Colin Stuart
Bir Nefeste Evren

Giriş

“Yıldızları o kadar çok seviyordum ki gece beni korkutmuyordu.”

The Old Astronomer To His Pupil (Yaşlı Astronom’dan Öğrencisine), Sarah Williams (1868)

Gece göğü, hayatım boyunca beni büyüledi. İlk aşkım da yine oydu. Çocukken bizlere cinlerin, ejderhaların ve cadıların muhteşem hikâyeleri anlatılırdı; ancak bana göre evren, tüm peri masallarından daha sihirliydi.

Nesiller boyunca astronomlar, kozmosun perdelerini araladılar ve en derin sırlarını ortaya çıkardılar. Buldukları şeyler muazzamdı. Sonsuz genişlikte yayılan yıldızların etrafında dans eden sayısız gezegen vardı. Zaman durma noktasına gelene kadar çekim kuvveti, uzayı büküyor ve kıvırıyordu. Atomların, yıldızların kalbinden derimize ve kemiklerimize olan yolculuğunu izleyebiliyorduk. Güneş sistemindeki tüm gezegenlere araçlar gönderdik ve Ay’ın tozlu zemininde ayak izlerimizi bıraktık.

Böyle bir evrenin büyüklüğü korkutucu olabilir. Son on yılımı astronomi hakkında yazarak ve konuşarak geçirdim ve hâlâ düşündükçe kendimi küçücük hissediyorum. Birçok insan öğrenme sürecini erteliyor, çünkü bunun zor olacağını sanıyorlar. Ancak zor olması şart değil. Bu kitabın amacı, uzayın büyüklüğünü kolayca yutabileceğiniz lokmalara ayırıp kavramanızı kolaylaştırmak. Bu kitabın içinde matematiksel veya mesleki bir dil yok, yalnızca ama yalnızca evrenin en büyüleyici niteliklerinin basit açıklamaları var.

Bilmediklerimizin yanında bildiklerimizi de bu kitaba dahil ettim. Bir soruyu cevaplamak, birçok yeni soru doğuruyor. Hâlâ evrenimizin büyük bir kısmının nelerden oluştuğunu veya uzayı başka bir yaşam formuyla paylaşıp paylaşmadığımızı bilmiyoruz. Astronomlar, evrenimizin tek olup olmadığını ve uzay-zamanın tam olarak nasıl başladığını çözmeye çalışıyorlar. Bunlar, sorulabilecek en temel sorulardan bazıları.

Kitap, cisimlerin Dünya’ya olan uzaklığına göre düzenlendi; ilk astronomik keşiflerimizden başlayıp geniş Güneş sistemine doğru yol alacağız, oradan da uzaktaki galaksiler ve evren(ler)e geçeceğiz. Yolculuğumuz, 93 milyar ışık yılı genişliğindeki uzayı ve 14 milyar yıllık zamanı kapsayacak. İzleyeceğimiz yolu özenle seçtim, böylece tüm evreni avcunuzun içine alıp yol üzerinde ilginizi en çok çeken şeyi keşfedebilirsiniz.

Şimdi gelin de kozmos yolculuğumuza başlayalım. Umarım siz de gece göğüne âşık olursunuz.

Birinci Bölüm
Astronominin Erken Dönemleri

Zamanın ölçümü

Gökyüzü gezegenlerin, galaksilerin ve karadeliklerin evi olmadan önce, tanrıların ve kehanet işaretlerinin hüküm sürdüğü bir yerdi. Şimşek çaktıktan sonra duyulan o şiddetli gök gürültüsü Tanrı’nın öfkeli olduğuna işaret ediyordu, gökyüzünde görülen bir kuyrukluyıldız ise kaygı verici kötülük alametlerinden yalnızca biriydi. En azından atalarımızın çoğu bu şekilde düşünüyordu.

Bununla birlikte o zamanlarda gökyüzünün bizim için en önemli rolü, onun doğal bir saat olmasıydı. Saatlerin, bilgisayarların ve akıllı telefonların icadından çok önceleri atalarımız, gökyüzünün de kendine has bir ritmi olduğunu fark etti. Güneş belli sürelerde doğup batıyordu ve onlar bu devre “gün” dediler. Bu günlerden yedi tanesini topladılar ve bir haftayı oluşturdular. Günlerin her birinin adını da yıldızlara kıyasla farklı hareketler sergileyen gökcisimlerine göre verdiler (bkz. 24. sayfa).

Ay’ın şekli sürekli değişiyor, bir büyüyüp bir küçülüyordu. Küçük bir hilalden göz kamaştıran bir dolunaya dönüşüyordu. Bu şekil değiştirme döngüsünün başa sarması neredeyse otuz günü buluyordu, onlar da bu döngüye “ay” (moonth) dediler. Ancak dilin zaman içinde değişmesi, kelimenin İngilizcesinde bir harf eksilmesine neden olmuş ve Ay anlamına gelen “Moon” kelimesinden türeyen “Moonth”, “Month”a (ay) dönüşerek günümüze kadar gelmiş. Bu sırada Güneş de çok daha uzun bir döngünün içindeydi. Her sabah doğudan doğup akşam batıdan batıyor ve öğle vaktindeyse zirve noktasına ulaşıyordu. Ancak yere olan uzaklığı her öğle vakti aynı değildi. Birkaç ay gözlemlerseniz Güneş’in gökyüzünde sekiz rakamına benzer bir yolu takip ettiğini görürsünüz, buna “analemma” ya da “günsekizi” denir. Bu özel döngüyü tamamlamak için Güneş tam 365 defa doğar. Eskiler bu döngüye “yıl” adını verdiler. Bu dönem de her biri kendine has hava durumlarına sahip dört mevsime bölündü. Atalarımız, günsekizi tamamlanırken ilkbahar, yaz, sonbahar ve kışın yaşandığına şahit oldular.

Güneş’in bir yıl içinde gökyüzünde sekiz çizmesi: Analemma ya da günsekizi.

10.000 yıl önce gökyüzünün bu doğal ritmini takip etmek için devasa saatler inşa ediyorduk. Arkeologlar 2004’te İskoçya’da, taş devrinden kalma 10.000 yıllık bir yerleşim yeri keşfettiler. 2013 yılında ise bu yerleşim yerinin neden inşa edildiğini fark ettiler. Yerleşim yerini inşa edenler 50 metrelik bir yay boyunca on iki çukur kazmışlardı, çukurların her biri bir yıl içinde tamamlanan on iki ay döngüsü içindi (nadiren de olsa, eğer ilk dolunay ocak ayının başlarında gerçekleşirse bir yıl içinde 13 kere dolunay görüldüğüne tanık olabiliriz). Bu yerleşim yeri kurulduktan 5.000 yıl sonra duvar ustaları, İngiltere’nin Salisbury Düzlüğü’ndeki Stonehenge’in muazzam çemberi için çalışmaya başladılar. Çemberin içindeyken Güneş’in, günsekizinin zirvesinde olduğu yaz gündönümünde, özellikle topuk taşının tam üzerinden yükseldiğini görebilirsiniz.

Dijital çağın hüküm sürdüğü günümüzde, modern hayatın telaşı içinde koşuştururken gökyüzünün ritminden çoğunlukla bihaberiz. Ancak antik uygarlıklar için gökyüzünü gözlemlemek zamanı ölçmenin tek yoluydu ve onların Güneş ile diğer yıldızların hareketlerini geniş çaplı bir şekilde incelemesi, günümüzde yaşamımızı düzenleme şeklimizin temelini oluşturdu.

Dünya’nın şeklinin keşfi

Size ortaçağdaki en zeki insanların bile Dünya’nın düz olduğuna inandığını söyleyen birine asla inanmayın, çünkü insanlık Dünya’nın düz olmadığını 2200 yıldır biliyor. Bu bilgi için teşekkür etmemiz gereken kişi Yunan Matematikçi Eratosten ve işin ilginç tarafı şu ki Eratosten Mısır’ın dışına bile çıkmadan bu bilgiye ulaşmıştı.

Eratosten, yaz gündönümünde Güneş tam tepedeyken Mısır’ın Asvan¹ şehrinde sütunların hiç gölge oluşturmadıklarını gözlemledi. Aklına harika bir fikir geldi ve bir sonraki yaz gündönümünü bekledi. Vakit geldiğinde Asvan’dan 800 kilometre uzaklıkta olan İskenderiye’de bir ölçüm yaptı. Yere bir kazık saplayıp gölgesini gözlemledi, gördü ki burada kazık öğle vakti yedi derece eğimli bir gölge oluşturuyordu. İki şehirde yapılan ölçümün sonuçlarının farkı onun için tek bir şeye işaret ediyordu: Dünya eğimliydi, yani güneş ışınları her bir şehre farklı bir açı ile vuruyordu.

Eratosten, Mısır’ın farklı bölgelerindeki gölgelerin hangi açıyla düştüğüne bakarak dünyanın çevresini hesaplamaya çalıştı.

Eratosten, araştırmasını daha da ileri götürdü. Eğer 800 kilometrelik bir uzaklık yedi derecelik bir fark yaratıyorsa, 360 derecelik fark oluşması için kaç kilometre gerektiğini hesaplayabilirdi. Hesaplamaları Eratosten’e Dünya’nın çevresinin 41.000 kilometre olduğu bilgisini verdi (hesaplamalarını antik bir uzunluk ölçüm birimi olan “stadion [stadya]” üzerinden yapmıştır, cevabı yaklaşık olarak 250.000 stadya çıkmıştı). Dünya’nın çevresinin uzunluğunu çok az bir sapma ile bulmuştu. Antik Yunanlar yalnızca Dünya’nın yuvarlak olduğunu değil aynı zamanda aşağı yukarı ne kadar büyük olduğunu da biliyorlardı yani.

ERATOSTEN (MÖ 256-194)

Eratosten gerçek bir bilgeydi. Dünya’nın çevresiyle ilgili çalışmalarının yanı sıra coğrafyaya, müziğe, matematiğe ve edebiyata da önemli katkılar yaptı. O kadar saygın biriydi ki İskenderiye’nin meşhur kütüphanesinde başkütüphanecilik görevine layık görüldü. Kütüphane daha sonra yakıldı, ancak en parlak döneminde bilginler ve insanlık için muhteşem kaynaklara ev sahipliği yapıyordu.

Eratosten birçok önemli papirüse ve haritaya erişimi sayesinde bir dünya atlası oluşturdu ve bölgeleri iklimlerine göre ayırdı. İlk kez meridyen çizgilerini çizdi ve 400’den fazla şehrin koordinatlarını belirledi. Bu çalışmaları sayesinde Eratosten, birçokları tarafından coğrafyanın babası olarak kabul edilir.

Belki de ikinci büyük başarısı Eratosten kalburunu icat etmesidir. Eratosten kalburu, tekrarlayan sayılar asal olmadığından bu sayıları ayırma yoluyla, asal sayıları tespit etmeye yarayan bir yöntemdir.

Bu önemli çalışmalarını ödüllendirmek adına, Ay’ın üzerindeki bir kratere de ismi verilmiştir.

Dahası insanların Dünya’nın büyüklüğünü olmasa bile en azından şeklini Eratosten’in zamanından önce bilmeleri bile ihtimaller dahilindedir. Parçalı Ay tutulması sırasında Dünya’nın gölgesi Ay’ın üzerine vurur (bkz. 17. sayfa). Bu gölge çok açık bir şekilde eğimlidir. Zhou-Shu isimli Çince bir kitapta MÖ 12. yüzyılda Ay tutulması gerçekleştiğine dair kayıtlar olduğu öne sürülmüştür. Aristofanes’in yazdığı Yunanca tiyatro oyunu Bulutlar’da MÖ 421 yılında gerçekleşen Ay tutulmasının yazıldığı ise kesindir. Eğer bu uygarlıklardan herhangi biri Güneş ışınlarının Ay’a ulaşmasını engelleyen şeyin Dünya olduğunu fark ettiyse, Dünya’nın düz olmadığını da anlamış olmalı. Hazır tutulmalardan bahsetmişken bu konudan devam edelim.

Güneş tutulmaları

Tutulma basitçe şudur: Gökyüzünde normalde görebildiğimiz bir nesneyi görmemiz, başka bir nesne tarafından engellenir. İki tür tutulma vardır: Güneş tutulması ve Ay tutulması. Güneş tutulması sırasında Ay, Güneş’in önüne geçer. Ay tutulması sırasında ise Dünya, Ay’a giden ışınların büyük bir bölümünü engeller.

Güneş tutulması sırasında Ay, Dünya ile Güneş’in arasına girer.

İnsanlık, Güneş tutulmalarını binlerce yıl boyunca izledi; izlerken de merak duydu ve endişeye kapıldı. Bir söylentiye göre Çinli Kral Zhong Kang, Güneş tutulması olacağını öngöremedikleri için iki gökbilimcinin kellelerini vurdurmuştur. Bu olay 4 bin yıl önce yaşandı. Olayı bilimsel açıdan çözümleyemediğimiz zamanlardan önce Güneş tutulmaları, kötü olayların habercisi ve tanrıların insanlara olan kızgınlığını gösteren bir işaret olarak yorumlanıyordu.

