cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
Büyük Patlama
İlk nükleosentez
"Durağan hâl teorisi" taraftarları zaman boyunca sürekli olarak hidrojenden üretilmiş olduğu ve bunun azar azar helyuma ve daha sonra da yıldızların kalbindeki en ağır elementlere dönüşmüş olduğu görüşündeydiler. Gerek helyumun gerekse ağır elementlerin bölünmesi zaman boyunca sürekliliğini koruyordu; çünkü helyumun oranı nükleosentez olgusuyla artarken, hidrojenin üretilmesi olgusuyla da oran olarak azalır gibi görünüyordu. Buna karşılık Big Bang taraftarları helyumdan uranyuma kadar tüm elementlerin başlangıçtaki evrenin sıcak evresi sırasında üretilmiş oldukları görüşündeydiler.
Güncel tez her iki hipoteze de dayanır. Buna göre, helyum ve lityum gerçekten başlangıçtaki ilk nükleosentez sırasında üretilmişlerdi. Bunun başlıca kanıtı, hafif denilen elementlerin (hidrojen, helyum, lityum) salınmasının uzak kuasar’lardaki incelenmesinden gelmektedir. Big Bang modeline göre bunların nispi salınmaları ilk nükleosentezden beri sürekliliğini koruyan tek bir parametreye sıkıca bağlıdır; bu da fotonların yoğunluğunun baryonların yoğunluğuyla ilişkisindedir. Diğer yöntemlerle de ölçülebilen bu tek parametreden hareketle helyumun (He) izotoplarının ve lityumun (Li) izotopunun salınması açıklanabilir. Aynı zamanda yakın galaksilerin içinde helyumun bölünmesinde bir artış gözlemlenmektedir ki, bu, yıldızlarca sentezlenen elementler yoluyla “yıldızlar-arası ortam”ın tedrici gelişiminin bir işareti olarak kabul edilebilir.
Galaksilerin evrimi
Big Bang modeli, homojen olan evrenin geçmişte bugünküne nazaran daha da homojen bir yapıda olduğunu varsayar. Kanıtı, yayılan kozmik arka planın gözlemi yoluyla sağlanmıştır. Kozmik arka plan ışıması olağanüstü bir izotropi gösterir.
Bu durumda astrofiziksel yapılar (galaksiler, galaksi kümeleri) Big Bang’ın ilk döneminde mevcut değillerdi, sonradan yavaş yavaş oluşmuş olmalıydılar. Oluşumlarının kökenindeki süreç James Jeans’in 1902’deki çalışmalarından itibaren bilinmektedir; bu süreç Jeans Kararsızlığı adıyla bilinir.
Şu hâlde Big Bang modeline göre, günümüzde gözlemlediğimiz galaksiler sonradan oluşmuşlardı ve geçmişteki bu ilk galaksiler yakın çevremizde gözlemlediğimiz komşu galaksilere pek benzemiyorlardı. Işık hızı müthiş bir hız olmakla birlikte, belirli bir hız olduğundan, geçmişte evrenin neye benzediğini anlamak için uzaktaki gök cisimlerine bakmamız yeterlidir. (Örneğin gezegenimize bir milyar ışık yılı uzaklıktaki bir gök cismini gözlemlememiz, o cisimden Dünya’ya gelen ışığın kaynağından bir milyar yıl önce yola çıktığı gözönünde bulundurulursa, aynı zamanda, o cismin bir milyar yıl önceki durumunu görmemiz demektir.)
Hubble Yasası’na göre kırmızıya kayma özelliği gösteren uzak galaksilerin gözlemi gerçekten ilk galaksilerin sonrakilerden yeterince farklı olduklarını göstermektedir. O zamanlarda galaksiler arası etkileşimler daha fazlaydı; az sayıdaki dev galaksiler, galaksiler arasında birleşme olaylarından sonra ortaya çıkmışlardır. Aynı şekilde, spiral, eliptik ve “düzensiz galaksi”lerin sınıfsal oluşumları da zaman boyunca değişimlerle ortaya çıkmıştır.
Uzak galaksilere ilişkin tüm bu gözlemler nispeten titiz çalışmalarla yapılmıştır; çünkü uzak galaksiler (uzaklıklarından dolayı) az ışıklı olduklarından, iyi gözlemlenebilmeleri hassas ve mükemmel gözlem araçlarını gerektirmektedir. 1990’da Hubble Uzay Teleskobu’nun ve ardından VLT, Keck ve Subaru gibi büyük gözlemevlerinin hizmete girmeleriyle büyük "kırmızıya kayma" galaksilerinin gözlemi, bizlere, "galaksilerin oluşumu ve evrimi modelleri"nin öngördüğü galaksi kümelerinin evrim fenomenlerini doğrulama olanağı vermektedir.
