Bilim
Niels Bohr « Bilim Adamları
(1885 -1962) Söylentiye göre, Danimarka halkının övünç duyduğu dört şey vardır: gemi endüstrisi, süt ürünleri, peri masalları yazarı Hans Christian Andersen, fizik bilgini Niels Bohr. Bohr, hem bilgin kişiliği, hem insancıl davranışlarıyla, büyük hayaller peşinde koşan gençlere yetkin bir örnek ve esin kaynağı olan bir öncüydü. O, ne Rutherford gibi dış görünümüyle ürkütücü ne de Einstein gibi "arabaya tek başına koşulan at"tı.
Niels, Kopenhag'da görkemli bir konakta dünyaya geldi. Babası üniversitede fizyoloji profesörüydü. Niels çocukluk yıllarında "hımbıl" görünümüyle hiç de parlak bir gelecek vaadetmiyordu. ileride seçkin bir matematikçi olan kardeşi Harald da pek farklı değildi.
İki kardeşin en çok hoşlandıkları şey anneleriyle tramvaya binip kenti dolaşmaktı. Bir keresinde, boş tramvayda anne can sıkıntısını gidermek için olmalı, çocuklara masal söyler. Anlamsız bakışları, sarkık yanakları ve açık ağızlarıyla duran iki oğlanı uzaktan izleyen bir yolcu, "Zavallı kadın, bu iki şapşala bir şey anlattığını sanıyor!" demekten kendini alamaz. Niels Bohr'un bir çocukluk anısı bu.
Oysa Niels'in okul yılları son derece parlak geçer. Babasının entellektüel ilgi alanı genişti: Biri felsefeci, biri dilci ve biri fizikçi üç arkadaşıyla her Cuma akşamı bir araya gelir, düşün dünyasında olup bitenleri tartışırlardı. İki oğlan da bir köşede oturup uzun süren tartışmaları sessizce izlerlerdi. Özellikle Niels'in spekülatif düşünceye yakın bir ilgisi vardı. Nitekim, üniversitede fiziğin yanısıra ilginç bulduğu felsefe derslerini de kaçırmazdı.
Niels Bohr üniversiteyi üstün başarıyla bitirip; yirmi iki yaşında Danimarka Bilim Akademisi'nin altın madalya ödülünü alır. Delikanlının sonradan unutulan bir başarısı da İskandinav dünyasında tanınmış bir futbolcu olmasıydı. Bohr 1911'de doktora çalışmasını tamamlar tamamlamaz J.J. Thomson'la çalışmak üzere Cambridge-Cavendish Laboratuvarı'na koşar. Ancak genç bilimadamı burada umduğunu bulamaz. Herşeyden önce, İngilizce bilgisi yetersizdi; çevresiyle verimli iletişim kuramıyordu.
Sonradan, daha önce Rutherford'un olağanüstü yeteneğini farketmiş olan Thomson, nedense Danimarkalı gence sıradan biri gözüyle bakıyordu. Tartışmalı bir toplantıda Bohr'un ileri sürdüğü bir çözümü Thomson irdelemeksizin yanlış diye geri çevirir; ama daha sonra aynı düşünceyi kendisi dile getirir. Bu olayı içine sindiremeyen Bohr yeni bir arayış içine girer.
Bu sırada bilim dünyasının parlayan yıldızı Rutherford'dur. Katıldığı bir konferansında Rutherford'un coşkusu ve atılım gücüyle büyülenen Bohr, Cavendish'i bırakır, Manchester'de onun ekibine katılır. Rutherford deneyciydi, Bohr ise kuramsal araştırmaya yönelikti. Ama iki bilimadamı arasında başlayan ilişki ömür boyu süren dostluğa dönüşür. Öyle ki, Bohr biricik oğluna hocanın ilk adı "Ernest"i verir. Oysa, bursunun tükenmesi nedeniyle Manchester'de yalnızca altı ay kalabilmişti.
Bohr'un bilimde ilgi odağı atom çekirdeğine ilişkin deney sonuçları değil, kuramsal bir sorundu: Bir elektrik birimi olan elektronun atom kapsamındaki davranışının bilinen fizik yasalarına ters düşmesinin nedeni ne olabilirdi? Normal olarak, pozitif yüklü çekirdeğin çevresinde dönen negatif yüklü elektronun, devinim sürecinde, elektromanyetik radyasyon salarak enerji yitirmesi ve çekirdeğe gömülmesi; atomun çökmesi gerekirdi.
Max Planck'ın kara-cisim radyasyon katastrofuna benzer bir katastrof! Planck karşılaştığı sorunu E = hf denklemiyle açıklamıştı. Bu sorun da belki kuvantum kavramına başvurularak açıklanabilirdi. Hiç değilse Niels Bohr böyle düşünmekteydi.
Sorun, "spektrum analizi" ya da "spektroskopi" denen konu kapsamındaydı. Bohr "çizgi spektrası"na ilişkin bir formülden nedense habersizdi (Bohr, formülü bir meslekdaşının yardımıyla sonunda öğrenir. Okul ders kitaplarına bile geçen formülün, Bohr'un gözünden kaçmış olması ilginçtir).
