EVRENİN DÜNYASI -UZAY
Kozmoloji biliminin her zaman büyüleyici yanlarından biri, kozmolojiyle amatörce ya da profesyonelce ilgilenen herkesin, evrendeki yerimiz, evrenin yaratılışı ve varlığı gibi konulardaki soruları yanıtlama potansiyeline sahip olduğunu düşünmesidir. Büyük patlama destanının astronomlar, matematikçiler ve fizikçiler kadar teologların ve felsefecilerin de ilgilerini uyandırması hiçbir şekilde rastlantısal değildir. Merak edilen konuların başında: yıldızlar, galaksiler, karanlık madde ve kara delikler yer alır.

EN YAKIN YILDIZLAR
Güneş sıradan bir yıldızdır. Kütle ve ışıma gücü bakımından ortalamanın biraz üzerinde olmakla birlikte parlak, büyük kütleli yıldızların yanında biraz soluk be -nizli kalır. Bazı yıldızla- rın kütlesi Güneş'in kütlesinin birkaç katı, bazılarınınki ise 100 katı olabilir. Ama yakınımızdaki yıldızların tipik kütlesi Güneş'in kütlesinin üçte biri civarındadır. Yıldızlar kimi zaman çiftler halinde bulunur. Bu durumda yıldızların yörünge hareketlerini birbirine uyguladık -ları karşılıklı kütle çekim kuvvetleri belirler. Bu karşılıklı dans, astronomlara çift yıldızların kütlelerini doğrudan ölçme olanağı sağlar.
Tek başına bulunan yıldızların kütleleri, ışıma güçleri ve renkleri gözlenerek, dolaylı bir yoldan ölçülür. Bir yıldızın ışıma gücü kütlesine çok duyarlı bir biçimde bağlıdır. Kütle ikiye katlandığında ışıma gücü 10 kat artar. Yıldızın ışıma gücü arttıkça sıcaklığı da artar. Yıldız, hemen hemen mükemmel bir fırına ya da kara cisme benzer. Kara cismin sıcaklığı arttıkça, yaydığı karakteristik ışının dalga boyu kısalır, sıcaklık azaldıkça dalga boyu uzar. Bu nedenle sıcak kara cisimler mavi, soğuk kara cisimler ise kırmızı renklidir. Genelde, yaydığı ışınımın dalga boyu kara cismin sıcaklığının bir ölçüsüdür. Astronomlar bir yıldızın sıcaklığını renginden ya da başka bir deyişle ışığının tayfını elde ederek ölçerler. Yıldızlar bir dereceye kadar ideal ışınım yayıcılar olduklarından, yıldızın büyüklüğünü rengine ve ışıma gücüne bakarak anlayabiliriz: Işıma gücü yüksek, sıcak ve mavi olanlar dev; sönük, serin ve kırmızı olanlar cücedir.

GALAKSİLER
Yıldızların tek başlarına bulundukları çok enderdir. Çoğunlukla galaksileri oluşturan kümeler ve gevşek gruplar ha- linde bulunurlar.
Yirminci yüzyılın ilk çeyreğinde galaksilerin biçimlerine göre sınıflandırılabileceği ortaya çıktı. Bazıları sarmal bir yapı gösterirken diğerleri görünüş olarak belirgin bir biçim sergilemekten uzaktı. Hubble, galaksilerin yapılarını temel alan ve günümüzde hâlâ kullanılan bir sınıflan -dırma yöntemi geliştirdi. Tümü de sarmal kollara sahip olan sarmal galaksiler, kollarının görünüşüne ve merkezdeki çekirdeğin büyüklüğüne göre sınıflandırılır. Sarmal galaksiler, evrendeki çoğu yıldızın doğum yerleridir.