İlk jenerasyonda yer alan yıldız ve galaksilerin incelenmesi 21.yy.’ın başında astronomik araştırmanın temel konularından biri hâline gelmiştir.
Büyük "kırmızıya kayma"da kozmik arka planın ısı ölçümü
2000 yılının Aralık ayında Raghunathan Srianand, Patrick Petitjean ve Cédric Ledoux 2,57 derecesinde kırmızıya kaymada bulunan PKS 1232+0815 arka plan kuasar’ınca yayınlanan ışımanın emildiğini gözlemledikleri bir “yıldızlararası bulut”taki "kozmik arka plan"ın ısısını ölçmeyi başardılar.
Keşifleri Britanya’nın bilimsel dergilerinden Nature’da yayımlandı.
Big Bang’in kronolojisi
Big Bang’in kronolojik aşamaları tersten, yani günümüzden geçmişe doğru şöyle açıklanır:
Bugünkü evren (+ 13,7 milyar yıl)
Evrenimiz, şimdiki zamanda geçmişteki hâline kıyasla son derece az yoğun (şimdilerde evrende metre küp başına birkaç atom düşmektedir) ve soğuk (2,73 kelvin, yani -270°C) hâldedir. Her ne kadar çok sıcak bazı astrofiziksel cisimler (yıldızlar) mevcutsa da evrenin şimdilerde maruz kaldığı ışınım (ışıma) çok zayıftır denebilir. Bu olguda yıldızların evrendeki sıklığının düşük olmasının payı büyüktür, yani evrenin herhangi bir noktasındaki bir yıldız ile kendisine en yakın yıldız arasındaki uzaklık son derece büyüktür. Astronomik gözlem bize yıldızlar ve galaksilerin evren tarihinin çok erken bir döneminde, Big Bang’in ilk döneminden daha bir milyar yıl geçmeden önce mevcut olduklarını öğretmektedir.
Birleşme
http://www.wikinfo.org/index.php/Timeline_of_the_Universe http://map.gsfc.nasa.gov/media/080998/index.html
İlk nükleosentez (+ 3 dakika)
Big Bang’in ilk döneminden 300.000 yıl sonra evren bir "elektronlar ve atom çekirdekleri plazması"ndan oluşmaktaydı (Bu sürenin 380.000 yıl olarak kabulü WMAP uydusunun 2006 yılı verileriyle tezat oluşturur. Zira, yukarıdaki paragrafta da belirtildiği gibi, NASA'nın açıkladığı sonuçlara göre evrenin Big Bang'den 380.000 yıl sonrasında %12'sinin atomlara dönüştüğü belirlenmiştir.). Isı yeterince yüksek olduğunda atom çekirdekleri mevcut olamazlar; bu durumda proton, nötron ve elektron karışımından söz edilebilir. İlksel evrende hüküm süren koşullarda ısı ancak 0,1 MeV’un (Elektron Volt, yaklaşık bir milyar derece) altına indiğinde nükleonlar, atom çekirdekleri hâlinde kombine olabilirler. Bununla birlikte bu koşullarda lityumdan daha ağır atom çekirdeklerinin oluşması mümkün değildir. Dolayısıyla Big Bang başlangıcından yaklaşık bir saniye sonra başlayan ve yaklaşık üç dakika süren bu evrede oluşan atom çekirdekleri yalnızca hidrojen, helyum ve lityum çekirdekleridir. Dolayısıyla bu evre ya da dönem ilk nükleosentez olarak adlandırılır. Günümüzde, modern kozmoloji araştırmacıları, sonuçların gözlemi ve anlaşılması bakımından, ilk nükleosentez konusuna artık tamamlanmış bir konu gözüyle bakmaktadır.
Elektron-pozitron çiftlerinin yok olması
Isı 0,1 MeV (Elektron Volt) olduğunda başlayan ilk nükleosentezden az önce 0,5 MeV’u (beş milyar derece) aşan evren ısısı elektronların kütle enerjisine denk olmuştur. Bu ısının ötesinde elektronlar ile fotonlar arasındaki etkileşimler kendiliğinden elektron-pozitron çiftleri yaratabilirler. Bu çiftler, kendiliğinden yok olabilirlerse de ısı 0,5 MeV eşiğini geçtikçe durmaksızın yeniden yaratılırlar. Isı bu eşiğin altına indikçe bu çiftlerin hemen hemen tümü baryogenezden doğan elektron fazlalıklarına yer vererek fotonlar hâlinde yok olurlar.
