cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
Mini MPV
Mini MPV, en küçük boyutlu minivanlar için araç ölçü sınıfıdır. Mini MPV'lerin boyut sınıfı, furgon ve kompakt MPV boyut sınıfının altında yer alır. Segment, 1990'ların sonunda minivanların çeşitlendirilmesi sonucunda ortaya çıktı.
Zeki Coşkun
Mimar Sinan Güzel Sanatlar Üniversitesi Sanat Tarihi Bölümü öğretim üyesi. 2011 yılında fen edebiyat fakültesi genel sekreterliğine getirildi. Nisan 2001 yılından 29 Haziran 2007 tarihine kadar Radikal'de kültür ve sanat üzerine köşe yazarlığı yaptı. Taraf gazetesinde İşaret Fişeği adlı köşede 2009 yılına kadar köşe yazarlığını sürdürdü. Zeki Coşkun halen internette yazılar yazmaktadır. Yazar, MSGSÜ Fen Edebiyat Fakültesi, Sanat Tarihi Bölümü öğretim üyesidir. Bilgi Üniversitesi, Galatasaray Üniversitesi, Maltepe Üniversitesi’nde ve özel eğitim kurumlarında dersler, seminerler vermiştir. Aynı zamanda Uluslararası Pen Yazarlar Derneği ve Uluslararası Sanat Eleştirmenleri Derneği (AICA) üyesidir.
Mini MPV
Araçlar genellikle B-segment'e ait hatchback ve kompakt sınıf otomobil modellerinin platformları üzerine inşa edilir. Yükseltilmiş tavan, geleneksel hatchback'lere kıyasla daha yüksekoturma ve kolay yolcu erişimi sağlar. Çoğu zaman arka araba koltuğu eğilebilir, kayabilir, yuvarlanabilir, katlanabilir veya kolayca çıkarılabilir, böylece kullanıcılar her yolculuk için kargo hacimlerini yeniden yapılandırabilir. 2018 yılında Avrupa'da mini MPV satışları toplam pazarın% 1'ini temsil ediyordu. 2018'de Avrupa'da en çok satan mini MPV'ler Fiat 500L, Honda Jazz, Hyundai ix20, Kia Venga ve Ford B-MAX'ti.
Pano (bilgisayar)
Pano, kısa süreli veri depolama, kesme, kopyalama ve yapıştırma işlemleri tarafından kullanılan, işletim sistemi tarafından sağlanan belgeler veya uygulamalar arasında veri aktarımı için kullanılan bir veri arabelleğidir. İngilizce pano ve not panosu aynı anlamı (clipboard) verir. Genellikle, ortamdaki programların çoğundan veya tanımlanmış programlama arabirimleriyle erişilebilen, bazen yapıştırma arabelleği olarak adlandırılan, adsız, geçici bir veri ara bellek olarak uygulanır. Tipik bir uygulama, tuş takımları, menü seçimleri vb. gibi kullanıcı giriş/çıkışları bu arayüzlerle eşleyerek pano işlevselliğine erişir. Pano tesisinin anlam bilimi, bir işletim sisteminden diğerine değişir ve aynı sistemin sürümleri arasında da değişebilir. Bazen farklı programlar veya kullanıcı tercihleri ile değiştirilebilirler.
Bir öğe kopyalandığında veya kesildiğinde, pano kullanılabilir olan her biçimini tutar, çünkü bu noktada, içerik yapıştırıldığında hangi biçimin gerekli olduğu bilinmemektedir. İşletim sistemi tarafından sağlanan panonun temel işlevselliği, uygulamalar ve pano yöneticileri tarafından genişletilebilir.
Windows, Linux ve macOS tek bir pano işlemini desteklemektedir. Her kesim veya kopya önceki içeriğin üzerine yazar. Normalde, yapıştırma işlemleri içeriği kopyalayarak içeriğini daha fazla yapıştırma işlemi için panoda kullanılabilir halde bırakır. Pano verileri bilgisayarın RAM'inde saklanır.
Sürükle-bırak işlemi, kullanıcıların bilgileri görünümden kesme, kopyalama ve yapıştırma işlevlerine benzer şekilde bir denetimden diğerine sürükleyip bırakmalarını sağlar, ancak panoyu etkilemez.
Veri formatları
Uygulamalar, bir nesnenin serileştirilmiş gösterimlerini ya da bir söz vermeyi (daha büyük nesneler için) pano aracılığıyla iletir. Bazı durumlarda, belirli ortak veri formatlarının aktarılması soyut bir fabrikanın kullanımıyla opak bir şekilde sağlanabilir, örneğin Mac OS X, görüntünün asıl formatı olsa da panoda depolanan görüntü verilerine erişim sağlamak için NSImage adlı bir sınıf kullanır. nesneyi destekleyen veriler gizlenir. Gönderme ve alma uygulaması, aralarında transfer edilebilecek formatları, çoğu zaman kabul edilebilir tip dönüşümler sağlamaktan sorumlu olan aktif GUI widget'ı ile pazarlık eder. Çalışma alanı URL'leri, renkler, görüntüler, dizeler, atfedilen dizeler (zengin metin) ve sesler gibi genel öğelerin aktarılmasına izin verir. İşletim sistemi ve GUI araç takımı, örneğin zengin metinden düz metne ve tam tersine dönüştürme gibi bazı ortak dönüşümler sağlayabilir. Veri aktarımı için çeşitli tip tanımlayıcıları, MIME ve Uniform Type Identifier gibi tip sistemler arasında otomatik olarak kabul edilebilir eşlemeler sağlayabilen modern işletim sistemleri tarafından desteklenir.
Pano yöneticisi uzantıları, bir işletim sisteminin tümleşik pano işlevlerine işlevsellik katar. Kullanıcının panoyu manipüle etmesini sağlayan uygulamalardır. Birden fazla uyumsuz GUI araç seti kullanan linux gibi platformlarda, pano yöneticileri genellikle bu gibi farklı çerçeveleri kullanan uygulamalar arasında veri aktarmak için kullanılır.
Pano yönetimi ve uzantıları
Bir pano yöneticisi birden fazla kesim ve yapıştırma işlemi sağladığında, pano yeni kesimler ve kopyaları son işlemlerin listesine yerleştirilirken, yığın veya not defteri olarak değerlendirilir. Standart yapıştırma işlemi en son işlemi kopyalarken, özel yapıştırmalar diğer depolanmış işlemlere erişim sağlar. Bu yöneticiler ayrıca genellikle işlem geçmişini görüntüleyen ve kullanıcının önceki kopyaları seçmesine, düzenlemesine, biçimini değiştirmesine ve hatta aralarında arama yapmasına izin veren bir pencere sunar.
Çoğu işletim sistemi (örneğin, Windows, macOS, Linux, X11, Android, iOS) pano içeriğini kalıcı bir depoya kaydetmediğinden - bir kullanıcı oturumu kapattığında veya sistemi yeniden başlattığında, pano içeriği silinir. Başka bir örnek, bir kopyala veya kesme olayında pano verilerini çevrimiçi konuma kaydederek bu verileri çevrimiçi uygulamalara yapıştırmak için kullanılabilir duruma getirerek yerel panonun çevrimiçi uygulamalarla çalışmasını sağlamaktır. Pano yöneticileri ayrıca, kopyalamayı ve yapıştırmayı desteklemeyen yazılım sınırlamasını aşmak için araçlar olarak da görev yapabilirler.
UGC 6175
UGC 6175, Aslan takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak uzaklıkta bulunan etkileşim halindeki bir gökada çiftidir. Merceksi gökadalar PGC 33677 ve PGC 33670'ten oluşur. Halton Arp tarafından görüntülenmiş ve Arp 191 olarak "Dar iplikçiklere sahip gökadalar" kategorisi altında Tuhaf Gökadalar Atlası'na dahil edilmiştir.