Güneş tutulmasının en çarpıcı biçimi tam Güneş tutulmasıdır; bu sırada Ay, Güneş’in önüne tamamen geçer. Tam Güneş tutulmaları, aynı yerde tekrar görülmesi nadir olaylar olsa da 18 ayda bir Dünya’nın herhangi bir yerinde mutlaka gerçekleşir. Ay’ın hızlı geçişi yüzünden bu muhteşem görüntü en fazla 7 dakika 32 saniye sürer. Muhtemelen Güneş tutulmalarının en güzel yanı, adını 19. yüzyılda yaşamış İngiliz astronomdan alan Baily Boncukları’dır. Tam Güneş tutulması tamamlanmadan hemen önce veya tamamlandıktan hemen sonra, Güneş ışınları Ay üzerindeki kraterlerin arasından sızarak bize ulaşır. Bu muhteşem görüntü Elmas Yüzük Etkisi olarak da adlandırılır.

Bu tam Güneş tutulması sırasında, gökyüzü bariz bir şekilde kararır ve sıcaklık düşer. Neşeyle öten kuşlar, Güneş’in gün içinde ortadan kaybolmasının yarattığı kafa karışıklığı sebebiyle sessizleşir. Tutulmalar amatör gözlemciler ve astronomlara yalnızca doğanın harika gösterilerinden birine tanık olma şansını sunmakla kalmaz, evreni anlamak için de paha biçilemez bir fırsattır. İleride üzerinde duracağımız gibi, evreni anlama konusunda dönüm noktası haline gelen birçok keşfe, tam Güneş tutulmalarının gözlemlenmesi sonucu ulaşılmıştır (bkz. 55. sayfa).

Baily Boncukları olarak bilinen Elmas Yüzük Etkisi

Gelgelelim tüm Güneş tutulmaları tam tutulma değildir. Çoğu zaman Ay, Güneş’in yalnızca bir kısmını kapatır. Bu parçalı Güneş tutulmaları sırasında, Güneş’ten sanki büyük bir ısırık alınmış gibi bir görüntü ortaya çıkar. Ay’ın Dünya’ya olan uzaklığı nispeten değişir ve bazen bizden çok uzakken çok ufak gözükür, bu yüzden Güneş’in tamamını kaplayamaz. Bu tür tutulmalara da halkalı Güneş tutulması (annular eclipse) denir. Bu isim Latincede “küçük halka” anlamına gelen annulus kelimesinden gelir.

Güneş tutulmalarını izlemek için özel ve uygun bir zamanda yaşadığımızı da unutmayalım. Zira milyonlarca yıl önce Ay, Dünya’ya çok daha yakındı (bkz. 89. sayfa) ve her tutulmada Güneş’in önünü tamamen kapatıyordu; dolayısıyla muhteşem Baily Boncukları’nı görmek imkânsızdı. Gelecekte ise Ay bizden daha da uzaklaşıp çok daha küçük görüneceğinden tam Güneş tutulması diye bir şey olmayacak. Gelecek nesillerimiz yalnızca parçalı ve halkalı Güneş tutulmaları ile yetinmek zorunda kalacaklar.

Ay tutulmaları

Ay’ı yalnızca, Güneş ışınlarını yansıttığı için görebiliyoruz. Tam Ay tutulması sırasında ise Ay’a doğrudan giden ışınlar Dünya tarafından engellenir. Ay, Dünya’nın gölgesine (umbra) girer. Eğer Ay, Dünya’nın gölgesinin bir kısmına girerse parçalı ya da gölgeli ay tutulması gerçekleşir.

Güneş ışınlarının doğrudan Ay’a ulaşmasının engellendiği tam tutulma sırasında bile bazı dolaylı ışınlar Ay’ın yüzeyine ulaşmayı başarır. Bu olay, Dünya’nın atmosferinin gezegenimiz etrafındaki ışığı kırması veya bükmesi sayesinde gerçekleşir. Beyaz ışık aslında gökkuşağının yedi renginin bir karışımıdır (bkz. 38. sayfa) ve atmosferimiz gelen bu ışınlardaki kırmızı ışığı bükerek Ay’a gönderir, kalan ışıklar ise uzaya dağılır. Tutulma sırasında Ay’ı, turuncu veya kırmızı gibi, bakırın farklı tonlarında görme sebebimiz de budur. Uçuşan volkanik küller Ay’ı kan kırmızısı renge bürüyen etkiyi yoğunlaştırır. Eğer Dünya’nın atmosferi olmasaydı tutulma sırasında Ay, gökyüzünü kısa bir süreliğine terk etmiş gibi olacaktı.

Daha nadir gerçekleşen ve daha kısa süren Güneş tutulmalarının aksine, Ay tutulmaları sık gerçekleşir ve daha uzun sürer. Dünya gibi büyük bir cismin Ay gibi daha küçük bir cisme ulaşan ışığı engellemesi, tam tersi duruma göre çok daha kolaydır. Tam Ay tutulması süresi, 100 dakikaya kadar çıkabilir ve Dünya’nın geceyi yaşayan yarısındaki insanların çoğu tarafından görülebilir.

Dünya’nın Ay’a giden ışınları engellediği bir Ay tutulması.

İnsanlar, Ay tutulmalarını binlerce yıldır gözlemliyor. Milattan önce 2094’e dayanan Antik Sümer kil tabletlerinde, Ay tutulması ile birlikte yaklaşan kıyamet tahminlerinin kaydına rastlandı. Tarihte batıl inançlar ve tutulmalar hep birbiriyle ilişkide olmuştur. Kötülüğüyle ün salan Ay tutulması ise milattan sonra 1504 yılında, Kristof Kolomb Yeni Dünya’yı keşfettikten hemen sonra gerçekleşti. Kurtçuklar gemilerin ahşap gövdesini yediği için tamirat yapmak zorunda kalan İtalyan kâşif ve tayfası, Jamaika’da mahsur kalmıştı.

Başlarda yerliler tayfaya yardımcı oluyordu; ancak ziyaret süresi uzayınca tayfadakiler yiyecekleri yağmalamaya başladılar, bu durum yerlileri kızdırdı. 6 ay sonra ise yerli şef, kâşiflere sundukları her şeyi kesti. Kolomb çaresiz bir şekilde düşündü. O zamanlarda tüm gemilerde yıldız pozisyonlarını ve astronomik olayları içeren takvimler bulunuyordu. Bu takvimlere göz gezdiren Kolomb, 29 Şubat’ta bir Ay tutulması gerçekleşeceğini gördü. Büyük bir kurnazlık yaparak şefe Tanrı ile haberleştiğini ve Tanrı’nın kâşiflere kötü davranıldığı için Ay’ı kan kırmızısına çevireceğini söyledi. Bir sonraki akşam tutulma gerçekleşince yerliler birden daha yardımsever oldular.

Kolomb’un oğlu günlüğüne şunları yazdı: “İnleme ve feryatlarla birlikte her yerden gemilere doğru geldiler, yiyecek ve içecekler getirdiler, Tanrı’ya onları affetmesini söylemesi için amirale yalvardılar.” Bu olay, evrenin işleyişini bilmenin ne büyük bir güç ve batıl inançların da ne büyük bir tehlike olduğunun örneklerinden yalnızca bir tanesi.

Takımyıldızlar

Geceleri gökyüzünü süsleyen tek şey Ay değildir, gece göğü yıldızlarla da bezelidir. Bulutsuz bir gecede bu yıldızların binlercesini görebiliriz. Binlerce yıldır birçok medeniyet adeta “noktaları birleştir” oyunu oynayarak bu yıldızları hayal güçlerine göre birleştirip bizim takımyıldızlar olarak bildiğimiz yıldız gruplarını oluşturdu. Çoğu tamamen gelişigüzeldir, desenler yıldızların yakınlıklarına göre tasvir edilmemiştir. Birçoğu da gerçekçilikten uzaktır. Mesela Canis Minor, yani Küçük Köpek takımyıldızına bir bakalım. Bu takımyıldız, iki yıldızın bir çizgi üzerinde birleşmesiyle oluşmuştur. Köpeğe hiç mi hiç benzemez, ortada bacak bile yoktur.

Bu tuhaf adlandırmaların sebebi, öteden beri var olan hikâyelerin yıldızlarla ilişkilendirilmesiydi. Kahraman prenslerin, başı dertte olan genç kadınların, kibirli kralların ve büyülü ejderhaların hikâyeleri sanki resimli bir kitapmışçasına gökyüzüne bakarak anlatılageldi. Yazının bile olmadığı günlerde hikâyelerimiz, zengin bir sözlü hikâye anlatım geleneğiyle şekillenmişti. Yıldızlar da bu hikâyeleri hatırlamanın bir yolu olarak kullanıldı. Ancak hepsinden daha da önemlisi yıldızlar, hayati bilgileri nesilden nesile aktarmamızı mümkün kılmıştı.

Albrecht Dürer tarafından 1515 yılında yapılan ve kuzey yarımküredeki takımyıldızları gösteren gravür çalışması.

Atalarımız fark etti ki bazı takımyıldızlar da tıpkı belli hava şartları gibi bazı mevsimlerde gözüküyor, bazılarında ortadan kayboluyorlardı. Meşhur Avcı takımyıldızı (Orion) kış aylarında kuzey yarımkürede gökyüzünün hâkimiyken havalar ısınınca gözden kayboluyordu. Bu astronomik ipuçlarını takip eden atalarımız, ekim ve hasat zamanlarını planlayabilir hale geldiler. Bu astronomik bilgiler aslında, yıldızlar hakkında hikâyeleri içeren ve nesilden nesile aktarılan, tarımla alakalı kocaman bir ders kitabı gibiydi. Takımyıldızlar da bu bilgileri hatırlamayı kolaylaştırmıştı.

Günümüzde profesyonel astronomlar, resmi olarak her iki yarımküreye yayılan 88 takımyıldızının varlığını kabul ediyorlar. Kuzey yarımküredeki takımyıldızların birçoğu, antik Yunan ve Romalılardan devraldığımız mitler ve hikâyelerin bir mirası. Örnekler, kanatlarıyla meşhur at Pegasus ve onun binicisi Perseus’u da içeriyor. Güney yarımküredeki takımyıldızlar ise genelde, ilk Avrupalı kâşiflerin bilinmeyen suların haritasını çıkarırken çizdiği yıldızlardan oluşuyor. Sonuç olarak buradaki takımyıldızlar daha nesnel ve çok daha az hayali. Ortaya çıkış hikâyeleri ise mikroskoplar, teleskoplar, denizcilik ekipmanları, gemiler, balıklar ve deniz kuşları ile dolu.

Avustralya Aborjinlerinden Çinlilere, Eskimolardan İnkalara her medeniyet kendi takımyıldızlarına sahip olsa da bilimsel devrimin Avrupa’da gerçekleşmesi, Yunan-Roma takımyıldızlarının küresel çapta resmi standart haline gelmesiyle sonuçlandı. Takımyıldızlar, yüzyıllar boyunca düzenlendi ve hatta zaman zaman değiştirildi, ancak 1922’de Uluslararası Astronomi Birliği (UAB) varlığını ebediyen sürdürecek bir standart oluşturdu.

Takımyıldızlar, geceleri gökyüzünü aydınlatma konusunda hâlâ faydalı ancak evrenin sabit bir özelliği değil. Eğer Güneş yerine başka bir yıldızın yörüngesindeki bir gezegende doğmuş olsaydık şu an gördüğümüz yıldızların birçoğunu yine görürdük, ancak tamamen farklı bir açıdan. Atalarımız da farklı açılardan görecekleri için bu takımyıldızları bambaşka şeylere benzetecekti.

Burçlar Kuşağı ve Tutulum Çemberi

Yıldızlar gündüzleri de oradalar, ancak onları göremiyoruz; çünkü Güneş’in parlaklığı onların cılız ışığını bastırıyor. 80.000 kişilik bir stadyumda projektörler açıkken bir mum ışığını görmeye çalıştığınızı düşünün, işte yıldızların durumu da buna benziyor. Yine de Güneş’in de bir takımyıldıza dahil olduğunu (her ne kadar takımyıldızdaki diğer yıldızları gün içinde görmek mümkün olmasa bile) söylemek mümkün.

Güneş her gün, gökyüzündeki diğer yıldızlardan bir derecelik bir açı farkıyla hareket eder. Bir yılda 360 derecelik turunu tamamlar. Güneş’in gökyüzünde izlediği rotaya ekliptik veya tutulum çemberi diyoruz. Bu olay da atalarımızın gözünden kaçmamış. Milattan önce 1000’li yıllarda Babilliler, yıl boyunca gerçekleşen her bir ay döngüsü için bir tane olmak üzere, ekliptiği 12 takımyıldızına bölmüş. Astronomiyle ilgilenmeseniz bile bu takımyıldızlarının günümüzdeki isimlerini duymuş olmanız mümkün: Koç, Boğa, İkizler, Aslan, Yengeç, Başak, Terazi, Akrep, Yay, Oğlak, Kova ve Balık. Bu takımyıldızlar, burçlar kuşağı ya da “hayvanların çemberi” anlamına gelen zodyak olarak adlandırılıyor.

Geçmişte gece göğü, mistik şeylerle ve batıl inançlarla bağdaştırılırdı. Gökyüzündeki olayların, yeryüzündeki durumları etkileyeceği düşünülürdü. Bu inanış, göksel nesnelerin konumunun ve hareketlerinin insan ilişkileri üzerinde etkili olduğunu öne süren astrolojinin kökenini oluşturuyor. Astrolojiye göre, doğduğunuz günde Güneş’in hangi takımyıldızında olduğu, tüm hayatınıza etki ediyor. Ancak modern astronomi bilimine göre böyle bir olayın varlığına dair hiçbir kanıt yok. Yıldızlar yalnızca, bizden çok uzakta olan büyük ve sıcak gaz toplarıdır diyebiliriz. Doğduğunuz gündeki yıldızların konumu, sizin hayatınızı ya da kişiliğinizi etkileme konusunda, yenidoğan servisindeki bir vazonun konumu veya babanızın hastane otoparkına park ettiği arabanın konumuyla eşdeğer bir öneme sahip.