Nötrinoların ayrılması
Bu dönemden az önce, ısı elektron, foton ve nötrinoların çeşitli etkileşimleri için yeterli olan 1 MeV’un (on milyar derece) üzerindeydi. Bu ısıdan itibaren bu üç tür, “termik denge” hâlindedir. Evren soğuduğunda elektronlar ve fotonların etkileşimlerini sürdürmelerine karşın nötrinoların etkileşimleri biter. Bu dönem de nötrinoların ayrılma dönemidir. Dolayısıyla bildiğimiz “kozmik arka plan ışıması”nın özelliklerine benzer özellikler gösteren bir “nötrinolar kozmik arka planı” mevcuttur. Dolaylı bir rol oynayan nötrinoların “ kozmik arka planı”nın varlığı ilk nükleosentezin sonuçları yoluyla, dolaylı olarak doğrulanmıştır. Nötrinoların kozmik arka planının doğrudan saptanması şimdiki teknolojik imkânlarla son derece güç olmakla birlikte, varlıkları konusunda herhangi bir tartışma olmamıştır.
Baryogenez
Atomaltı parçacıkları ve etkileşimlerini konu alan, çeşitli parçacıkların ve temel etkileşimlerin (temel kuvvetlerin) “elementer antiteler”in (nötron, proton, elektron) yalnızca farklı görünümleri olarak ele alındığı (örneğin elektromanyetizma ve zayıf nükleer güç, tek bir etkileşimin iki görünümü olarak tanımlanabilir) parçacık fiziği, deneylerle desteklenen genel fikir üzerine kuruludur. Daha genel olarak belirtmek gerekirse, fizik yasalarının ve evrenin, yüksek ısılarda daha “simetrik” bir hâl aldıkları varsayılır. Mesela geçmişte evrende madde ve antimaddenin nicel eş olarak mevcut oldukları kabul edilir. Günümüzdeki gözlemler antimaddenin gözlemlenebilir evrenimizde hemen hemen mevcut olmadığını göstermektedir. Bu durumda maddenin varlığı belirli bir zamanda maddenin antimaddeye oranla hafif bir fazlalığından oluşmuştur (maddenin antimaddeye baskın gelmesi). Evrenin sonraki evrimi sırasında madde ve antimadde, arkalarında oluşan en hafif madde fazlasını bırakarak eşit niceliklerle yok oldular. Bu olağan madde baryon denilen parçacıklardan oluştuğundan, söz konusu madde fazlalığının oluştuğu evreye baryogenez adı verilir. Bu evre ya da süreç hakkında çok az şey bilinmektedir. Örneğin bu olay sırasında oluşan ısı derecelenmesi Big Bang modellerine göre değişmektedir (bu, farklı Big Bang modelleri arasındaki farklardan biridir). Baryogenezin meydana gelmesi için gerekli koşullara Rus fizikçi Andréi Sakharov’un 1967’deki çalışmalarından ötürü "Sakharov koşulları" adı verilmiştir.
"Büyük birleşik" çağı
Giderek artan sayıdaki belirtiler, zayıf ve güçlü elektromanyetik kuvvetlerin tek bir etkileşimin (kuvvetin) farklı görünümlerinden ibaret oldukları fikrini vermektedir. Bu durum, artık genellikle, İngilizce’de kısaltma adıyla GUT olarak bilinen, “Büyük Birleşik Teori” (İng. Grand unification theory ya da Grand Unified theory) kapsamında bulunmaktadır. Bu etkileşim ya da kuvvetin 1016 GeV’un (1029derece) üzerindeki ısılarda tezahür ettiği sanılmaktadır. Şu hâlde muhtemelen evren GUT teorisinin uygulanma alanı bulduğu bir evre geçirmiş olmalıdır. Doğası hâlen bilinmemekle birlikte, bu evre, baryogenezin ve muhtemelen karanlık maddenin kökeninde yer almış olmalıydı.
Kozmik şişme
Big Bang teorisi kozmolojiye yeni meseleler getirmişti. Örneğin evrenin homojen ve izotrop olduğunu önermiş, fakat niçin böyle olması gerektiğini açıklamamıştı. Oysa teorinin sade versiyonunda, evrende homojenliğe yol açan Big Bang'in gerçekleşmesinde bir mekanizmadan ya da işleyişten söz edilmiyordu, böyle bir şey yoktu. Böylece şişme (ilk ani, hızlı genişleme) nedeni ya da gerekçesinin evrenin homojen ve izotrop olmasına yol açan bir süreç başlattığı varsayılıyordu.
"Kozmik şişme" kavramının mucidi, böyle bir süreci betimleyici bir senaryoyu ilk öneren kişi olan Alan Guth’tur. François Englert ve Alexei Starobinsky de aynı dönemde (1980) bu meselenin bazı sorunlu kısımları üzerinde çalışmalarda bulunmuş diğer isimler olarak bilinir. Guth daha sonra (1982’de), bazı çalışmalarda bulundu ki, bu çalışmalarında ortaya koyduğu sonuçlara göre, büyük astrofiziksel yapıların tohumlarını içeren kozmik şişme, evrenin homojen oluşunu açıklama imkânı sağlamakla kalmayıp, evrenin niçin homojenliğe aykırı bazı olgular içermesi gerektiğini de açıklama imkânı sağlıyordu.