Mehmet Bekaroğlu
Mehmet Bekaroğlu (d. 5 Haziran 1954, Fındıklı, Rize), Türk tıp profesörü, psikiyatrist, akademisyen, siyasetçidir. 14 Eylül 2014 tarihinden beri CHP genel başkan yardımcılığı görevini sürdüren Bekaroğlu, 2010 ve 2012 yılları arasında HAS Parti genel başkan yardımcılığı görevini üstlenmiştir.
Eğitimi ve akademik kariyeri
Yüksek öğrenimini Ankara Üniversitesi Tıp Fakültesi’nde gördü. Ardından Erzurum Atatürk Üniversitesi Tıp Fakültesi’nde psikiyatri uzmanlığı yaptı. İngiltere’deki Aston Üniversitesi’nde misafir araştırmacı olarak çalıştı. Bekaroğlu, 12 Eylül sonrasında yedek subaylığını yaparken Gaziantep ve Metris cezaevlerinde psikiyatrist olarak görevlendirildi. 1987-1999 yılları arasında Karadeniz Teknik Üniversitesi Tıp Fakültesi’nde öğretim üyeliği görevinde bulundu. Akademik kariyerini psikiyatri anabilim dalı başkanıyken sonlandırdı.
Siyasi hayatı
Fazilet Partisi'nden XXI. Dönem Rize Milletvekili seçilerek siyasete atıldı. TBMM'de İnsan Hakları İnceleme Komisyonu üyeliğinde bulundu.
Mehmet Bekaroğlu, 2000'li yılların başlarında Hikmet Sami Türk'ün adalet bakanı olduğu dönemde, F Tipi Cezaevlerinde siyasi tutuklulara yönelik insanlık dışı uygulamalara ve Hayata Dönüş Operasyonu'na karşı verilen insan hakları mücadelesinde aktif olarak yer almış, cezaevlerinde yaşanan ölümlerin durdurulması için yoğun çaba sarf etmiştir. Rahşan Affı'na destek olup 21 Aralık 2000'de TBMM'de yapılan oylamada kabul oyu vermiştir. FP’nin kapatılması sonrasında, politikaya FP'nin devamı olarak kurulan Saadet Partisi’nde devam etti. SP’den genel başkan yardımcılığı görevinde iken istifa etti. CHP'den ayrılan sosyal demokrat Ertuğrul Günay ile birlikte, "Yeni bir siyaset" adını verdikleri, Kamuoyunda "Müslüman sol" olarak adlandırılan hareketi kurdu. Bekaroğlu'nun, bu hareketi Günay'ın AK Parti'ye katılması nedeniyle destek bulamadı. 2009 yerel seçimlerinde SP'den İstanbul Büyükşehir Belediye başkanı adayı olarak aktif siyasete dönüş yaptı. Fakat belediye başkanı seçilemedi.
Ekim 2010'da Saadet Partisi'nden istifa ettikten sonra Numan Kurtulmuş başkanlığında kurulan Halkın Sesi Partisi'nin kurucularından biri olarak HAS Parti genel başkan yardımcısı oldu. 2 Temmuz 2012'de AK Parti Genel Başkanı ve Başbakan Recep Tayyip Erdoğan, Kurtulmuş'a AK Parti ile HAS Parti'nin bütünleşmesini teklif etti. İki partinin yetkili organlarınca alınan karara göre bir bütünleşme süreci başladı. Delegelerine genel kurul çağrısında bulunan HAS Parti, 19 Eylül 2012 günü gerçekleştirdiği olağanüstü kongrede, geçerli 177 oyun 165'i gereğince 'bütünleşme sebebiyle fesih' kararı alarak kapandı. Bu dönemde AK Parti'ye geçmeyen Mehmet Bekaroğlu bir süre siyasi faaliyetlerine ara verdikten sonra 2014 yılında yapılan yerel seçimler için Saadet Partisi'nden Rize belediye başkanlığına aday olduysa da seçilemedi.
CHP Genel Başkanı Kemal Kılıçdaroğlu tarafından Parti Meclisi üyeliğine davet edilmesi üzerine CHP'ye üye oldu. Cumhuriyet Halk Partisi'nin 5-6 Eylül 2014 tarihleri arası Ankara'da yapılan 18. Olağanüstü Kurultayı'nda Parti Meclisi'ne seçildi. 14 Eylül 2014 tarihinde CHP Genel Başkanı Kemal Kılıçdaroğlu tarafından tanıtım ve halkla ilişkilerden sorumlu genel başkan yardımcılığı görevine getirildi. TBMM XXV. Dönem İstanbul milletvekilidir.
Şu an Doğu Konferansı adlı hareketin başkanlığında bulunup Doğudan adlı derginin sahibi ve yazı işleri sorumlusu ve Fikir Zamanı adlı haber sitesinin yayın danışma kurulu üyesidir. Her ay Yeniharman dergisinde yazmaktadır.
Kişisel hayatı
Bekaroğlu Laz asıllıdır.
Martin Böttcher
Martin Böttcher (17 Haziran 1927 - 19 Nisan 2019), Alman film müziği bestecisi, aranjör, söz yazarı ve orkestra şefidir.
Kariyeri
Alman besteci ve orkestra şefi Böttcher daha çok 1960'lı yıllarda Karl May kitaplarına dayanılarak çekilen film müziklerinin bestecisi ve söz yazarı olarak dikkat çekmiştir. Müzisyenin eserleri İtalyan yapımı western tarzında filmlere esin kaynağı olmuş ve buradan yeni bir tür "Spagetti Western" doğmuştur. Alman müzik adamı Böttcher, aktif kariyeri boyunca 50'den fazla film ve 300 civarı televizyon programı için müzik çalışmaları yapmıştır.
Ölümü
Alman film müziği bestecisi, aranjör, söz yazarı ve orkestra şefi Marrtin Böttcher 17 Haziran 1927'de Berlin'de doğmuş ve doğum yerinde 19 Nisan 2019'da kansere yenilerek 91 yaşında ölmüştür.
2023 Kıbrıs Cumhuriyeti cumhurbaşkanlığı seçimi
Seçimin ilk turunda hiçbir aday %50 barajını geçemediğinden dolayı seçim ikinci tura kalmıştır. İkinci turda iki bağımsız aday Nikos Hristodulidis ve Andreas Mavroyannis yarışmış, %51.97 oy ile Nikos Hristodulidis seçimi kazanarak Kıbrıs Cumhuriyeti'nin sekizinci cumhurbaşkanı olmuştur. Bu seçim, 1998'den beri Kıbrıs Cumhuriyeti cumhurbaşkanlığı seçimleri arasında sadece %4 fark ile en az farkla biten seçim olmuştur.
Gözlemlenebilir evren
Gözlemlenebilir evren, evrenin ışık ve başka sinyallerin galaksiler ve maddenin, kozmolojik genişlemeden beri Dünya’ya ulaşacak zamanı bulması sonucu, şimdiki zamanda Dünya'dan gözlemlenebilen cisim ve maddelerden oluşan bölgesidir. Evrenin izotropik olduğu varsayılırsa, gözlemlenebilir evrenin sınırı, her yönde aşağı yukarı aynıdır. Dolayısıyla, gözlemlenebilir evren, gözlemcisini merkeze alan, küresel bir hacme sahiptir. Evrendeki her nokta kendi gözlemlenebilir evrenine sahiptir ve bu evren Dünya merkezli olanla çakışıyor olabilir de, olmayabilir de.
