Astrofizik - Cetin BAL - GSM:+90 05366063183 -Turkey/Denizli

İLK KOZMİK YAPILAR NE ZAMAN OLUŞTU?

EVREN NEYDEN YAPILMIŞTIR?

Protonlar, Nötronlar ve Elektronlar: Yaşam Kadrosu

Siz, bu bilgisayar, soluduğumuz hava ve uzak yıldızlar, hepsi protonlar, nötronlar ve elektronlardan yapılmıştır. Protonlar ve nötronlar, çekirdekler içinde birbirine bağlıdırlar ve atomlar elektronların tam bir takımı ile çevrili çekirdeklerdir. Hidrojen bir proton ve bir elektrondan müteşekkildir. Helyum iki proton, iki nötron ve iki elektrondan müteşekkildir. Karbon altı proton, altı nötron ve altı elektrondan müteşekkildir. Demir, kurşun ve uranyum gibi daha ağır elementler daha çok sayıda proton, nötron ve elektron bile içermektedirler. Astronomlar protonlar, nötronlar ve elektronlardan yapılmış tüm maddeleri "baryonik madde" olarak adlandırmaktan hoşlanırlar.

Yaklaşık on yıl öncesine dek, astronomlar evrenin hemen hemen tamamen bu "baryonik madde"den, olağan maddeden oluştuğunu düşünmekteydiler. Ancak, geçmiş on yılda, evrende göremediğimiz bir şeyler, belki de yeni bir madde formu olduğu gibi fikirleri toplayan daha fazla delil vardır.

Karanlık Madde Gizemi

Yıldızların ve gazın hareketlerini ölçerek, astronomlar galaksileri "tartabilirler". Kendi güneş sistemimizde, Güneşin kütlesini ölçmek için Dünyanın Güneş etrafındaki hızını kullanabiliriz. Yerküre, Güneş etrafında saniyede 30 kilometre (kabaca saatte altmış bin mil) hızla dolaşmaktadır. Eğer Güneş dört kat daha kütleli olsaydı, o zaman Yerkürenin yörüngesinde kalabilmesi için Güneş etrafında saniyede 60 kilometre hızla dönmesi gerekecekti. Güneş, Samanyolu etrafında saniyede 225 kilometre hızla hareket etmektedir. Bu hızı (ve diğer yıldızların hızlarını) galaksimizin kütlesini ölçmek için kullanabiliriz. Benzer olarak, uzak galaksilerdeki gaz ve yıldızların radyo ve optik gözlemleri astronomların bu sitemlerdeki kütlenin dağılımını belirlemelerine imkan vermektedir.

Kendimizinki dahil astronomların galaksiler için buldukları kütle, kabaca bir Galaksideki yıldızlar, gaz ve toz ile birlikte olabilen kütlesinden on kat daha büyük olur. Bu kütle farkı yerçekimsel mercek gözlemleri ile, Einstein tarafından öngörülen ışığın kırılması ve onun genel görelilik kuramı ile doğrulanabilir.

Bir Yerçekimsel Merceğin HST Görüntüsü

Arka zemin galaksilerinin ön zemin kümeleri tarafından nasıl bozulduğunu ölçerek, astronomlar kümedeki kütleyi ölçebilirler. Küme içindeki kütle görünür yıldızlar, gaz ve tozda sonuca varılan beş kat daha büyük olan kütleden daha fazladır.

Karanlık Madde için Adaylar

Yerçekimsel bir çekim gücü uygulayan fakat ışığı ne yayan ne de emen bu gizemli materyal, "karanlık madde"nin doğası nedir? Astronomlar bunu bilmemektedir.

