Evrenin oluşumu
Bilindiği gibi enerjisini kendi üreten ve ışık kaynağı durumunda olan gök cisimlerine “yıldız”, bir yıldızın ışığı ile aydınlanan ve aldığı ışığı yansıtarak görünen gök cisimlerine “gezegen” denilmektedir. Buna göre, içinde bulunduğumuz güneş sisteminde, güneş yıldız; etrafındaki uydular gezegendirler.
Güneş, evrende var olan sayısız galaksilerden “samanyolu” olarak bilinen galaksi içindeki yıldızlardan sadece biridir. Bugün için uyduları ile birlikte tanınan tek yıldız güneştir. Uyduları bulunan başka yıldızlar da var olmakla birlikte, bunlar hakkındaki bilgimiz çok sınırlıdır.
Evrenin sonsuz büyüklüğe sahip ve değişmez olduğunu savunan Immanuel Kant (1724-1804) dan sonra, 1823 yılında, bir hekim olan Wilhelm Olbers (1758-1840) evrenin sonlu olması gerektiğini ileri sürdü. Bu düşüncenin savunması şu şekilde özetlenebilir. Yerden 10 ışık yılı uzaklığa erişen bir yarı çapın süpürdüğü hacım içinde 100 kadar yıldız bulunduğunu düşünürsek,
bu yarı çapın 20 ışık yılı uzaklığa erişmesi durumunda; süpürdüğü hacım içinde kalan yıldız sayısı, hacim söz konusu olduğundan, uzaklığın küpü kadar artacaktır. Buna karşın, ışığın şiddetinin uzaklığın karesiyle ters orantılı olarak azaldığı bilinen bir gerçektir. Uzayı sonsuz kabul ettiğimizde beklenen sonuç; yıldız sayısındaki artış ile ışık şiddetindeki azalma arasında, yıldız sayısı lehinde üstel sayılar cinsinden bulunacak fark nedeniyle uzayın daima aydınlık olması ve gecelerin yaşanmamasıdır. Halbuki, geceler yaşanan bir gerçek olduğuna göre, uzay sonludur. Bugünkü bilgilere göre yapılan hesaplar evrenin yarıçapının 13-25 milyar ışık yılı (1 ışık yılı = ışığın bir yılda katettiği mesafe) arasında olduğunu ortaya koymaktadır.
Edwin Powell Hubble (1889-1953) samanyolu dışındaki yıldızları gelişmiş bir teleskopla gözleyerek, yaydıkları ışığın; spektrumun kırmızı bölgesinde bulunduğunu saptadı. dopler etkisi* nden yararlanarak yorumladığı bu olayı, yıldızın yaydığı ışığın dalga boyunun, yıldızın gözlendiği yere göre uzaklaşıyor olması nedeniyle uzadığı ve renginin kırmızıya kaydığı şeklinde açıkladı.
Bu bulgulara dayanılarak ortaya konulan “big – bang” (büyük patlama) kuramına göre, günümüzden 13 milyar yıl önce, bütün evren çekim gücünün büyüklüğüne bağlı olarak belki yer kadar küçük bir kütleye sıkışmış halde idi. Bugün var olmayan yükseklikte bir sıcaklık derecesine ulaştığı tahmin edilen bu yoğun kütlenin öz kararlılığını yitirerek patladığı düşünülmektedir.