“Gözlemlenebilir” sözcüğü, günümüz teknolojisinin, bu alandan radyasyon saptayıp saptamadığına veya alanda gerçekten radyasyon olup olmadığına bağımlı olmadığına işaret etmek amacıyla kullanılmaktadır. Yalnızca, temelde ışık veya başka sinyallerin bir cisimden, Dünya’daki bir gözlemciye ulaşmasının mümkün olduğunu vurgulamaktadır. Uygulamada, yalnızca kozmolojik yeniden birleşme evresindeki foton ayrıklaştırması kadar önceden gelen ışığı gözlemlemek mümkündür; yani parçacıkların, başka parçacıklar tarafından o kadar da hızlı bir şekilde emilmeyen fotonlar yayabildikleri zamandan gelen. Bunun öncesinde, evren tamamen opak fotonlarla, yani kuark-gluon plazmasıyla doluydu.
Son serpintinin yüzeyi, ışık özleri (foton) dekuplajından gelen ışık özlerinin bize bugün ulaşma mesafesinde noktaların uzayda toplanmasıdır. Bunlar bizim bugün kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu (CMBR) olarak tespit ettiğimiz ışık özleridir. Ancak geleceğin teknolojisiyle daha eski kalıntı nötrino arka planları gözlemlemek mümkün olabilecektir; aynı şekilde, (ışık hızında hareket eden) yer çekimsel dalgalar aracılığıyla çok daha uzakta oluşan eylemleri görebileceğiz. Bazen astrofizikçiler, yeniden birleşimden bu yana salınan sinyalleri içeren görünür evren ile kozmolojik büyümenin başlangıç (geleneksel kozmolojide Büyük Patlama, modern kozmolojide enflasyon çağının sonu) zamanından beri gelen sinyalleri kapsayan gözlemlenebilir evren arasında bir ayrıma gitmektedir. Hesaplamalara göre, parçaların CMBR’den comoving mesafesi –ki bu mesafe görünen evrenin yarıçapına denktir-yaklaşık olarak 14.0 milyar parsektir (bu da yaklaşık 45.7 milyar ışık yılıdır). Öte yandan gözlemlenebilir evrenin kıyısına olan comoving mesafesi, yaklaşık % 2 daha büyük bir biçimde 14.3 milyar parsektir (bu da yaklaşık 46.6 milyar ışık yılına denktir). 2013 yılı itibarıyla evrenin yaşı hakkında yapılan tahminler, 13.798 (± 0,037) milyar yıldır. Ancak uzayın genişlemesi sebebiyle insanoğlu, bir zamanlar çok daha yakınken şu anda statik bir 13,8 milyar ışık yılı mesafeden daha uzak cisimleri gözlemlemektedir. Gözlemlenebilir evrenin çapının yaklaşık 28 milyar parsek (93 milyar ışık yılı) olduğu tahmin edilmektedir. Bu hesaplamada gözlemlenebilir evrenin en uzak ucu yaklaşık 46-47 milyar ışık yılı ötede olarak hesaplanmıştır.
Evren, gözlemlenebilir evrene karşı
Evrenin bazı bölümleri, o kadar uzak bir mesafededir ki, Büyük Patlama’dan sonra salınan ışık, daha Dünya’ya ulaşamamaktadır. Bu yüzden evrenin bu bölümleri gözlemlenebilir evrenin dışında kalmaktadır. Gelecekte uzak gökadaların ışığı Dünya’ya ulaştığında evrenin farklı bölümleri keşfedilecektir. Ancak, Hubble kanunlarına göre bizden oldukça uzakta bulunan bölgeler, ışık hızından daha hızlı genişlemekte ve bizden uzaklaşmaktadır. (Özel görecelilik, aynı bölgede birbirine yakın duran cisimlerin, birbirine nazaran ışık hızından daha hızlı hareket etmelerini engellemektedir. Ancak, birbirinden uzak cisimler için, aralarındaki boşluk genişlemekteyken, böyle bir kısıtlama bulunmamaktadır. Bkz. doğru mesafe kullanımları.) Dahası, genişleme oranı, karanlık enerji sebebiyle giderek artmaktadır. Değişmez bir kozmolojik sabit olarak karanlık enerjinin değişmediği ve evrenin genişleme oranının hızla artmaya devam ettiği kabul edildiğinde, sonsuz gelecekte herhangi bir zamanda cisimlerin bizim gözlemlenebilir evrenimize giremeyeceği bir sınır vardır. Çünkü bu sınırın ötesinde kalan cisimlerin yaydığı ışık bize hiçbir zaman ulaşamayacaktır. (Buradaki açmaz şudur ki, Hubble parametresi zamanla azaldığı için ışıktan biraz daha az hızla bizden uzaklaşan bir gökadanın yaydığı ışık eninde sonunda bize ulaşacaktır.) Bu “gelecekte görülebilirlik sınırı”, evrenin sonsuza kadar genişlemeye devam edeceği farz edilerek comoving mesafesini 19 milyar parsek (62 milyar ışık yılı) olduğu düşünülerek hesaplanmıştır. Sonsuz gelecekte kuramsal olarak gözlemleyebileceğimiz gökadaların sayısı, şu anda gözlemlenenlerin sayısından 2.36 faktörlük bir değerden bir parça büyüktür.
İlkesel olarak, gelecekte daha çok gökadanın gözlemlenebilmesi mümkün olacaksa da; uygulamada, artan sayıda gökadanın süre giden genişleme sebebiyle had safhada kırmızıya kayacağı düşünülmektedir. Bu gökadalar görüntüden kaybolacak ve görünmez olacaklardır. Değinilmesi gereken bir başka nokta, sabit bir comoving mesafesinde bulunan bir gök ada, geçmişte herhangi bir zamanda açığa çıkan sinyalleri- mesela Büyük Patlama’dan 500 milyon yıl sonra açığa çıkan sinyalleri- alabilmemiz durumunda, gözlemlenebilir evren içinde yer almaktadır. Ama evrenin genişlemesi yüzünden, aynı comoving mesafesinde olsa bile, aynı gökadadan açığa çıkan sinyaller sonsuz gelecekte bize ulaşamayabilir. (Bu gökadanın Büyük Patlama’dan 10 milyar yıl sonra neye benzeyeceğini hiçbir zaman bilemeyebiliriz.) Comoving mesafesi zamana göre sabittir. Öte yandan esas mesafe uzayın genişlemesi yüzünden gerileme hızı olarak tanımlanır. Bu olgu, bize olan mesafesi zaman içinde değişen bir tür kozmik olay ufkunu tanımlamak için kullanılabilir. Örneğin bu ufka olan mesafe 16 milyar ışık yılı ise şu anda olan olaydan yayılan sinyalin gelecekte bize ulaşabilmesi için olayın 16 milyar ışık yılı ötede olması gerekir; eğer olay 16 milyar ışık yılından daha uzak bir mesafede ise sinyal bize hiçbir zaman ulaşamayacaktır.
Eğer evren sonlu fakat sınırsızsa, evrenin, gözlemlenebilir evrenden daha küçük olması da mümkündür. Bu durumda, çok uzaktaki gökadalar, evrende yolculuk eden ışık tarafından oluşturulmuş komşu gökadaların suretleridir. Bu hipotezi test etmek çok zordur. Çünkü gökadanın farklı imgeleri geçmişindeki farklı dönemleri gösterecektir ve dolayısıyla farklı görünecektir. Bilewicz ve arkadaşları, son serpinti yüzeyinin çapında 27.9 gigaparseklik (91 milyar ışık yılı) alt sınır tespit ettiklerini iddia etmektedirler. (Bu sadece bir alt sınır olduğundan evrenin daha büyük hatta sonsuz olduğu tartışmaya açıktır.) Bu değer WMAP’nin yedi yıllık veri analizine dayanmaktadır. Bu yaklaşım tartışmalı bir yaklaşımdır.