Kahverengi Cüceler: eğer bir yıldızın kütlesi Güneşimizinkinin yirmide birinden daha az ise, çekirdeği ne hidrojeni ne de döteryumu yakacak yeterli sıcaklıkta değildir, böylece sadece kendi yerçekimsel büzülmesinden dolayı parlamaktadır. Yıldızlar ve gezegenler arasında bulunan bu donuk cisimler teleskoplarımızla doğrudan bulabileceğimizi kadar parlak değildirler. Kahverengi Cüceler ve benzer cisimler astronomlar tarafından MACHO'lar (Ağır Sıkışmış Haleli Cisimler) lakabı ile anılırlar. Bu MACHO'lar yerçekimsel mercek denemeleri ile potansiyel olarak tespit edilebilirler. Eğer karanlık madde çoğunlukla MACHO'lardan oluşmuşsa, o zaman baryonik maddenin evrenin kütlesinin çoğunu tamamlaması muhtemeldir.
Süpermasif Kara Delikler: bunların uzak yıldızsı nesneler güç verdiği düşünülmektedir. Bazı astronomlar karanlık maddeyi ihtiva eden çok sayıda kara deliğin olabileceğinden şüphelenmektedirler. Bu kara delikler aynı zamanda onların mercek etkileri vasıtasıyla potansiyel olarak tespit edilebilir.
Yeni Madde Formları: doğanın esas kuvvetlerini ve maddenin bileşimini anlamaya çalışan bilim adamları, parçacık fizikçileri, yeni kuvvetler ve yeni parçacık tipleri olduğunu tahmin etmektedirler. "Süper çarpışanları" yapmak için birincil motivasyonlardan biri bu maddeyi laboratuarda üretmeye çalışmaktır. Büyük Patlamayı takip eden ilk anlarda evren çok yoğun ve sıcak olduğundan, evrenin kendisi mükemmel bir parçacık hızlandırıcıdır. Evren bilimciler, karanlık maddenin Büyük Patlamadan kısa süre sonra ortaya çıkmış parçacıklardan yapıldığını tahmin etmektedirler. Bu parçacıklar olağan "baryonik madde"den çok farklı olacaktır. Evren bilimciler bu varsayıma dayalı parçacıkları, (Zayıf Olarak Etkileşen Kütlesel Parçacıklar için) WIMP'ler ya da "baryonik olmayan madde" olarak adlandırıyorlar.

MAP ve Karanlık Madde

Kozmik mikrodalga fon dalgalanmalarının doğru ölçümlerini yaparak, MAP, evrenin yoğunluğu ve bileşimi dahil Büyük Patlama modelinin temel parametrelerini ölçebilecektir. Eğer galaksilerin kökeni ve oluşumu ve büyük ölçekli yapılar hakkındaki fikirlerimiz doğruysa, o zaman MAP baryonik ve baryonik olmayan maddenin yoğunluğunu % 5'ten daha iyi bir doğrulukla ölçebilecektir. Aynı zamanda baryonik olmayan maddenin bazı özelliklerini de belirleyebilecektir: baryonik olmayan maddenin kendisi, kütlesi ve olağan madde ile etkileşimleri, tümü kozmik mikrodalga fon dalgalanma spektrumunun (tayfının) ayrıntılarını etkilemektedir.

Diğer İlginç Siteler ve Daha Fazla Okuma:

Karanlık madde üzerine:

Berkeley'deki Parçacık Astrofizik Merkezi'ndeki karanlık madde ana sayfasını ziyaret edin.
Karanlık maddeler ve Büyük Patlama üzerine popüler kitaplar listesi.
Karanlık madde için araştırma üzerine David Spergel tarafından yeni bir tanıtıcı html makalesi. Bu makale fizik öğrencilerine yöneliktir ve J.N. Bahcall ve J.P. Ostriker tarafından düzenlenmiş "Astrofizikte Bazı Göze Çarpan Problemler"de çıkacaktır.

MACHO'lar üzerine:

OGLE ana sayfası: MACHO'ları araştıran deneylerden biri. Avrupalılar için daha hızlı bir site.
MACHO ana sayfası: MACHO'lar için araştırma The Berkeley/Livermore/Australia.

Yerçekimsel mercek üzerine:

HST Yerçekimsel Mercek Ana Sayfa.
R.Penrose:" Büyük Patlama’nın neye benzediğini bize anlatabilecek bir kurama ihtiyacımız vardır. Bu kuramın hagisi olduğunu henüz bilmesek de, büyük ölçekteki fizikle küçük ölçekteki fiziğin bir bileşimine dayanması gerektiğinden eminiz. Hem kuantum fiziğini hem de klasik fiziği kendine birleştirmelidir.Açıklamalarında Büyük Patlama’nın aynen onu gözlediığimiz gibi düzgünbiçimli olduğunu da içermelidir. Nihayet belki böyle bir kuram, benim sevdiğim betmlemeye benzer bir hiperbolik Lobachevski evrenine giden yolu da gösterebilir. Ancak bu konuda o kadar ısrarcı değilim.

