığı küçük bir alan içinde kalmaya zorlarsanız “geri itme” (rebount) gibi bir kuvvetin ortaya çıkması söz konusudur. Bu durum, çekirdeğin çökmesine neden olan kütleçekim kuvvetine karşı çıkan bir kuvvet oluşturur. Elektron ya da nötron yozlaşma basıncı olarak bilinen bu durum çekirdeğin dengede kalmasını sağlar.

Eğer çekirdek kütlesi Chandrasekhar limitini aşarsa bu basınçlar, çekirdeğin çökmesini önlemede yetersiz kalır ve çekirdek hızla çöker.

 

 

Düşük ve orta kütleli yıldızlarda gelişen tepkimeler ve yıldızın sonu

Kütlesi, güneş kütlesinin en fazla 8 katı olan yıldızların bulunduğu (0,3-8 M⨀) gruptur (Şekil 11) 

 

Şekil 11: Çok düşük, düşük ve orta kütleli yıldızların evrimi

yidiz orta evrim

 

  • Kütlesi 0,3-0.5M⨀ olan önyıldız evresindeki yıldızlarda kütleçekim etkisiyle merkez basıncı artar ve sıcaklık çok yükselirse (10 milyon dereceden fazla) bir protondan oluşan hidrojen atomları birkaç adımda helyum çekirdeği şeklinde birleşmeye başlar (2 proton ve 2 nötron olarak). Buna, çekirdek birleşmesi (nükleer füzyon) denir ve hidrojenin yanması olarak da bilinir. Bu sırada açığa çıkan enerji ile yıldızın çökme kuvveti arasında bir denge oluşur. Yıldızın bu evrede kalış süresi hidrojenin yanma hızı ile ilgilidir ve yıldızın kütlesi ile ters orantılı olarak değişir. Bu süreler sonunda merkezdeki (yıldızın çekirdeği) tüm hidrojen helyuma dönünce yakıt bittiğinden merkez enerji üretemez ve kütleçekim etkisi ile merkez tekrar büzülmeye başlar, Artan sıcaklık helyum çekirdeğin etrafındaki katmanda bulunan hidrojenin tekrar ve daha hızlı yanmaya başlamasına yol açar, ancak helyumu yakacak düzeye ulaşamaz. Bu evrede yıldızın dış katmanları genişler parlaklığı artarak kırmızı dev haline gelir. 

  • Kütlesi 0,5-2M⨀ arasında olan yıldızlar kırmızı dev haline geldiklerinde çekirdekleri büzülmeye devam ederek sıcaklığı da artar. Sıcaklık 100 milyon derece civarına gelince çekirdegin merkezini oluşturan helyum çekirdekleri arasında kaynaşma başlar, buna helyum parlaması (helium flash) denir ve üç helyum atomu birleşerek karbon atomu oluşur. Bu sırada dış katmanda bulunan hidrojen de muhtemelen yanmaya devam etmektedir. Çekirdekteki helyum tamamen karbona dönünce enerji üretimi azalacağından çekirdek çökmeye devam etse de bu çöküş, elektron yozlaşma basıncı ile dengelenir ve artık karbonu yakabilecek olan sıcaklığa erişilemez ve çekirdekte çekirdek füzyonu durur. Ancak karbon çekirdeğin etrafındaki helyum yanmaya devam edecek ve helyum kabuğunda oluşan enerji ile yıldızın çekirdek dışındaki katmanları genişleyerek parlaklığı artacaktır. Yıldızın bu evresine ve görünümüne ikinci kırmızı dev adı verilir. Bu evrede yıldızın çapı inanılmaz derecede artacaktır. Güneşimizin bu evreye kadar gelebilmesi için geçecek sürenin yaklaşık 10 milyar yıl olduğu hesaplanmıştır. Bunun anlamı; ilk 5 milyar yılını dolduran güneşin kırmızı dev haline gelebilmesi için daha 5 milyar yıl geçmesi gerekecektir. Güneş kırmızı dev haline geldiğinde Merkür'ü, Venüs'ü, muhtemelen Dünya'yı hatta Mars'ı ve asteroit kuşağının bir kısmını veya tamamını içine alacaktır.

  • Kütlesi 2-8M⨀ olan yıldızlarda Oksijen ve Magnezyum oluşuncaya kadar nükleer tepkimeler devam edebilir.

Yıldızın merkezinde çekirdek füzyonunu yeniden başlatacak kadar sıcaklık oluşamayan ve dolayısıyla enerji üretmeyen (yıldızın kütlesine göre; çekirdek merkezi Helyum, Karbon ya da Karbon/oksijen hatta Magnezyum olabilir) ve kırmızı dev haline gelen yıldızlarda oluşan yüksek enerji ve yüksek basınç nedeniyle çekirdek dışındaki katmalar gezegenimsi bulut (platenary nebula) olarak uzaya püskürtülecek ve bunlar daha sonra yıldızlar arası ortama karışacaktır.

Tüm katmanlarını kaybeden yıldız, çok yoğun olan bir çekirdek halinde kalacaktır. Yaklaşık 100.000 derece sıcaklığa sahip olan bu yıldız artık beyaz cüce olarak adlandırılır (Şekil 11). Bu nedenle bir beyaz cüce çeşitli dalga boylarında elektromanyetik dalga yayabilir. Bu evredeki beyaz cücenin kütlesi Chandrasekar sınır kütlesi olan 1,44⨀’den daha azdır. 

 

 

Beyaz cücenin olası sonları

Yukarıda anlatılan olaylar sonucunda oluşan beyaz cüceyi üç olası son beklemektedir. 

 

Şekil 12: İkili yıldız sisteminde oluşan iki beyaz cücenin olası sonları.

yildiz binary evrim

 

  • Kara cüce : Beyaz cücede yeni nükleer tepkime olamayacağı için zamanla enerjisini kaybederek yavaş yavaş soğur ve kara cüce haline döner. Bir beyaz cücenin kara cüce haline geldiği henüz gözlenmemiştir, çünkü bu hale gelebilmesi için geçmesi gereken süre belki de evrenin şimdiki yaşından daha fazla fazladır (Şekil 11, Şekil 12).