Büyüklük
Dünya’dan gözlemlenebilir evrenin kenarına kadar olan comoving mesafesi, her yöne doğru yaklaşık 14 gigaparsek’dir (46 milyar ışık yılı ya da )dir). Dolayısıyla gözlemlenebilir evren yaklaşık 29 gigaparsek () yarıçapında bir küredir. Uzayın düz olduğu varsayımından yola çıkarak, bu büyüklük comoving hacmi olarak yaklaşık Bu değerler kozmolojik zamana göre bu gün için geçerli bir mesafedir; söz konusu rakamlar ışığın yayıldığı andaki mesafeyi temsil etmemektedir. Örneğin: şu anda gördüğümüz kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu ışıközü dekuplajı zamanında saçılmıştır, ki bu saçılımın 13.8 milyar yıl önce olan Büyük Patlama’dan yaklaşık 380.000 yıl sonra oluştuğu düşünülmektedir. Bu radyasyon zaman içinde gökadalarda yoğunlaşan madde tarafından saçınmıştır. Bu gökadaların şu anda bizden yaklaşık 46 milyar ışık yılı ötede olduğu düşünülmektedir. Işığın saçındığı anda maddeye olan mesafesini hesaplamada, evrenin genişlemesini modellemede kullanılan Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker metriğine göre, eğer ışık z kırımızı kaymasıyla bize ulaşıyorsa, o zaman ışığın yayıldığı andaki ölçek katsayısı şu şekildedir: . Dokuz yıllık WMAP sonuçları, diğer ölçümlerle birlikte ışıközü dekuplajınının kırmızı kaymasını, z=1091.64±0.47 olarak vermektedir; ki bu da, ışıközü dekuplajı anında ölçek katsayısının 1⁄1092.64 olduğunu gösterir. Dolayısıyla, eğer en eski CMBR ışıközlerini yayan madde şu anda 46 milyar ışık yılı mesafede ise, o zaman ışıközlerinin yayıldığı andaki dekuplaj anında mesafe 42 milyon ışık yılıdır.
Evrenin büyüklüğü ile ilgili yanlışlar
Pek çok ikincil kaynakta, görünen evrenin büyüklüğü ile ilgili çok sayıda yanlış rakam telaffuz edilmiştir. Bu rakamlar, yanlışlığın nereden kaynaklandığını açıklayan sebepleri ile birlikte aşağıda verilmiştir.
Büyük ölçekli yapı
Gökyüzü gözlemleri ve elektromanyetik radyasyon dalga boyu bantları ile ilgili haritalar (özellikle 21 cm’lik yayılım) evrenin yapısının içeriği ve nitelikleriyle ilgili çok bilgi ortaya koymuştur. Yapının örgütlenmesi hiyerarşik bir modeli takip eder görünmektedir. Bu hiyerarşik modelin üst katlarında süperkümeler ve iplikçikler yer almaktadır. Bunlardan daha büyük ve bunların ötesinde başka bir yapı bulunmamakta ve bu olguya Büyüklüğün Sonu (End of Greatness) denmektedir.
Duvarlar, iplikçikler, düğümler ve boşluklar
Pek çok gök bilimci bu ölçekte astrofizikten nadiren bahsetse de, evrenin yapısının organizasyonu muhtemelen yıldız seviyesinde başlamaktadır; yıldızlar gökadaları oluşturur, gökadalar gökada gruplarını, gökada kümelerini, levhaları ve iplikçikleri oluştururlar. Bu yapılar birbirinden büyük boşluklarla ayrılırken “kozmik ağ” denen geniş bir köpük benzeri yapı oluştururlar. 1989 yılından önce virial gökada kümelerinin var olan en büyük yapılar olduğu ve evrende her yöne az çok eşit biçimde dağıldığı düşünülmekte idi. Ancak 1980’lerin başından bu yana gittikçe artan sayıda yapılar keşfedilmeye devam etmektedir. 1983 yılında Adrian Webster 5 yılberk (quasar)’den oluşan büyük bir yılberk grubu olan Webster LQG’yu tespit etmiştir. Bu keşif büyük ölçekli bir yapının ilk tespitidir ve evrendeki bilinen madde gruplamalarıyla ilgili bilginin artmasını sağlamıştır. 1987’de Robert Brent Tully saman yolunun yer aldığı gökada iplikçiği olan Pisces-Cetus Süperküme Kompleksini keşfetmiştir. Bu yapı yaklaşık 1 milyar ışık yılı genişliğindedir. Aynı sene Büyük Boşluk (Giant Void) denilen ve bünyesinde hiçbir gökadanın bulunmadığı inanılmaz büyük bir bölge tespit edilmiştir. Büyük Boşluk 1.3 milyar ışık yılı genişliğindedir. Kırmızı kayması verilerine dayanarak 1989’da Margaret Geller ve John Huchra “Büyük Duvar”ı (Great Wall) keşfettiler. Büyük Duvar 500 milyon ışık yılından daha uzun ve 200 milyon ışıkyılı genişliğinde, ama sadece 15 milyon ışık yılı kalınlığında bir gökada levhasıydı. Bu yapının varlığı uzun bir süre fark edilmedi çünkü, yapıyı görebilmek için gök adaların konumlarını üç boyutlu olarak konumlandırmak gerekiyordu. Bu konumlandırma için gökadaların konum bilgilerini Kımızı Kaymadan gelen mesafe bilgisi ile birleştirmek gerekliydi. İki yıl sonra gök bilimci Roger G. Clowes ve Luis E. Campusano Clowes-Campusano LQG’yi keşfetti. Bu yapı en geniş mesafesi 2 milyar ışık yılı olan büyük bir yılberk grubuydu. Keşif açıklandığında evrende bilinen en büyük yapıydı. 2003 Nisanında Sloan Büyük Duvarı denen yeni bir büyük ölçekli yapı keşfedildi. 2007 Ağustosunda Eridanus takımyıldızında bir süper boşluk tespit edildi. Bu tespit CMB soğuk noktasının tespitiyle örtüşmektedir. Bu soğuk nokta, mikrodalga gökyüzündeki soğuk bölgedir. Bu süper boşluk soğuk noktaya sebep olmuş olabilir; ancak bunu yapabilmesi için muhtemelen bir milyar ışık yılı genişliğinde olması gerekmektedir ki bu da az önce bahsi geçen Büyük Boşluk kadar geniş olması demektir.
Bir başka büyük ölçekli yapı “Newfound Blob”dur. Gökadalar ve çok büyük gaz balonlarından oluşan bu yapı 200 milyar ışık yılı genişliğindedir. Son zamanlarda yapılan araştırmalarda evrenin, levha ve gökada iplikçiklerinin yoğun düğümler gibi görünen süperkümeleri ile ayırdığı büyük balon gibi boşluklardan oluştuğu düşünülmektedir. Bu ağ 2dF Gökada Kırmızı Kayma haritasında açıkça görülmektedir. Şekilde araştırmanın üç boyutlu şeması gösterilmiştir. Bu haritada Sloan Büyük Duvarı gibi bazı süperkümeler görülmekte ve yanı başımızdaki evrende bulunan kozmik yapıların etkileyici görüntülerini ortaya çıkarmaktadır.
2011’de U1.11 yılberk kümesi tespit edilmiştir. Yapı 2.5 milyar ışık yılı genişliğindedir. 11 Ocak 2013 tarihinde Huge-LQG olarak adlandırılan 4 milyar ışık yılı genişliğindeki bir başka yılberk kümesi tespit edilmiş ve o gün için tespit edilen en büyük yapı olduğu ortaya konmuştur. 2013 Kasımında gök bilimciler Hercules-Corona Borealis Büyük Duvarını keşfettiklerinde Huge-LQG’den iki kat büyük bir yapıyla karşılaşmışlardır. Bu yapı gama ışını atışlarıyla haritalandırılmıştır.