Şişmenin evren tarihinin, Büyük Birleşik Çağı’na ve Planck Çağı’na komşu olan, son derece sıcak (1014 ile 1019 GeV arasındaki, yani 1027ile1032 derece arasındaki ısılarda) ve erken bir döneminde yer almış olması gerekir. Gerek Big Bang teorisinin ortaya koyduğu meselelerin hemen hemen tümünün şişme süreciyle açıklanabilmesi, gerekse bu tür meselelerin açıklanabilmesinde diğer senaryoların daha karışık olmalarına rağmen sonuç vermede yetersiz görülmesi, şişme senaryosuna kozmolojide daha ön planda yer verilmesini sağladı. Kozmik arka planın anizotropilerinin ayrıntılı gözleminden itibaren, iyice emin olunduğundan, şişme modellerinin kanıtlarla pekiştirilmesine gerek kalmadığı anlaşıldı. Şişme senaryosunun gözlemlerle uyum içinde olması onun konuyla ilgili tüm meselelerde baş role yerleştirilmesini sağlamış bulunmaktadır.
Şişme evresi evrenin belli bir zaman içinde son derece hızlı bir şekilde genişlemesidir. Genişleme dolayısıyla yoğunluğu azalan bu evren, çok homojen bir enerji türüyle dolu hâldeydi. Bu enerji o zaman çok hızlı olarak etkileşimde bulunmaya ve ısınmaya koyulacak partiküllere dönüştü. Şişmeyi sona erdiren bu iki evreye parçacıkların patlayıcı yaratılışı bakımından “ısınma-öncesi evre” ve parçacıkların termalizasyonu bakımından “ısınma evresi” adı verilir. Şişmenin genel işleyişi iyice anlaşılmış olmakla birlikte, ısınma-öncesi ve ısınma evrelerindeki işleyiş tam anlaşılamamış olup, hâlen çeşitli araştırmalara konu olmaktadır.
Planck Çağı — Kuantum Kozmolojisi
Şişme evresinin ötesinde (öncesinde), daha genel olarak söylemek gerekirse, Planck ısısı gibi sıcaklıklarda güncel fizik kuramlarının artık geçerli olmadığı bir sahaya girilir. Bu, genel görelilik kuramında bir düzeltmenin söz konusu olacağı, kuantum mekaniği kavramlarının geçerli olduğu bir sahadır. Henüz ortaya konmamış olmakla birlikte, belki de hâlen gelişim hâlindeki sicim kuramından doğacak bir kuantum kütleçekimi kuramı, Planck Çağı denilen dönemdeki evrene ilişkin çeşitli spekülasyonlara yer verilmesini sağlayacaktır. Stephen Hawking gibi birçok yazar bu dönemlerdeki evreni tanımlayabilme denemelerine olanak sağlayacak çeşitli araştırma yolları önermişlerdir. Bu araştırma alanına günümüzde kuantum kozmolojisi adı verilmektedir.
Kozmoloji standart modeli
"Kozmoloji standart modeli" 20.yy.’ın ilk yarısında önerilen Big Bang görüşünün mantıksal bir sonucudur. Adı parçacık fiziğinin standart modelinin adından örnekseme yoluyla oluşturulmuş “kozmoloji standart modeli” evren gözlemlerinin bütünlüğüyle uyuşan bir evren tanımı sunmaktadır.
Özellikle şu iki noktayı şart koşar:
Artık astronomik gözlemlerin büyük bir kısmı bildiğimiz evreni tanımlarken bu vazgeçilmez temel taşlarından yararlanmaktadır. Kozmolojik araştırma esas olarak bu madde türlerini, özelliklerini ve ilksel evrenin hızlanmış genişleme senaryosunu tanımlamayı amaçlamıştır. "Kozmoloji standart modeli"nin üç temel taşı laboratuvar ortamında gözlemlenmemiş fiziksel fenomenlere başvurmayı gerekli kılmaktadır: Kozmik şişme, karanlık madde ve karanlık enerji. Bu temel taşları ya da bunlardan birini yok varsayan tatminkar hiçbir kozmolojik model yoktur.
Big Bang'in getirdiği meseleler
Big Bang modelleri incelendiğinde bu tip bir modelin bazı sorunları da beraberinde getirmiş olduğu görülmekteydi. Üzerinde değişiklikler yapılmadan önce, sade Big Bang modeli pek ikna edici bir model olarak görünmemekteydi; çünkü alışılmış miktarlara kıyasla son derece büyük ve son derece küçük miktarlardaki birçok fiziksel niceliğin varsayılmasını gerekli kılmaktaydı. Bir başka deyişle, ayakta kalabilmesi için beklenmedik değerlere birçok parametrenin eklenmesini gerekli kılıyor görünmekteydi. Evren konusundaki bu tip bir “ince akort” (İng. fine-tuning) kozmolojiyle ilgili olan ya da olmayan tüm fizik modellerinde sorunlu olarak kabul edilir. Bu durumda Big Bang, birçok gözleme açıklama getirmesindeki başarısına rağmen, ortaya birçok sorun koyan, fakat kendisi bu sorunları halledemeyen, dolayısıyla, getirdiği çözümü pek çekici görünmeyen bir kavram durumuna düşmekteydi. Fakat Big Bang modellerine eklenen senaryolar, özellikle kozmik şişme senaryosu teoriye ilk zamanlarda yapılan olumsuz yorumları değiştirmeyi başarmıştır.