  • Nova patlaması: Beyaz cüce, ikili bir yıldız sisteminde (binary star) ortaya çıkmışsa nova adı verilen bir patlama yaşayabilir. Bu ikili sistemde yıldızlardan biri beyaz cüce diğeri, kımızı dev evresindeyse, beyaz cücenin kütle ve yoğunluğu daha fazla ise kütleçekimi etkisi ile kırmızı dev yıldızın etrafında bulunan maddeler (başta hidrojen) beyaz cüceye doğru akar ve beyaz cücenin etrafında birikerek bir kabuk (disk) oluşturur (Şekil 12). Sonuçta beyaz cücede sıcaklık çok artar ve bu katmanda hidrojenin yanmaya başlamasına yol açar. Bunun yarattığı dışa doğru basınç bir patlamaya neden olarak kabuktaki ince hidrojen katmanını püskürtür. Buna Nova adı verilir. Beyaz cüce, yandaş yıldızından gaz almaya devam ettiği sürece, düzenli aralıklarla nova patlamaları tekrarlayabilir. Ancak beyaz cüce kendisi yaşamını sürdürmeye devam eder (şekil 12).

  • Tip 1 süpernova patlaması (Şekil 12): İkili bir yıldız sisteminde bu patlama iki şekilde ortaya çıkabilir.

    • İkili bir sistemde yer alan beyaz cücelerden birinden diğerine akan madde miktarı çok hızlı ve çok fazla olursa ve beyaz cücenin kütlesi Chandrasekar kütle sınırını çok kısa bir sürede aşabilir (1,44’den büyük), böylece çekirdekte sıcaklık tekrar hızla artar ve çekirdek tepkimesi yeniden başlar. bu durum kısa süre içinde Demir ve Nikele kadar olan elementlerin hızla sentezlendiği kontrol edilemez bir nükleer reaksiyonlar zincirine yol açar. Bu türde oluşan füzyon o kadar hızlı gerçekleşir ki beyaz cüce dengede kalamaz ve patlar ve yüksek miktarda enerji açığa çıkar. Tip Ia süpernova olarak adlandırılan bu olayda beyaz cüce tamamen parçalanarak yok olurken, Oksijen ve Demir gibi yeni sentezlenen elementler de yıldızlar arası gaz ve toza karışır. Diğer beyaz cüce ise patlamanın etkisiyle daha uzağa fırlayabilir. Bu türde evrim geçiren yıldız sayısı çok fazladır ve evrende bulunan Demirin çoğunun bu şekilde oluştuğu düşünülmektedir.

    • Bazen ikili yıldız sisteminde her iki yıldız da beyaz cüce evresinde bulunabilir ve bunlar çarpışabilir. Kısa bir süre için, iki katı kütleli tek bir nesne haline gelirler ve bu şekilde Chandrasekhar kütle sınırı aşılınca yukarda tanımlanan olaylar sonucu tip 1 süpernova şeklinde patlar ve kalıntıları yıldızlar arası gaz ve toza karışır

Tip II süpernova patlaması ise başlangıç kütlesi daha büyük olan yıldızlarda gerçekleşir ve buna aşağıda değinilecektir.

 

 

Büyük kütleli (Süper kütleli) yıldızlarda gelişen tepkimeler ve yıldızın sonu

 

 Şekil 13: Süper kütleli yıldızların olası sonu.  Tip 2 süpernova, nötron yıldızı, pulsar, magnetar, karadelik.

yildiz super evrim

 

Kütlesi 8-10M⨀'den büyük olan yıldızlarda nükleer reaksiyon, genellikle Karbon/Oksijen’den daha büyük kütleli atomların ortaya çıkmasına yol açar. Bunun nedeni, çekirdekte çekirdek tepkimesi sonucunda yeni bir element oluştuktan sonra kütleçekimin yozlaşma basıncından daha fazla olmasıdır. Böylece çekirdek tekrar tekrar çöker ve her seferinde ortaya çıkan yüksek ısı çekirdekte yeni çekirdek tepkimelerini başlatır. Hızlı bir şekilde art arda yinelenen bu olaylardan sonra çekirdeğin merkezi salt Demir atomlarından oluşan bir çekirdek haline gelir. Böyle bir yıldız, merkezde Demir atomları olmak üzere dışa doğru Demirden daha hafif atomların katmanlar halinde sıralandığı yaklaşık bir küre şekline döner. Merkezdeki Demir son derece kararlı olduğundan kütleçekim etkisiyle sıcaklık artmaya devam etse bile Demir atomlarını birleştirmeye yetecek kadar sıcaklığa erişilemez. Ancak çekirdekte farklı olaylar gelişmeye başlar. Bu sırada çekirdek etrafındaki katmanlarda bulunan Demirden hafif elementler yanmasını sürdürmektedir. 

Bu andan itibaren çekirdek kütlesine bağlı olarak yıldızın yaşamı 2 farklı şekilde sonlanabilir: Nötron yıldızı ve karadelik (Şekil 13)

 

Tip II süpernova, Nötron yıldızı, kilonova, pulsar, magnetar
Çekirdek kütlesi, Chandrasekhar limitini aşarsa (1,44 - 3⨀) çekirdekte bir dizi olay gerçekleşir. Bunlardan en önemli olanları elektron yozlaşma basıncını çekirdeği dengede tutamaması, protonların nötronlara dönüşmesi ve bu dönüşüm sonucunda oluşan nötron yozlaşma basıncının da çekirdeği dengede tutabilmesi ya da tutamamasıdır. 