Bir aritmetik oyununu andıran işlemi 1885'de Balmer adında İsviçreli bir lise öğretmeni bulmuştu. Buna göre, örneğin, hidrojen spektrumundaki kırmızı çizginin frekansını saptamak için, 3'ün karesi alınır, l bu sayıya bölünür, çıkan bölüm 32.903.640.000.000.000 sayısıyla çarpılır. Yeşil çizginin frekansı için işleme 4, mor çizginin frekansı için 5'le başlanır. Balmer, formülünü ortaya koyduğunda hidrojen spektrumunda yalnızca üç çizgi biliniyordu. Sonra bulunan çizgiler için işleme 6, 7, 8, ... sayılarıyla başlanır.
Bohr 1912'de Kopenhag'a döndüğünde çözüm aradığı problemi birlikte getirmişti. Atomun yapısını açıklamaya çalışan Bohr için Balmer formülü niçin önemliydi? Yanıt basittir: Bohr, Planck sabiti h'yi kullanarak bu formülle enerji kuvantalarından oluşan spektrumu açıklayabileceğini görmüştü.
Başka bir deyişle, formülün sağladığı ipucuyla atomların normalde neden enerji salmadığı, elektronların neden hız kaybedip çekirdeğe gömülmediği açıklık kazanmaktaydı. Bohr'un o zaman bilinen fizikle bağdaşmaz görünen görüşü başlıca dört nokta içeriyordu:
(1) Elektron, olası tüm yörüngelerde değil, yalnız enerjisi Planck sabitiyle bir tam sayının çarpımına orantılı olan yörüngelerde devinir.
(2) Elektron, enerji değişimiyle kuvantum yörüngelerinin birinden öbürüne geçebilir; ancak çekirdeğe en içteki yörüngeden daha fazla yaklaşamaz.
(3) Bir kuvantum yörüngede devinen elektron bir iç yörüngeye düşmedikçe radyasyon salmaz. Bu düşüş belli bir miktarda ışık enerjisi üretmekle kalır. Üretilen enerjinin frekansı iki yörünge arasındaki enerji farkının Planck sabitine bölünmesine eşittir:
(4) Bir elektronun taşıyabileceği enerjiler sınırlıdır ve bu kesintili enerjiler atomun kesintili çizgi spektrumunda yansır.
Atom yapısının anahtarını, salınan ışığın spektrumunda arayan bu görüşün, birtakım gözlemlere açıklık getirmekle birlikte, doğruluğu kuşku konusuydu. Bir kez aynı gözlemler başka hipotezlerle de açıklanabilirdi. Sonra, elektronların Bohr'un öngördüğü biçimde davrandığını gösteren somut kanıtlar da ortada yoktu henüz. Kaldı ki, kuvantum yörüngeleri düşüncesi olgusal dayanaktan yoksundu.
Bohr'un hipotezi öncelikle hidrojen spektrumunu açıklamaya yönelikti. Gerçi olgusal olarak henüz yoklanmamıştı, ama hipotezin Balmer formülünde yer alan sayının anlamını belirginleştirmesi, geçerliği açısından önemli bir avantaj sağlamaktaydı. Ayrıca, Bohr'un değişik kuvantum yörüngelerinin enerjilerini veren formülü, önerdiği atom kuramına istenen belirginliği kazandırır:
(Formülde m elektron kütlesini, e elektrik yükünü, h Planck sabitini göstermektedir. Bu harflerin deneysel olarak saptanan değerleri formülde yerlerine konduğunda, bir saniyedeki titreşimi gösteren sayı, 32.903.640.000.000.000, elde edilmektedir. Barmel'in bulduğu bu sayıya "Rydberg sabiti" de denmektedir).
Bohr oluşturduğu atomun kuvantum kuramını yayımlamadan önce Rutherford'un incelemesine sunmuştu. Rutherford herşeyde basitliği arayan titiz bir kişiydi. Bohr'un yazısı karmaşık, uzun ve gereksiz yinelemelerle doluydu. Rutherford düzeltilmesini gerekli gördüğü noktalara değindikten sonra, "Çalışman gerçekten ilginç; kuramının atoma ilişkin pek çok probleme çözüm getirici nitelikte olduğunu söyleyebilirim", diyerek genç bilimadamını yüreklendirmişti.
Bohr'un kuramı 1913'de ingiltere'de yayımlanır. Ne var ki, bilimadamlarının bir bölümünün tepkisi olumsuzdur: onlara göre, ortaya konan, bir kuram olmaktan çok rakamlarla oluşturulan bir düzenlemeydi. Oysa, başta Einstein olmak üzere kimi bilimadamları, çalışmanın büyük bir buluş olduğunu farketmişlerdi. Kuramın, spektroskopi biliminin atomik temelini kurduğu çok geçmeden anlaşılır. Bir yandan da kuramı doğrulayan deneysel kanıtlar birikmeye başlar.
Kopenhag Teorik Fizik Enstitüsü başkanlığına getirilen Bohr 1922'de Nobel Ödülü'nü alır. Artık kısaca "Bohr Enstitüsü" diye anılmaya başlayan Enstitü'ye dünyanın pek çok ülkesinden genç fizikçilerin akım başlar (Bunlar arasında Heisenberg, Pauli, Gamov, Landau gibi sonradan ün kazanan genç araştırmacılar da vardı). Kısa sürede dünyanın en canlı bilim merkezine dönüşen Enstitü bir grup üstün yetenekli genç için bulunmaz bir eğitim ortamı olmuştu.
Bohr hem bilgin kişiliği, hem insancıl davranışlarıyla büyük hayaller peşinde koşan bu gençlere yetkin bir örnek, esin kaynağı bir öncüydü. O, ne Rutherford gibi dış görünümüyle sarsıcı, ne de Einstein gibi "arabaya tek başına koşulan at"tı.