Gözlenebilir Evren'in yarıçapı 92-93 milyar ışık yılıdır. Ancak cevaplanması gereken bir sorun, büyük patlama teorisine göre tek bir noktadan (sıfır noktası) başlayarak sürekli genişlediği düşünülen bir evren 13,8 milyar yılda evrende en büyük hız olarak bilinen ışık hızıyla genişliyor olsa bile bugünkü boyutlarına ulaşabilir miydi?
Ufuk meselesi
Estetik ve sadelik argümanları hariç tutulduğu takdirde, doğanın evrenin homojen ve izotrop olmasını tercih etmesinde makul bir neden yoktur. Ayrıca ilk Big Bang modelinde homojenlikten niçin -kozmik arka plan ışımasının anizotropilerinde görülen ve evrendeki büyük yapıların (galaksiler, galaksi kümeleri vs.) oluşumundan sorumlu olan bazı sapmalar olduğunu açıklayan tatminkar bir işleyiş de mevcut değildi. Bu, herhangi bir tatmin edici açıklama getirilememiş bir meseleydi ve uzun zaman boyunca soruna, yani evrenin niçin çağımızda gözlemlediğimiz hâle (homojen ve izotrop hâle) gelecek şekilde evrim geçirmiş olduğuna ilk koşullardan yola çıkan işleyiş açıklamalarıyla çözüm getirilmeye çalışıldı. Sorun şöyle de ifade edilebilir: Geçmişte birbirlerine yakın olmuşlarsa da, herhangi bir enformasyon alışverişine vakitleri olmamış, evrenin birbirinden son derece uzak iki bölgesinin esas olarak aynı özellikleri gösteriyor olması nasıl açıklanabilirdi? Bu mesele, günümüzde “ufuk meselesi” olarak adlandırılır.
Evrenin düzlemselliği meselesi
Evrenin evriminin incelenmesi ele alındığında karşılaşılan bir başka mesele muhtemel “eğrilik yarıçapı” (bir kürenin ya da elipzoid bir cismin merkezinden yüzeye olan mesafe; söz konusu cisim bir eğri yüzeyden ibaretse eğri yüzey küresel cisme tamamlanarak da yarıçap elde edilebilir) meselesidir. Genel görelilik şunu ortaya koymaktadır ki, eğer evrende maddenin dağılımı homojense, bu takdirde evrenin geometrisi yalnızca tek bir parametreye, “uzaysal eğrilik” denilen parametreye bağlıdır. Sezgisel olarak, bu niceliğin, söz konusu koşullarda artık geçerli olmayacak "öklid geometrisi"nin ötesindeki bir uzaklık skalasıyla ilgili olduğu söylenebilir. Örneğin köşeleri birkaç milyar ışık yılı uzaklığa yayılmış dev bir üçgenin iç açılarının toplamı 180 dereceye eşit olmayabilir. Doğrulanmamış olmakla birlikte, gözlemlenebilir evrenin mesafelerinden daha büyük mesafelerin söz konusu olduğu durumlarda bu tür olgularla karşılaşılması gayet normaldir.
Bununla birlikte, “eğrilik yarıçapı” denilen uzunluk skalasının gözlemlenebilir evrenin boyutuna kıyasla gittikçe küçük hâle gelme eğiliminde olması durumunda, bir başka mesele ortaya çıkmaktadır. Bir başka deyişle, eğer "eğrilik yarıçapı" beş milyar yıl önce “gözlemlenebilir evren”in boyutundan daha büyük idiyse de günümüzde “gözlemlenebilir evren”in boyutundan daha küçük olması ve sözü edilen etki ya da sonuçlarının görünür hâle gelmesi gerekiyordu. Bu akıl yürütmeye devam edilerek, eğriliğe bağlı etki ya da sonuçları hâlen görülür olmadığına göre, eğrilik yarıçapının nükleosentez döneminde gözlemlenebilir evrenin boyutundan son derece daha büyük olduğu söylenebilir. Eğrilik yarıçapının gözlemlenebilir evrenin yarıçapından hâlen büyük kalması olayına günümüzde düzlemsellik meselesi (İng. flatness problem) adı verilmektedir.
Tekkutuplular meselesi
Parçacık fiziği evrenin genişlemesinden doğan soğuması sırasında yavaş yavaş yeni parçacıkların ortaya çıktıklarını öngörür.