Güneş’in gökyüzündeki yıllık yolunu hep birlikte takip eden zodyak takımyıldızlarının 16. yüzyılda yapılmış bir gravürü.

Yine de burçlar kuşağı ve tutulum çemberi, bu batıl inançlardan sıyrılıp daha bilimsel bir bakış açısı geliştirmemiz konusunda büyük rol oynadı. İleride de göreceğimiz gibi, tutulum çemberine yakın nesnelerin hareketlerini gözlemlemek evrendeki yerimizi anlayıp eski ve asılsız düşünceleri bırakmamız için çok önemliydi.

Gezgin yıldızlar

Eski uygarlıklara göre üç farklı türde yıldız vardı. Bulunduğu takımyıldızdan ayrılmayan yıldızları, sabit yıldızlar olarak adlandırdılar. Ara sıra, muhteşem görüntüsüyle gökyüzünde ani bir parlamaya sebep olan bir kayan yıldız gözükürdü (bkz. 83. sayfa). Son olarak da gezgin yıldızlar vardı. Bu küçük grup, standart kurallara karşı gelen beş yıldızdan oluşuyordu. Tutulum çemberine yakın hareket ediyorlar ve bir burç takımyıldızından ayrılıp diğerine geçiyorlardı. Yunancada bu gezgin yıldızlara “asteres planetai” adı verildi ve kelime İngilizceye “planet (gezegen)” olarak geçti.

Avrupa’da bu uyumsuz yıldızlara Roma tanrılarının isimleri verildi: Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn. Ay ve Güneş’le birlikte, standart kurallara itiraz edip takımyıldızlar arasında hareket eden yedili bir grup oluşturuyorlardı. Haftanın yedi gününün ismi de birçok dilde, bu aykırı gökcisimlerine ithafen verilmiştir (bkz. 24. sayfa). Birbirinden çok uzakta olan medeniyetlerin her biri, birbirinden habersiz bir halde, yedi günlük hafta biçimini benimsemiştir; çünkü hepsi de tutulum çemberine yakın hareket eden bu yedi cismi görebiliyordu. Diğer zaman devirleri de gökyüzünden türetildi.

Uranüs ve Neptün de tutulum çemberi üzerinde hareket ediyor ama eski medeniyetlerin onları fark etmesi çok zordu; çünkü bu gezegenler Güneş’ten çok uzakta ve yaydıkları ışık teleskopsuz görülemeyecek kadar zayıf. Eğer insanlar daha büyük gözlerle evrimleşseydi, yani herhangi bir aracın yardımı olmadan Uranüs ve Neptün’ü görebilseydik belki de şu an dokuz günlük bir hafta biçimi olacaktı.

Eğer gezegenleri aylarca hatta yıllarca gözlemlerseniz, ilginç bir şey yaptıklarına şahit olursunuz. Önce tutulum çemberinde bir yönde hareket ederler, sonra duraklar ve yön değiştirip geldikleri yerden geri dönerler. Bu hareket “geri hareket” ya da “retro hareket” olarak adlandırılır. Evrenin ve gökyüzünün işleyişine açıklama getirmek isteyen birinin, bu garip davranışı açıklaması gerekir.

*Bu günlerin İngilizce isimleri, İskandinav/Anglosakson tanrılardan üretilmiş, bu sebeple diğerlerine uymuyorlar.

Batlamyus ve Dünya merkezli evren modeli

Eski uygarlıklar, bilhassa antik Yunanlar, evrenin bir modelini çıkarmak için gökyüzü hakkında bildikleri her şeyi bir araya getirdiler. Dünya’nın yuvarlak olduğunu ve Güneş ile diğer yıldızların her gün gökyüzünde belli bir rota izlediklerini biliyorlardı. Günlük deneyimleri onlara Dünya’nın hareket etmediğini söylüyordu, çünkü bu hareketi hiç hissetmiyorlardı. Onlar da merkezin Dünya olduğuna; Güneş’in, Ay’ın, gezegenlerin ve yıldızların Dünya’nın etrafında döndüğüne kanaat getirdiler. Bu görüşler, Dünya merkezli evren modelini (geocentric) oluşturdu.

Bu, çok mantıklıydı. Model, yalnızca gökyüzünde gözlemledikleri şeylerle uyuşmakla kalmıyor, aynı zamanda Dünya’nın yaratılışın merkezi olduğu hakkındaki dini inançlarıyla da uyuşuyordu. O zamanlardaki birçok modelde Dünya merkezdi, etrafı ise Güneş’in, Ay’ın, gezegenlerin ve yıldızların bulunduğu çarklarla çevriliydi. Gökyüzünden en hızlı geçen cisim Ay olduğundan doğal olarak ilk çarkta o vardı. Sonra Merkür, Venüs, Güneş, Mars, Jüpiter ve Satürn geliyordu. Satürn’ün ötesinde ise takımyıldızlarından ayrılmayan sabit yıldızlar bulunuyordu.

Eski astronomlar, Güneş’in Dünya’nın etrafında döndüğü “Dünya merkezli evren modeli”ne inanıyorlardı. Bu modelin, 1687 yılında yapılmış bir örnek çizimi.

Ancak bu modelle ilgili büyük bir sorun vardı, çünkü bu model gezegenlerin geri hareketini açıklayamıyordu. Bazı çarklar neden önce durup sonra tekrar geriye doğru hareket ediyordu? Yunan matematikçi Batlamyus bu soruna, “Batlamyus Modeli” olarak bilinen bir çözüm üretti. Düşüncesine göre gezegenler dış çember adı verilen küçük bir çember üzerinde hareket ediyordu ve bu çember de yörünge denen daha büyük bir çember üzerinde, Dünya’nın etrafında dönüyordu (resim için bkz. 27. sayfa). Gezegenin dış çemberdeki hareketi, yörüngedekiyle aynı olursa gezegenlerin tutulum çemberi üzerinde tek bir yönde hareket ettiğini görürüz. Ancak eğer gezegen, dış çemberde yörüngedekinin tersi bir hareket sergilerse gezegenin yön değiştirdiğini görürüz. Bu gayet zekice bir çözümdü ve gökcisimlerinin hareketini açıklama konusunda ileri sürülen en sağlam iddialardan biriydi. Bu düşünce bin yıldan fazla bir süre su götürmez bir gerçek olarak kabul edildi.

KLAUDYOS BATLAMYUS (MS 100-170)

Astronomik düşünce konusunda etkisi bin yıldan fazla sürmesine rağmen, Batlamyus hakkında çok az şey biliyoruz. Ondan geriye yalnızca çalışmaları kaldı. O zamanlar Roma İmparatorluğu’nun topraklarına, şimdi ise Mısır topraklarına dahil olan İskenderiye’de yaşadı.

Planetary Hypotheses (Gezegenlere Dair Hipotezler) adlı kitabında gezegenlerin geri hareketini açıklayan dış çemberleri düzenledi ve evrenin boyutunu hesaplamaya çalıştı. Dünya’nın Güneş’e olan uzaklığını, Dünya’nın çapı üzerinden hesaplamaya çalıştı ve bu uzaklığın Dünya’nın çapının 605 katı olduğunu buldu (doğru sayı 12.000 kata yakın). Yıldızların da Dünya’nın çapına oranla 10.000 kat uzaklıkta olduğunu düşündü (doğru sayı 3 trilyon kattan fazla). Diğer önemli eseri Almagest’te (Büyük Bileşim) birçoğu şu an bile geçerli olan kırk sekiz takımyıldızı listeledi.

Her ne kadar bazı kaynaklar, Batlamyus’un hayat şartları iyi olduğu için şanslı olduğunu söylese de o, istekli ve arzulu bir astrologdu. Müzik, optik ve coğrafya hakkında da çalışmalar yaptı. Tıpkı Eratosten gibi, o da Ay’da bulunan bir kraterin isim babasıdır.

Batlamyus, gezegenlerin geri hareketini açıklamak için dış çemberler ve yörünge modelini çizdi.

Kopernik ve günmerkezlilik

16. yüzyıla gelindiğinde Batlamyus’un modeli Avrupa’da öyle yerleşmişti ki bu modeli sorgulamak hayatınızı tehlikeye sokabilirdi. Hıristiyanlık, antik Yunan zamanlarından beri Avrupa’ya tamamen yayılmıştı. Hıristiyanlığın en temel öğretilerinden biri de Tanrı’nın evreni yedi günde yarattığıydı. Yani Dünya’nın evrenin merkezi olduğu herkesçe doğal karşılanıyordu. Bu görüşle birlikte gelen hareketin merkezinde olma onuru varken neden bir sürü zahmete katlanıp yeniden sorgulama yapılsın ki? Zaten bu sorgulamayı yapmak bile kâfirliğe giriyordu. Bu sırada Ortadoğu’daki Müslüman bilginler bu tür dogmalara çok da bağlı değildi ve MS 1050 yılları gibi erken bir dönemde bile, Batlamyus’un Dünya merkezli modelinde çatlaklar bulmaya başlamışlardı.

Yine 16. yüzyıl civarlarında, Polonyalı matematikçi Nikolas Kopernik (Nicolaus Copernicus), gezegenlerin geri hareketini açıklamak için Batlamyus modelindeki dış çemberlere ihtiyaç olmadığını fark etti. Yapılması gereken tek şey, Güneş’i merkeze almak ve Dünya’yı da onun yörüngesindeki bir gezegen olarak düşünmekti. Bu da günmerkezlilik (heliocentric) modelini ortaya çıkardı.

Gezegenlerin geri hareketi: Batlamyus ve Kopernik modellerinin karşılaştırılması.

Bu modelle birlikte anlaşıldı ki Mars’ın yaptığı geri hareket aslında, Dünya’nın Güneş etrafındaki turunu Mars’a kıyasla daha hızlı tamamlamasından, yani bir nevi Mars’a “tur bindirmesinden” dolayı oluşuyordu. Dünya’nın Mars’a doğru yaptığı hareket tek yönlü gibi gözüküyor, ancak Mars’ı bir kez geçince, biz hızla ilerlerken Mars bizden uzaklaşıyormuş gibi görünüyordu. 16. yüzyılın ilk çeyreğinde Kopernik, düşüncelerini yazmaya başladı ve bu yazıların kopyalarını güvendiği arkadaşlarına dağıttı. 1532 yılına gelindiğinde ise düşüncelerinin doğru olduğuna emindi, ancak suçlanma korkusuyla çalışmalarını saklamayı tercih etti. Her ne kadar kesin olmasa da, ölüm döşeğindeyken Kopernik’in kendi kitabının yalnızca bir kopyasını gördüğü söylenir. Hikâyeye göre, nihayet düşüncelerinin yayımlanacağı bilgisiyle 1543 yı-lında huzurlu bir şekilde öldü. O kitap, gelmiş geçmiş en önemli kitaplardan biri olarak kabul edilen Göksel Kürelerin Devinimleri Üzerine (De revolutionibus orbium coelestium) idi.

Kitap, teolojik bir krize yol açtı. 16. yüzyılın sonunda İtalyan rahip Giordano Bruno, mantıksal bir tavır takınarak Dünya’nın Güneş etrafında döndüğünü savunmakla kalmayıp tıpkı Güneş gibi diğer uzak yıldızların da, yaşam barındırma ihtimali olan gezegenleri olabileceğini ileri sürdü. 1600 yılında sapkınlık suçlamasıyla kazıkta yakıldı, bazı tarihçilere göre bu görüşleri onun birçok “düşünce suçundan” yalnızca bir tanesiydi.

Dünya merkezli bir evrende mi yoksa Güneş merkezli bir evrende mi yaşadığımız tartışması, konuyu sonsuza dek kapatacak bir kanıttan yoksundu. Ancak Danimarkalı bir astronom bu kanıtı bulmak için çok çabaladı, en sonunda ise iki modeli birleştirip ortaya melez bir model çıkardı.

Tycho Brahe

Danimarkalı astronom Tycho Brahe “eksantrik” kelimesinin sözlükteki karşılığıydı âdeta. 20 yaşına geldiğinde matematik üzerine yapılan bir düelloda burnunun ucunu kaybettiğinden, yetişkinliğinin çoğu pirinç bir takma burunla geçti. Bazı tarihçiler William Shakespeare’in Hamlet karakterini Brahe’yi düşünerek yazdığını bile düşünüyor, çünkü Rosencrantz ve Guildenstern karakterleri, Brahe’nin kuzenleri ile aynı isimleri taşıyorlar. Hatta Hamlet’in Dünya merkezli ve Güneş merkezli modeller konusunda alegorik bir savaşı işlemiş olması bile ihtimaller dahilinde, çünkü bu görüşe göre Claudius karakterinin ismi de Klaudyos Batlamyus’dan (Claudius Ptolemy) geliyor.

Kesin olarak bildiğimiz şey, Brahe’nin astronomiye olan tutkusu ve bu işte ne kadar iyi olduğu. Gökyüzüyle ilgili ölçümleri, kendisinden önceki astronomlara kıyasla çok daha doğruydu. Danimarka Kralı, Brahe’ye şu an İsveç sınırları içerisinde bulunan küçük Ven adasını hediye etti ve devasa bir gözlemevi inşa etmesi için mali yardımda bulundu. Brahe, buraya Zeus’un kızı ve astronominin ilham perisi Urania’dan gelen Uraniborg adını verdi.