Bohr çalışma yaşamında sergilediği istenç gücünün yanısıra neşe ve mizahıyla gönülleri fethetmesini biliyordu. Bir keresinde tartıştıkları bir teori üzerindeki sözlerini şöyle bağlamıştı: "Bu teorinin çılgınca bir şey olduğunu biliyoruz. Ama ayrıldığımız nokta, teorinin, doğru olması için yeterince çılgınca olup olmadığıdır."
Danimarka baştacı ettiği bu insanla ne denli övünse yeridir.
Yarı Canlı Çipler « Genel
Beyin ölümü gerçekleşmiş bir hastadan alınan beden, kimin işine yarayacak? Tabii ki ilk adaylar, boyundan aşağısı felçli hastalar. Doktorlar kafa naklinin, hastanın ömrünü uzatacağı düşüncesinde. Çünkü felçli hastalar çoğu kez, birden çok organın işlevini yitirmesiyle normalden erken ölüyorlar.
Bu ameliyattan canlı çıkan hastaların, yeni vücutlarıyla atlayıp zıplamaları, hatta yürümeleri, bugünün teknolojisiyle olanaksız. Ancak bilim adamları, kesik omuriliklerin onarılması yönteminin 21. yüzyılda bulunacağına inanıyorlar. Üstelik anlaşılan fazla da beklemeyecekler.
ABD'nin Ohio Eyaleti Cleveland Kenti'ndeki Case Western Reserve Üniversitesi araştırmacılarından P. Hunter Peckham ve ekibi, ön kol ve el üzerindeki değişik kaslara yerleştirilmiş sekiz elektrot aracılığıyla, elleri ve ayakları felçli (quadriplegic) hastalara, elle kavrama yetisi kazandırmayı başardılar.
Piyasaya sürülen düzenekle hastalar, çaprazdaki omuzlarını, öne arkaya oynatarak ellerini kontrol edebiliyorlar. Omuz hareketi, bedene yerleştirilmiş algılayıcılarla, köprücük kemiğinin hemen altına yerleştirilmiş bir işlemciye iletiliyor ve o da elektrik sinyalleri üreten bir başka aygıtı harekete geçirerek, uyarıları kaslardaki elektrotlara iletiyor.
Peckham ve arkadaşları şimdi daha çok elektrot içeren bir düzenekle ellere ve ön kollara daha etkin bir motor kontrol yeteneği kazandırmaya çalışıyorlar. Aynı ekip, asıl hedefleri olan sinirsel protezler yoluyla felçli hastaları ayağa kaldırma, hatta yürütme yolunda da büyük ilerleme kaydettiğini bildiriyor.
Çok daha iddialı bir hedef, omurilik kesiklerinin yarı-canlı çipler aracılığıyla köprülenmesi. Amerikan Kimya Derneği'nin, mart ayı içinde, California'nın Anaheim Kasabası'nda yaptıkları toplantıda bazı araştırma grupları, temel önemdeki bir teknoloji geliştirmek üzere olduklarını açıkladılar.
Yapılan şu: Transistör ya da başka bazı mikroelektronik aygıtlar üzerinde basit bir sinir hücreleri (nöron) ağı oluşturuluyor. Elektronik aygıtlar da hem üzerlerindeki canlı hücrelerle ilinti kuruyor hem de bunların kendi aralarındaki haberleşmeyi dinleyebiliyorlar. Bu ağlar şimdilik yalnızca dikdörtgen ya da başka biçimli bir devre modelinde birleştirilmiş birkaç hücreden ibaret.
Bu durumlarıyla henüz bir cep kalkülatörünün basit işlemlerini bile yapabilmekten çok uzaktalar. Ama bu halleriyle bile araştırmacıların hayal güçlerini ateşlemişler. Daha şimdiden "melez" bilgisayarlardan, protezlerden ve duyu aygıtlarından sözediliyor.
George Washington Üniversitesi kimyacılarından James Hickman, "aslında araç-gereç yapmayı tasarlayabileceğimiz noktaya hayli yaklaştık" diyor.
Sinir uzmanları, iğnemsi elektrotlar kullanarak tek tek nöronların ne zaman, ne biçimde ve hangi etkiyle ateşlendiklerini on yıllar süren gözlemlerden sonra az çok anlayabilmişlerdi. Ancak bunların oluşturduğu ağları izlemekte çok daha daha az başarılıydılar. Gerçi daha karmaşık izleme teknikleri, örneğin elektrot dizeleri geliştirildi.
Ancak Almanya'nın Martinsried Kasabası'ndaki Max Planck Biyokimya Enstitüsü araştırmacılarından Peter Fromherz, "alınan verilerin ne anlama geldiğini çıkarmak güç" diyor. Aynı araştırmacıya göre komşu nöronlar arasındaki bağlantı ağları öylesine karmaşık ki, hangi hücrenin hangi sinyale yanıt verdiğini anlamak neredeyse olanaksız. Oysa temelden başlayarak bu ağları, nöronları teker teker birbirinin üzerine koyarak kurmak ve bunlarla mikroelektronik aracılığıyla ilişki kurmak, bu karmaşadan kurtulabilmek için bir yol olabilir.
1991 yılında Fromherz ve ekibi, bir sülük nöronunu, kendisinin faaliyetini izleyen bir silikon temelli "alan etki transistörü" (field effect transistor = FET) üzerine yerleştirmeyi başarmışlar. 1995 yılındaysa aynı ekip, elektrik yükü sağlayan bir kondansatörün, üzerine yerleştirilmiş bir nöronun ateşlenmesini sağlayacak küçük bir elektrik şoku yaratabileceğini kanıtladı.