Bu kurama göre, patlama öncesinde maddeyi meydana getiren nötronlar, patlamadan sonra kararlılıklarını kaybederek bozunmaya başladılar. Şzole olmuş bir nötronun normal koşullarda yarı ömrünün 12 dakika olduğu bilinmektedir. Evrensel kütlede meydana gelen genişlemeye bağlı olarak sıcaklık düşmeye başladı. Kozmolojik çalışmalara göre, patlamadan sonraki ilk saniyenin 1/100 inde evrenin sıcaklığı 100 milyar 0C dır. “Erken evre” olarak tanımlanan bu dönemde;
(*)Galileo Galilei (1564-1642) den beri, hareket halindeki bir trende hareket yönünde yürüyen bir adamın hızı = trenin hızı + adamın hızı olduğu, aksi yönde yürüyen bir adamın hızının da trenin hızı – adamın hızı kadar olduğu bilinmektedir. Bu şekilde, bir yönde giderken etkinin kuvvetlenmesine; dolayısıyla hızının artmasına, etki bir dalga hareketi ise frekansının artarak dalga boyunun kısalmasına “dopler etkisi” adı verilmektedir. Dalga hareketine, yaklaşmakta olan bir trenin sesinin tiz ve kuvvetli, uzaklaşmakta olanın ise pes ve kuvvetsiz oluşu örnek olarak verilebilir. Durmakta olan bir trenin sesine göre, yaklaşan trenin sesi frekansı daha yüksek olduğu için kuvvetli; uzaklaşan trenin sesi frekansı daha düşük olduğu için kuvvetsizdir. elektron, pozitron, nötrino ve foton gibi temel taneciklerin, çok yüksek değerdeki enerji nedeniyle bir taraftan meydana gelirken diğer taraftan süratle yok oldukları düşünülmektedir. Yoğunluğu suyunkinden yaklaşık 4 milyar kat fazla olan “kozmik çorba” içinde proton ve nötronlar çok seyrekti ve çok fazla sıkışmış olan kütle içinde, yüksek basınç ve sıcaklık altında nötron ve protonlar arasında kalıcı birlikteliklerin oluşması olanaksızdı. Evrenin sıcaklığının, patlamadan sonraki ilk saniyenin 1/10 inde 30 milyar 0C; ilk saniyenin sonunda 10 milyar 0C ve 14 saniye sonunda 3 milyar 0C olduğu bildirilmektedir. Bu sıcaklık derecesi de elektron ve pozitronların meydana gelişlerinden daha fazla sayıda yok oldukları bir değerdir. Ancak, 3 dakika sonunda evrenin sıcaklığının 1 milyar 0C a kadar azaldığı tahmin edilmektedir ki; bu sıcaklık derecesinde, proton ve nötronların atom çekirdeklerini meydana getirmek üzere birleşmeleri mümkündür. Devam eden genişlemeye bağlı olarak, evrenin yoğunluğu ve sıcaklığı giderek azalmaya devam etmiştir. Birinci günün sonunda, sıcaklıkdaki azalmaya bağlı olarak elektronların çekirdeklerle bir araya gelmeleri sonunda evrendeki tüm madde hidrojen ve Helyum atomlarından ibaret olmuştur. Bu şekilde oluşan büyük gaz yığınları, daha sonra kendi çekim kuvvetlerine bağlı olarak, bugünkü yıldızları, gezegenleri, uyduları ve galaksileri meydana getirmek üzere sıkışmaya başlamışlardır.
“Yıldız hipotezi”ne göre, hidrojen ve helyum dışındaki elementlerin oluşabilmesi için gerekli olan sıcaklık ve tepkime konsantrasyonuna ancak yıldızların ortasında erişilebilmiştir. Gerçekte, (+) yüklü çekirdeklerin aralarındaki itme kuvvetini aşarak; farklı bir çekirdek meydana getirmek üzere birleşebilmeleri için çok yüksek sıcaklıklar gerekmektedir. Örneğin, füzyon (atomların birleşmesi) bombasının patlatılabilmesi için gerekli olan sıcaklık, bir fisyon (atomun parçalanması) olayından sağlanabilmektedir.
Bir gaz bulutunun yıldıza dönüşmesi sırasında gerçekleşen büyük çekim gücü ısı enerjisine dönüşür. Bu sıcaklık yeni oluşan yıldızın merkezinde bir nükleer yangına neden olacak kadar yüksektir. Bir yıldız içindeki çekirdeklerin çarpışabilmesi için, onlar arasındaki itme kuvvetini yenecek düzeyde büyük hızlara erişmeleri gerekir. Şki protonun çarpışabilmesi için gerekli olan hıza karşılık olan enerji 60 000 000 0C dır. Bir He atomu 4 H atomunun seri halde çarpışması sonunda meydana gelir. 4 H atomu ile 1 He atomu arasındaki kütle farkından dolayı, bu birleşme reaksiyonu sonunda büyük bir ısı açığa çıkar.
İki Helyum çekirdeğinin çarpışmasından 8Be; bu nüklidin bir başka He atomuyla çarpışmasından 12C ve bunun bir başka He atomuyla girdiği reaksiyondan 16O meydana gelir. Sonuç olarak, Helyum yanmasından meydana gelen temel ürünler Karbon ve Oksijendir.