Bunlardan bazıları ilksel evrende meydana geldiği sanılan, hâl değişimi denilen olay sırasında ortaya çıkmış olmalıydılar. Bazılarına tekkutuplu ya da manyetik tekkutuplu denilen bu parçacıklar istikrarlı olma özelliğine sahip olup, çok sayıda ve son derece ağır olmalıydılar (protonun 1015 misli olmaları tipik özelliklerinden biridir). Eğer böyle parçacıklar türemişlerse, bunların evrenin yoğunluğuna katkıları da olağan maddeninkine kıyasla hatırı sayılır derecede yüksek olmalıydı.
Oysa, evren, yoğunluğunun bir kısmını pek bilmediğimiz madde türlerine borçluysa da, evrende tekkutuplularınki gibi istisnai bir orana sahip parçacıklara kesinlikle yer yoktur. Parçacık fiziğinin öngörüyor olmasıyla birlikte, keşfedilemedikleri için gerçekten mevcut olup olmadıkları saptanamamış bu tür ağır parçacıklar meselesi tekkutuplular meselesi olarak adlandırılır.
Yapıların oluşumu meselesi
Gözlemler, evrenin büyük ölçeklerde homojen olduğunu göstermekle birlikte, aynı zamanda, küçük ölçeklerde (gezegenler, yıldızlar, galaksiler vs.) homojenlikten sapmalar içerdiğini, yani homojen olmama özelliği de taşıdığını göstermektedir.
Günümüzde, belirli koşullar oluştuğunda maddenin dağılımındaki küçük bir homojen olmama hâlinin nasıl, çevresinden daha yoğun, önemli bir astrofiziksel cismi yaratana dek büyüyüp geliştiği bilinmekte, açıklanabilmektedir. Buna Jeans Kararsızlığı işleyişi adı verilmektedir. Bununla birlikte, böyle bir işleyişin meydana gelmesi için öncelikle küçük bir homojen olmayış mevcudiyetinin varsayılması gerekir ve ayrıca gözlemlenen astrofiziksel yapıların çeşitliliği göstermektedir ki başlatıcı etkide bulunan bu homojen olmayış hâllerinin genişlik ve boyut olarak dağılımı "Harrison-Zel'dovich spektrumu" adıyla bilinen kesin bir yasaya tâbidir. İşte ilk Big Bang modelleri bu tür çalkantı ya da kararsızlıkları açıklamada yetersiz kalmaktaydı. Bu yüzden ilk Big Bang modelleri ortaya atıldığında yapıların oluşumu meselesi ortaya çıkmıştı.
Ufuk meselesi hakkında
Ufuk meselesi ile düzlemsellik meselesi köken olarak aynı mesele kapsamında ele alınabilir. Zaman ilerledikçe genişleme sürmekte ve gitgide daha çok madde içeren daha büyük bölgelere geçilmektedir. Zaman ilerledikçe sayıları görünür şekilde artan galaksilerin aynı özelliklere sahip olmaları şaşırtıcı bir husustur.
Bu meselenin bir çözümü, evren tarihinin erken döneminde evrenin hâli hakkındaki belirli bir enformasyonun tüm evrene son derece hızla yayılmış olduğu fikrindedir. Böyle bir durumda evrenin birbirlerine son derece uzak bölgeleri birbirlerine benzer oluşumlar içine girmelerini sağlayacak enformasyon alışverişinde bulunmuş olabilirler. Bu çözümün karşısındaki engel, özel görelilik kuramıdır; özel görelilik kuramı hiçbir şeyin ışıktan daha hızlı hareket edemeyeceğini şart koşmaktadır.
Bununla birlikte, evrenin genişlemesi çok hızlı olmuş olmasına rağmen, özel görelilik sınırları bir şekilde aşılmış olabilir. Aslında, böyle bir durumda, gözlemlenebilir evrenin boyutu sabit kalırken, evrenin iki bölgesi arasındaki uzaklık üslü olarak artabilir. Yani başlangıçta çok küçük ve homojen olan bir bölge gözlemlenebilir evren bölgesine oranla son derece büyük bir boyuta erişme olanağına sahiptir. Sabit genişleme oranlı bu evre tamamlandığında evrenin bulunduğumuz homojen bölgesi gözlemlerimize ulaşan hâlinden son derece daha büyük olabilir.
Friedmann denklemleri, evrende tipik olmayan bir madde türünün varlığının kabulü şartıyla, bu tür senaryoların mümkün olabileceğini göstermektedir.