Şimdiyse araştırmacılar, daha karmaşık sistemlere yönelmiş bulunuyorlar. Yaptıkları, bir cam ya da silikon yüzey üzerine ince şeritler gibi serilmiş bir hücre dostu madde üzerinde basit devre örüntüleri biçiminde hücre grupları geliştirmek.
İlk deneylerde, aralarında Hickman'ın ekibinin de bulunduğu bazı araştırma grupları, hücreleri, mikroelektronik dinleme cihazları bulunmayan cam yüzeyler üzerinde örüntülemeyi başardı. Toplantıda Hickman, ekibinin, bilgisayar çipleri yapımında kullanılan türünden basit litografi teknikleri kullanarak bir "nöron devresi" gerçekleştirdiğini açıkladı. Ekip bu tekniği uygulayarak önce kimyasal bir çerçeve oluşturmuş, daha sonra da farelerin beyninden alınan hippokampus nöronlarını bu çerçeve üzerine dörtgen bir devre oluşturacak biçimde yerleştirmiş.
Araştırmacılar işe önce cam bir yüzeyi, bir molekül kalınlığında bir tabaka halinde DETA adlı nöron-dostu organik bir maddeyle kaplamışlar. Daha sonra bu yüzey üzerine, ince telden metal bir maskeden geçirerek morötesi ışık düşürmüşler. Maskeyi geçip yüzeye vurduğu yerlerde ışık, DETA'yı kazıyıp hidroksil gruplarından oluşan artıklar bırakmış. Maskeyle korunan yerlerde ise DETA sağlam kalmış.
Araştırmacılar bunun ardından hidroksil artıklara, nörönları iten, teflon benzeri bir madde eklemişler. Böylece, dörtgen biçiminde bir DETA çerçeve oluşturmuşlar. Daha sonra camın üstüne içinde nöronların geliştirildiği bir kültür maddesi döktüklerinde bir çift hücrenin DETA'ya taşındığını, bunun ardından çerçeve boyunca akson denen ipliksi bağlar uzattıklarını ve sonunda birbirleriyle bağlandıklarını gözlemlemişler.
Hickman'ın ekibi nöronların birbirleriyle sinaptik iletişim içinde bulunduklarını da göstermiş. Araştırmacılar önce bir iğne elektrotla hücrelerden birini uyararak ateşlenmesini sağlamışlar. Hemen ardından da algılayıcıyla komşu hücrenin de ateşlendiğini belirlemişler. Hickman, "bu demektir ki, artık basit yapılar kurup, hücrelerin bağlanışını denetleyebileceğiz" diyor. Araştırmacıya göre bundan sonraki adım, bu sinirsel devreleri gerçek mikroelektrik araçlar üzerinde kurmak.
Başka araştırmacılar, daha şimdiden bu kapıyı zorlar görünüyorlar ve nöron ağları oluşturmak için mikrokontakt baskı denen bir teknik kullanıyorlar. Harvard Üniversitesi'nde George Whitesides ve ekibince geliştirilen bu teknik, bir silikon "bisküvi" ya da başka bir katı materyal üzerine geleneksel litografi (taş baskı) yöntemiyle mikroskopik şekiller çizilmesi temeline dayanıyor.
Üzerine istenen örüntü çizilen bisküvi, bir tür lastik mühür için kalıp olarak kullanılıyor. Araştırma ekipleri, bu mühürlerin üzerine "mürekkep" olarak hücre dostu bileşikler sürerek, çeşitli yüzeylere basmışlar; böylelikle, hücrelerin gelişmesini yönlendiren çerçeveler elde etmişler.
Ancak araştrırmacılar, canlı devrelerin tedavide kullanılmasının bugünden yarına gerçekleşecek bir şey olmadığını vurguluyorlar. Önemli sorunlardan biri, kendi başlarına kültürlenen nöronların ancak bir ay yaşayabilmesi. Ancak Hickham, Virginia Üniversitesi araştırmacılarının, glial adlı destek hücreleriyle birlikte kütürlenmeleri halinde nöronların bir yıl dayandıklarını belirtiyor.
Hickman, "biz şimdi elektronikçilerin ilk transistörlerle 50 yıl önce bulundukları yerdeyiz" diyor "Ama o zaman da kimse bir kişisel bilgisayar yapabilmeyi hayal bile edemezdi" diyor.
Yıldızların Yaşamı « Evren ve Dünya
İçinde yaşadığımız Evreni tanıma çabaları yüzyıllardır sürüyor. Bu çabalar sonucunda pek çok gökcisminin yapısı anlaşıldı. Bunlarla birlikte yıldızların yapılarının anlaşılması da içinde bulunduğumuz yüzyılda gerçekleşti ve Evren'deki yerimizin özel olmadığının farkına varıldı.
Fizikçi Sir Arthur Eddington, daha 1920'li yıllarda, çok uzak olmayan bir gelecekte, yıldız gibi 'basit'bir cismin nasıl çalıştığının anlaşılabileceğini söylemişti. Nitekim, 30 yıl içerisinde gerçekten, bir yıldızın nasıl 'çalıştığı'sorusu çözüldü.