Kırmızı bir dev yıldız, bir yakıt tipinin azalmasıyla soğur. Önceki reaksiyonlardan oluşan ve daha ağır olan yeni ürünlerin çekim gücü ve ürettikleri ısı daha büyük olmakla birlikte; Helyuma göre daha ağır olan elementler arasındaki nükleer reaksiyon için daha yüksek ısı gerekli olduğundan, yıldızda daha az ısı yayan bir nükleer reaksiyon öncekinin yerini alır. Böylece bir yıldızda Karbon yanmasını sırasıyla, Neon, Oksijen ve Silisyum yanmaları izler.
Elementlerin bu şekildeki oluşumu 56Fe dan sonra durur. Çünkü, Demirden ağır olan elementlerin kütlesi onu meydana getirmek üzere birleşecek olan çekirdeklerin kütlelerinden büyüktür. Böylece, bundan sonraki elementlerin oluşumu enerji vermez, fakat enerjiye ihtiyaç gösterir. “Enerji duvarı” olarak tanımlanan 56Fe daki bu durum, güneşte bulunan elementlerin bolluk grafiğinde; atom ağırlıklarındaki artışa bağlı olarak görülen düzgün azalma içinde, Demirin neden beklenenden 1000 kat fazla bulunduğunu açıklar (Şekil 13).
Nötronlar hızları ne kadar yavaş olursa olsun, herhangi bir çekirdekle reaksiyona girebilir. Bir yıldız içindeki nükleer reaksiyonlar sırasında oluşan nötronlar bir elektron ve bir protona bozunmaya fırsat bulamadan bir çekirdekle karşılaşarak reaksiyona girer. Bir başka deyişle yakalanır. Bu karşılaşmaların çoğu demir atomlarıyla olur. Bir demir atomu tekrar tekrar nötron yakalayabilir. Bu süreçde bir elementin oluşması için gerekli olandan fazla nötron yakalanmış ise, bazı nötronlar proton ve elektrona dönüştürülerek radyoaktif bozunma yoluyla uzaklaştırılarak, atom daha kararlı bir yapıya kavuşmaya çalışır. Bir nötronun protona dönüşmesiyle kobalt atomu meydana gelir. Kobalt atomu da doymuş hale gelinceye kadar nötron alabilir. Sonuçta, bir öncekine benzer bir nötron bozunmasıyla nikel atomu oluşur. Daha büyük çekirdek meydana getirme süreci, çekirdeğin parçalanacak büyüklüğe erişmesiyle son bulur. Nükleer fisyon olarak tanımlanan bu olay sonunda çekirdek daha küçük olan parçalanma ürünlerine ayrılır.
Güneşin kalbindeki hidrojenin yaklaşık 3 milyar yıl sonra tükeneceği tahmin edilmektedir. Fakat, güneş bundan sonra da helyum yanması için gerekli olan sıcaklığı üretmeye yeterli olacak kadar büyük olduğundan, sürekli ve kullandığı helyum miktarıyla orantılı olarak yavaş yavaş çökecektir.
Güneş gibi, çökme ve soğuması yavaş olan, sakin ölen küçük yıldızlar beyaz cüce olarak isimlendirilmektedir. Buna karşın, büyük yıldızlar büyük bir patlamayla paramparça olarak ölürler. Süper nova olarak isimlendirilen böyle bir patlama ile birlikte çok büyük bir ışıma meydana gelmektedir. Demirden ağır olan elementlerin meydana geliş şekilleri, süper novaların incelenmesiyle anlaşılmıştır.
Evrim
-
Evrim nedir? Evrim süreci nasıl işler?
-
Atların Evriminde Parmaklar ve Toynak...
-
Mikro evrim nedir
-
Yumuşakçaların evrimi
-
Bitki Evrimi 5/5: Çayır İmparatorluğu
-
Bitki Evrimi 4/5: Çiçeklerin ve Tohumların Öyküsü
-
Evrim düşüncesinin tarihi
-
Bitki Evrimi 3/5: Kömür Çağı
-
Bitki Evrimi 2/5: Ormanların Doğuşu
-
Bitki Evrimi 1/5: Karaya İlk Çıkanlar
-
Mutasyon, Evrimsel Sürecin Hammaddesidir!
-
Evogram Nedir ?
-
Yeni Genetik Kombinasyonların Oluşumu ve Evrimin Türleri Değiştirme Mekanizması
-
Evrim'i Tetikleyen Mekanizmalar Nelerdir?
-
Darwin ve Doğal Seleksiyon