Şimdi yeniden kapalı ve açık evren betimlememize dönelim. Bu kez, bir karadeliğin oluşumunu yansıtan bir tablo ekdim. konunun uzmanları bu tabloyu yakından tanıyacaklardır. maddenin, bir karadelik oluşturacak şekilde çökmesi bir tekilllik meydana getirmekterdir. Evren’in uzay-zaman diyagramında gösterilen siyah çizgiler böyle bir durumu temsilen çizilmiştir. Şimdi Weyl eğrilik hipotezi adını verdiğim bird hipotezi takdim etmek istiyorum. Bu, _bilinen herhangi bir kuruma ait bir hipotez değildir. Az önce de belirttğim gibi, henüz ortada kuram muram yok;çünkü henüz çok büyük ölçeğin fiziğiyle çok küçük ölçeğin fiziğini nasıl birleştireceğimizi bilmiyoruz. Ama bir gün gelip de kuramı keşfettiğimizde, içerdiği sonuçlardan bir tanesi de Weyl eğrilik hipotezi adını verdiğim hipotez olmalıdır...

Evren’in, şöyle mütevazi bir görünüşle de olsa başlangıçtaki gibi bir tekilliğe sadece tesadüf eseri sahip olma olasılığı nederi? Bu olasılık, 10 üzeri 123'te 1'den daha düşüktür. Bu tahmindeğeri nereden gelmekteri? Bu değer, kara delik entropisi ile ilgili oylarak Jacob Beckentein ve Stephen Hawking tarafından bulunan bir formülden türetilmiştir. Bu formülü sözü edilen konu kapsamında uyguladığınzda bu müthiş yanıtı elde etmektesiniz. Gerçekte ise her şey Evren’in ne derece büyük olduğuna bağlıdır. Aynı formülü benim gözde Evrenim’e uyarlayacak olursanız, elde edeceğiniz sayı sonsuzdur.

Bütün bunlar, büyük Patlama’nın gerçekleştirilebilmesi çin sağlanması gereken duyarlılık konusunda bize ne söylemektedir? Bu, gerçekten de çok ama çok muazzam bir durumdur. ..Şayet Evren’de bulunan temel parçacıkların her birinin tepesine birer sıfır koysaydım bile, bu sayıyı gene yazamazdım. Bu, çok devasa bir sayıdır.

Buraya dek hep kesinlikten, matematikle fiziğin nasıl da olağanüstü bir doğrulukla uyuştuğundan söz ettim. Bunun yanı sıra tesadüfe ve şansa yer verdiği için-oldukça kaypak bir yasa olarak tanının,öte yandan temelinde gizliden gizilye bir duyarlılık barındıran bir yasaya- termodinamiğin İkinci Yasası’na değindim. Evren geneline uygulandığında, bu yasa, başlangıç koşullarının belirlenmesinde ihtiyeç duyulan kesinlikle yakından ilişkilidir. bu kesinlik ise kuantum kuramı ile genel görelilik’in birleşme noktasına, yani henüz sahip olmadığımız bir kurama doğru uzanıyor olmalıdır. Bundan sonraki bölümde sizle, böyle bir kuramın sağlaması gereken çeşitli koşullardan söz edeceğim (R.Penrose, BKİZ s:41- 67)

Yıldızsılar, astronomların doğrudan tespit edebildikleri en uzak ayrı nesnelerdir. Öz parlaklıkları nedeniyle, en uzak yıldızsılar, evren bugünkü yaşının onda biri kadar olduğu, yaklaşık Büyük Patlamadan bir milyar yıl sonraki bir zamanda görülmektedir. Bununla beraber, astronomlar bazı nesnelerin yıldızsılardan daha önce oluşmaları gerektiğine inanmaktadırlar, çünkü evrendeki çevreleyen gazın, herhalde daha önceki nesnelerin nüfusundan iyonlaşan ışınıma bağlı olarak, nispeten daha erken bir zamanda iyonlaştığı gözlenmiştir. İyonlaşmış gaz kozmik mikrodalga fon fotonları ile etkileşebildiğinden, MAP gözlemleri iyonlaşmış gazın doğasını ve iyonlaşmaya neden olan nesneleri aydınlatmaya yardımcı olabilir.