Uraniborg’daki sosyal ortam da orada yapılan astronomik gözlemler kadar ilgi çekiciydi. Brahe, Jepp adında cüce bir soytarıyı işe almıştı. Jepp gelen konukları korkutmak için masa altlarına saklanır ve birden önlerine zıplardı. Ayrıca yine orada, evcilleştirilmiş bir alageyiği de vardı; ancak bir gün kapağı açık kalmış bir fıçıdan bira içen alageyik, sarhoş oldu ve merdivenlerden düştü. Brahe’nin ölümü de benzer bir sebeple gerçekleşecekti. 1601 yılında Prag’da savurganlık yaptığı bir ziyafette, tükettiği yüksek alkol miktarına rağmen masayı terk edip tuvalete gitmeyi reddetti. 11 gün sonra, kana çok fazla üre karışması sonucunda ortaya çıkan üremi sebebiyle öldü. Tuvalete gitmediği için mesanesi patlamıştı.

44 yaşındaki zamansız ölümünden önce Brahe, Uraniborg’daki gözlemevinde yıldızların ve gezegenlerin hareketlerini özenle kaydetti; bunu yaparken gökyüzündeki cisimlerin aralarındaki açıyı ölçmek için kullanılan sekstant ve kuadrant isimli mekanik aletlerden yararlandı. Gözlemlerinin neredeyse büyük bir bölümü, yalnızca 1 derece kadar şaşmıştı. Bu, ona Dünya merkezli ve Güneş merkezli modelleri birleştirme olanağını sundu. Dünya kadar büyük bir cismin hareket edebileceğine kendini inandıramamıştı, bu yüzden kendi evren modelinde (Tychonic model) Güneş’i ve Ay’ı Dünya’nın yörüngesinde, diğer gezegenleri ise Güneş’in yörüngesinde tasvir etmiştir. Tıpkı Batlamyus’un dış çemberler modeli gibi bu model de gezegenlerin geri hareketini açıklıyordu.

En azından kâğıt üstünde açıklıyordu demeliyiz. Ancak bu üç modelden (Batlamyus’un, Kopernik’in ve Tycho’nun modelleri) hangisinin yaşadığımız evreni tamamen doğru tasvir ettiği hakkında yeterli kanıt hâlâ yoktu. Sonra Danimarkalı bir mercek ustasının yanlışlıkla yaptığı bir keşif, astronomiyi sonsuza dek değiştirdi.

Brahe, Dünya’nın merkezde olduğu ancak bazı gezegenlerin Güneş’in yörüngesinde döndüğü melez bir model tasarladı.

Teleskopun icadı

Bu noktaya kadar bahsettiğimiz tüm astronomik gözlemler çıplak gözle, sekstant ve kuadrant adı verilen araçlar kullanılarak yapılmıştı. Sonra Danimarkalı Hans Lippershey, 1608 yılında teleskopu keşfetti. Patent başvurusunda “uzaktaki nesneleri çok yakınmış gibi görebilmek için bir alet” demişti. Bu aleti ilk keşfedenin gerçekten o olup olmadığı çok kesin değil; ancak tarih, bu buluş için itibarı genelde ona atfediyor. Bilim alanında yapılan birçok devrim, muhtemelen uydurulmuş “kavrama anları” ile birlikte anılır; Arşimet’in “Eureka” diye bağırması ya da Isaac Newton’ın yere düşen elmadan yola çıkması gibi. Teleskopun icadı da farklı değil.

Lippershey’in aydınlanma ânının, atölyesindeki eski merceklerle oynayan iki çocuğu gördüğünde gerçekleştiği söylenir. İki merceği üst üste koyup uzaktaki bir rüzgârgülüne baktığında, rüzgârgülünün normalden çok büyük göründüğünü fark etti. Lippershey bu etkiyi kullanarak nesneleri üç kata kadar yakınlaştıran bir alet tasarladı. Birkaç yıl sonra Yunan bilim insanı Giovanni Demisiani bu alete bir isim vermek için antik Yunancada uzak anlamına gelen tele ve bakmak anlamına gelen skopein kelimelerini birleştirerek “teleskopos” kelimesini buldu.

Ancak bu yeni icadı gerçekten etkili bir şekilde kullanacak esas kişi İtalyan bir matematikçiydi, bunu yaparak nihayet çok ama çok eski bir düşünceyi yerle bir etti.

Galileo ve teleskopik gözlemleri

1608 yılında İtalyan bilim insanı Galileo Galilei, Padua’daki yerel bir üniversitede matematik öğretiyordu. Venedik şehrini ziyaret ettiği sırada, Avrupa’yı âdeta kasıp kavuran Hollanda yapımı yeni aletin bir kopyasıyla karşılaştı. Tasarımı geliştirmek için çabaladı ve çok geçmeden görüntüyü sekiz kat büyüten bir teleskop elde etti (Lippershey’in tasarımı üç kat büyütüyordu). Daha sonra bu tasarımı iyice geliştirerek görüntüyü otuz kattan fazla yaklaştıran bir alet yaptı.

Galileo kısa sürede tamamen Dünya merkezli bir evrende yaşamadığımızı fark etti. Batlamyus yanılmıştı. 7 Haziran 1609’da teleskopunu Jüpiter’e doğru çevirdi ve gezegenin etrafında dönen üç küçük cisim fark etti. Bir hafta içinde dördüncü bir cisim daha olduğunu gördü. Jüpiter’in dört büyük uydusu artık Galileo’nun onuruna, Galileo uyduları olarak adlandırılıyor (bkz. 107. sayfa). Dünya’nın ya da Güneş’in etrafında dönmeyen dört cismin varlığı apaçık görülüyordu.

1610 yılında Galileo, Venüs’ün de tıpkı Ay gibi farklı evreleri olduğunu fark ettiğinde, sorunu kökünden çözen keşif gerçekleşti. Venüs, bazen “tam” bazen de hilal şeklinde görünüyordu. Şekli de değişiyordu, sanki bize bir yaklaşıp bir uzaklaşıyor gibiydi. Batlamyus’un düşündüğü gibi hem Venüs hem de Güneş, Dünya’nın etrafında dönüyor olsaydı Venüs’ün evrelerini gözlemleyemezdik. Batlamyus’un sistemine göre Venüs, Dünya ile Güneş’in arasına hiç girmiyordu; evreleri görebilmemiz için ise bir hizalanma gerekiyordu. Brahe ve Kopernik’in modellerinde ise Venüs’ün ışığını, Dünya ile Güneş arasında olduğu sırada çok az görebiliyorduk, çünkü Güneş ışınlarının birçoğu gezegenin bize dönük olmayan yüzüne vuruyordu. Bize dönük olan tarafı ise bizden en uzakta olduğu sırada aydınlıktı.

Nihayet Batlamyus’un eski Dünya merkezli modelini hükümsüz kılacak kanıt bulunmuştu. Ancak Güneş merkezli evren modeline destek vermek hâlâ tehlikeliydi. Galileo, Kopernik’in haklı olduğunu savunduğunda ruhban sınıfının öfkesiyle karşılaştı. Ruhban sınıfı, Brahe’nin modelini destekledi; çünkü hem Dünya’nın merkez olduğunu öne süren dini görüşlere uyuyor hem de Venüs’ün evrelerini açıklayabiliyordu. 1616 yılında Engizisyon, Güneş merkezli evren fikrini savunmanın, kutsal kitabı yalanlamak olduğunu bildirdi. 1633 yılında Galileo mahkemeye çıkarıldı ve sapkınlıktan suçlu bulundu. Cezası ömür boyu ev hapsiydi. 77 yaşındayken öldüğü 1642 yılına kadar günlerini, bilimin daha tartışmasız alanları üzerine önemli kitaplar yazarak geçirdi. Kilise ise nihayetinde Galileo’yu affetti, ancak tam 1992 yılında!

Galileo ayrıca Ay üzerindeki dağların resimlerini çizdi ve bu dağların gölge boylarını kullanarak yüksekliklerini hesaplamaya çalıştı. Bulduğu sonuçlar, Ay yüzeyinde kimsenin beklemeyeceği kadar yüksek tepeler olduğunu ortaya çıkardı. Satürn’ün halkalarını ilk gören kişi olarak bu halkaları, gezegenin iki yanına yapışan “kulaklar” olarak betimledi. Hatta Güneş’in yüzeyindeki lekeleri bile inceleyip Samanyolu’nun yalnızca bir gaz bulutu olmadığını ve yıldızlarla dolu olduğunu açığa çıkardı.

Johannes Kepler ve gezegen yasaları

Alman matematikçi Johannes Kepler, Kopernik modelinin en eski ve en yüksek sesli savunucularından biriydi, hem de bunu Galileo’nun gözlemlerinden önce yapıyordu. 1600 yılında Tycho Brahe’nin yardımcısı olan Kepler, Güneş’in etrafında dönen gezegenlerin matematiksel kurallarını öğrenmek için yanıp tutuşuyordu. Brahe’nin bazı gözlemlerini kullanmaya izni vardı, ancak Brahe diğer bilgilerini dikkatle koruyordu. Brahe’nin bir yıl sonra ölmesinden sonra tüm çalışmaları Kepler’e kaldı; bu olay, bazı tarihçiler tarafından bir cinayet olarak görülüyor. Brahe’nin cesedi 1901 yılında incelendiğinde vücudunda civa izlerine rastlandı. Acaba gerçekten mesane problemleri yüzünden mi ölmüştü? Yoksa Kepler, Brahe’nin rakipsiz astronomik kataloğuna ulaşmak için onu zehirlemiş miydi? Ne de olsa Brahe’nin nasıl öldüğünü yalnızca Kepler’in günlükleri sayesinde biliyoruz. Gelgelelim Brahe 2010 yılında mezardan tekrar çıkarıldığında yapılan testler gösterdi ki vücudunda bulunan civa miktarı ölümüne neden olamayacak kadar azdı.

Brahe’nin ölümünden sonra Kepler, gözlemlerini kullanarak gezegen hareketlerini açıklayan üç ünlü yasayı oluşturdu:

Birinci Yasa: Gezegenler, odak noktalarının birinin Güneş olduğu, elips bir yörünge üzerinde hareket ederler.

Kepler, gezegenlerin Güneş etrafında, antik medeniyetlerin ve hatta Kopernik’in sandığı gibi kusursuz çemberler üzerinde hareket etmediğini görebiliyordu. Bunun yerine elips adı verilen oval bir şekil çiziyorlardı. Bir elipsin iki odak noktası bulunur (odak noktaları eğrinin içindeki önemli matematiksel noktalara verilen isimdir). Güneş de bu odak noktalarının birinde bulunur.

İkinci Yasa: Güneş ve bir gezegen arasındaki çizgi, eşit zamanda eşit alanları tarar.

Gezegenlerin elips yörüngelerinin olmasının bir sonucu olarak bazı gezegenler, Güneş’e diğerlerinden daha yakındır. Ancak Kepler fark etti ki Güneş ve bir gezegen arasındaki çizgi, aynı toplam alanı, aynı sürede tarıyor (aşağıya bakınız). Basitleştirmek gerekirse aynı gezegen, Güneş’e yakın olduğunda hızlanıyor, uzak olduğunda ise yavaşlıyor.

Kepler’e göre gezegenler, Güneş etrafında elips çizerek dönerler ve Güneş’e yakın olduklarında hızlanırlar.

Üçüncü Yasa: Bir gezegenin yörüngesel devrinin karesi, gezegenin Güneş’e olan uzaklığının küpü ile doğru orantılıdır.

Özü itibarıyla, bir gezegen Güneş’ten ne kadar uzaksa Güneş etrafındaki dönüşünü tamamlaması o kadar uzun sürer. Bu çok mantıklı, Güneş etrafındaki turunu en hızlı tamamlayan gezegen Merkür, çünkü izlediği yörünge diğerlerine kıyasla en küçüğü. Satürn’ün bu turu tamamlaması çok daha uzun sürüyor çünkü tamamlaması gereken yolculuk çok daha uzun. Kepler’in aydınlanışı, bu iki şey arasındaki kesin matematiksel ilişkiyi açıklamasıyla gerçekleşti. Brahe’nin doğru gözlemlerini kullanarak bir gezegenin yörüngesini tamamladığı sürenin karesi (süre x 2), gezegenin Güneş’e olan uzaklığının küpü (kendi uzaklığı x 3) ile doğru orantılıydı.

Bu yasalar, doğrudan gözlemlere dayalı deneysel yasalardı; gezegenlerin neden Güneş’in etrafında döndüğüne dair teorik açıklamalar değildi. O ileri seviye anlayış, 1666 yılında bir salgın yüzünden Cambridge’i terketmek zorunda kalan ve annesinin bahçesinde otururken kafasına elma düşen bir İngiliz matematikçi ile gelecekti.

Isaac Newton ve yerçekimi

Newton ve elma hikâyesinin içinde ufak bir gerçeklik payı var, ancak elma kafasına düşmedi. En azından güvenilen biyografi Memoirs of Sir Isaac Newton’s Life (1752) isimli kitaba göre böyle. Newton, kitabın yazarı William Stukeley’ye, yerçekimi teorisini, akşam yemeğinden sonra bahçede çay içtikleri sırada, bir elmanın yere düştüğünü gördükten sonra keşfettiğini söylemiş.