Düzlemsellik meselesi hakkında
Düzlemsellik meselesi de aynı tarzda çözülebilir. Meselenin özü şudur: "Eğrilik yarıçapı", gözlemlenebilir evrenin boyutundan daha az hızla büyümektedir. Oysa eğer genişlemeye hükmeden yasa, olağan maddeyle dolu bir evrenin genişlemesine hükmeden yasadan farklıysa bu artık doğru olamaz. Tipik olmayan özelliklere sahip (örneğin basıncı negatif olan) bir madde türünün mevcudiyeti varsayıldığında, "eğrilik yarıçapı" gözlemlenebilir evrenin boyutundan daha hızlı büyüyecektir. Eğer böyle bir genişleme evresi geçmişte olmuş ve yeterince uzun bir zaman sürmüşse eğrilik yarıçapının ölçülebilir olmaması hiç de şaşırtıcı değildir.
Tek kutuplular meselesi hakkında
Manyetik tekkutuplular meselesi hızlanmış bir genişleme evresi ile çözülebilir. Bu, evrendeki tüm olağan maddenin yoğunluğunu azaltıcı eğilimdedir. Ancak bu durumda yeni bir mesele ortaya çıkar: Hızlanmış genişleme evresi, ardında tümseksiz, çukursuz bir uzaysal düzlem hâlinde, homojen, fakat maddesiz bir evren bırakır.
1980'li yılların başlarında Alan Guth tarafından önerilen "kozmik şişme" senaryosu bu sorunların tümünü gideren bir çözüm olmuştur. Bu çözümde, hızlanmış genişleme evresine neden olan, gerekli tüm özelliklere sahip, "tipik olmayan madde" türüdür. Çözümde, hızlanmış genişlemenin sonucunda kararsız (değişken) hâle gelen bu genişleme evresinden sorumlu olan "sayıl alan" (İng. scalar field) "ısınma öncesi" ve "ısınma" denilen karmaşık süreçler sırasında, aşama aşama “standart model” parçacıkları hâlinde parçalanır.
Kozmik şişme ile ilgili sunulan ilk modeller çeşitli teknik sorunlar taşımış olsa da, önerilen sonraki modeller bu teknik sorunlardan arındırılarak, makul bir duruma gelecek şekilde geliştirilmiştir. Tekkutuplular, düzlemsellik ve ufuk meselelerinin kozmik şişme çözümüne alternatif bir çözümü Weyl curvature hipoteziyle sunulmuştur.
Büyük yapıların oluşumu hakkında
Kozmik şişmede, maddenin her türüne ilişkin kuantum çalkantıları ya da dalgalanmaları vardır (Heisenberg’in belirsizlik ilkesinin sonucu olarak). Şişmenin beklenmedik sonuçlarından biri, başlangıçta kuantum tabiatlı bu çalkantıların “hızlanmış genişleme evresi ” sırasında olağan klasik yoğunluklar hâline gelmek üzere evrim geçirmeleridir. Bu çalkantıların “kozmolojik karışıklıklar teorisi” kapsamında gerçekleştirilen tayf hesaplamaları, söz konusu çalkantıların "Harrison-Zeldovitch tayfı" baskılarını izlediklerini ortaya koymuştur.
Böylece kozmik şişme, evrendeki homojenlikten küçük kaçışların ya da sapmaların ortaya çıkışını açıklayabilmemize olanak sağlamaktadır. İlk kozmik şişme modelinin beklenmedik başarısı, ardından daha geliştirilmiş bir hâlinin hazırlanmasına öncülük etti: Bu modele göre, kozmik şişme evresi sırasında yaratılan küçük homojen olmama hâllerinin ayrıntıları, güncel evrenimizdeki homojen olmama hâllerinin ilk nedenleri olabilirdiler. COBE ve WMAP uydularınca gözlemlenen "kozmik arka plan dalgalanmaları"na ilişkin verilerin incelenmesi yoluyla yapılan gözlemler ile bu tahminler arasındaki uyum ilginç düzeydedir. SDSS (Sloan Digital Sky Survey) ekibi tarafından hazırlanan “galaksiler kataloğu” adlı çalışma sonuçlarında da görülen bu uyum, 20. yy. kozmolojisinin büyük başarılarından birini gözler önüne sermektedir.
Karanlık madde
1970'li ve 1980'li yıllarda yapılan çeşitli gözlemler, galaksilerin içindeki ve galaksiler arasındaki kütleçekimsel güçlerin görünürdeki (zahiri) etkisini açıklayabilecek yeterince gözle görülür madde olmadığını kanıtlamıştır. Bu saptama, doğal olarak, evrendeki maddenin azami %90’ının ışık yaymayan ya da normal baryonik madde ile etkileşime girmeyen bir madde türünden (karanlık madde) oluştuğu sonucuna varılmasını sağlamıştır. Karanlık madde kısaca, ışın yaymayan ya da elektromanyetik ışınları doğrudan algılanabilecek şekilde yeterince yansıtamayan bir madde türüdür. Karanlık maddenin varlığı başlangıçta tartışmalı bir mesele olmuşsa da, sonradan çeşitli gözlemler, özellikle şu gözlemler varlığını iyice ortaya koymuş durumdadır: Kozmik mikrodalga arka plan ışımasındaki anizotropiler, galaksi kümelerindeki hız kayıpları, yapıların dağılımlarının geniş skalası ve galaksi kümelerindeki X ışınları ölçümleri. Hiçbir karanlık madde parçacığı laboratuvar ortamında üretilmemiş olmakla birlikte, karanlık maddenin varlığının kanıtı özellikle diğer maddeler üzerindeki kütleçekimsel etkisinde bulunmaktadır. Şimdiye dek, karanlık madde parçacıkları olabilecek pek çok parçacık bilim çevrelerine aday olarak sunulmuş ve karanlık madde parçacıklarını ortaya çıkarmak ya da keşfetmek üzere birçok proje başlatılmıştır.