Protonların nötrona dönüşmesi: Demir çekirdekte biriken enerji, Demir atomlarının birleşmesini sağlayacak düzeye ulaşamaz, ancak bu enerji (foton şeklinde) Demir atomlarını proton ve nötronlara ayrıştırabilir. Enerjinin bu şekilde harcanmasıyla çekirdekteki enerjinin önemli bir bölümü kaybolur ve elektron yozlaşma basıncının da azalması sonucunda çekirdeğin merkezinde çökme çok hızlanır. Çöküşle beraber elektronlar protonlara doğru itilir, elektronları yakalayan ve özellikle merkezde bulunan protonların önemli bir kısmı zayıf kuvvetlerin devreye girmesiyle nötronlara dönerken yüksek hızlı ve yüksek enerjili nötrino adı verilen parçacıklar fırlatılır. Bu evrede önemli bir kesimi nötronlardan oluşan merkez daha fazla sıkıştırılamaz bir hale gelir. Çekirdek merkezindeki bu ani ve hızlı çöküş, halen proton ve nötronlardan oluşan merkezin etrafındaki çekirdek tabakasının çok yüksek hızla düşerek merkeze çarpmasına ve aynı hızla geri tepen bir şok dalgası oluşmasına yol açar. Buna geri-tepme kuvveti (rebount) adı verilir. Bunun yarattığı yüksek enerji merkezin etrafındaki katmanlarda da yeni proton-nötron dönüşümüne neden olur ve oluşan yeni nötronlar bu katmanda yer alan Demir atomları ile kaynaşarak (hızlı nötron yakalama işlemi) daha büyük kütleli atomların oluşmasına yol açar. Bu olaya çekirdek sentezi (nükleosentez) adı da verilir. Bu sırada enerjisini kaybetmeye başlayan geri tepme kuvveti, arkasından yüksek hızla gelen nötrinoların etkisi ile tekrar alevlenir ve büyük kesimi nötronlardan oluşan çekirdek dışında kalan tüm katmanları çok büyük hızla uzaya fırlatır. Buna tip 2 süpernova adı verilir (Şekil 13). Bilgisayar modellemelerinde bu iki olayın süpernova patlaması için yeterli olmadığı görülmüş ve bir başka sürecin de olaya katılması gerektiği kabul edilmiştir. Üçüncü adayın yıldızın kaotik ortamı olduğu kabul görmeye başlamış ve bu kaotik ortam modellere eklenince süpernova patlaması yaratılabilmiştir. Kaotik ortamının yıldız katmanlarda ortaya çıkan ilk şok dalgası sırasında bu katmanların (özellikle dış katmanlar) tam küre şeklinde olmamasından kaynaklandığı ya da şok dalgasının kaotik ortam yarattığı düşünülmektedir Dolayısıyla kaotik ortam yıldızın dış katmanlarında yıldız tsunamisi olarak adlandırılan bir sürece yol açarak yukarda tanımlanan diğer olaylarla beraber yıldızı patlattığı düşünülmektedir. 

Süpernova patlaması sırasında açığa çıkan enerji güneşin 10 milyar yıl boyunca ürettiği enerji toplamı kadardır. Parlaklığı ise yaklaşık 10 milyar güneşin sahip olduğu parlaklığa denktir.

Genel olarak Demirden sonraki ağır elementlerin süpernova patlaması sırasında oluştuğu düşünülmekteydi, ancak yapılan hesaplamalarda bunun iyi bir kestirim olmadığı anlaşıldı ve özellikle Gümüş dahil daha ağır elementlerin bu olayda ortaya çıkmayacağı sonucuna varıldı. Daha sonraları Altın, Platin ve Uranyum gibi elementlerin iki nötron yıldızının çarpışması sırasında oluşabileceği gösterildi. 

Bu bağlamda Chandara teleskobunun verilerine göre; Cassiopeia A gibi bir büyük yıldızın süpernova evresini geçirdiğinde evrene Dünya kütlesinin yaklaşık 10.000 katı kadar sülfür, 20.000 katı kadar silikon, 70.000 katı kadar demir ve 1 milyon katı kadar oksijen püskürtebildiği, ayrıca DNA yapısında yer alan tüm elementlerinde bu patlama ile evrene dağıldığı saptanmıştır. Diğer yandan evrende bulunan Demir atomlarının önemli bir bölümünün ise 2 beyaz cücenin çarpışması (tip 1 süpervova) sonucunda evrene püskürtüldüğü anlaşılmıştır. 

 

 

Nötron yıldızı: Yukarda tanımlanan tip 2 süpernova patlamasından sonra geride kalan çekirdekte nötron yozlaşma basıncı ile çekirdeğin çökmesini sağlayan kütleçekim arasında denge sağlanır. Artık yıldız, bir nötron yıldızıdır ve stabil olarak yaşamına devam eder. Bir nötron yıldızının toplam çapı 15-20 kilometredir ve  1-1,5 cm çapındaki bir bilye kadar olan bir parçası yaklaşık Everest dağının kütlesi kadar kütleye (yaklaşık 1 milyar ton) sahiptir ve kütleçekim etkisi de çok fazladır. Bu bağlamda kilonuzu bir nötron yıldızının yüzeyinde ölçmeye kalkarsanız, dünyada ölçtüğünüz kilodan 100 milyar kat daha ağır olduğunuzu görürsünüz.

Bir nötron yıldızı kabuktan derine doğru indikçe nötronların tabakalar halinde çok farklı şekilde organize oldukları ve en merkezde de süper sıvı haline geldiği varsayılmaktadır. Bu sıvı, maddenin özel bir hali olup laboratuvarlarda elde edildiği şekliyle; havasız ortamlarda yukarı doğru hareket edebilen, diğer bir deyişle viskozitesi (sıvı ya da gazın akışına direnç olması) sıfır olduğundan hareketi sırasında enerji kaybetmeyen dolayısıyla karıştırıldığıda süresiz olarak girdaplar şeklinde dönmeye devam edebilen bir sıvıdır.    

Ağır atomların iki nötron yıldızının birleşmesi sonucunda da ortaya çıkabildiği belirtilmişti. Bu bağlamda iki nötron yıldızının çarpışması, nötron yıldızlarının birleşik kütlesinin bir kısmının serbest bırakıldığı ve dev bir patlamayla evrene yayıldığı kilonova adı verilen bir olayı tetiklediği kabul görmeye başlamıştır (Şekil 14). Bu çarpışma, kuvvetli x-ışınlar parlaması olarak İlk kez 2017 saptanmıştır. Bu olayın uranyum dahil altın ve platin gibi ağır atomların oluşmasında rol oynadığı belirlenmiştir. Birleşik kütlenin dağılmayan kısmının ise bir küçük bir karadelik haline dönebileceği de ileri sürülmektedir. Kilonova sırasında oluşan parlaklık nova'ya göre 1000 kat fazla olmasına karşın süpernova'dan daha sönüktür. Bu olayla ilgili çalışmalar devam etmekte olup özellikle x-ışınlarının salınımı ile ilgili bazı teoriler ortaya atılmış, ancak tam açıklığa kavuşmamıştır.