Newton’ın temel kavrayışı, evrendeki her cismin bir diğerine karşı çekim kuvveti uygulamasıyla alakalıydı. Elma yeryüzüne doğru çekiliyordu, bu yüzden düştü. Düşmesi devam etmemişti, çünkü yere çarpmıştı. Newton fark etti ki eğer elmayı yeterli bir yüksekliğe ve hıza çıkarabilirsek yeryüzü araya girmeyeceği için Dünya’nın etrafında dolanarak düşmeye devam ederdi. Dünya’nın yörüngesinde dönerdi. Akıl yürütmedeki bu devrimsel sıçramayı Ay’ı düşünerek yaptı. Ay, Dünya’nın yörüngesinde elmanın düşme sebebiyle aynı sebepten dönüyordu, çünkü onun yolunu kesen hiçbir şey yoktu. Bunların hepsi iki cisim arasındaki çekim kuvvetinden kaynaklanıyordu.

Yerçekimi hakkındaki düşüncelerini, 1687 yılında Doğa Felsefesinin Matematiksel İlkeleri (Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica) adlı kitabında yayımladı. Bu kitap, hareketin yasaları da dahil olmak üzere, muazzam önemdeki diğer düşüncelerini de içeriyordu. Newton kitapta, iki cisim arasındaki çekim kuvvetinin, cisimlerin arasındaki mesafenin karesiyle ters oran-tılı olduğunu belirtti. Yani eğer iki cisim arasındaki mesafeyi iki katına çıkarırsanız çekim kuvveti çeyrek orana düşer. Mesafeyi üç katına çıkardığınızda bu kuvvet, dokuzda bire düşer. Düşüncelerini bu kadar güçlü yapan şey ise Kepler’in gezegen hareketleri yasasını açıklamak için, hem evrensel çekim kanununu hem de hareket yasalarını kullanmasıydı (bkz. 34. sayfa). Etkili bir şekilde “Gezegenlerin neden Güneş’in etrafında döndüğünü biliyorum ve bunu kanıtlayabilirim, çünkü fikirlerim Kepler’in buldukları ile aynı sonuçları verdi,” diyordu.

Kepler’in ikinci yasasına bir bakalım. Bu yasa, bizlere Güneş ve bir gezegen arasındaki çizginin aynı sürede eşit alanları taradığını söylüyordu. Bir başka deyişle gezegenler Güneş’e yakınken hızlanıyor, uzaklaştığında ise yavaşlıyordu. İşte Newton, gezegenlerin bu davranışına bir açıklama getirdi. İki cisim arasındaki çekim, birbirlerine yaklaştıkça artıyor, uzaklaştıkça zayıflıyordu. Bir gezegen, Güneş’e yakın olduğunda daha kuvvetli bir çekim alanına giriyor ve gezegenin hızı artıyor; Güneş’ten uzaklaşırken ise bu çekimin gücü düşüyor ve dolayısıyla gezegen yavaşlamaya başlıyor.

Bu arada Newton’ın başyapıtı neredeyse basılmayacaktı. The Royal Society² tüm bütçesini Balıkların Tarihi adlı başarısız bir kitap için kullanmıştı. Daha sonra astronom Edmund Halley olaya dahil oldu ve baskı masraflarının hepsini karşıladı. Bunu yaparak tüm zamanların en önemli kitaplarından birinin (bilimsel olsun veya olmasın) günümüze ulaşmasını sağladı.

Isaac Newton ve ışık

Düşen elmanın hayal gücünü canlandırdığı sıralarda Newton ayrıca, prizmalarla ve ışıkla ilgileniyordu. Bu cam bloklarla deney yapmak yeni bir şey değildi ve prizmaya giren beyaz ışığın birçok farklı renkte çıktığı da uzun süredir biliniyordu. Ancak geçerli görüş, ışığı renklendiren şeyin prizmaların ta kendisi olduğuydu. Işığın kendisi saf beyazdı.

Newton, bu görüşün yanlışlığını basit ama zekice bir deneyle kanıtladı. 1666 yılında güneşli bir günde penceresinin tamamını, içeriye ışık giremeyecek şekilde kapladı ve kaplamaya yalnızca çok az güneş ışınının girebileceği küçücük bir delik açtı. Işığın geçtiği yola bir prizma koydu ve beklendiği gibi gökkuşağının renkleri ortaya çıktı. Deneyin zekice olan kısmına gelirsek: Bu renklerin yoluna ters çevrilmiş ikinci bir prizma yerleştirdi.

Gerçekten de ikinci prizma, ayrı renklerin hepsini birleştirerek bunları tekrar beyaz bir ışığa çevirdi. Demek ki prizmalar beyaz ışığa renk falan eklemiyordu. Beyaz ışık, prizmaların ayırabildiği (veya birleştirebildiği) farklı renklerin karışımından oluşmalıydı. Newton, bulduğu sonuçları 1672’de yayımladı.

Işığın özellikleri ile alakalı bu temel anlayış, modern astronominin birçok alanının bel kemiğini oluşturdu. İlerleyen bölümlerde göreceğimiz gibi, astronomlar bu bilgilere defalarca başvurdu.

AYNALI TELESKOP

Newton 1668 yılında yeni bir teleskop türü tasarladı. Önceki teleskoplar mercekli (refraktör) teleskoplardı, bu teleskoplar ışığı mercekler aracılığıyla kırıyor veya büküyordu. Newton’ın aynalı (yansıtıcı) teleskopu, refraktör teleskoplarla ilgili en büyük sorunu çözüyordu: Renk sapması. Çünkü mercekler, ışığın her bir rengini tıpkı prizmaların yaptığı gibi biraz farklı bir şekilde büküyordu, yani hepsinin odak noktası farklıydı.

Newton teleskopunda ise ışık tepeden giriyor ve dipteki içbükey aynaya vuruyor. Bu ışık boruya yansıtılıyor, düz olan ikinci bir aynaya çarpıyor ve odaklanılan görüntüyü yandaki göz merceğine yansıtıyor.

Günümüzde devasa teleskopların hepsi aynalı, çünkü mercekli teleskopların büyüklüğünün bir sınırı var. Bu teleskoplarda ışık, merceğin içinden geçmek zorunda, yani merceği yanlardan sabitlemelisiniz. Çok büyük bir mercek kullanırsanız kendi ağırlığı yüzünden eğilir ve artık ışığı düzgünce odaklayamaz. Ancak bir ayna, arkadan da desteklenebilir. Dünya’nın en büyük mercekli teleskopu bir metrelik merceğe sahipken, en büyük yansıtıcı teleskopun on metreyi aşan bir çapı var.

Römer ve ışığın hızı

17. yüzyılın sonları, ışığın doğasına dair fikirlerimiz için devrimsel bir zamandı. Isaac Newton renklerin kökeniyle ilgili değerli keşifler yaparken Danimarkalı astronom Ole Römer de ışığın ne kadar hızlı hareket ettiği konusunda çalışmalar yapıyordu.

1670’li yıllarda Paris Kraliyet Gözlemevi’nin astronomları, Jüpiter’in dört Galileo uydusunun ölçümlerini yapmak için Tycho Brahe’nin Ven adasındaki Uraniborg Gözlemevi’ne gittiler. Amaçları, gezegen tarafından tutulmaya girdiklerinde görüşten ne zaman kaybolduklarını not etmekti. Römer ise Fransız astronom Jean Picard’ın yerel asistanıydı ve Uraniborg’daki işleri biter bitmez Römer’e, Paris’te bir iş teklifi sunuldu.

Uyduların gözlemlenmesi kafa karıştırıcı bir bilmeceyi ortaya çıkardı: Newton’ın çekim kuvvetine göre yapılan hesaplamalara rağmen, tutulmalar bazen erken bazen de geç gerçekleşiyordu. 1676 yılına gelindiğinde Römer, gözlemevinin yöneticisi Giovanni Cassini’nin çalışmalarına dayanarak açıklamayı keşfetmişti. İleri sürdükleri şey, ışığın uzayda seyahatinin belli bir zaman aldığıydı. Önceden ise ışık hızının sonsuz olduğu, yani A noktasından B noktasına aniden gittiği düşünülüyordu. Gelgelelim Jüpiter ve Dünya yakınken tutulmaların erken, Jüpiter ve Dünya birbirinden uzakken de tutulmaların gecikmeli gerçekleştiği görülüyordu. Bunun üzerine Römer, Dünya ve Güneş arasındaki mesafeyi aşması için, ışığın on bir dakikaya ihtiyacı olduğunu hesaplamıştı. Bu hız, saniyede 220.000.000 (220 milyon) metreye denk geliyordu.

Günümüzde ışık hızının saniyede 299.792.458 (299 küsur milyon) metre olduğunu biliyoruz, yani Römer ve Cassini aslında çok da alakasız bir sonuç bulmamışlardı. Ancak asıl önemli olan şey buldukları sonuç değil, ışık hızının limitli olduğunu kesin şekilde kanıtlamalarıydı; ışık bir yerden bir yere giderken belli bir zamana ihtiyaç duyuyordu. Günlük yaşamımızda bunu fark etmiyoruz, çünkü ışık çok hızlı. Yalnızca “astronomik” mesafeler bunu fark edilebilir kılıyor. Bu fikre daha birçok kez geri döneceğiz.

Kozmik mesafeler hakkında konuşurken iyi bilinen bir yol da ışık yıllarından bahsetmektir. Bir ışık yılı, ışığın bir yılda katettiği mesafeye denir. Işık, saniyede 299.792.458 metre yol katederek bir yılda 9,46 trilyon kilometre yol alır. Dünya’ya en yakın yıldız, aşağı yukarı 40 trilyon kilometre, yani 4,2 ışık yılı uzaklıktadır. Daha yakın cisimler için ışık saatlerini, ışık dakikalarını hatta ışık saniyelerini bile kullanabilirsiniz. Örneğin Plüton, Dünya’dan 5,3 ışık saati uzaklıktadır. Güneş, 8,3 ışık dakikası uzaklıkta; Ay ise yalnızca 1,3 ışık saniyesi uzağımızdadır.

Halley ve kuyrukluyıldızı

1670’li yıllarda hem Fransız hem de İngiliz kralları, kraliyet gözlemevleri kurdular; amaçları ise yıldızları kullanarak denizdeki keşifleri hızlandırmaktı. İngiltere’de, Greenwich’teki Kraliyet Gözlemevi’nin yöneticisi Kraliyet Astronomu olarak isimlendirilmişti. Bu unvanı ilk alan bilim insanı John Flamsteed 1719 yılında öldüğünde, unvanı yardımcısı Edmund Halley devraldı. Edmund Halley, Newton’ın başyapıtı Principia için de parasal yardımda bulunmuş birisiydi (bkz. 37. sayfa).

Halley’nin Principia’nın basımı için para ödeme sebeplerinden biri de Newton’ın çalışmasının gücünü görmüş olmasıydı. 1684 yılında, kitabın basımından 3 yıl önce Halley, Newton’ı ziyaret etti. Bu ziyaret sırasında iki bilim insanı, çekim kuvveti-nin Güneş’in etrafında yuvarlanan buzlu moloz yığınlarına, yani kuyrukluyıldızlara olan etkisini tartıştılar (o sıralarda bu durum herkesçe bilinmiyordu). 1680 yılında, Kirch adı verilen gözalıcı bir kuyrukluyıldız gökyüzünde parıldadı. Newton, bu kuyrukluyıldızın da Kepler Yasaları’na uyduğunu göstermek için, Flamsteed’in gözlemlerini kullandı. Yörüngesi elips şeklindeydi ve Güneş’e yaklaştıkça hızlandı, yani tıpkı gezegenler gibi bu kuyrukluyıldız da Güneş’in çekim kuvvetinden etkilenmişti.

1705 yılına gelindiğinde Halley, Newton’ın çalışmalarına dayanarak kendi kuyrukluyıldız kitabını yazdı ve kitaba Synopsis of the Astronomy of Comets (Kuyrukluyıldızların Astronomisine Bir Bakış) adını verdi. Artık kuyrukluyıldızların Güneş’in yörüngesinde döndüğünü bildiğinden 1531, 1607 ve 1682 yıllarında görünen üç kuyrukluyıldızın aslında, ardışık yörüngelerde Dünya’nın yakınında seyahat eden aynı kuyrukluyıldız olduğunu ileri sürdü. Hatta bu kuyrukluyıldızın 1758 yılında yine görüneceğini söyledi. Halley 1742 yılında yaşamını yitirdi, bu yüzden kuyrukluyıldızın tam söylediği yılda geri döndüğünü göremedi. Bu kuyrukluyıldız, o günden beri Halley’nin şerefine, “Halley Kuyrukluyıldızı” olarak adlandırılıyor.

Bu bilgi ile astronomlar ve tarihçiler, aynı kuyrukluyıldız hakkında nesiller ve kıtalara yayılmış kayıtlar buldular. MÖ 5. yüzyılda Yunanistan’da ve MÖ 3. yüzyılda Çin’de gözlemlenen kuyrukluyıldızlar, Halley’nin tüm kendine has niteliklerini taşıyor. Halley Kuyrukluyıldızı, meşhur Bayeux işlemesinde de görünüyor. İç Güneş sistemini son ziyareti 1986 yılında gerçekleşti, bir sonraki dönüşü ise 2061 yılında olacak.