KARANLIK MADDE
Hemen hemen 50 yıl önce Fritz Zwichky, galaksi kümelerinin çoğunlukla ışık vermeyen bir madde türünden olduğunu fark etti. Karanlık maddenin araştırılması, 50 yıl boyunca kozmolojinin en önde gelen uğraşlarından oldu. Kesin ölçümlerin ilk kez elde edildiği 20 yıl kadar önce, galaksi kümelerindeki karanlık maddenin haritası çıkarıldı. Karanlık maddenin galaksi kümelerinden çok daha büyük ölçekteki varlığının kanıtlanması ise çok yenidir.
Galaksilerin nasıl oluştuğu hakkında hiçbir şey bilmeden karanlık maddenin nasıl araştırıldığını anlamak mümkün değildir. Galaksimiz, 10 kiloparsek yarıçapında (1 kiloparsek=1000 parsek) ve 500 parsek kalınlığında, yıldızlardan oluşan, disk biçiminde bir yapıya sahiptir. "Popülasyon 1" adı verilen ve diskte yer alan bu yıldızlar, galaksideki genç yıldızlardır. Bu yıldızlar, galaksi merkezi çevresinde çembersel yörüngeler çizen ve yıldız toplanmaları adı verilen gevşek yıldız topluluklarının yer aldığı yıldız oluşum bölgelerinde ve gençlerle birlikte yaşlı yıldızların da yer aldığı daha yüksek sayıdaki açık küme adı verilen gruplanmalarda bulunurlar. Diskteki dağılım, galaksinin ışık saçtığı için görülen yıl -dızların yaklaşık yüzde beşine eşit olan yıldızlar arası gaz ve tozun hemen hemen tamamını kapsar. Aslında moleküler yapı- daki gaz ve en genç yıldızlar yalnızca yüz parsek kalınlığında bir disk oluştururlar.

KARA DELİK NEDİR?
Kara delikler, karanlık maddenin düşünülebilecek en karanlık biçimidir. Her ne kadar doğrudan gözlenmeleri olanaksızsa da kara delikleri gözleyebilmek için astronomların dolaylı yöntemleri vardır. Görülemedikleri için karanlık maddenin mantık yoluyla bulunmuş adaylarıdır. Bunlar, Albert Einstein tarafından yaratılmış olan görecelik teorilerinden biri olan genel izafiyet teorisi tarafından öngörülmüş cisimlerdir. Özel görecelik teorisi uzay ve zamanın yapısını açıklarken genel görecelik teorisi ise uzay, zaman ve kütle çekimini tanımlar. Bu teorilerden birincisi bize, uzay ve zamanın dört boyutlu uzay zamanın değişik görünüşleri olduğunu söyler. Bu nedenle uzayda bir noktanın genellikle bir geçmişi, bir de geleceği vardır.
Uzay zamanda bir noktaya örnek olarak bir patlamayı gösterebiliriz: Patlama hem uzayda hem de zamanda özel bir noktadır. Herhangi bir gözlemci ya da herhangi bir ışık sinyalinin geleceğe doğru hareket et-tiği söylenebilir. Eğer yeterince uzağa ve yeterince uzun zamana gidebilirse, teorik olarak, bir gözlemci ya da ışık sinyali sonunda gelecek zamanda bir başka noktaya ulaşabilir. Bu kuralın bir istisnası kara delik civarında ortaya çıkar. Kara delik civarında uzay zamanda öyle bir bölge vardır ki, bu bölgedeki olaylardan hiçbir şey -ışık bile- kaçamaz. Kara delik bir tuzak yüzeydir. Bu yüzeyden içeri bir kez girerseniz, geriye dönüş yoktur!

Belki de birinci soru bu olmalıydı.Karanlık maddeyi ve kuvantum kütle çekimini unutun. Herkesin yanıtlamaya can attığı bir soru, bu.Uzayda yolculuk, H.G. Wells'in olağanüstü romanı ‘‘Zaman Makinesi''nden beri en gözde bilim kurgu konusu oldu. Örneğin, gelecekte ileriye doğru yolculuk yapmak kanıtlanmış bir olay. Einstein'ın görelilik kuramı, dünyayla göreli hareket eden bir izleyicinin, dünyanın geleceğine geçebileceğini öne sürer ve bu etki, atomik saatler yardımıyla da doğrulandı. Etkili zaman bükülmeleri, ışık hızına yakın bir hız gerektirir. Bu hızı yakalamak ilke olarak mümkün, ancak mühendisliğin büyük bir ilerleme kaydetmesi ve bir o kadar da para bulunması gerekir.