 

Şekil 14: İki nötron yıldızının çarpışması.

 

yildiz notron carpisma

 

Nötron yıldızı türleri: Evrende değişik özelliklere sahip nötron yıldızları olduğu belirlenmiştir. Bunlar içinde en ilginç olanları pulsar ve magnetar adı verilen nötron yıldızlarıdır. 

 

Pulsar: Nötron yıldızları da da diğer yıldızlar gibi kendi ekseni etrafında döner. Ancak kimi nötron yıldızı saniyede yüzlerce devir yapabilen yüksek bir dönüş hızına sahiptir ve bu sayede düzenli olarak elektromanyetik radyasyon (radyo, görünür, X-ışını ve gama-ışını) üreterek kutuplarından uzaya doğru saçar. Ancak bu ışınlar, yıldızın dönme ekseni ve manyetik alan ekseninin farklı olması nedeniyle, sık ve eşit aralıklarla yanıp sönen ışın darbeleri (arka arkaya çakan fotograf makinesi flaşı gibi) olarak gözümüze ya da teleskoplara ulaşırlar. Birçok yazıda bu ışık darbelerinin oluşması bir deniz fenerinde belirli aralıklarla gözlemlenen ışık çakmasına benzetilir. Dolayısıyla bunlara pulsar (atarca) adı verilmiştir (Şekil 13). Bu bağlamda pulsarlar kozmoz'un deniz fenerleri olarak da anılmaktadır, çünkü uzayda yapılacak seyahatlar için değişmez bir yön gösterici olabilirler. İlk kez yaklaşık 50 yıl önce bu şekilde sinyal veren dalgalar saptanmış ve çok düzenli aralıklarla yinelendiğinden bunun yaşam formunun olabileceği bir uzay bölgesinden gelen sinyaller olduğu düşünülmüş ve yeşil küçük adam anlamına gelen LGM adı verilmiştir. Daha sonraları bunun bir pulsar olduğu anlaşılmıştır.

Her pulsar bir nötron yıldızıdır, ancak her nötron yıldızı bir pulsar gibi davranmayabilir. Doyasıyla pulsar, çok yüksek hızlarda kendi etrafında dönen ve sahip olduğu manyetik alanla kutuplarından uzaya doğru parçacık saçan (genellikle X-ışını) nötron yıldızıdır. 


Magnetar: Nötron yıldızların bir başka tipi magnetar adı verilen ve çok kuvvetli manyetik alana sahip yıldızlardır (Şekil 13). Her 10 nötron yıldızından birinin magnetara dönüştüğü belirtilmektedir. Oluşmaları ile ilgili bazı teoriler olmasına karşın oluşmaları tam olarak açıklığa kavuşmamıştır. Magnetarların sahip olduğu manyetik alanın gücü ya da manyetik alan yoğunluğu (yaklaşık 10 milyar Tesla) dünyanın manyetik alanından 1 trilyon (1 katrilyon katı olabilir), tıpta kullanılan 3 Tesla’lık manyetik alana sahip bir MR cihazındaki manyetik alandan ise en az 3 milyar kat daha güçlüdür . 

NOT: Tesla (T) bir manyetik alan yoğunluğu birimidir. Bir Tesla ise 10.000 Gauss’a eşittir. Bu bağlamda dünyanın manyetik alan yoğunluğu 0,3-0,7 Gauss arasındadır.

Bir magnetarın aktif ömrü diğer yıldızlarla kıyaslandığında oldukça kısadır (10 bin yıl gibi) ve sonuçta güçlü manyetik alanı ortadan kalkar ve güçlü ışın yaymaları kesilerek durağan nötron yıldızı haline döner. Bir magnetar çok kuvvetli x-ışını ve gama ışını yayar. 

Bazen bir magnetarın düz olan kabuğunda oluşan deprem benzeri olaylar, kabuğu yırtar ve etrafındaki manyetik alanı bozarak çok güçlü gama ışını patlamalarına yol açabilir. Bu patlamalar dünya üzerinde yıkıcı etkilere yol açabilir. Ancak kısa süre içinde yıldızdaki kütle çekimi bu yırtılmayı onarabilir. Dünyaya 10 ışık yılı mesafede olan bir magnetarda oluşacak bir deprem dünyanın atmosferinde bulunan iyonosfer tabakasını silerek dünyanın kozmik ışınlara açık hale gelmesine yol açabilir ve yaşamı yok edebilir. Bu bağlamda, dünya ile ay arasındaki mesafenin yarısı kadar bir mesafede bulunan sıradan bir magnetar bile kredi kartlarındaki tüm bilgilerin silinmesine hatta tüm elektronik sistemlerin çökmesine yol açabilir. Bu mesafe 1000 km'ye kadar inerse dünyadaki tüm atomların elektron bulutları bozulur ve tüm yaşam biçimi yok olur. Şu ana kadar evrende saptanan aktif magnetarlar içinde dünyaya en yakın olanı yaklaşık 9.000 ışık yılı uzaklıktadır. Dolayısıyla dünya için henüz bir tehlike yokmuş gibi duruyor.

Nötron yıldızlarının üçüncü bir grubunun hem magnetar hem de pulsar gibi davrandığı saptanmış, ancak magnetar'ın mı? pulsar'a, pulsarın mı ? magnetar'a dönüştüğü tam açıklığa kavuşmamıştır

 

Karadelikler 

İlk kütlesi çok büyük olan yıldızlarda, süpernova patlamasından sonra geride kalan çekirdeğin kütlesi Chandrasekhar limitini aşarsa (>3M⨀) çekirdek çok çok kısa sürede çok büyük bir hızla çöker. Bu durumda, hiç bir kuvvet kütleçekim kuvvetini dengeleyemez. Sonuçta; çekirdek, süper kütleçekimi ile ışık dahil hiçbir materyalin kaçamadığı ve karadelik olarak adlandırılan bir alana dönüşür (Şekil 13). İlk kuşak yıldızlarda olduğu gibi başlangıç kütlesi 30M⨀'den büyük olan yıldızlarda ise süpernova olmadan çekirdeğin hızlı çökmesi sonucunda hipernova  patlaması ve kalan çekirdeğin karadeliğe dönüşmesi söz konusudur. 