Büyüklüğün sonu (End of greatness)
Büyüklüğün Sonu kabaca 100 Mpc’de (yaklaşık 300 milyon ışık yılı) keşfedilen gözlemsel bir ölçektir. 100 Mpc’de evrenin büyük ölçekli yapılarında görülen yumruları kozmolojik ilkelere göre homojenize ve izotropize olmaktadır. Bu ölçekte sahte rastgele fraktallik görülmez. Daha küçük haritalarda görülen süperkümeler ve iplikçikler evrenin dağılımı görsel olarak ortaya çıkana dek rastgele seçilir. 1990’lara gelinene kadar kırmızı kayma haritaları, bu ölçekte hatasız sonuçlar üretememiştir.
Evrensel dünyamızın kozmografisi
Hydra-Centaurus Superkümesinin merkezinde, Büyük Çekicilik(Great Attractor) denilen yerçekimsel aykırılık, yüz milyonlarca ışık yılı genişliğindeki bir alanda yer alan gökadaların hareketini etkilemektedir. Hubble kanuna göre, bu gökadaların hepsi kırmızı kaymasına maruz kalmıştır. Bu, söz konusu gökadaların birbirinden ve yerküremizden geri gittiğini göstermektedir; ancak kırmızı kaymalarındaki değişiklikler, onlarca ve binlerce gökadaya eşit kütle yoğunluğunun varlığını ortaya koymaya yeterlidir.
1986 yılında keşfedilen Büyük Cazibe, 150 milyon ve 250 milyon ışık yılı arasında bir mesafede, Hydra ve Centarus takım yıldızları arasında durmaktadır (en son tahminler 250 milyon olduğu yönündedir). Büyük Cazibe’nin bulunduğu yerde, büyük ve yaşlı gökadaların üstünlüğü söz konusudur; bu yaşlı gökadaların pek çoğu komşuları ile çarpışmakta veya büyük miktarlarda radyo dalgaları yaymaktadır.
1987 yılında Hawaii Üniversitesi, Astronomi Enstitüsü’nden gök bilimci R. Brent Tully, bir milyar ışık yılı uzunluğunda ve 150 milyar ışık yılı genişliğinde Pisces-Cetus Superkümesi Kompleksi dediği yapıyı keşfettiğinde, Yerel Süperkümenin (Local Supercluster) bu kompleksin içinde yer aldığını iddia etmiştir.
Sıradan maddenin kütlesi
Bilinen evrenin kütlesinin genellikle 1050 ton veya 1053kg olduğu söylenir. Bu bağlamda, kütle, sıradan maddeye gönderme yapar ve yıldızlararası ortamı (ISM) ve gökadalar arası ortamı (IGM) kapsar. Ancak, karanlık madde ve karanlık enerji dahil değilidir. Evrendeki sıradan maddenin kütlesi için yukarıda belirtilen değerleri kanıtlamada üç hesaplama yöntemi kullanılmaktadır: kritik yoğunluğa dayalı tahminler, yıldızların sayısıyla yapılan ekstrapolasyon – kestirim; kararlı hal olgusunda dayanan tahminler. Bu hesaplamalar, sonlu bir evren varsayımı üzerine kurulmuştur.
Kritik yoğunluk olgusuna dayanan tahminler
Kritik yoğunluk, sürekli genişleme ve çöküş arasında evrenin dengeyi yakaladığı noktadaki enerji yoğunluğudur. Wilkinson Microdalga Anizotropi Sondası ile kozmik mikrodalga arka planı gözlemleri, evrenin uzaysal eğriliğinin sıfıra çok yakın olduğunu ortaya çıkarmıştır. Bu da günümüzde yapılan kozmolojik modellerde, yoğunluk parametresinin belli bir kritik yoğunluk değerine çok yakın olduğuna işaret eder. Bu durumda,  kritik yoğunluğu, aşağıdaki gibidir:
Bu yoğunluğun maddeye dönüştürülmesi için, hacimle – “gözlemlenebilir evrenin” yarıçapına dayanan bir değerle - çarpılmalıdır. Evren 13.8 milyar yıldır genişlediği için, comoving mesafesi (yarıçap), artıl 46.6 milyar ışık yılıdır. Bu yüzden, hacim, yani, (4/3 π r3),  ‘ye eşittir. Sıradan maddenin kütlesi de, yoğunluk,, çarpı  hacmine ya da , eşittir.
Yıldızların sayısından kestirim
Yıldızların sayısını tam olarak bilebilmek mümkün değildir. Ancak, bugünkü literatürde bu sayı, 1022 ile 1024 arasında dolaşmaktadır. Bu aralığın doğruluğunu ispat etmenin bir yolu, gökada sayısını tahminen belirlemek ve ortalama büyüklükte bir gökadanın barındırdığı yıldız sayısı ile çarpmaktır. 2004 Hubble Ultra-Derin Alan görüntülerinde tahminen 10.000 gökada bulunmaktadır. Bu bölgede görünen gökyüzü parçası her iki tarafta 3.4 ark dakika’dır. Göreli bir karşılaştırma yapmak adına dolunayı göstermek için bu görüntülerden 50 tane gerekmektedir. Eğer bu bölge gökyüzünde tipik bir durumsa evrende 100 milyardan fazla gökada var demektir. Kısa bir süre önce, 2012 yılında Hubble bilim adamları Hubble Aşırı Derin Alan görüntülerini elde etmiştir ve bu görüntülerde daha fazla gökada olduğu görülmüştür. Ancak, bu görüntülere dayanarak yıldızların sayısını hesaplamak için; büyük ve cüce gökadaların yüzdesi ve bu gökadalarda bulunan ortalama yıldız sayısı gibi ilave varsayımlar da gerekmektedir. Böylelikle 100 milyar gökada ve her bir gökadada 100 milyar yıldızın olduğunu varsaymak mantıklı görünmektedir. Bu da yıldız sayısının 1022 olduğunu gösterir. Sonraki adımda, ortalama yıldız kütlesine ihtiyaç duyulur. Yıldız kütlesi Saman Yolu’nda bulunan yıldızların dağılımından hesaplanabilir. Samanyolu’nda eğer çok sayıda yıldız spektral sınıfla sayılırsa, % 73’ü M sınıfı yıldızlardır ve Güneş’in kütlesinin sadece % 30’una sahiptir. Her bir spektral sınıftaki yıldızların kütlesini ve sayısını göz önünde bulundurursak, ortalama yıldızın Güneş kütlesinin % 51.5’ine sahiptir. Güneş’in kütlesi ’dır; bu yüzden, evrendeki ortalama bir yıldızın kütlesinin 1030 kg olduğu söylenebilir. Dolayısıyla, bütün yıldızların kütlesi, yıldızların sayısı (1022) çarpı yıldızın ortalama kütlesidir (1030 kg) veya 1052 kg. Bir sonraki hesaplama Yıldızlararası Ortam (ISM) ve Gökadalararası Ortam (IGM) ile ilgilidir. ISM yıldızlar arasındaki maddedir: bu madde çoğunluğu hidrojen olan gaz ve tozdur. IGM ise gökadalar arası madde olup çoğunluğu hidrojendir. Proton, nötron ve elektronlardan oluşan sıradan madde, ISM ve IGM ortamında bulunduğu gibi yıldızlarda da bulunur. Kozmik Enerji Envanterinde her bir ortamın yüzdesi belirlenmiştir: yıldızlar % 5.9, Yıldızlararası Ortam (ISM) = % 1.7, ve Gökadalararası Ortam (IGM)= % 92.4'tür. Dolayısıyla yıldız kütlesinden evrenin kütlesini tahmin etmek için yıldızlar içine saklanan 1052 kg olan kütleyi % 5.9’la bölmek gerekmektedir. Sonuç: Bütün sıradan madde için ’dır.