Geceleri, gökyüzüne baktığımızda, binlerce yıldız görürüz. Gördüğümüz bu yıldızlar, genellikle yeryüzüne diğerlerine oranla daha yakın, bu nedenle de parlak görünen yıldızlardır. Bu parlak noktaların güzelliği ve ulaşılmazlığı, çok eski çağlardan bu güne insanların ilgisini çekmiş; onların oluşturdukları şekilleri, birtakım tanrılara; mitolojik kahramanlara ya da günlük hayatta kullanılan araç-gerece benzetmişlerdir.
Sadece bununla da kalmayıp, gökyüzünü belirli bölümlere ayırarak, her bölgeye içinde bulunan takımyıldızın ismini vermişlerdir. Yıldız katologları oluşturarak, her bölgedeki gökcisimlerini konumlarına göre isimlendirmişlerdir.
19. yüzyılın sonlarına doğru, teleskopların ve gökbilimin gelişmesine bağlı olarak, gökcisimlerinin de yapıları anlaşılmaya başlandı. Bugün, bir yıldızdan kaynaklanan ışığı, yeryüzünde yapacağımız birkaç basit işlemle hesaplayabiliyoruz. Bir takım spektroskopik ve fotometrik ölçümler (tayf ve ışık ölçümleri) yardımıyla bir yıldızın nasıl "çalıştığını" anlayabiliyoruz.
Hertzsprung ve Russell adlı iki astrofizikçi, 20. yüzyılın başında, yıldızların yaydıkları ışımanın şiddetine karşı sıcaklıklarını bir grafik haline getirdiler. Hertzsprung ve Russell, bekledikleri gibi, bir yıldızın sıcaklığı ve ışıma şiddeti arasında sistematik bir ilişkinin olduğunu gördüler. Çıplak gözle gördüğümüz yıldızların hemen hemen hepsi, ana kol adı verilen bir eğri oluşturuyordu.
Hertzsprung ve Russell'in oluşturdukları bu diagram, (H-R diagramı) yıldızların özelliklerinin anlaşılmasında önemli bir role sahip oldu. H-R diagramında, parlaklığı çok az, ancak sıcaklığı çok yüksek olan beyaz cüceler; ya da, parlaklığı çok fazla (Güneş'ten binlerce defa fazla) buna karşın sıcaklığı düşük olan kırmızı devler, anakolun dışında kalırlar.
Eğer, bir yıldız, termodinamik açıdan dengeye gelmişse, bu yıldızın parlaklığı ve sıcaklığı arasında bir ilişki vardır. Toplam ışıma şiddeti, yarıçapı "r" olan bir kürenin yüzey alanı (4 x pi x r2) ve sıcaklığın dördüncü kuvvetiyle orantılıdır. Yıldızın mutlak ışıma şiddeti biliniyorsa (mutlak ışıma şiddeti, belirli bir uzaklıktaki ölçülen ışıma miktarıdır), bu yıldızın yarıçapı hesaplanabilir.
Güneş'in yaydığı toplam ışıma gücü, 4x1026 Watt'tır ve yüzey sıcaklığı 6000 K (Kelvin) olarak ölçülmektedir. Güneş'in çekirdeğindeki sıcaklık ise, ancak yapısının anlaşılmasından sonra belirlenebildi. Buna göre, Güneş'in merkezindeki sıcaklık yaklaşık 10 milyon derecedir.
Güneş, ortalama bir yıldız olduğuna göre diğer yıldızları onunla karşılaştırabiliriz. Bu, onların yapısının anlaşılmasında oldukça yardımcı olmaktadır. Bu nedenle, genellikle Güneş'in özellikleri diğer yıldızları tanımlarken birim olarak kabul edilir. Güneş'in kütlesi 2x1033 gram; yarıçapı ise yaklaşık 700 bin kilometredir.
Diğer yıldızlara baktığımızda, Güneş'in %5'i kadar kütleden başlayıp, 100 Güneş kütlesine kadar değişen kütleler görmekteyiz. Daha küçük kütlelere sahip yıldızlar yoktur; çünkü, bu kütlelerde, yıldızın çekirdeği nükleer tepkimeleri başlatacak kadar ısınamaz. Kütlesi çok büyük olan bir yıldız ise o kadar ısınır ki, merkezindeki ışımanın yarattığı basınç yıldızı patlatır.
Peki, bir yıldızın parçalarını bir arada tutan kuvvet nedir? Bu kuvvet, kütle çekimidir. Yıldızlar, genellikle durağan bir yapıya sahip olduklarına göre, kütle çekimine karşı koyacak ve çökmeyi durduracak, içerden kaynaklanan bir basınç kaynağına ihtiyaç vardır. Bir yıldızı oluşturacak gaz bulutu çökmeye başladıkça, basıncının artmasıyla birlikte, sıcaklığı da artar.
Gaz bulutu, belirli bir sıcaklığa ulaştığında, merkezindeki sıcaklık, yeterli basıncı yaratarak çökmeyi durdurabilir. Ancak, sıcak gazın oluşturduğu bu yıldız, enerjinin korunumu ilkesine göre, yaydığı ışınımdan dolayı enerji kaybedecektir ve bu nedenle zamanla soğuyacaktır. Çökmeyi durduran basınç kaynağını kaybeden yıldız ise çökmeye başlayacaktır.