Yıldızsılar

Işık sonlu bir hızla yol aldığından, uzak nesneler geçmişte varoldukları gibi görünürler. Güneşi şu anki haliyle değil, sekiz dakika önce olduğu gibi görüyoruz. (Güneş Dünyadan sekiz ışık dakikası uzaklıktadır). Yakın yıldızları birkaç yıl önce oldukları gibi görüyoruz. En yakın spiral galaksi Andromeda'yı yaklaşık iki milyon yıl önce olduğu gibi görüyoruz. Bu yüzden, gördüğümüz en uzak nesneler doğrudan tespit edebildiğimiz en eski nesnelerdir.

Yıldızsılar, astronomların tespit edebildikleri en uzak nesnelerdir. Bizim güneş sistemimizden daha küçük bir bölgede, bir yıldızsı bütün Samanyolu galaksimizden daha çok ışık yaymaktadır. Yıldızsıların, kütleleri bir milyon Güneşi aşan, ve çekimleri ev sahibi galaksilerinden gaz ve yıldızları yutan süper kütleli kara delikler olduklarına inanılmaktadır. Kesin maddelerin kütle çekimsel enerjisini ışığa çevirerek parlak bir ışık saçarlar. En uzak yıldızsılar evren bugünkü yaşının onda biri kadar olduğu, yaklaşık Büyük Patlamadan bir milyar yıl sonraki bir zamanda görülmektedir.

Bir Galaksi ile Etkileşimde Olan Bir Yıldızsının HST Görüntüsü:

Bir yıldızsıdan gelen ışık bize gelirken izlediği yol boyunca bulunan materyallerin hepsini aydınlattığından, yıldızsılar erken evrenin özelliklerini açığa çıkaran uzak el fenerleri gibi görev yaparlar. Yıldızsıları gözlemleyerek, erken evrendeki hidrojenin hemen hemen tamamının Büyük Patlamadan itibaren bir milyar yıl içinde protonlara ve elektronlara iyonlaştığını öğrenmişlerdir. Aynı zamanda bilinen yıldızsıların görünür evrendeki gazın tamamını iyonlaştıracak ne yeterli derecede enerjik ne de yeteri kadar yaygın olmadıkları sonucunu çıkarmışlardır.

Erken Evrendeki Gazı Ne İyonlaştırdı?

Astronomlar, ne erken evrendeki gazı hangi nesnelerin iyonlaştırdıklarını, ne de bu iyonlaşmanın ne zaman oluştuğunu bilmemektedir. Bazıları kütleli yıldızların erken bir neslinin gazı iyonlaştırdığı tahmininde bulunmaktadırlar. Diğerleri bir çok galaksinin süper masif kara delikler ihtiva ettiğini ve bu süper masif kara deliklerin oluşumunun erken evreni aydınlattığını tahmin etmektedirler.

Gaz Ne Zaman İyonlaşmıştır?

Yıldızsıların gözlemleri astronomların evrenin ilk milyar yılı içinde iyonlaştığı sonucunu çıkarmalarını sağlarken, bizim gazın ilk ne zaman iyonlaştığını öğrenmek için yıldızsılardan daha uzak bir şeyi gözlememiz gerekmektedir: kozmik mikrodalga fon ışınımı. Kozmik mikrodalga fon fotonları Büyük Patlamadan sadece üç yüz bin yıl önce yayıldığından dolayı, bunların özellikleri evrenin sonraki evrimsel tarihi hakkındakileri bize anlatmaktadır. Mikrodalga fotonları nötr gaz vasıtasıyla serbestçe hareket ederler, fakat iyonlaşmış gazdan saçılırlar. Bu saçılma kozmik mikrodalga fonunun sıcaklığındaki dalgalanmaların genliğini azaltır ve yeni "polarize" (kutuplu) mikrodalga fon dalgalanmaları ortaya çıkarır.