Bir karadelik bir kaç bölümden oluşmaktadır. Tekillik bölgesi, karadeliğin merkezi olup teorik olarak sonsuz derecede yoğundur ve ışık dahil her maddeyi içine çekebilen kütleçekimine sahiptir. Bir çok karadelik kendisine göreceli yakın olan gaz ve toz bulutlarını büyük miktarlarda çekerek merkez etrafında dönen bir toplanma diski oluşturur. Bu diskin göreceli iç kesimi karadeliğe çekilmeden serbestçe dönen materyalleri içerir. Olay ufku ise madde ve enerjinin (ışığın) kara deliğin çekim gücünden kaçamadığı, diğer bir deyişle bu sınırı karadeliğe doğru geçen tüm maddelerin  evrene geri dönemediği, dönüşü olmayan bölgeyi temsil eder.

Bir karadelik görülemez, ancak karadeliğin içine çekilen toz ve gazların yaydığı radyasyon saptanabilmektedir. Bunun anlamı karadeliğin etrafında dönen toplanma diskinden gelen malzeme kara deliğe doğru akarken, gerek sürtünmenin gerekse kütleçekimin etkisi ile çok fazla ısınır ve sıcaklığı artar, böylece bu alanlar galaksinin geri kalanından daha parlak bir şekilde parlar.

Diğer yandan bazı karadeliklere çekilen gaz ve tozun bir kısmı karadeliğin kutuplarından ışık hızına çok yakın bir hızda parçacık ve radyasyon şeklinde yayılır. Bu akımlara jet ya da göreceli jet (relativistic jets) adı verilir. Diğer bir deyişle, jetler bazı gök cisimlerinin (süper kütleli karadelikler, bazı yıldız kütleli karadelikler, nötron yıldızları ve pulsarlar) kutuplarından fırlatılan atom çekirdekleri (iyonize atomlar) dahil madde demetleridir. Karadeliklerde oluşan bu jetler, içinde bulundukları galaksileri de aşarak komşu galaksinin sınırına kadar uzanabilirler ve çok uzak mesafelerden görülebilir. Bu akımlarla çok miktarda atom, galaksinin her yerine yayılır ve diğer faktörlere bağlı olarak yeni yıldızların doğuşunu hızlandırabilir veya önleyebilir. Dolayısıyla bu karadeliklerin galaksilerin yaşamında önemli bir rol oynadığı söylenebilir. Bu bağlamda karadelikler (en azından süper kütleli olanlar) kozmik kontrol mekanizması gibi davranmaktadır.

 

 

Jetlerin oluş mekanizması tam olarak bilinmemekle beraber 2021 yılında M87 galaksisinde bulunan karadelikten elde edilen görüntüler bu konuya biraz daha açıklık getirmiştir ve kabul gören bir teori geliştirilmiştir. Elde edilen görüntülere göre karadelik etrafında dönen toplanma diskindeki yüklü parçacıklar seritler (kollar) halinde sarmal bir şekilde dönmekte ve kuvvetli bir manyetik alan yaratmaktadır. Bu alan, kara deliğin dönen kutuplarından bir koniye sarılmış gibi dışa doğru sürüklenir. Diğer yandan toplanma diskinden karadeliğe doğru akan malzeme, karadeliğin uyguladığı gerek kütleçekim kuvveti gerekse malzemenin dönüş hızının artması ile oluşan sürtünme nedeniyle aşırı derecede ısınarak sıcaklığı artmakta ve görünür ışık dahil tüm elektromanyetik ışınların oluşmasına yol açmaktadır. Gerek diskteki iyonize atomlar gerekse elektromanyetik ışınlar muhtemelen oluşan kuvvetli manyetik alan sayesinde bir koni şekilde karadeliğin kutuplarından sürüklenerek yüksek bir hızla evrene doğru fırlatılırlar.

 

Aktif galaktik çekirdek

Galaksinin merkezindeki karadeliğin etrafında gelişen ve yukarıda analatılan olaylar nedeniyle galaksinin bu merkez bölgesine aktif galaktik çekirdek (Active Galactic Nucleus; AGN) adı verilir. AGN’lerin Seyfert galaksileri, kuasarlar ve blazarlar olmak üzer üç tipi tanımlanmıştır.

Seyfert galaksileri: AGN’lerden dünyaya göreceli olarak yakın olanlardır (yaklaşık milyonlarca ışık yılı uzaklıkta), bu nedenle içinde yer aldıkları galaksi ve etrafındaki galaksilerle beraber görülebilirler.

Kuasarlar ve Blazarlar: Ortalama on milyar ışık yılı uzaklıkta bulunan ve içinde yer aldığı hatta yakınındaki galaksinin parlaklığını bile gölgeleyebilen AGN’lerdir. Bunlardan jet akımları her iki yönde de gözlenebilenler kuasar, jet akımlarından sadece birinin dünyaya doğru olanlarına (sadece bu gözlemlenir) ise Blazar denir.

  • Kuasarlar süpernova gibi kısa ömürlü, güçlü patlamaların yarattığı parlaklık hariç evrendeki en parlak gök cisimleridir. İlk gözlemlendiklerinde radyo dalgası yayan yarı yıldız anlamına gelen Quasi-stellar Radio Sources ismi verilmiş ve bu isim kuasar olarak kısaltılmıştır. Bir kuasarın oluşabilmesi için genellikle bir karadeliğe gereksinim vardır. Bu bağlamda her AGN’nin bir karadelik barındırdığı, buna karşın her karadeliğin bir AGN yaratmayacağı söylenebilir.

  • Saptanan kuasarlardan bize en yakın olanı yaklaşık 600 milyon ışık yılı, en uzağı da yaklaşık 13 milyar ışık yılı mesafededir.

  • Kuasara göre daha parlak olan olan blazarların sayısı kuasarlara göre çok azdır.  