Bradley ve ışığın sapması

Galileo, Kepler, Newton ve Halley’nin başarılarına rağmen Brahe ve Kopernik modeli üzerine yapılan hararetli tartışmalar devam etti. Dünya’nın aslında Güneş etrafında döndüğüne dair inkâr edilemeyecek bir kanıt hâlâ yoktu. Hem Paris’teki Picardi hem de Greenwich’teki Flamsted, mevsim ne olursa olsun aynı noktada gözüken Kutupyıldızı’nın aslında yıl içinde az da olsa ileri ve geri hareket ettiğini fark etti. Bu duruma kesin bir açıklama getirecek ve bu açıklama ile Dünya merkezli tüm modelleri geçersiz kılacak kişi, Halley’nin ölümünden sonra Kraliyet Astronomu unvanını alan James Bradley oldu.

Yıldız ışıklarının Dünya’nın üzerine tıpkı yağmur gibi düştüğünü düşünün. Dikey yağan yağmurda yürüdüğünüzde, damlaların şemsiyenize yatık bir açıyla vurduğunu görürsünüz.

Yağan yağmurun altında hareket ettiğinizde damlalar, şemsiyenize belli bir açıyla vuruyormuş gibi görünür.

Aslında yağmur bu açıyla düşmez, bu etkiyi yaratan şey sizin yağmur altındayken yaptığınız harekettir. Benzer şekilde Dünya, yörüngesinin yarısı boyunca “yıldız ışığı yağmuruna” doğru hareket eder, yörüngesinin diğer yarısı boyunca da ters yöne doğru hareket eder. Geceleri gökyüzündeki yıldızların yıl içinde yerlerinin kısmen değişmesinin sebebi, “ışığın sapması” olarak bilinen bu etkidir. Dünya’nın sabit olduğu Tycho Brahe’nin modeli doğru olsaydı böyle bir etkinin olmaması gerekirdi. Nihayet 1729 yılında Bradley, Güneş merkezli Kopernik sisteminde yaşadığımıza dair çok sağlam bir kanıt sundu. Ancak Katolik Kilisesi, Güneş merkezli sistemi anlatan kitapları 1758 yılına kadar yasaklamaya devam etti.

Venüs Geçişi

Dünya da tıpkı diğer gezegenler gibi bir gezegen olarak kabul edilince astronomlar, dikkatlerini Güneş’ten ne kadar uzak olduğumuza çevirdiler. 18. yüzyılda bu mesafeyi ölçmenin tek yolu Venüs Geçişi olarak adlandırılan nadir bir astronomik olayı gözlemlemekten geçiyordu. Venüs Geçişi, Venüs’ün bizim bakış açımıza göre doğrudan Güneş’in önünden geçmesine denir ve küçük bir Güneş tutulması gibidir.

Eğer bu geçişi Dünya üzerindeki iki farklı yerden (birbirinden ne kadar uzak o kadar iyi) gözlemleyebilseydiniz başlama ve bitiş zamanlarının farklı olduğunu görürdünüz, çünkü Güneş’i kısmen farklı açılardan izliyor olurdunuz. Halley bu zaman farklılığını Dünya ve Venüs arasındaki mesafeyi ölçmek için kullanabileceğimizi fark etmişti. Sonra da Kepler’in üçüncü yasasıyla bu mesafeyi artırarak Dünya ve Güneş arasındaki mesafeyi bulabilirdik.

Ancak gezegenin, bize olan mesafesinden dolayı küçük gözükmesi yüzünden bu tür olayları teleskopsuz gözlemlemek zor. Geçişler, aralarında sekiz yıl bulunan iki geçiş olarak gerçekleşiyor, ancak sonrasında diğer ikilinin geçişi için bir asırdan fazla beklemeniz gerekiyor.

Johannes Kepler gezegensel hareket yasalarını kullanarak 1631 yılında bir geçiş gerçekleşeceğini tahmin etti, bu tahmin bir ilkti. Haklıydı da, ancak geçiş gerçekleştiği sırada Avrupa’da gece saatleriydi ve kimse göremedi. İngiliz astronom Jeremiah Horrocks, 1639 yılında başka bir geçiş olacağını öngördü ve geçişi evinin yakınlarındaki Preston’dan izleyerek bu olayı ilk gözlemleyen insan oldu. Edmund Halley, bu tür olayları kullanarak Güneş’e olan uzaklığımızı hesaplamaya yarayacak yöntemi 1691 yılında bulmuştu; ancak astronomlar, bu yöntemi kullanmak için 1761 ve 1769 yıllarında gerçekleşecek diğer iki geçişi beklemek zorundaydılar.

Hem bu ölçümün öneminden hem de böyle bir fırsatın neredeyse 200 yılda bir gelmesinden dolayı 18. yüzyıl astronomları bu şansı kaçırmamak için muazzam mesafeler katettiler. Avrupa’daki gözlemevleri, 1761 ve 1769 yılında gerçekleşecek olan geçişleri gözlemlemek ve hava koşullarının işleri baltalamasını önlemek için, yerkürenin her bir yanına astronomlardan oluşan takımlar gönderdi. Eğer bir takımın gittiği yerde hava bulutluysa diğer takımın gittiği yerde açık bir hava olacaktı.

The Royal Society, 1769’daki geçişi Tahiti’de gözlemlemesi için Kaptan James Cook kumandasındaki HMS Endeavour gemisini görevlendirdi. Cook aynı zamanda İngiliz hükümeti tarafından mühürlenmiş emirler de taşıyordu. Bu emirler, geçiş gerçekleştikten sonra Cook’un ne yapacağıyla ilgiliydi ve keşfedilmemiş bir kıtanın söylentisi üzerine Pasifik’in araştırılmasını içeriyordu.

29 Nisan 1770 tarihinde Cook, Botany Körfezi’ne (günümüzde Sidney şehrinde) yanaştı ve burada Avustralya anakarasındaki ilk Avrupa kökenli yerleşim yerini kurdu.

Tahiti’den gözlemlenen Venüs geçişi sırasındaki ölçümler Dünya ve Güneş arasındaki mesafenin 93.726.900 mil (150.838.824 kilometre) olduğunu gösteriyordu. Bugün ise bu mesafenin 149.600.000 kilometre olduğunu biliyoruz; yani 18. yüzyıl astronomları kısıtlı teknolojilerine rağmen, doğru sayıya son derece yakın bir sonuç bulmuşlardı.

Dünya’yı tartmak

Astronomlar, gezegenlerin ne kadar ağır olduklarını da bilmek istiyorlardı. 18. yüzyılda Dünya’nın kütlesi bile bir gizemdi. Kuyrukluyıldızlar konusundaki onca başarısına rağmen Edmund Halley, Dünya’nın içinin boş olduğunu düşünmüştü. 1774 yılında bir diğer Kraliyet Astronomu Nevil Maskelyne, öyle olmadığını kanıtladı.

Newton’ın Principia’yı yayımlamasından beri, evrendeki her bir cismin bir diğerine karşı çekim kuvvetine maruz kaldığını biliyoruz. Cisim ne kadar yakınsa çekim kuvveti de o kadar fazlalaşıyor. Newton da bu etkiyi kullanarak Dünya’nın ağırlığını hesaplamayı düşündü. Büyük bir dağa yakın tutulan bir sarkaç hayal etti. Sarkacın ucundaki top üç kuvvete maruz kalıyordu: Dağa karşı bir çekim, Dünya’ya karşı bir çekim ve sarkaç topunu tutan ipin gerilimi. Sonuç, sarkaç topunun, dağın yönüne kısmen dikey bir hal alması çıkmıştı. Burada dağın ve Dünya’nın çekimi, ipteki gerilimin gücüyle uyuşuyordu. Eğer dağın kütlesini ve sarkaç topunun saptığı açıyı hesaplayabilseydiniz Dünya’nın kütlesini hesaplamak için Newton’ın denklemlerini kullanabilirdiniz.

Newton bu deneyi pratiğe dökmekten vazgeçti, çünkü sarkaç topunun sapmasını hesaplamanın çok zor olacağını düşündü. Ancak Maskelyne bu görevi devraldı. Simetrik ve konik şeklinden dolayı İskoçya’daki 1.083 metrelik Schiehallion tepesini seçti. Koninin hacmini hesaplamak görece kolaydır ve eğer dağı oluşturan taşın yoğunluğunu biliyorsanız kütlesini de hesaplayabilirsiniz. Maskelyne dağın her iki tarafına gözlem noktaları kurdu, kötü hava şartları yüzünden aksilikler yaşansa da nihayet yıldızları referans noktası alarak sarkacın sapma açısını ölçtü. Daha sonra topograf Charles Hutton, dağın hacmini bulma konusundaki çalışmalarına başladı. Sonucu daha kolay bulmak için dağı bölümlere ayırdı ve bunu yaparken izohips (eşyükselti) eğrilerini keşfetti.

Maskelyne’in takımı Dünya’nın yoğunluğunu, her santimetre küp için 4,5 gram ortalama yoğunluk olarak buldu (günümüz değeri 5,5g/cm3). Schiehallion dağının ortalama yoğunluğu 2,5g/cm3 olduğuna göre yeryüzünün altında dağdan çok daha ağır bir madde olmalıydı; gezegenimizin içi boş falan değildi. Bu noktaya kadar Güneş’in, Ay’ın ve diğer gezegenlerin yoğunlukları Dünya’nın yoğunluğunun katları olarak biliniyordu. Ancak eğer Dünya’nın ortalama yoğunluğu bilinirse astronomlar, Güneş sistemindeki diğer büyük cisimlerin hacimleri ve yoğunlukları hakkında da bir şeyler söyleyebilirlerdi. İskoçya’daki bir dağ, Güneş sistemindeki diğer gezegenleri daha iyi tanımak için adeta örnek bir terazi görevi gördü.

Herschel ve Uranüs

13 Mart 1781’de William Herschel, bir gecede Güneş sisteminin bilinen sınırlarını iki katına çıkardı. İngiltere’nin Bath şehrindeki evindeyken Güneş’e Satürn’den iki kat uzak olan yepyeni bir gezegen keşfetti. Diğer tüm gezegenler antik çağlardan beri bilindiğinden, gerçekten ilk defa yeni bir gezegen keşfedilmişti. Daha sonra ortaya çıktı ki Greenwich’teki kraliyet astronomları da dahil birçok astronom aslında Uranüs’ü görmüştü, ancak cisim tutulum çemberi üzerinde o kadar yavaş hareket ediyordu ki hep sabit yıldızlardan biri sanmışlardı. Başlangıçta Herschel de bir kuyrukluyıldız olduğunu düşündü, sonra ise gerçeği anladı.

Bu yeni buluşa evrensel bir isim verilmesi ise neredeyse yüz yılı buldu. İsim verme hakkına, kâşif olarak Herschel sahipti. O da kendisini astronom olarak işe alan Kral III. George’a ithafen “Georgium Sidus (George’un Yıldızı)” ismini seçti. Tahmin edebileceğiniz gibi bu isim diğer ülkeler için o kadar da uygun değildi. 1782’de Uranüs (Yunan gökyüzü tanrısı) uygun bir alternatif olarak sunuldu; çünkü Uranüs, Kronos’un (Satürn) babasıydı, Kronos da Zeus’un (Jüpiter) babasıydı. Gelgelelim bu ismin resmi olarak kullanılmaya başlaması 1850’leri buldu. Bu isim, gezegeni diğerlerinden bir nebze öne çıkarıyor. Çünkü diğer tüm gezegenler (Dünya hariç) Roma tanrılarının adını taşıyorken Uranüs adını bir Yunan tanrısından alan tek gezegen.

Herschel ve kızılötesi ışın

1800 yılında Herschel, belki de yeni bir gezegen bulmaktan çok daha önemli bir buluşa imza atmıştı: Yepyeni bir ışık türü bulmuştu.

Tıpkı bir asır önce Newton’ın yaptığı gibi o da prizmalarla deney yapıyordu. Renk ve sıcaklık arasında bir bağlantı olduğundan şüphelendi. Bu yüzden güneş ışığını bir prizmadan geçirdi ve ortaya çıkan ışık tayfındaki her bir rengin önüne bir termometre yerleştirdi. Renklerdeki en yüksek sıcaklığın, ışık tayfının sonunda bulunan kırmızı ışıkta olduğunu gördü. Ancak sonra muhteşem bir şey yaptı: Termometreyi kırmızı ışığın hemen yanına, yani görünürde hiç ışık bulunmayan bir yere taşıdı. Termometresi burada, ışık tayfının herhangi bir yerindekine kıyasla çok daha fazla sıcaklık gösteriyordu.

Herschel, ışık tayfının sonundaki kırmızının ötesinde, görünmeyen bir “ısıl ışın” olduğunu düşündü. Sonraki deneyleri gösterdi ki bu ışınlar, tıpkı sıradan ışık ışınları gibi davranıyordu. Onun bulduğu bu ışık türünü bizler, kızılötesi olarak biliyoruz. Kızılötesi ışın, sıcak cisimler tarafından yayılan görünmez ışığa deniyor; bu yüzden kızılötesi kameralar polis takiplerinde, savaş alanlarında ve arama kurtarma çalışmalarında canlı takibi yapmakta kullanılıyor.

Herschel’in keşfi, görebildiğimizin ötesindeki ışığın ilk belirtileriydi. Tıpkı insan kulağının duyamayacağı kadar yüksek veya düşük frekansta olan sesler gibi, insan gözünün göreme-yeceği kadar yüksek ve düşük frekansta olan ışıklar da vardı. Günümüz fizikçileri, tüm bu ışıkları içine alan ışık tayfını elektromanyetik tayf olarak adlandırıyorlar. Bu tayf, düşük frekanslı radyo dalgalarından ve mikrodalgalardan başlayıp kızılötesine ve görünen ışığa; oradan da yüksek frekanslı morötesine, X ışınına ve gama ışınına kadar uzanıyor. Astronomlara göre ise bunların hepsi yalnızca ışık.