Saçılan ışık sıklıkla polarizedir. Açık bir günde, sadece Güneşten doğrudan gelen güneş ışığını değil, aynı zamanda havadaki tozu saçan ışığı da görürüz. Bu saçılmış ışık, ya da "kamaştırıcı ışık", polarizedir ve bu yüzden iyi bir polarize güneş gözlüğü ile filtre edilebilir. Benzer şekilde, saçılmış kozmik mikrodalga fon fotonları erken evrende serbest elektronların saçılmasıyla polarize olurlar. MAP polarize fotonları tespit edebilecek şekilde dizayn edilmiştir. Temel olarak, bunların özellikleri erken evrendeki serbest elektronların sayısını ve evrenin iyonlaşma tarihini açığa çıkaracaktır. Bu da astronomların evrendeki gazı iyonlaştırmaya yeterli evrendeki ilk nesnelerin ne zaman oluştuklarını açığa çıkarmalarını sağlayacaktır. İyonlaşmanın zaman tarihinin bu ilk nesnelerin doğasını belirlemeye de yardımcı olacağını ümit ediyoruz.

YILDIZLARIN YAŞAMI VE ÖLÜMÜ

Yıldızların yaşam devrelerinin özeti.

Yıldızlar Nerede Doğmuştur?

Astronomlar moleküler bulutların, birincil olarak galaksilerin spiral kollarında bulunan yoğun gaz bulutlarının yıldızların doğum yerleri olduklarına inanmaktadırlar. Bulutlardaki yoğun bölgeler çökmüş ve "proto yıldızları" oluşturmuştur. Başlangıç olarak, çöken yıldızın kütle çekimsel enerjisi enerjisinin kaynağıdır. Yıldız kendi merkez çekirdeği hidrojeni helyuma yakacak kadar sıkıştığında, bir "ana sıra" yıldızı olur.

Ana Sıra Yıldızları

Güneşimiz gibi, ana sıra yıldızları, çekirdeklerinde hidrojeni yakarak helyuma dönüştüren yıldızlardır. Verilen bir kimyasal bileşim ve yıldız yaşı için, birim zamanda yıldız tarafından yayılan toplam enerji, bir yıldızın parlaklığı, sadece onun kütlesine dayanmaktadır. Güneş'ten on kat daha ağır yıldızlar Güneşten bin kereden daha parlaktırlar. Bununla berebar, Güneş'in düşük parlaklığı ile mahçup olmamalıyız: kütlesi yarısı kadar olan bir yıldızdan on kat daha parlaktır. Daha ağır bir ana sıra yıldızı, olduğundan daha parlak ve daha mavidir. Örneğin, Orion takımyıldızının alt solunda bulunan Sirius, köpek yıldızı, Güneşten daha ağırdır ve dikkate değer derecede daha mavidir. Öte yandan, en yakın komşumuz olan, Alfa Kentaur (Erboğa takımyıldızı), Güneş'ten daha az kütlelidir ve bu yüzden daha kırmızı ve daha az aydınlıktır.

Yıldızların çekirdeklerinde sınırlı bir hidrojen tedariki olduğundan, ana sıra yıldızları olarak sınırlı yaşam süreleri vardır. Bu yaşam süresi fM/L ile orantılıdır. Burada f yıldızın toplam kütlesinin kesridir, M, çekirdekte nükleer yanma için elverişlilik, ve L de yıldızın ana sıra yaşam süresi boyunca ortalama parlaklığıdır. Parlaklığın kütleye olan güçlü bağımlılığı sebebiyle, yıldızların yaşam süreleri hassas olarak kütlesine bağlıdır. Bu yüzden, Güneşimizin olduğundan daha kütleli olmaması bizim için bir şanstır. Çünkü yüksek kütleli yıldızlar çekirdek hidrojen stoklarını hızla tüketmektedirler. Bir yıldız çekirdek hidrojen stoğunu tüketince, yıldız daha kırmızı, daha büyük ve daha parlak olur: bir kırmızı dev yıldız olur. Bu kütle ve yaşam süresi arasındaki ilişki astronomların evrenin yaşı üzerinde daha düşük bir sınır koymalarını sağlamıştır.