Kararlı haldeki evrene dayanarak ortaya konulan tahminler
Bu formül şu şekilde de ifade edilebilir: Bu formülde ‘’H’’=Hubble sabiti, ‘’ρ’’=Hoyle’nin yoğunluk için kullandığı değer, ‘’G’’=Yerçekimi sabiti ve ‘’c’’=Işık hızıdır. Bu hesaplama ile ortaya çıkan rakam yaklaşık ’dır. Ancak bu bütün enerji/maddeyi temsil etmektedir. Öte yandan bu hesaplamada Hubble hacmi kullanılmıştır (yarıçapı yaklaşık 13.8 milyar ışık yılı Hubble uzunluğuna denk olan bir kürenin hacmi, Hubble hacmidir). Yukarıda verilen kritik yoğunluk hesaplaması, yarıçapı 46.6 milyar ışık yılı olan comoving mesafesine dayanmaktaydı. Böylelikle Hoyle denklemi Kütle/Enerji sonucu, artan hacim için uyarlanmalıdır. Comoving mesafesi yarıçapı 39 kat daha büyük bir hacim vermektedir (46.7 üzeri 3, 18.3’e bölünür). Ancak hacim arttıkça sıradan madde ve karanlık madde artmayacaktır. Sadece karanlık enerji hacimle birlikte artar. Dolayısıyla sıradan madde, nötrinolar ve karanlık maddenin, toplam kütle/enerji’nin % 31.7’si ve geri kalan % 68.3’ün ise karanlık enerji olduğu varsayıldığında, kararlı hal hesaplaması için gerekli olan kütle/enerji miktarı şu şekildedir: sıradan madde ve karanlık maddenin kütlesi (31.7%çarpı )) + karanlık enerjinin kütlesi ((68.3% çarpı ) x arttırılmış hacim (39)). Bu hesaplama .’a eşittir. Kritik yoğunluk yönteminde az önce belirtildiği gibi sıradan madde, bütün enerji/madde’nin % 4.8’idir. Eğer Hoyle sonucu bu yüzdeyle çarpılırsa sıradan madde için ortaya çıkan sonuç  ’dır.
Sonuçların karşılaştırılması
Sonuç olarak üç bağımsız hesaplama yöntemiyle birbirine oldukça yakın sonuçlar elde edilmiştir:, , ve. Ortalama ise, ’dır. Yıldız kütlesinden Kestirim yöntemini kullanırken göz önünde bulundurulan anahtar varsayımlar, yıldızların sayısı (1022) ve yıldızlardaki sıradan maddenin yüzdesi (% 5.9) olmuştur. Kritik Yoğunluk Yöntemindeki anahtar varsayımlar, evrenin comoving mesafe yarıçapı (46.6 milyar ışık yılı) ve bütün maddenin içinde var olan sıradan maddenin yüzdesi (% 4.8) olmuştur. Hoyle kararlı hal yönteminde kullanılan anahtar değerler, comoving mesafesi yarıçapı ve bütün kütlenin içinde karanlık enerjinin yüzdesi (% 68.3) olmuştur. Hem kritik yoğunluk hem de Hoyle karalı hal denklemleri, Hubble sabiti olan 67.15 km/s/Mpc değerini kullanmıştır.
Maddenin içeriği-atomların sayısı
Sıradan maddenin kütlesi yaklaşık olduğunu varsayarsak (Bkz. bir önceki bölüm) ve bütün atomların hidrojen atomu olduğunu farz edersek (hidrojen atomları gerçekte kütle olarak gökadamizdeki bütün atomların yaklaşık % 74’ünü oluşturur, bkz. kimyasal elementlerin bolluğu), evrendeki atomların tahmini toplam sayısını hesaplamak kolaydır. Sıradan maddenin kütlesini bir hidrojen atomunun kütlesiyle bölmek gerekir ( bölü ). Sonuç yaklaşık 1080 hidrojen atomudur. Dünya’nın kimyası 13.8 milyar yıl önce meydana gelen Büyük Patlama’dan hemen sonra başlamış olabilir. Yaşamın başladığı bu dönemde evren sadece 10-17 milyon yaşındaydı. Panspermia hipotezine göre, meteorlar, asteroidler ve diğer küçük güneş sistemi cisimleri aracılığıyla dağıtılan mikroskobik yaşam evrenin her yerinde var olmuş olabilir. Her ne kadar yaşam sadece yer kürede tespit edildiyse de, pek çok kişiye göre Dünya dışı yaşam sadece gerçekçi değil aynı zamanda kuvvetle muhtemel ve kaçınılmazdır.
En uzaktaki cisimler
Ocak 2011 tarihinde duyurulan en uzak astronomik gök cismi UDFj-39546284 olarak kaydedilen bir gökada adayıdır. 2009 yılında GRB 090423 olarak adlandırılan gama ışını patlamasının 8.2’lik bir kırmızı kayması olduğu tespit edilmiştir; bu değer, evren henüz 630 milyon yaşındayken, söz konusu patlamaya çarpan bir yıldızın sebep olduğunu göstermektedir. Patlama 13 milyar yıl önce gerçekleşmiştir. Bu yüzden 13 milyar ışık yılında bir mesafe yayınlarda dile getirilen mesafedir. Ancak bu mesafe, Hubble yasası ve gözlemlenebilir evrenin büyüklüğünü tanımlarken kullanılan ”uygun mesafe”den ziyade “ışık hızı mesafesi”dir (gökbilimci Ned Wright bu sayfadaki astronomik basın açıklamalarında kullanılan “ışık hızı mesafesi” ifadesine karşı çıkmakta ve bu sayfanın sonunda düz bir evrende var olan uzak bir cismin uygun mesafesini hesaplamada kullanılabilecek çevrimiçi hesaplayıcıları önermektedir. Önerdiği hesaplamalar kırmızı kayma z ya da ışık hızı zamanı değerlerine dayanmaktadır). 8.2’lik bir kırmızı kaymanın uygun mesafesi yaklaşık 9.2 Gpc, ya da yaklaşık 30 milyar ışık yılıdır. En uzak gök cismi rekorunu elinde tutan bir başka gökada ise Abell 2218’in ötesinde tespit edilmiş olup, Dünya’dan yaklaşık 13 milyar ışık yılı ötededir. Bu gökadanın Hubble teleskopu işle yapılan gözlemlerde kırmızı kaymasının 6.6 ile 7.1 arasında olduğu tespit edilmiştir. Keck teleskoplarıyla yapılan gözlemler ise, gökadanın kırmızı kaymasının az önce bahsedilen aralık değerinin üst bandında, yaklaşık 7 civarında olduğunu tespit etmiştir. Dünya’dan da artık gözlemlenebilen bu gökadanın ışığı, Büyük Patlama’dan 750 milyon yıl sonra kaynağından yayılmaya başlamıştır.
Ufuklar
Evrenimizdeki gözlemlenebilirlik sınırı bir dizi gök bilimsel ufuk tarafından belirlenmiştir. Bu ufuklar, çeşitli fiziksel sınırlamalar yüzünden, evrendeki çeşitli hareketler ile ilgili bilgi edinme sınırlarımızı kısıtlamaktadır. En ünlü ufuk, parçacık ufuğudur; parçacık ufuğu evrenin sonlu yaşı yüzünden görülebilen kesin mesafeye bir sınır koymaktadır. Son serpintinin yüzeyindeki “optik ufuk”, ve nötrinolarla yerçekimsel dalgaların son serpinti yüzeyi ile ilgili ufuklar gibi diğer olgular da gözlemlerin gelecekteki sınırlarıyla yakından ilişkilidir:
Guandu Muharebesi
Guandu Muharebesi, MS 200'de Doğu Han Hanedanı döneminin sonlarında iki savaş ağası olan Cao Cao ve Yuan Shao arasında meydana gelen bir muharebedir. Cao Cao için kararlı bir zaferle sonuçlanan muhaerebe, iki savaş ağası arasındaki savaşta bir dönüm noktasıydı. Bu, Cao Cao'nun Kuzey Çin'in yeniden birleşmesinin başlangıcını işaret etti ve bu da Üç İmparatorluk döneminde Wei Hanedanı'nın kurulmasını mümkün kıldı.