İlk teleskopların hepsi gözlerimizin görebildiği ışığa duyarlıydı. Ancak günümüz astronomlarının, radyo dalgalarından gama ışınlarına, her frekanstaki ışığa duyarlı teleskop takımları var. Eğer kendimizi yalnızca görünen ışıkla sınırlasaydık uzaydan Dünya’ya “ulaşan” birçok bilgiyi kaçırırdık.

Avrupa Uzay Ajansı, yapılmış en büyük kızılötesi teleskopunu 2009 yılında uzaya fırlattığında, bu muhteşem çalışmalarına ithafen, teleskopa Herschel ismini vermişti.

Neptün’ün keşfi

Uranüs rasgele keşfedilse de Neptün’ün keşfi daha planlıydı. Astronomlar, Uranüs’ün keşfinden sonra gezegenin yörüngesini dikkatlice incelediler ve bazı düzensizlikler fark ettiler. Gezegen zaman zaman, Kepler ve Newton’ın denklemlerinin işaret ettiği yerde gözükmüyordu.

Ancak bu durumda hatalı olanın denklemler olmadığı hemen fark edildi. Astronomların tanık olduğu şey, Uranüs’ün yörüngesini etkileyen uzaktaki başka bir gezegendi. Uranüs bu göremediğimiz gezegene doğru yaklaşırken çekiliyor ve hızı artıyordu. Uranüs gezegeni geçtiğinde ise diğer gezegen, Uranüs’ü tekrar geri çekmeye çalışıyordu ve bu esnada Uranüs biraz yavaşlıyordu.

Fransız matematikçi Urbain Le Verrier, bu işe burnunu sokan gezegenin nerede olduğunu hesaplamak için Kepler ve Newton denklemlerini kullandı. Daha sonra Le Verrier, hesaplamalarını Berlin’deki Alman astronom Johann Galle’ye gönderdi. O da teleskopunu bu koordinatlara doğru çevirdi ve Neptün’ün onu beklediğini gördü (Le Verrier’nin söylediği koordinatların bir derece içerisindeydi). Sonradan anladılar ki tıpkı Uranüs gibi Neptün de daha önce (Galileo da dahil olmak üzere) birkaç kişi tarafından fark edilmişti, ancak yavaş hareketi yüzünden o da sabit yıldızlardan biri sanılmıştı.

Einstein ve özel görelilik

Bilim dünyasının en ünlü denklemi E=mc²; Albert Einstein, 1905 yılında özel görelilik kuramını yayımladığında ortaya çıktı. Teoriye göre, enerji (E) kütleye (m) eşittir. Bir cismin içinde ne kadar enerji olduğunu bulmak için, kütlesini ışık hızının (c) karesi ile çarparsınız.

O yıl Einstein’ın eserleri bilim dünyasına sağanak gibi yağdı, çığır açan iki araştırma daha yayımladı. Bunlardan biri, ışığın foton denen partiküllerden oluştuğunu söyleyen çalışmasıydı ve ona 1921 yılında Nobel Fizik Ödülü’nü kazandıracaktı. Bu buluşları, Einstein’ın o zamanlarda dışlanmış bir akademisyen olduğu ve İsviçre’nin Bern şehrinde patent kâtipliği yaptığı düşünülürse daha da dikkate değer bir hal alıyor.

Özel görelilik Ole Römer’in ışık üzerindeki çalışmalarını (bkz. 40. sayfa) bir adım öteye götürüyor. Einstein ışık hızının bir limiti olduğunu söylemekle kalmadı, bir de evrensel hız limitinin “ışık hızı” olduğunu söyledi. Uzayda hiçbir şey ışıktan daha hızlı seyahat edemez. Bu fikir, doğrudan E=mc²’den geliyor. Ne kadar hızlı hareket ederseniz enerjiniz o kadar artar. Bununla birlikte denklem, bizlere enerjisi artan bir cismin kütlesinin de arttığını söylüyor; yani ne kadar hızlı giderseniz o kadar ağırlaşırsınız. Ağır cisimlerin hareket etmesi daha zordur ve hızlarını artırmak için daha fazla enerjiye ihtiyaç duyarlar. Eğer hızlanabilirlerse daha da ağırlaşırlar. Hızlı giden bir cisim, sonunda o kadar ağırlaşır ki daha hızlı gidebilmek için sınırsız bir enerjiye ihtiyaç duyar. Bu olaydaki sınır çizgisi de ışık hızıdır.

Einstein ve genel görelilik

Einstein, özel görelilik kuramını dünyaya hediye etmekle yetinememiş olacak ki 1915 yılında da genel görelilik kuramını yayımladı. Bunu yaparak yerçekimi hakkındaki düşüncelerimizi kökten değiştirdi.

Newton, kütleçekimini devasa cisimler tarafından boşlukta uygulanan çekim olarak düşünmüştü. Ona göre Dünya bu yüzden Güneş’in etrafında dönüyordu. Einstein, Dünya’nın Güneş’in etrafında dönmesinin sebebini, Güneş’in etrafındaki uzayın şeklini değiştirmesi olarak açıkladı. Einstein, üç boyutlu uzay ve bir boyutlu zaman anlayışını uzay-zaman dediği dört boyutlu bir “kumaşa” çevirdi ve devasa cisimlerin bu kumaşı büktüğünü söyledi.

Bunu zihninizde canlandırmak için, köşelerinden sıkıca gerdiğiniz bir çarşafı uzay-zaman olarak düşünün. Bu çarşafın ortasına Güneş’i temsil eden bir bovling topu yerleştirin, çarşaf bükülecek ve ortada bir çukur oluşacak. Daha sonra Dünya’yı temsilen bir tenis topu alın ve çarşafın çukur oluşan kısmının kenarına bırakın; tenis topu, bovling topuna doğru çekilecektir.

Einstein, devasa cisimlerin uzay-zaman denen dört boyutlu kumaşı büktüğünü ve bu bükülmenin de uzak yıldızlardan gelen ışığı büktüğünü ileri sürmüştü.

Astronomlar uzunca bir süredir, Newton’ın çekim yasasının Merkür’ün yörüngesindeki gariplikleri açıklayamadığını biliyorlardı. Einstein, bükümlü uzay-zaman fikrini Merkür’e uyguladığında mükemmel bir uyum oluşmuştu. Ancak emin olmak için deney yapacak farklı bir yola ihtiyaç vardı. Bu yol da Güneş tutulmasının yegâne durumunu kullanmaktı.

ALBERT EINSTEIN (1879-1955)

Ondan önce veya sonra yaşamış hiçbir bilim insanı, Albert Einstein kadar ünlü olamadı. Yüzü, dünyanın her bir yerinde kıyafetleri, posterleri ve fincanları süslüyor. Çalışmaları bugün bile geçerli. Einstein’ın görelilik kuramlarını yayımlamasının üstünden yüz yıldan fazla bir zaman geçmesine rağmen, fizikçiler hâlâ haklı olduğu konusunda kanıtlar bulmaya devam ediyorlar. Doğru veya yanlış olabilir, ancak kırlaşmış saçları ve kaçık profesör karakteri, dâhi bilim insanı görüntüsünün en bilinen modeli haline geldi.

Renkli bir hayat sürdüğüne şüphe yok. 1903’de fizik öğrencisi olan çok yakın arkadaşı Mileva Marić’le evlendi, ancak daha sonra kuzeni Elsa’yla bir ilişkisi oldu. Elsa ve Albert 1919 yılında evlendiler ve Elsa’nın öldüğü 1936 yılına kadar beraber kaldılar. Bu olayın Einstein’ın kalbini çok kırdığı söylenir.

Hem Alman hem de Yahudi olduğundan, Adolf Hitler iktidara gelince Amerika’da kaldı ve 1940 yılında ABD vatandaşı oldu. 1952 yılında İsrail cumhurbaşkanlığı teklif edildi, ama reddetti. 1955 yılında ise damar genişlemesi sebebiyle hayatını kaybetti. Otopsi sırasında beyni, zekâyla ilgili araştırmalarda kullanılmak üzere, izinsiz şekilde alındı.

Einstein ve Newton, uzak yıldızlardan gelen ışığın, Güneş’in çekimi tarafından büküldüğü konusunda hemfikirlerdi; ancak bu bükülmenin ne kadar olduğu konusunda fikir ayrılıkları vardı. Bu sebeple İngiliz astronom Arthur Eddington, 1919 yılında, bükülmenin ne kadar olduğunu bulmak için küçük bir Afrika adası olan Príncipe’ye yollandı. Normalde gündüz vakti Güneş’e yakın olan yıldızları görmek mümkün değil. Fakat Güneş tutulması sırasında Ay, Güneş’in parıltısını kolayca engelleyebiliyor. Eddington da bu fırsatı, Güneş’in yakınında yer alan yıldızların fotoğraflarını çekmek için kullandı.

Tabii ki yıldızlar tam da Einstein’ın söylediği yerdeydi; normal pozisyonlarından çıkmışlardı çünkü ışıkları, Güneş’in etrafındaki uzay-zamanı bükmesi sebebiyle oluşan eğimli yolu takip ediyordu (bkz. 53. sayfa). Genel görelilik, çekim kuvveti hakkındaki en geçerli teori olmaya ve bugün bile önüne gelen her sınavı kolayca geçmeye devam ediyor.

İkinci Bölüm
Güneş, Dünya ve Ay

Güneş

Hangi maddeleri içeriyor?

Sizden 150 milyon kilometre ötede olan bir şeyin hangi maddelerden yapıldığını nasıl anlarsınız? Özellikle de muazzam derecede sıcak ve parlak bir şeyse ve erimeden yanına yaklaşmak mümkün değilse? Astronomideki diğer birçok şey gibi, bu sorunun da cevabı: Bize ulaşan ışık yoluyla.

Birinci bölümde beyaz ışığı ışık tayfına çevirmek için bir prizmanın nasıl kullanıldığını görmüştük (bkz. 38. sayfa). Alman fizikçi Joseph von Fraunhofer, 1800’lü yılların başlarında, Güneş’ten gelen ışık tayfının kesintisiz olmadığını fark etti. Işık tayfı, 500’den fazla siyah çizgi içeriyordu (bu çizgiler artık Fraunhofer çizgileri olarak biliniyor). 1850’lerde ise Alman bilim insanları Robert Bunsen ve Gustav Kirchhoff, bu çizgilerin neden orada olduğunu açıkladı. Çizgiler, düpedüz kayıp renklerdi; Güneş’in içindeki farklı maddeler, ışığın bu frekanslarını yutuyor ve o renklerin Dünya’ya ulaşmasını engelliyordu.

Aslına bakılırsa bu çizgiler, ışığın kaynağının neler içerdiğine dair çok önemli bilgilerle kodlanmış kimyasal barkodları andırıyor. Adeta Güneş’in eşsiz parmak izi. Bunsen ve Kirchhoff, laboratuvarlarda farklı elementleri ısıtarak bu “soğurma çizgileri”ni Güneş tayfındaki çizgilerle eşleştirdi (yakıcı aygıtı Bunsen icat ettiği için bu aygıt “Bunsen ocağı” olarak anılıyor). Güneş’in çoğunlukla, evrendeki en hafif element olan hidrojenden meydana geldiğini gördüler.

Ancak 1868 yılında Güneş, astronomları âdeta ters köşeye yatırdı. O yıl Fransız astronom Pierre Janssen, bir Güneş tutulmasını gözlemledi ve bilinen hiçbir elemente uymayan bir soğurma çizgisi keşfetti. Aynı yıl İngiliz astronom Norman Lockyer da Güneş’i gözlemlerken benzer bir çizgi buldu. Lockyer ve kimyager arkadaşı Edward Frankland, bu elementi helyum olarak adlandırdı (Yunancada “Güneş” anlamına gelen “helios”a ithafen). Helyum, Dünya’da daha sonra keşfedildiğinden, “önce uzayda bulunan” ilk element oldu. Tayf çizgilerini inceleyen ve tayfölçümü olarak adlandırılan bu yöntem sayesinde, Güneş’in %73 hidrojen ve %25 helyum içerdiğini, kalan yüzdelik kısmın da oksijen, karbon ve demir gibi elementlerden oluştuğunu biliyoruz.

Enerjisini sağlayan şey ne?

Güneş, neredeyse 150 milyon kilometrelik bir uzaklıktan cildimizi yakıyor. Bu kadar muazzam bir “fırın”ın ne ile çalıştığını bulmak 19. yüzyıl sonlarında, fizik dünyasının en önemli meselelerinden biriydi.

Jeoloji ve biyolojideki gelişmeler (Charles Darwin’in doğal seçilim ve evrim konusundaki çalışmaları da dahil), çok yaşlı bir Dünya’da yaşadığımıza dair ipuçları sunuyordu. Güneş, Dünya’dan çok daha yaşlı olduğu için, gücünü anlamak daha da zahmetli bir iş haline gelmişti. Güneş’i milyonlarca yıl besleyen şeyi bulmak bir şey, Güneş’in milyarlarca yıllık olduğunu ve onu milyarlarca yıl besleyen şeyi bulmaksa bambaşka bir şey.