"Olağan" Bir Yıldızın Ölümü

Güneş gibi düşük kütleli bir yıldız çekirdeğindeki hidrojen yakıtını tükettikten sonra, artık çekirdeği yerçekimine karşı destekleyecek herhangi bir kaynağı yoktur. Yıldızın çekirdeği kütle çekimi altında helyumu karbona yakacak yeterli derecede yüksek bir yoğunluğa ulaşıncaya dek çöker. Bu arada, yıldızların dış katmanı genleşir ve yıldız bir kırmızı deve dönüşür. Güneş bir kırmızı dev olunca, atmosferi Yerküreyi kaplayacak ve gezegenimiz ateşli bir ölümle tüketilecektir.

Güneş çekirdeğindeki helyumu tükettikçe eninde sonunda bir kırmızı süper deve dönüşecektir. Bu aşamda, Jüpiter'e kadar uzanan bir dış katmana sahip olacaktır. Oluşumunun sadece birkaç on bin yıl süren bu kısa aşamasında, Güneş güçlü bir rüzgarda kütlesini kaybedecektir. Sonunda, Güneş zarfındaki tüm kütlesini kaybedecek ve arkasında bir çıkan gaz nebulası içinde bulunan sıcak bir karbon çekirdeği bırakacaktır. Bu sıcak çekirdekten çıkan radyasyon, aynen diğer yıldızların artıklarının etrafında görülen nebulalar gibi, çarpıcı bir "gezegensel nebula" üreterek nebulayı iyonlaştıracaktır. Karbon çekirdeği sonunda soğuyacak ve bir zamanlar parlak bir yıldızın yoğun donuk kalıntısı olan bir beyaz cüce olacaktır.

Kütleli (Ağır) Bir Yıldızın Ölümü

Kütleli yıldızlar daha parlak yanarlar ve çoğundan daha dramatik bir şekilde yok olurlar. Güneşten on kat daha kütleli bir yıldız çekirdeğindeki helyumu tükettiğinde, nükleer yanma devresi devam eder. Karbon çekirdeği daha da sıkışır ve karbonu oksijene, neona, silikona, sülfüre ve son olarak da demire çevirecek kadar yüksek sıcaklığa ulaşır. Demir nükleer maddenin en kararlı (sağlam) şeklidir ve onu daha ağır bir elemente yakarak elde edilebilecek hiçbir enerji yoktur. Yerçekimin dengeleyecek herhangi bir ısı kaynağı olmaksızın, demir çekirdeği nükleer yoğunluklara ulaşıncaya dek çöker. Bu yüksek yoğunluktaki çekirdek kesin maddenin çekirdekten sıçramasına sebep olan daha ileri bir çökmeye direnir. Bu ani (enerjik nötrinoların çekirdekten açığa çıkmasını içeren) çekirdek sıçraması bir süpernova patlaması ortaya çıkarır. Bir parlak ay boyunca, tek bir yıldız bir milyar yıldızlık tüm bir galaksiden daha parlak yanar. Süpernova patlamaları yıldızlar arası boşluğa karbon, oksijen, silikon ve demire kadar daha ağır elementleri enjekte ederler. Bunlar aynı zamanda demirden daha ağır maddelerin ortaya çıktıkları bölgedir. Gazla zenginleştirilmiş bu ağır element yıldızların ve gezegenlerin gelecek nesillerini de kapsamaktadır. Kütleli yıldızların ateşli ölümü , süpernova olmaksızın, yaşamı mümkün kılan karbon, oksijen ve diğer elementler hiç olmayacaktı.

Bir Süpernova Kalıntısının HST Görüntüsü:

Sıcak nötron çekirdeğinin kaderi ön üretici yıldızın kütlesine bağlıdır. Eğer önceki kütle Güneşin kütlesinin on katı civarında ise, nötron yıldız çekirdeği bir nötron yıldızı oluşturacak kadar soğuyacaktır. Nötron yıldızları potansiyel olarak radyo emisyonlarının güçlü işaret ışıkları olan "pulsarlar" (atarcalar) olarak tespit edilebilirler. Eğer önceki yıldızın kütlesi daha büyük ise, o zaman bileşke çekirdek nükleer güçlerin bile kütle çekim gücüne direnemeyeceği kadar ağır olur ve çekirdek bir kara delik oluşturmak için çöker.

AXAF görevinin web sayfalarından yıldız oluşumunun son safhaları hakkında daha fazlasını öğrenin:

Beyaz cüceler
Nötron yıldızları
Kara Delikler
Süpernovalar (http://map.gsfc.nasa.gov/html/web_site.html)

Evrenin Kökenleri
Madde Nedir?