Burjuva sosyalizmi
Burjuva sosyalizmi veya muhafazakâr sosyalizm, komünizmin kuramsal kurucuları olan Karl Marx ve Friedrich Engels'in sıkça kullandığı (özellikle Komünist Manifesto adlı eserlerinde) siyasal terim.
Marksist görüşe göre burjuva sosyalizmi, mevcut burjuva sınıf ilişkilerinin mevcut devletlerdeki dayanağıdır. Buna göre, burjuva sosyalistleri kapitalist ülkelerdeki mevcut sınıf ilişkilerini doğal karşılarlar ve sistemle birlikte egemen sınıf olan burjuva sınıfını korurlar. Bununla birlikte sınıf mücadelesini reddederler ve var olan toplumsal sınıfları ortadan kaldırmayı istemek bir yana, aksine burjuvazinin sermaye birikimini sağlamak için çalışırlar. Marx ve Engels Komünist Manifesto adlı eserlerinde bu kişileri filantropizm faaliyetlerini kullanan rahipler ve "reformcular" olarak tanımlar.
Marx, konu hakkındaki görüşlerini ifade ederken anarşist düşünür Proudhon'un Sefaletin felsefesi adlı eserinden çeşitli alıntılar yapmıştır.
Celâl Şengör
Ali Mehmet Celâl Şengör (d. 24 Mart 1955, İstanbul), Türk yer bilimcidir. Yapısal yer bilimi ve tektonik dallarındaki çalışmaları ile tanınmaktadır. Şerit kıtaların dağ kuşaklarının yapısına etkisini ortaya koymuş ve Kimmer Kıtası adını verdiği bir şerit kıta keşfetmiştir.
ABD Ulusal Bilimler Akademisi, Amerikan Felsefe Topluluğu, Rus Bilimler Akademisi ve Sırp Bilimler ve Sanatlar Akademisi üyesidir. Mehmet Fuad Köprülü'den sonra Rus Bilimler Akademisi'ne seçilmiş ikinci Türk profesördür. 2010 yılında, Alman Jeoloji Derneği tarafından Gustav Steinmann Madalyası'na layık görülmüştür. Fransa, Birleşik Krallık, Avusturya ve Amerika Birleşik Devletleri'nde misafir öğretim üyesi olarak çalışmalarda bulunan Şengör, 1988 yılında Neuchâtel Üniversitesi Fen Fakültesinden şeref bilim doktoru unvanına sahip oldu. 1990 yılında Avrupa Akademisi'ne kabul edilen Şengör, aynı yıl Avusturya Jeoloji Servisi muhabir üyesi, 1991'de ise Avusturya Jeoloji Derneği şeref üyesi oldu. Yine 1991'de Kültür Bakanlığının Bilgi Çağı Ödülü'nü kazandı. 1992'de İstanbul Teknik Üniversitesi Maden Fakültesi Genel Jeoloji Ana Bilim dalında profesörlüğe yükseldi.
Celâl Şengör, 23 Mart 2022 tarihinde İstanbul Teknik Üniversitesi'nde son dersini vererek 24 Mart 2022 tarihinde emekliye ayrılmıştır.
Hayatı
Celâl Şengör, 24 Mart 1955 tarihinde, Asım Şengör (1928–2018) ve Günseli Güler Şengör (1933–2012)'ün, Rumeli göçmeni bir ailenin çocuğu olarak İstanbul'da doğdu.
Eğitimi
Eğitimine Şişli Terakki Lisesi'nin ilkokulunda başladı, ancak 5. sınıfta öğretmeni ile tartışması üzerine okuldan atıldı. Daha sonra Bayezid İlkokulu'na kaydedildi ve ilkokulu orada tamamladı. İlkokuldan mezun olduktan sonra kimi özel okulların sınavlarına girse de hiçbirini kazanamadı ve -Şengör'ün söylediğine göre kayırmayla- Işık Lisesi Ortaokulu'na girdi. Ortaokulu Işık'ta bitirdikten sonra 1969'da Robert Lisesi'nin sınavlarını kazandı. 1973'te mezun oldu. Robert Koleji bitirdikten sonra öğrenimine devam etmek üzere ABD'ye gitti.
1972'de Houston Üniversitesinde lisans eğitimine başladı, 2,5 yıl sonra (1976) Albany'ye yatay geçiş yaptı. 1978'de Albany'de bulunan New York Eyalet Üniversitesinin jeoloji bölümünü tamamladı. Aynı üniversitede 1979 yılında "Geometry and Kinematics of Continental Deformation in Zones of Collision: Examples from Central Europe and Eastern Mediterranean" (Tr. Çarpışma Alanlarında Kıtasal Bozulmanın Geometri ve Kinematiği: Orta Avrupa ve Doğu Akdeniz'den Örnekler) teziyle yüksek lisans derecesi aldı. 3 yıl sonra (1982) yine aynı kurumda "The geology of the Albula Pass area, eastern Switzerland in its Tethyan setting: Palaeo-Tethyan factor in Neo-Tethyan opening" adlı doktora teziyle doktora eğitimini tamamladı.
Bilimsel kariyeri
1981'de İstanbul Teknik Üniversitesi Maden Fakültesi, genel jeoloji kürsüsünde asistan olarak görev yapmaya başladı. 1984 yılında Londra Jeoloji Topluluğu'nun Başkanlık Ödülü'nü, 1986'da TÜBİTAK Bilim Ödülü'nü aldı. Aynı yıl İstanbul Teknik Üniversitesi Maden Fakültesi Genel Jeoloji ana bilim dalında doçent oldu.
1988'de Neuchâtel Üniversitesi Fen Fakültesinden fahri bilim doktoru (Docteur ès sciences honoris causa) derecesi aldı. Academia Europaea'ya 1990 yılında kabul edildi ve derneğin ilk Türk üyesi oldu. Aynı yıl Avusturya Jeoloji Servisi muhabir üyesi, 1991 yılında ise Avusturya Jeoloji Derneği fahri üyesi oldu. Yine 1991 yılında Kültür Bakanlığının "bilgi çağı ödülü"nü kazandı.
1992 yılında İstanbul Teknik Üniversitesi Maden Fakültesi Genel Jeoloji ana bilim dalında profesörlüğe terfi etti. 1993 yılında Türkiye Bilimler Akademisinin en genç kurucu üyesi oldu ve akademi konseyine seçildi. Aynı yıl TÜBİTAK Bilim Kurulu üyesi oldu. 1994 yılında Rusya Doğa Bilimleri Akademisi üyeliğine, Fransız ve Amerikan jeoloji dernekleri fahri üyeliğine seçildi. Ayrıca kendisine Fransız Fizik Derneği ve École Normale Supérieure Vakfı tarafından Rammal Madalyası verildi. Şengör 1997 yılında, Fransız Bilimler Akademisi tarafından yerbilimleri dalında büyük ödül (Lutaud Ödülü) ile ödüllendirildi. 1998 Mayıs ayı içerisinde Şengör, Collège de France'ta misafir profesör olarak bir kürsü hakkı elde etti. Burada "19'uncu yüzyılda tektoniğin gelişmesine Fransız jeologlarının katkısı" konulu bir ders verdi ve 28 Mayıs 1998'de Collège de France'ın madalyasını aldı. 1999'da Londra Jeoloji Topluluğu kendisini Bigsby Madalyası ile ödüllendirdi. 2000 yılının Nisan ayında Amerika Birleşik Devletleri Ulusal Bilimler Akademisi yabancı üyeliğine seçilen ilk Türk oldu. Rusya Bilimler Akademisine Fuad Köprülü'den sonra seçilen ikinci Türk'tür. Ayrıca 2013 yılında Leopoldina Doğa Araştırıcıları Akademisi üyeliğine seçilmiştir.