Victoria devrinin önde gelen birçok bilim insanı, bu kadar uzun bir zaman dilimine inanmayı doğrudan reddetti. Isı ve enerji konusunda önde gelen bir uzman olan Lord Kelvin, Güneş’in enerji kaynağının çekim gücü olduğunu öne sürdü. Söylediğine göre, Güneş’e ait maddeler Güneş’in çekirdeğinde öğütüldüğünde basınç ve sıcaklık artıyordu. Çekim enerjisinin ısı enerjisine dönüştüğü bu değişim Kelvin’in açıklamasıydı. Fakat Güneş’in bu enerjiyi 30 milyon yıl civarında tüketeceğini hesaplamıştı. Hâlâ parladığına göre Güneş’in söylenenden çok daha genç olduğunu düşündü ve Darwin’in ileri sürdüğü milyarlarca yıllık Dünya fikrini 1862 yılında alenen reddetti.

Gelgelelim Darwin haklıydı, Kelvin ise yanılıyordu. Yapbozun eksik parçası, Einstein ünlü E=mc² denklemini 1905 yılında yayımlayınca bulundu (bkz. 51. sayfa). Bu denklem, enerji (E) ve kütlenin (m) etkin olarak aynı şey olduğunu ve birbirlerinin yerine geçebildiğini söylüyordu. Bir kütleyi, ışık hızının (c) karesi ile çarptığınızda mevcut enerji miktarını elde ediyorsunuz. Ancak burada ufak bir tuzak var: Enerjinin serbest kalması için çok uç noktalarda basınç ve sıcaklık gerekiyor.

1920 yılında İngiliz astronom Arthur Eddington, Güneş’e enerjisini veren gerçek mekanizmayı açıkladı: Füzyon. Hidrojen atomları, basınç ve sıcaklığın uç noktalarda olduğu (Güneş’in çekirdeği gibi) ortamlarda füzyona uğrayarak helyuma dönüştürülebilir. Fakat elde edilen helyum, giren hidrojenlerden biraz daha hafiftir. Bu eksik kütle, Güneş’in enerji kaynağını oluşturur, çünkü Einstein’ın denklemine göre artık enerjiye dönüşmüştür. Güneş füzyon ile her saniyede, 620 milyon ton hidrojeni 616 milyon ton helyuma dönüştürüyor. Eksilen 4 milyon ton ise güneş ışığına dönüşüyor.

Güneş’in hidrojene karşı olan bitmek bilmez iştahına rağmen hâlâ 5 milyar yıl yetecek kadar yakıtı var. Dördüncü bölümde bu yakıt bittikten sonra neler olacağını göreceğiz.

ARTHUR EDDINGTON (1882-1944)

Eddington, yirminci yüzyıl başlarındaki astronomi biliminin en önemli insanlarından biriydi. Kuzeybatı İngiltere’de doğdu, ailesi Quaker³ mezhebine mensuptu. I. Dünya Savaşı’na gitmemek için vicdani retçi olmayı düşünüyordu ki astronomik çalışmalarının önemi dolayısıyla zorunlu hizmetten muaf tutuldu.

Einstein, 1915 yılında savaş devam ederken, genel görelilik kuramını Almanca olarak yayımladığında, Eddington bu çalışmayı anlayabilen sayılı astronomdan biriydi ve çalışmanın kilit noktalarını İngilizce konuşan akademisyenlere yaymaya çalıştı. Eddington’ın genel göreliliği 1919 yılında bir tutulma aracılığıyla test etmesinin ardından Einstein, ünü herkesçe bilinen biri oldu. Eddington yıldızların yaşam döngüsünü anlamamıza yarayan birçok önemli çalışma yapmaya devam etti; bunlardan biri de bir yıldızın boyutuna göre ulaşabileceği maksimum parlaklığı açıklayan “Eddington limiti”dir.

Ne var ki her şeyi hatasız yaptığı söylenemez. 1930’lu yıllarda Hint astrofizikçi Subrahmanyan Chandrasekhar, genel göreliliği kullanarak karadeliklerin varlığını ileri sürdüğünde, Eddington bunun bir saçmalık olduğunu belirtmişti. Chandrasekhar, bu küçümsemeyi hiçbir zaman unutmadı, 1983 yılında Nobel Fizik Ödülü’nü alarak nihayet haklılığını kanıtlamış oldu.

1939 yılında Alman-Amerikan nükleer fizikçi Hans Bethe, hidrojenin helyuma nasıl dönüştüğünü açıklayan bir şablon yayımladı. Bu çalışmaya göre, dört proton (hidrojen çekirdekleri) sonunda birleşerek helyuma dönüşür, bu sürece proton-proton (pp) zinciri denir. Bu süreç, Güneş’in çekirdeğinde saniyede yaklaşık 90 trilyonun üç katı kere gerçekleşir, tekil protonların füzyona girmesi ise milyonlarca yıl sürebilir.

Güneş Nötrinosu (Solar nötrino) problemi

Güneş’in çekirdeğinde gerçekleşen bu proton-proton reaksiyonunu gözlemleyemiyoruz. Buna rağmen, eğer Güneş’e gücünü veren şey bu reaksiyonsa ortaya ne kadar enerjinin çıktığını tahmin edebiliriz. Üstelik iki sayı uyuşuyor.

Fakat 20. yüzyılın başlarındaki astronomların, kafalarını duvarlara vurmasına sebep olan inatçı bir problem vardı: Dünya’ya yeteri kadar Güneş nötrinosu ulaşmıyordu. Nötrinolar çok küçük, neredeyse kütlesiz atomaltı parçacıklardır. Bethe’nin bulduğu proton-proton reaksiyonunun bir ürünüdürler ve Güneş’ten uçuşarak Güneş sistemine yayılırlar. Fakat inanılmaz derecede asosyaldirler, aklınıza gelebilecek her türlü maddenin içinden (etkileşime girmeden) tıpkı hayalet gibi süzülüp geçebilirler. Geçen her saniyede, vücudunuzun her bir santimetre karesinden Dünya’nın nüfusu kadar nötrino geçiyor, fakat endişelenmenize gerek yok çünkü zararlı değiller.

1960’lı yıllardan beri fizikçiler, bu ünlü parçacıkların gezegenimizin içinden geçişini algılamak için özenle hazırlanmış deneyler yaptılar. Daha sonra fark ettiler ki ortada olması gerektiği kadar nötrino yoktu. Proton-proton reaksiyonu sonucu ortaya çıkan nötrinoların yalnızca üçte biri Dünya’ya ulaşıyordu. Bu duruma, nötrinoların Dünya’ya ulaşırken iki farklı tür nötrinoya dönüştüğü, yani bir nevi şekil değiştirdiği açıklaması getirildi. Yalnızca bir nötrino türüne duyarlı ilk nötrino deneyleri, diğer iki türü kaçırmış oldu. Bu yüzden algılamayı beklediklerinin yalnızca üçte biri kadar nötrinoyu algılayabildiler.

1998 ve 2006 yılları arasında Amerika ve Japonya’da yapılan deneyler gösterdi ki gerçekten üç tür nötrino var ve nötrinolar tür değiştirebiliyor. Tür değiştirmiş nötrinoları da hesaba katınca Dünya’ya ulaşan nötrino sayısı, proton-proton reaksiyonunun Güneş’in enerji kaynağı olması durumunda açığa çıkacak nötrino sayısıyla eşit.

Güneş ışığının destansı yolculuğu

Katmanlarını görebilmek için Güneş’i ortadan ikiye ayırdığınızı düşünün. Tam ortada, iç tarafın yaklaşık olarak çeyreğini kaplayan çekirdeği görürdünüz. Burada üst taraftaki maddeler tarafından uygulanan çekim basıncı, proton-proton reaksiyonu aracılığıyla hidrojeni helyuma dönüştüren füzyon için sıcaklık ve basıncı yükseltiyor. Sıcaklığı tam tamına 15 milyon derece (santigrat) olmasının yanında basınç da o kadar yüksek ki çekirdekteki madde, kurşundan 13 kat daha yoğun.

Işık, çekirdekten çıkıp Güneş’in genişliğinin yüzde 70’ini oluşturan ışınsal bölgeye gelir. Çekirdekten uzaklaştıkça sıcaklık düşmeye başlar ve ışınsal bölgenin ucuna geldiğinizde artık 1,5 milyon derecedir. Maddenin yoğunluğu da yavaş yavaş azalır, fakat parçacıklar çekirdeğe yakın yerlerde hâlâ tıklım tıklımdır. Ortalama olarak bir ışık parçacığı, herhangi bir şeyin üstüne sekmeden ve tabii ki geri yansıtılmadan bir santimetre bile yol alamaz.

Eğer tek bir ışık parçacığının (foton) izlediği yolu takip edecek olsanız bu ışığın, tilt oyununun (pinball) atmosferine benzeyen ışınsal bölgeden çıkması için 100.000-1.000.000 yıl arası beklemeniz gerekirdi. Ara sıra insanlardan, Güneş’ten gelen ışığın aslında sekiz dakikalık olduğunu, çünkü bu ışığın Dünya’ya ulaşmasının 8 dakika sürdüğünü duyarsınız. Ancak bu süre ışığın, Güneş’in kenarından bize ulaşması için gereken süredir; oysa ışık kenarda değil çekirdekte oluşur. Yani ışık, gözlerimizle etkileşime girdiğinde, aslında çoktan 100.000 yaşını aşmıştır.

Güneş, merkez çekirdekten dış taçküreye uzanan birçok katmana sahip.

Konvektif (taşıma) bölgesinden geçiş ise çok daha hızlıdır. Enerjinin buradan çıkışı genellikle üç ayı bulur. Işık, konvektif bölgeye ulaştığında gaz tarafından emilir. Bu, gazı ısıtır ve daha hafif bir hale gelmesini sağlar, böylece Güneş’in kenarlarına doğru yükselir. Orada soğuyarak sıcak maddeyi bırakır; sonra daha ağır bir hale gelir ve geri batar. Bu konvektif döngü, enerjiyi ışınımsal bölgeden Güneş’in görebildiğimiz dış katmanı olan ışıkküreye (fotosfer) taşır. Konvektif bölgenin ucundaki atomlar soğudukça enerjiyi ışık formunda serbest bırakırlar ki ışık, Güneş sistemini aydınlatmak için özgürleşsin.

Güneş ışığını yüzünüzde hissettiğiniz bir sonraki an biraz durun ve bu ışığın, Güneş’in çekirdeğinden size ulaşması için tamamladığı bir milyon yıla kadar sürebilen göksel yolculuğu bir düşünün.

Dış katmanlar

Güneş’in yapısı ışıkküre ile son bulmuyor. Birkaç tane de çok daha ince bölge var, bu bölgeler renkküre (kromosfer) ve taçküre (korona) olarak adlandırılıyor. Renkküre, iğne (spikül) adı verilen 500 kilometre uzunluğundaki püskürmelerin yaşandığı yerdir. Güneş’te her an yüzlerce hatta binlerce püskürme meydana gelir.

Çekirdekten ışıkküreye ilerledikçe sıcaklık düşer, ancak ışık küreden de ilerlemeye başladığınızda sıcaklık tekrar yükselmeye başlar ve renkkürenin uçlarında 8.000 dereceyi bulur. Sıcaklık, geçiş tabakası adı verilen 100 kilometrelik dar bir koridor boyunca yükselir ve taçkürenin tabanında 500.000 dereceye kadar çıkar. Taçkürenin içindeki sıcaklık ise milyonlarca dereceye kadar çıkabilir. Kimse taçküredeki bu âni ısınmanın sebebini bilmiyor; hatta günümüzde “taçküre ısınması problemi”, Güneş araştırmaları açısından büyük bir mesele.

Bu da Güneş fizikçilerini, taçküreyi olabildiğince fazla araştırmaya itiyor; fakat alt katmanların parlaklığı sebebiyle ince yapısı neredeyse görülmüyor. Eskiden bu katmanı incelemek için, Ay’ın Güneş ışıklarını kolayca bastırdığı tam Güneş tutulmalarını beklemek zorundaydık. Ancak artık özel Güneş teleskopları, taççeker (koronograf) adı verilen özel disklere sahip; böylelikle suni tutulmalar yaratarak astronomların istedikleri her an taçküreyi incelemesine olanak sağlıyor.

Güneş’e çevrilmiş bu teleskoplar yalnızca görünür ışınları algılamıyor. Aynı zamanda elektromanyetik tayftaki diğer ışın türlerine de duyarlı, morötesi (UV) ve X ışını da dahil. Bu tür gözlemler, fazla radyasyon yaymayan karanlık taçküre deliklerini

Конец ознакомительного фрагмента.

Текст предоставлен ООО «Литрес».

Прочитайте эту книгу целиком, купив полную легальную версию на Литрес.

Безопасно оплатить книгу можно банковской картой Visa, MasterCard, Maestro, со счета мобильного телефона, с платежного терминала, в салоне МТС или Связной, через PayPal, WebMoney, Яндекс.Деньги, QIWI Кошелек, бонусными картами или другим удобным Вам способом.

1

Eski adıyla Syene. (e.n.)

dönüş

2

The Royal Society, 1662’de kurulmuş bir bilim topluluğudur. Birleşik Krallık’ın Bilimler Akademisi olarak görevini yapmakta olup araştırma derneklerine ve bilimsel kuruluşlara yatırım yapmaktadır. (ç.n.)

dönüş

3

Quakers ya da Dostların Dini Derneği, mevcut Hıristiyan mezheplerinden ve tarikatlarından memnun olmayan Hıristiyanlar tarafından 17. yüzyıl ortalarında İngiltere’nin kuzeybatısında kurulmuş bir mezheptir. (ç.n.)

dönüş