 

 

Karadelik tipleri

Samanyolu galaksimizde yaklaşık yüz milyon karadelik olduğu tahmin edilmektedir. Bunlardan dünyaya en yakın olanı (yaklaşık 1.500 ışık yılı uzaklıkta) "Unicorn" adlı karadeliktir ve göreceli olarak küçüktür. 

Günümüze kadar yapılan gözlemler ve hesaplamalar, evrende farklı tipte karadelikler olduğunu göstermektedir. 

  • Çok küçük (mini; mikro) ya da ilkel karadelikler: Evrenin ilk zamanlarında mevcut maddenin aşırı yoğunlaşmasından oluşan kara delikler olduğu düşünülmekte, büyük patlamadan hemen sonra ortaya çıktığı kabul edilmektedir. Önemli bir kesiminin küçük hatta bir atomun çapı kadar bile olabileceği varsayılmakta, ancak bunların önemli bir bölümünün buharlaştığı düşünülmektedir. Daha büyük kütleli ilkel kara delikler ise hala var olabilir, ancak bunlar da henüz saptanamamıştır. S.Hawking, ölümünden hemen sonra yayınlanan son kitabında "Eğer böyle bir karadelik bulunabilseydi muhtemelen Nobel ödülü kazanırdım" demiştir. 

    • Aslında bir karadelik ne kadar küçükse, kütleçekim gücünun fazla olacağı belirtilmektedir. Örneğin Dünyanın şu andaki kütlesi bir cam bilye içine sığacak şekilde sıkıştırılırsa bu bilye dünyadan oluşan bir karadelik haline gelmiş olur ve kütleçekim gücü çok daha büyük karadeliklerden fazla olabilir. Bu bağlamda Yine S. Hawking "Eğer bir karadeliğe gitmek istiyorsanız seçmeniz gereken karadelik en büyüklerinden bir olmalıdır" demiştir.

    • Küçük karadeliklerin nötron yıldızı gibi yıldızlarla çarpışabileceği, bazı küçük karadeliklerin dünyaya bile çarpmış olabilecekleri düşünülmektedir.

    • 1908 yılında Sibirya'nın Tunguska bölgesinde büyük bir patlama olmuş ve 1250 kilometrekarelik bir alanda ren geyikleri ölmüş ve yaklaşık 80 milyon ağac yerle bir olmuştur. Bu olayda bölgede herhangi bir kraterin olmaması bir meteorun havada patlayarak bu etkiyi yaratıığı genel kabul görmüştür. Bununla beraber mini bir karadelik çarpmasının da bu hasara yol açabileceği öne sürülmüştür. Bu konudaki diğer bir görüş ise antimadde parçacığının çarpmış olabileceği yönündedir. 

  • Yıldız kütleli karadelik: Evrende en çok bulunan karadelik tipi olduğu kabul edilir. Büyük kütleli bir yıldızın süpernova patlamasından sonra geride kalan çekirdeğinden oluşur (Şekil 13) ve kütleleri güneş kütlesinin 5-10 katı kadar ya da daha fazladır. Bu karadelikler, daha sonra çevrelerindeki galaksilerden gelen toz ve gazı çekerek kütlelerini ve boyutlarını daha da büyütürler. Bu karadeliklerin bir kısmının ise nötron yıldızlarının çarpışmasından sonra oluştuğu öne sürülmektedir (Şekil 14).

  • Süper kütleli karadelik: Samanyolu da dahil olmak üzere hemen hemen her büyük galaksinin merkezinde yer aldığı kabul edilir. Kütleleri güneş kütlesinin milyonlar hatta milyarlarca katı kadar olabilir. Dünya çapında sekiz radyo gözlem evini birbirine bağlayarak oluşturulan ve olay ufku teleskobu (EHT) adı verilen tek bir sanal teleskop dünyadan yaklaşık 55 milyon ışık yılı uzağında olan Messier 87 (M87) galaksisinin merkezinde bulunan karadeliği görüntülemeyi 2019 yılında başardı ve 2021 yılında bu karadelikle ilgili yeni görüntüler ve bilgiler elde edildi. Görüntülenmeye çalışılan diğer bir süper kütleli karadelik Samanyolu galaksimizin merkezinde yer alan ve dünyaya 26.000 ışık yılı uzaklıkta bulunan Sagittarius A adlı karadeliktir ve kütlesi güneş kütlesinin yaklaşık 4 milyon katı kadardır.  Süper kütleli karadeliklerin oluşması ile ilgili birkaç teori öne sürülmüştür:

    • Yüzlerce veya binlerce küçük kara deliğin birleşmesi,  

    • Büyük gaz bulutlarının birlikte çökmesi ve hızla kütle kazanması (evrende ilk oluşan karadelikler bu yolla ortaya çıkmış olabilir),

    • Bir yıldız kümesinde bulunan yıldızların beraberce çökmesi,

    • Yüksek yoğunluğa erişebilen çok büyük karanlık madde kümeleşmesi. 

  • Ara kütleli karadelik: Henüz saptanamamış olan bu karadelikler Güneş kütlesinin binlerce katı kütleye sahip olabilirler. Bir küme içinde bulunan yıldızların zincirleme reaksiyonla çarpışmaları sonucunda ya da yıldız kütleli karadeliklerin birleşmesi ile ortaya çıktıkları düşünülmektedir. Ayrıca bunların ilkel kara delikler olabileceği de varsayılmaktadır. Aynı bölgede oluşan ara kütleli karadeliklerin, daha sonra bir galaksinin merkezinde bir araya gelerek süper kütleli bir karadelik oluşturabildikleri de belirtilmektedir.  

  • İkili karadelikler: Evrende ikili yıldızlar gibi birbiri etrafında dönen ikili karadelikler olduğu da belirlenmiştir. Bunların iki galaksinin birleşmesi sırasında oluştuğu kabul edilmektedir. Uzun süre birbiri etrafında dönen iki karadeliğin yörüngeleri önce büzülür ve arkasından birbiri içine girerse karadelikler birbirine yeterince yaklaşır. Sonuçta iki karadelik birleşerek tek bir karadelik haline gelebilir (Şekil 15). Bu evrede, kütleçekim dalgalarının yayılması üst düzeye ulaşır. Bu bağlamda, iki kara deliğin birleşmesi evrendeki bilinen en güçlü kütleçekim dalga kaynaklarından biridir. 2022 yılı verileri bu türde olası çarpışmaların ileriki yıllarda gözlemlenebileceği hatta saptanabileceği yönündedir. 