Şengör, yer biliminde özellikle yapısal yerbilim ve tektonik dallarındaki çalışmaları ile ün yapmıştır. Şerit kıtaların dağ kuşaklarının yapısına etkisini ortaya koymuş ve Kimmer Kıtası adını verdiği bir şerit kıta keşfetmiştir. Orta Asya’nın yerbilimsel yapısını ortaya çıkarmış, kıta-kıta çarpışmasının ön ülkeleri nasıl etkilediği konusunu çözmüştür. Yücel Yılmaz ile birlikte, levha tektoniği içinde Türkiye'nin yerini değerlendiren ve gönderme klasiği hâline gelen bir makale yazmıştır. Yerbilimi ve tektonik konularında 6 kitap, 175 bilimsel makale, 137 tebliğ özeti, pek çok popüler bilim makalesi, tarih ve felsefe ile ilgili de iki kitap ve 300’e yakın deneme yazısı yayımlamıştır. ABD, Rusya, Avrupa ve Almanya'nın bilimler akademisine üye olan Şengör'ün yayımlanmış 1826 makalesi vardır ve bu makalelere 12658 gönderme yapılmıştır. Bunların 1997-1998 yılları arasında Cumhuriyet Bilim Teknik dergisindeki "Zümrütten Akisler" köşesinde çıkmış olanları Yapı Kredi Yayınları tarafından 1999'da "Zümrütnâme" başlığı altında kitaplaştırılmıştır.
Fransa, Birleşik Krallık, Avusturya ve Amerika Birleşik Devletleri'nde misafir öğretim üyesi olarak çalışmalarda bulunan Şengör, Collège de France dışında Birleşik Krallık'ta Oxford (Royal Society Araştırıcı bursuyla), ABD'de Kaliforniya Teknoloji Enstitüsü (Moore Distinguished Scholar olarak) ve Avusturya'da Salzburg Lodron-Paris Üniversitesinde misafir profesörlük yapmıştır. Şengör ayrıca pek çok uluslararası dergide editör, yardımcı editör ve yayın kurulu üyeliği yapmıştır ve yapmaktadır.
Celal Şengör, ileri düzeyde İngilizce, Fransızca ve Almanca bildiğini söylemekle birlikte; Felemenkçe, İtalyanca, Portekizce, İspanyolca ve Osmanlı Türkçesini okuyabildiğini de söylemiştir.
Şengör'ün yer biliminde yaptığı çalışmalar
Şengör, 1980 yılında yaklaşık 250-150 milyon yıl öncesi aralarında bir kara parçası keşfetmiş ve bu kara parçasına Kimmer Kıtası adını vermiştir. Bu kıta Avrasya Superterran'ına bağlı olup Alp ile eski Kimmerid dağlarını süper-orojenez ile birleştirip Şengör'ün Tetisid süper orojenez sistemi adını verdiği ve Neo-Tetis ile Paleo-Tetis'i ayıran 150 milyon yıl önce de Paleo-Tetis'i kapatan bir kıta olarak tanımlamıştır.
Ailesi
Şengör 1986 yılında Oya Maltepe ile evlenmiştir. Tek çocuğu olan oğlu Hakkı Celalettin Asım Şengör 1989 yılında dünyaya gelmiştir.
Jeoloji merakı
Jeolojiye olan merakının nasıl başladığı, "Bir Bilim Adamının Serüveni" adlı kitapta, Şengör’ün "Ben jeolojiyi küçük yaştan yani Jules Verne’in Arzın Merkezine Seyahat kitabını okuduğum günden itibaren sevmeye başladım. Hemen arkasından Denizler Altında Yirmi Bin Fersah’ı okudum. Onu da okuduktan sonra kendi kendime, ‘Adam olmak demek, Jules Verne’in tarif ettiği gibi olmak demektir’ diye düşündüm. Bana jeolojiyi Jules Verne sevdirdi..." şeklindeki ifadeleriyle anlatılmıştır. Bir röportajında kendisine ait kütüphanesinde 30.000'in üzerinde kitabı olduğunu söylemiştir.
Sağlık durumu
Celâl Şengör'e hafif Asperger Sendromu teşhisi konulmuştur ve bunu şu sözlerle anlatmaktadır: "Ben de hafif Aschberger ile teşhis edilmiş bir insanım. Ve bu özelliğime şükran borçluyum. Otistik olmasaydım bilimde elde ettiğim başarıları elde edemezdim."
Politik düşüncesi
Celal Şengör, verdiği bir söyleşide Kemalist olduğunu belirtmiştir. "Benim siyasi görüşüm tamamen Kemalizm'dir. Hem de en koyu haliyle! Çünkü Kemalizm eşittir; akılizm demektir." Şengör'e göre Kemalizm, "Kemalizm; tenkittir, doğruyu aramaktır, bilimsel düşüncedir. Kemalizm ne sağdır, ne soldur; fakat aklın, bilimin, doğa ile insanın doğrudan temasının yoludur; Kemalist Türkiye belki de insanlık tarihinin ilk gerçek bilimsel yöntemle yaratılmış toplumudur. Atatürk, ' 'Benim manevi mirasım ilimdir ve akıldır!   diyor. Anlamalıyız ki Kemalizm'in kitabı ve defteri yok. Bu da demek oluyor ki takip edeceğin kuralları da yok. Kemalizm'in bir tek kuralı var: o da  Aklını kullan! '' Ayrıca, bir monarşizm destekçisi olan Şengör'e göre monarşi yargı bağımsızlığını tamamıyla sağlaması nedeniyle ideal yönetimdir.
Dinî inancı
Şengör, katıldığı programlarda birçok kez ateist olduğunu söylemiştir.
Horus Kuşu
Horus-Ba olarak da bilinen Horus Kuşu, Mısır'ın Birinci ve İkinci Hanedanları arasında çok kısa bir süre saltanat sürmüş olabilecek bir firavunun serekh adıdır.
Horus-Kuşu adının kökenine dair çok az güvenilir kaynak var. Bu kralın bilinen ilk tasdiki, Flinders Petrie tarafından Abydos'taki Qa'a mezarında bulunan detaysız bir kuşa sahip bir serekh olabilir. Bir kuşla bir serekhi gösteren daha okunaklı bir başka yazıt ise daha sonra Djoser'in Saqqara'daki piramit kompleksindeki kap parçası üzerinde bulundu. Djoser'in piramit kompleksinden bir şist vazodaki (PD IV n.97) bir yazıt da Horus-Kuşu'na atıfta bulunabilir.
Hiyeroglif işareti çok düzensiz yazıldığından, doğru okumanın ne olduğu belirsizliğini koruyor.
Celâl Şengör
Kanuni Sultan Süleyman hakkında ifadeleri
Celâl Şengör zaman zaman yaptığı tarihi ve siyasi açıklamalarla gündeme gelmiştir. Şengör, 8 Mart 2018 tarihinde dünyanın ilk atlası olarak bilinen el yazması “Tabula Peutingeriana” isimli eserin tanıtım toplantısında, ''Piri Reis’in hayatındaki en büyük talihsizliği Kanuni Sultan Süleyman gibi bir salağın zamanında doğmuş olmasıdır. Fatih zamanında Piri Reis olaydı inanır mısınız bugün bizim sömürge imparatorluğumuz vardı.'' ifadelerini kullanmıştır. Daha sonra "Kanuni salağın tekiydi." diyen Prof. Şengör, Bir deneydi ama özür dilerim. ifadelerini kullandı.