Bir Parçacıklar Gösterisi
Anti-Madde
Kozmik Mimikler
İç Uzaya Doğru
Kuvvetler Hakkındaki Gerçekler

Standart Model

Daha Fazla Birleşmeye Doğru

CERN

Büyük Elektron Pozitron Çarpıştırıcı (LEP)

LEP'e Kadar Basamaklar

Detektörlerin Düzenleri

Üç-Tabakalı Tespit
Önemli Devre Dolanımı

UK (BK) Bilim Adamlarının Rolü

... ALEPH üzerinde
... DELPHI üzerinde
... OPAL üzerinde

LEP'ten Gelen Sonuçlar

W Bozonları ile Geleceğe...

... Ve Büyük Hadron Çarpıştırıcı (LHC)

Burada sunulan bilgiler Parçacık Fiziği ve Astronomi Araştırma Konseyi (PPARC) tarafından bir kitapçık halinde yayınlanmıştır. "Büyük Patlama Bilimi" isimli kitapçığın basılı kopyaları PPARC ile temasa geçilerek edinilebilir:

Public Relations Office, Particle Physics and Astronomy Research Council,

Polaris House, North Star Avenue, Swindon, Wiltshire, SN2 1SZ.

Telefon: 01793 - 442098 Fax: 01793 - 442002

EVRENİN KÖKENLERİNİ KEŞFETMEK

Fransa ve İsviçre arasındaki sınırın altında, yerin yüzlerce metre altında, bilim adamları, Evrenin başlangıcından bir saniye sonrasının ilk bölümlerinde olduğu haliyle maddeyi incelemek için zamanda geriye seyahat ediyorlar. Onlar, başlangıçta varolan bu maddenin nasıl Evrenin bugünkü büyük değişimini oluşturan blok yapılara dönüştüğünü açığa çıkarmaya yardım edecek dünyanın en büyük bilimsel aletini kullanıyorlar.

Çoğunluğu Birleşik Krallık'tan olan - bu bilim adamları sorularımızın en esaslılarından birini cevaplama girişiminde olan, ufuklarımızı uzayda olduğu gibi zamanda da genişleten kaşiflerdir:

Biz Nereden Geldik?

Parçacık fiziği için Cenevre yakınındaki Avrupalı laboratuar, CERN'de, Fransa ve İsviçre arasındaki sınırın altında dünyanın

en büyük parçacık çarpıştırıcısının yolu.

Astronomların gözlemleri, Evrenin yaklaşık 15 milyar yıl önce bir ilk 'sıcak büyük patlama'dan sonra, sonsuz yoğun ve enerjik bir halden halen genleştiğine işaret etmektedir. Fakat bugünkü evrenin maddesi bu halden nasıl gelişti? Bu, parçacık fiziğinin modern araştırmalarının cevabını aradığı başlıca sorulardan biridir. Atom içindeki parçacıkların yüksek enerji çarpışmaları, bizi madde formlarının muhtemelen büyük patlamadan bir saniye sonraki ilk bölümlerinde oluştuğu zamana geri götürebilir. Bu şekilde maddeyi ölçeklerin en küçüğü ile (atom içindeki parçacıklar) incelemek, ölçeklerin en büyüğünde (evren) araştırma yapmak ile içinden çıkılmaz bir halde bağlantılı olmuştur. Bugünün parçacık fizikçileri güçlerini Evrenin kökenlerini ve özellikle de maddenin kökenlerini araştıran astronomlarla birleştirmişlerdir.

Alıntı: sayfayı hazırlayan:Ramazan Karakale

Düzenleme: Çetin BAL

Hiçbir yazı/ resim izinsiz olarak kullanılamaz!! Telif hakları uyarınca bu bir suçtur..! Tüm hakları Çetin BAL' a aittir. Kaynak gösterilmek şartıyla siteden alıntı yapılabilir.

Ana Sayfa /i ndex /Roket bilimi / E-Mail /CetinBAL/Quantum Teleportation-2

Time Travel Technology /Ziyaretçi Defteri /UFO Technology/Duyuru

Kuantum Teleportation /Kuantum Fizigi /Uçaklar(Aeroplane)

New World Order(Macro Philosophy) /Astronomy