    • İki süper kütleli karadeliğin çarpışması ya da birleşmesi ile extra dev karadeliklerin ya da ultra yoğun karadeliklerin oluşabileceği tahmin ediliyor. Çünkü bazı karadeliklerin 50 milyon güneş kütlesine kadar ulaştığı (karadeliğin yaklaşık güneş sisteminin tamamanı kaplayacak bir hacme ulaşması), bazı karadeliklerin ise 2 gün içinde bir güneş kütlesi kadar büyüyebildiğine işaret eden veriler vardır. Yapılan hesaplamalarda ve modellemelerde sadece ortamdan gaz ve toz çekerek bu denli bir büyümenin mümkün olamayacağı belirtildiğinden, ancak iki süper kütleli karadelik çarpışmasının bu sonucu doğurabileceği kabul edilmektedir.

    • Son yapılan gözlemlerde bir kuasarın bulunması gereken merkezden 35.000 ışık yılı kadar uzağa kaymış olduğu ve büyük bir hızla galaksisini terketmekte olduğu belirlendi. Bu yogunluktaki kütleyi yerinden saptıracak bir kuvvetin ancak iki karadeliğin birleşmesi sırasında gerçekleşebileceği sonucuna varıldı. Biri daha küçük olan iki karadelik birbiri etrafında dönerken çok büyük boyutta kütle çekin dalgaları yayılır ve enerji açığa çıkar. Ancak iki karadelik kütlesinin arasındaki fark nedeniyle bu enerjinin tek yönlü olduğu düşünülmekte ve bu enerjinin jet motorun tepmesine benzer bir mekanizma ile yeni oluşan karadeliği bir yöne doğru hareketlendirmektedir. Kayan karadelik bulunduğu galaksiyi terkettikten sonra başka bir galakside ki karadelikle çarpışabilir ve daha büyük bir karadelik oluşturabilir.   

 

Şekil 15: ikili karadeliklerin çarpışarak tek bir karadeliğe dönüşmesi.

 

yildiz karadelik carpisma

 

Kütleçekim Dalgaları: Uzay-zamanı büken büyük nesnelerin aşırı hızlanmaları ile bu uzay-zamanı çarpıtması sonucunda oluşan düzenli dalgalanmalara kütleçekim dalgaları adı verilir. Bu dalgalar evrende her yöne ışık hızında yayılırlar. En güçlü kütleçekim dalgaları; ikili karadeliklerin çarpışması, ikili nötron yıldızların çarpışması ve süpernovalar gibi şiddetli ve enerjik süreçler tarafından üretilir. Ayrıca büyük patlamanın da kütleçekim dalgalarına neden olduğu öne sürülmektedir. 

İlk kez Einstein tarafından ortaya atılan bu dalgalar ancak 2015 yılında iki karadeliğin birleşmesi sırasında tam olarak saptanmıştır. 2017 yılında ise iki nötron yıldızının çarpışması sırasında da gözlenmiştir. Yerçekimi dalgaları üreten süreçler aşırı derecede şiddetli ve yıkıcı olabilse de bunları oluşturan bu tür nesneler çok uzakta olduğundan Dünya'ya ulaşıncaya kadar çok zayıflarlar ve saptanmaları çok güç hale gelir.

Kütleçekim dalgalarının saptanmasından önce evren hakkında bildiğimiz hemen hemen her şey ışık (elektromanyetik dalgalar) dalgalarını incelemekten geliyordu. Bu bağlamda, kütleçekim dalgalarının daha iyi bir şekilde saptanması ve incelenmesi sonucunda gerek kütleçekimi gerekse evren ile ilgili yeni bilgilere ulaşılabilecektir.

 

Hawking radyasyonu: Karadeliklerin ilginç bir özelliği, Stephan Hawking tarafından ortaya atılmış ve birçok fizikçi tarafından da doğrulanmıştır. Buna göre; karadelikler belli bir sıcaklıkta küçük miktarlarda ısı enerjisi  (radyasyon) yaymaktadır bu radyasyona Hawking radyasyonu ismi verilmiştir. Bu, bir anlamda karadeliklerin buharlaştığını belirtmektedir. Çok küçük kütleli bir karadeliğin çok hızlı bir şekilde tamamen buharlaşacağı (örneğin; saniyenin milyarda biri bir zamanda) öngörülmekle beraber yıldız kütleli karadelikler veya daha büyük kara delikler, Hawking radyasyonu yoluyla yaydıklarından daha fazla kütle alır ve böylece küçülmek yerine büyür. Bu bağlamda Hawking radyasyonu ile buharlaşan güneş kütlesindeki bir kara delik 1064 yıllık bir süre boyunca buharlaşmaya devam edecektir. Evrendeki çok büyük karadeliklerin ise galaksi üst kümelerinin çöküşü sırasında 1014 güneş kütlesine kadar büyümeye devam edeceği ve 10106 yıllık bir zaman ölçeğinde buharlaşacağı tahmin edilmektedir. Bu süre bile evrenin şu ana kadar tahmin edilen yaşının (yaklaşık 13,6 milyar yıl) çok çok ötesinde bir zamandır.

NOT: Üslü rakamlar şeklinde gösterilen çok küçük ya da çok büyük sayıların isimlendirilmesi ve yazılış biçimleri için TIKLAYINIZ.

 

 

EVRENİN SONU İLE İLGİLİ OLASI SENARYOLAR

Evrenin sonu ile ilgili birçok olası senaryo öne sürülmüştür. Bu senaryolarından birinin gerçekleşmesi için gereken sürenin yüzlerce trilyon yıl olduğu tahmin edilmektedir. Bu sonu belirleyeceği düşünülen değişkenler evrenin genişleme hızı ve kütle yoğunluğu ile ilgilidir. Bu bağlamda kritik yoğunluk adı verilen bir kavramdan söz edilmektedir. Şu anda kritik yoğunluk 1 santimetre küpte (bir mililitre; litrenin binde biri) 10 tane hidrojen atomunun bulunduğu yoğunluk olarak kabul edilmektedir.