19. yüzyılda, Güneş'i ve diğer yıldızları inceleyen bilim adamları, bu gökcisimlerinin ışıma şiddetlerinin; dolayısıyla da enerji yayma güçlerinin önemli ölçüde değişmediğini fark ettiler. Bu cisimlerin, çok büyük yapıya sahip olduklarını göz önüne alarak soğumalarının milyonlarca yıl alacağını düşündüler. Ancak, Dünya'daki bazı jeolojik kaynaklardan elde edilen veriler, Güneş'in çok daha yaşlı olduğunu gösteriyordu. Bunun üzerine, astrofizikçiler, Güneş'in sürekli bir enerji kaynağı olması gerektiğini düşündüler.
Dünya'daki jeolojik kaynaklardan edinilen bilgilerin değerlendirilmesi sonucunda, Dünya'nın yaşının yaklaşık beş milyar yıl olduğu hesaplandı. Güneş'in de en azından beş milyar yaşında olduğunu hesaplayan bilim adamları, yaydığı ışımayı ölçerek Güneş'teki her bir atoma ne kadar enerji düştüğünü buldular. Bu hesaba göre, Güneş'in her atomunun, yaklaşık bir milyon elektron Volt enerji yaymış olması gerekiyor.
Bu miktardaki bir enerjinin, kimyasal olaylar yoluyla ortaya çıkması olanaksızdı. 1919-1920 yıllarında, Fransız fizikçi Jean Perrom ve İngiliz fizikçi Arthur Eddington, bu enerjinin kaynağının nükleer dönüşümler olduğunu iddia ettiler. Bu iddia, bilim adamlarının ne kadar güçlü bir önseziye sahip olduklarını gösteriyor. Çünkü, bu enerjinin ortaya çıkabilmesi için, atom çekirdeklerinin devreye girmesi gerekir. O tarihlerde, atom çekirdeklerinin varlığı ve ne kadar enerjiye sahip oldukları bilinmesine karşın, nükleer tepkimeler (çekirdek tepkimeleri) daha bütün yönleriyle anlaşılmış değildi.
Bir çekirdek tepkimesini anlayabilmek için, Kuantum Mekaniği'nin anlaşılması gerekiyordu. 1920'li yıllarda, Kuantum Mekaniği'nin matematiksel bir teori olarak ortaya çıkarılmasıyla birlikte, çekirdek tepkimeleri de anlaşılmaya başlandı. Einstein'in ünlü E=mc2 formülüne göre, enerji farkının, kütle farkının ışık hızının karesiyle çarpımına eşit olması (E1-E2=(m1-m2)c2 ) gerekir.
Bu bilgilerin, astrofiziğe uygulanması hemen hemen aynı zamanlara rastlıyor. Evren'deki temel madde olan hidrojenin atom çekirdeklerinin dördü bir araya geldiğinde bir helyum atomu çekirdeği ve belirli bir miktar enerji ortaya çıkar. Atkinson ve Guthermans adlı iki fizikçi, bu enerjinin yaklaşık 6 milyon elektron Volt olduğunu buldular ve yıldızın ortasında iki hidrojen atomunun çarpışarak bir helyum atomu oluşturma ihtimalini hesapladılar. Bunu Güneş'in yaymakta olduğu enerjiyle karşılaştırdıklarında Güneş'i dengede tutabilecek enerjinin kaynağını bulduklarını anladılar: Hidrojenin helyuma dönüşmesi.
Yıldızların anlaşılmasında ilk adım olan bu olayın güzel bir hikayesi vardır. 1929 yılında, Guthermans ve Atkinson, konuyla ilgili makalelerini yazıp bitirdikten sonra, Guthermans kız arkadaşıyla bir yürüyüşe çıkar. Arkadaşının, "Yıldızlar ne güzel parlıyor!" sözüne karşılık, Guthermans, böbürlenerek şöyle der: "Ben, dünden beri onların niçin parladıklarını biliyorum".
Bu ilk adımdan sonra, birçok bilim adamı konuya yöneldi. Araştırmalar yapıldı. Bunların sonucunda, bir takım basit hesaplarla, bir yıldızın kütlesi ne kadar olursa, içerisindeki sıcaklık ne olmalı? Bu sıcaklıkta enerji üretimi ne kadar olur? Enerji üretimi yıldızın çekimini hangi yarıçapta dengeler? türünden sorulara yanıtlar bulundu.
Bir yıldızın denge durumunda kalabilmesi için, kütle çekiminin oluşturduğu kuvvetin bir şekilde, karşı bir kuvvetle dengelenmesi gerekmektedir. Dışarı doğru olan kuvvetleri yaratan basınç, içeriye doğru olan kütleçekiminin yarattığı basınçtan daha az olmamalıdır ki, yıldızın çökmesine engel olsun. Bu duruma, "hidrostatik denge" adı verilmektedir.
Öte yandan, yıldızın parlaması için, içeriden dışarıya doğru bir enerji akışı olması gerekir. Enerji, yıldızda basıncın ve sıcaklığın en yüksek olduğu çekirdek kısmında üretilir. Çekirdek, tepkimelerin gerçekleştiği bölgedir. Yıldızın dengede kalabilmesi için, üretilen enerjinin dışarı atılması gerekir. Yıldızın çok sıcak çekirdeğinde üretilen enerji, yıldızın içerisinden geçerek, yüzeyden dışarı çıkar. Bir yıldızın ürettiği enerji ne kadar fazlaysa, ışıma şiddeti de o kadar fazla olur.
Bir yıldızın yapısı, enerji üretimi, sıcaklık, basınç ve yoğunluk gibi değerleri birbirine bağlayan denklemler çözülerek, anlaşılabilir. Bu denklemlerin hassas çözümleri, ancak 1950’li yılların ilk kuşak bilgisayarları ile gerçekleştirilebildi. Örneğin, sıcaklığı bilinen bir yıldızın, yarıçapı, parlaklığı, kütlesi ve bunlara bağlı olarak da ömrünün ne kadar olacağı hesaplanabildi.