Genel kanı evrenin kaderinin kütle yoğunluğu tarafından belirleneceği yönündedir. Ancak karanlık madde ve karanlık enerji arasındaki mücadele de gündeme girmiş ve evrenin sonunu bu ikisinin belirleyeceği görüşü taraftar bulmaya başlamıştır. Çünkü karanlık madde evreni büzmeye çalışırken, karanlık enerjinin evreni genişletmeye devam ettiği düşüncesi ağır basmaya başlamıştır. 

Evrenin sonu ile ilgili senaryolar

  • Büyük Donma (big chill; big freeze) veya Isı ölümü (heat death): Evrenin yoğunluğu kritik yoğunluktan azsa, evrenin sonsuza kadar genişleyeceği varsayılır. Bu durum açık evrene işaret eder. Burada asıl rolü karanlık enerjinin üstleneceği düşünülmektedir. Her ne kadar kütleçekimi bu genişlemeyi yavaşlatabilse de karanlık enerji (fantom enerjisi) sayesinde genişleme gittikçe artan bir hızda sürecektir. Trilyonlarca yıl içinde yeniden oluşacak yıldızlar dahil tüm yıldızlar yakıtını tüketecek ve evrene karadelikler egemen olacaktır. Karadelikler de Hawking radyasyonu ile sonunda yok olacak ve muhtemelen geride sadece seyreltik foton ve leptonlar kalacaktır. Sonuçta yavaş yavaş soğuyan evren, artık soğuk ve cansız bir evren olacaktır. Bu durum, evrende sıcaklığın, yapılan işten hiçbir enerji elde edilemeyecek bir noktaya indirgendiği bir durumdur. Diğer bir deyişle evren termodinamik dengeye ulaşmış, sıcaklık tekdüze bir değere yaklaşmış ve artık hiçbir enerji üretemez hale gelmiştir. Günümüze kadar olan kanıtlar bu teoriyi destekler niteliktedir. Buna benzer şekilde evrenin düz evren olabileceği de öne sürülmektedir. Düz evrenin açık evrenden farkı evrenin büyük patlamada sahip olduğu tüm enerjiyi tüketerek bir dengeye ulaşması ve durağan bir hale gelmesi söz konudur. Ancak evrenin denge noktasına ulaşması kelimenin tam anlamıyla sonsuza kadar sürecektir.

  • Büyük yırtılma (büyük parçalanma; big rip): Daha önce de değinildiği gibi evrenin önemli bir bölümü karanlık madde ve karanlık enerjiden oluşur. Karanlık enerji, evrenin hızla genişlemesine yol açarken karanlık madde zıt etki oluşturur. Diğer bir deyişle, karanlık madde, maddeyi içeri çekmeye çalışırken karanlık enerji onu dışarı doğru iter. Büyük yırtılma teorisinin altında yatan mekanizma; karanlık enerjinin yoğunluğunun gittikçe artarak fantom enerjisi adı verilen bir şekle bürüneceği ve buna bağlı olarak evrenin genişleme hızının daha da artacak olmasıdır. Bu durum, büyük patlamadan sonra birbirinden ayrılan 4 temel kuvvetin madde üzerindeki etkilerinin tamamen bastırılmasına yol açar. Diğer bir deyişle karanlık maddenin çekim etkisi azalacak sonrasında sırasıyla kütleçekim, zayıf kuvvet, elektromanyetik kuvvet ve güçlü kuvvet etkilerini tamamen kaybedecektir. Sonuçta; önce galaksi kümeleri, karadelikler dahil galaksiler, ardından yıldızlar ve gezegenler, sonunda atomlar ve atom altı parçacıkları aşamalı olarak birbirinden ayrılarak parçalanır, diğer bir deyişle evren yırtılır. Böylece evren, rastgele etkileşime giren atom altı parçacıkların süper kütleli bir boşluğu olarak kalacaktır. 

  • Büyük ezilme (büyük çökme; büyük büzülme; big crunch): Eğer evrenin yoğunluğu kritik yoğunluktan fazlaysa karanlık madde kütleçekimi, evreni genişleten kuvvetlere karşı üstünlük sağlayacak, genişleme yavaşlayacak ve evren, büyük patlamanın tersine, kendi üzerine çökmeye başlayacaktır. Bu aynı zamanda kapalı evrene işaret eden bir durumdur. Bununla birlikte büyük çöküşün büyük patlamanın tam tersi bir durum olduğu düşünülmemektedir. Diğer bir deyişle, bu çöküş sırasında kütle ve enerjinin karadeliklerde yoğunlaşacağı ileri sürülmektedir. Karadelikler ise büyük bir ihtimalle Hawking radyasyonu ile buharlaşacak ve geriye belki de seyreltik bir foton ve lepton denizi kalacaktır.

  • Büyük Sıçrama (big bounce): Büyük çöküş senaryosunda olduğu gibi evren çökerek büyük patlamadan önceki tekilliğe ulaşacak ve yeniden bir büyük patlama ile evren yeniden doğacaktır. Diğer bir deyişle büyük patlama ve büyük çökme evreleri ile evren sonsuza kadar devam edecektir.

    • Princeton Üniversitesi'nden Paul J. Steinhardt ve Cambridge Üniversitesi'nden Neil Turok liderliğindeki birkaç kozmolog, büyük donma ve büyük çökme teorilerinin aslında birbirini dışlamadığını savundular ve büyük sıçramanın bir başka senaryosunu öne sürdüler. Buna göre; fantom enerjisi nedeniyle evren genişlemeyi asla bırakmayacak, ancak trilyonlarca yıl içinde tüm maddeyi ve enerjiyi öyle bir uç noktaya kadar esnetecek ki evren birden fazla evrene ayrılacak. Bu evrenlerden en azından birinde yer alan karanlık enerji, normal madde ve radyasyona dönüşerek başka bir büyük patlamayı ve başka bir genişleme döngüsünü tetikleyecektir.

    • Bu senaryonun başka bir sürümüne göre fantom enerjisi evrene tam hakim olunca fantom çökmesi adı verilen bir olayla kendi içine çökecek ve yeniden patlayarak yeni bir evrenin oluşmasını başlatabilecektir.