1920’li yıllardan bu yana, geçen süre içinde temel fizik kanunları ve nükleer fizik (çekirdek fiziği) kullanılarak, yıldızların yapısı ve evrimi aşama aşama çözüldü. Yapılan hesapların doğruluğu, gözlemlerle de kanıtlandı. Bugün, bazı nükleer tepkimeler Dünya’da reaktörlerde ve nükleer silahlarda kullanılıyor.
Termonükleer tepkimeler olarak adlandırılan, hidrojenin helyuma dönüştürülmesi olayının Dünya’da gerçekleştirilmesi, muazzam bir enerji kaynağı olabilir; ancak, şu anda ciddi mühendislik problemleri bunun gerçekleştirilebilmesini engelliyor. Yeryüzünde, henüz, ortaya çıkacak bu denli yüksek sıcaklıklara dayanabilecek bir ortam yaratılabilmiş değil. Yıldızlarda ise, termonükleer tepkimeler kendiliğinden, doğal olarak gerçekleşiyor. Kütle çekimi, hidrojeni, tepkimeler için gerekli olan basınçta ve sıcaklıkta tutabiliyor.
Yıldızların yapısının anlaşılması, Evren'de en çok bulunan madde olan hidrojenin dışındaki maddelerin nasıl oluştuğunu da açıklığa kavuşturdu. Evren'deki, hidrojenden ağır, demire kadar bütün maddeler, yıldızların içerisinde, nükleer tepkimelerle (çekirdek tepkimeleriyle); demirden ağır olanlar ise, bu yıldızların patlamalarıyla oluşan süpernovaların ortaya çıkardıkları çok büyük enerji sayesinde oluşmaktadır.
Patlamalarla dağılan maddeden yeni yıldızlar oluştukça, Evren'deki maddenin kompozisyonu zenginleşmektedir. Vücudumuzu ve etrafımızdaki maddenin çoğunu, yıldızlarda ve süpernovalarda oluşan elementler meydana getirir. Bizi ve etrafımızdaki tüm cisimleri oluşturan maddenin, yıldızlarda "pişirilmiş" olduğunu düşünebiliriz.
Bir yıldızın, evrimine hidrojeni yakarak başladığını belirtmiştik. Yıldız ilk aşamada enerjisini, hidrojeni helyuma dönüştürerek üretir. Bir yakıtı tüketen yıldız, bir diğerini yakmaya başlar. Çekirdekteki hidrojenin tükenmesiyle, helyum atomları birbirleriyle tepkimeye girer ve karbon atomları oluşur.
Helyumun yanmasıyla birlikte, yıldızın merkezindeki sıcaklık, çok daha yüksek bir düzeye ulaşır ve çekirdeğin etrafındaki hidrojenin de yanmasını sağlar; bu da, içerideki basıncın daha da artarak yıldızın genişlemesine yol açar. Yıldız bu aşamada, H-R diagramında, ömrünün büyük bir dönemini geçirdiği ana koldan ayrılır. Böylece, yıldız bir kırmızı dev haline gelir.
Eğer yakıt miktarı ve yakıtı oluşturan maddeler sonsuz miktarda olsaydı, yıldızın evrimi sürekli olacaktı. (Büyük kütleli bir yıldız, çekirdeğindeki nükleer tepkimelerde sırasıyla şu maddeleri yakar: Hidrojen, helyum, karbon, neon, oksijen, silisyum.) Ancak, yakıtın sınırlı oluşunun yanında, tepkimeler, en düşük ve kararlı enerjiye sahip olan demir oluşana kadar devam eder. Bu aşamada, çekirdekteki tepkimeler sona ererek yıldız evriminin "çekirdek yanması" kısmı sona erer. Artık basıncı dengeleyecek bir kuvvet kalmadığı için, kütle çekimi galip gelir. Dengelenemeyen kütle çekimi yıldızın çökmeye başlamasına yol açar.
Farklı yakıtların yakıldığı her aşamada biraz daha yüksek sıcaklıklar ortaya çıkar. Bu nedenle, yakıt daha çabuk tükenir; yani, her evre bir öncekinden daha hızlı geçer. Son evrelerde, artık bu bir patlama şeklinde gerçekleşir ve ortada yalnızca demirden bir çekirdek kalır. Bu aşama, yıldızın "ölümü" olarak kabul edilir. Artakalan maddenin kütlesine bağlı olarak oluşacak cisimler ise üç gruba ayrılır: Beyaz cüceler, nötron yıldızları ve karadelikler.
Beyaz cüceler, aşağı yukarı güneş kütlesinde ve yarı çapları Dünya’nınki kadar olan cisimlerdir. Bu çok yoğun cisimleri çökmeden koruyan kuvvet "dejenere elektron basıncı" olarak adlandırılır. Pauli Prensibi’ne göre, iki elektronun aynı yerde bulunması olanaksızdır. Burada, dejenere elektron basıncı devreye girer. Bir beyaz cücede, çöken madde öyle yoğun hale gelir ki, elektronlar birbirlerinin üzerine gitmeye zorlanırlar.
Nötron yıldızları ise, beyaz cücelere kıyasla çok daha yoğun cisimlerdir. Yıldızın, bir nötron yıldızı olabilmesi için, yıldızdan artakalan çekirdeğin kütlesinin, 1,4 ile 2,5 güneş kütlesi arasında olması gerekir. Tipik bir nötron yıldızının çapı, yaklaşık 10 kilometredir ve yoğunluğu da yaklaşık 100 milyon ton/cm3‘tür. Yani nötron yıldızının bir çay kaşığı miktarı yaklaşık 100 milyon ton ağırlıktadır.
Bir atomu oluşturan temel parçacıklar, nötronlar, protonlar ve elektonlardır. Bir nötron yıldızının içerisinde ise sadece nötronlar vardır. Çünkü, basınç o kadar yüksektir ki, elektronlar ve protonlar birleşerek nötronlara dönüşürler. Bir nötron yıldızının içerisindeki yoğunluk, bir atomun çekirdeğindeki kadardır. Yani nötronlar birbirine bitişik olarak durmaktadırlar. Aynı, Pauli Prensibi’nde elektronlar için olduğu gibi, bu basınçta, nötronlar daha fazla sıkışamazlar ve yıldız denge konumuna gelir.
Nötron yıldızları, gözlenebilen en yoğun yıldızlardır. Çökmeden önce, belirli bir açısal hıza sahip olan yıldızın hızı, yıldız çökmeye başladıkça giderek artar. (Bu, kolları yana açık olarak dönen bir buz patencisinin, kollarını kapatarak hızlanmasına benzer.) Nötron yıldızları gibi çok çökmüş gökcisimleri çok hızlı dönerler. İletken bir cisim çökerse, yani yoğunluğu artarsa, manyetik alan şiddeti de artar. Buna dayanarak nötron yıldızlarının manyetik alana sahip olduklarını söyleyebiliriz.
Bu çok güçlü ve çok hızlı dönen mıknatıslar, elektromanyetik dalgalar üretirler. Nötron yıldızlarını, Evren'de kendi kendine oluşmuş birer "radyo istasyonu" olarak düşünebiliriz.
Bu "radyo istasyonu" her yöne yayın yapmaz. Çünkü, dönen bir mıknatıs her yöne değil, kutupları doğrultusunda ışınım yapar. Kutuplarda ivmelenen yüklü parçacıklar, kutupların doğrultusunda bir ışınım fışkırmasına yol açarlar. Eğer, bu ışınımın yönü tesadüfen bizim yönümüzdeyse, biz bu ışınımı atmalar (pulse) olarak görürüz. Yıldızın her dönüşünde, bu ışınım bakış doğrultumuzdan bir kez geçer. Bu şekilde gözlenen nötron yıldızlarına atarca (pulsar) adı verilir.
İlk atarca, 1967 yılında tesadüfen keşfedildi. Doktora öğrencisi Joustin Bell tarafından farkedilen düzenli bir sinyal yaklaşık bir yıl boyunca bilim adamlarının kafasını karıştırdıktan sonra, olayın aslı anlaşıldı. Çok düzenli ve hızlı olan bu sinyallerin, ancak küçük çaptaki bir gökcisminin dönüşünden kaynaklanabileceğini tahmin eden astronomlar, böylece, o zamana değin sadece teoride varolan nötron yıldızlarının varlığını kanıtladılar. Bugün bilinen yaklaşık 600 atarca vardır. Bilinen en hızlı atarca ise saniyede 642 defa dönmektedir.
Eğer, ölen yıldızdan artakalan çekirdeğin kütlesi 2,5 Güneş kütlesinden büyükse, artık bu yıldızı dengede tutacak herhangi bir kuvvet yoktur. O halde, bu yıldız sonsuza değin çökecek; ancak, biz bunu belli bir aşamadan sonra göremeyeceğiz. Bir cismi görebilmemiz için, bu cisimden kaynaklanan ya da yansıyan ışığın gözlerimize ulaşması gerekir.
Eğer, 2,5 güneş kütlesindeki bu cisim, 3 kilometreden küçük bir çapa kadar sıkışırsa, bu cismin kütleçekimi, hiçbir şeyin, ışığın bile bu cisimden kaçmasına olanak tanımaz. Bu nedenle bu cisimlere "karadelik" adı verilir.
Hiç ışık yaymadığı ve yansıtmadığı için, bir karadeliği doğrudan gözlemek mümkün değildir; ancak, çeşitli yöntemlerle, varlığını anlamak hatta kütlesini ölçmek mümkün olabiliyor. Yöntemlerden birisi şudur: Eğer, bir ikili yıldız sisteminin üyerinden birisi kara delikse, ve eğer yıldızdan karadeliğe bir madde akışı oluyorsa, karadeliğin etrafında dönerek, içerisine düşen madde güçlü x-ışınları yayar. Bu güçlü ışınım, bir karadeliğin varlığının göstergesi olabilir.
Diğer bir yöntem, "kütleçekimsel mercek" olarak bilinen etkiden yararlanılmasıdır. Karadeliğin yarattığı çok güçlü kütleçekimi, yakınından geçen ışık ışınlarının bükülmesine neden olur. Yani karadelik, bir mercek gibi davranır. Eger bir karadelik, uzaktaki bir ışık kaynağıyla Dünya’nın arasına girerse, bu cismin görüntüsü, mercek etkisinden dolayı bozulmalara uğrar.
Bugüne kadar, Samanyolu içerisinde, bir kütleçekimsel mercek etkisine rastlanmadı. Buna karşın, çok uzaklarda bulunan kuasarlarla aramıza giren karadelikler tespit edildi.