Karanlık enerji
Ia tipi süpernovalardaki “kırmızıya kayma”-“görünür kadir” ilişkisinin ölçümleri evrenin genişlemesinin evrenin şimdiki yaşının yarısına gelmesinden itibaren hızlanmış olduğunu göstermiştir. Bu hızlanmayı açıklamada, "genel görelilik" evrendeki enerjinin bir kısmının büyük negatif basınca sahip bir unsurdan oluşmuş olmasını zorunlu kılmaktaydı ki, bu unsura ya da enerjiye günümüzde "karanlık enerji" adı verilmektedir. Karanlık enerjinin varlığı başka yollarla da anlaşılmaktadır.
Negatif basınç bir tür vakum enerjisi özelliği gösterir. Fakat karanlık enerjinin gerçek doğası Big Bang’in büyük sırlarından birinin kalıntısıdır denilebilir. Kimilerine göre kozmolojik bir cevher ya da bir sabitedir. 2008’deki WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) uydusu ekibinin “kozmik mikrodalga arka plan ışıması”nın verileriyle ve diğer kaynakların verileriyle birleştirilen sonuçları günümüzdeki evrenin %72’sinin karanlık enerjiden, %23’ünün karanlık maddeden, %4,6’sının düzenli (olağan) maddeden ve %1’den az bir kısmının nötrinolardan oluştuğunu göstermiştir Maddedeki enerji yoğunluğunun evrenin genişlemesiyle azalmasına karşın karanlık enerjinin yoğunluğu sabit kalmaktadır. Sonuç olarak, madde geçmişte evrenin tüm enerjisinin önemli bir kısmını oluşturmuşsa da ve hâlen hatırı sayılır bir kısmını oluşturuyorsa da, uzak bir gelecekte evrene katkısı iyice düşecek ve karanlık enerji daha da baskın duruma gelecektir.
Hâlihazırdaki en iyi Big Bang modeli olan ΛCDM modelinde karanlık enerji genel görelilik kuramındaki bir kozmolojik sabitenin varlığıyla açıklanmaktadır. Bununla birlikte karanlık enerjiyi güzelce açıklayan sabitenin boyutu, kuantum kütleçekimine ilişkin fikirler üzerine kurulu tahminlere gelindiğinde, şaşırtıcı ölçüde küçük gösterilmektedir. Kozmolojik sabite ile diğer karanlık enerji açıklamaları arasındaki tefrik, hâlihazırda bir araştırma alanıdır, devam eden araştırmalara konu teşkil eden aktif bir çalışma sahasıdır.
Kozmik şişmeyi kabul eden farklı kozmolojik modeller
Big Bang’in evren tarihinin ilk ya da başlangıç anına dayalı olduğu inanışı yanlış bir inanıştır. Big Bang yalnızca evrenin yoğun ve sıcak bir dönemden geçmiş olduğunu gösterir. Bu yoğun ve sıcak evreyi çok farklı tarzda betimleyen çeşitli kozmolojik modeller vardır.
Sunulan ilk modellerden birinde Georges Lemaître maddenin yoğunluğunun nükleer madde yoğunluğunda (1015g/cm³) olduğu bir ilk hâli varsayıyordu. Lemaître, haklı olarak, böyle yoğunluklardaki maddenin davranışını kesin olarak bilme iddiasında bulunmanın güç olduğunu düşünüyor ve genişlemeyi başlatan şeyin bu kararsız (değişken) dev atomik çekirdeğin parçalanması olduğunu varsayıyordu. Lemaître daha önce, 1931’de, evren tarihinin ilk anlarını tanımlamada daima kuantum mekaniğine başvurmak gerektiğine ve uzay (mekân) ile zaman kavramlarının alışılmış niteliklerini muhtemelen kaybetmiş hâlde olacağına dikkat çekiyordu.
Günümüzde klasik Big Bang modellerinin yetersiz kaldığı noktaları tamamlayan, kozmik şişme ve Big Bang'i farklı bir bakış açısıyla ele alan farklı modeller oluşturulmuştur. Bazı kozmik şişme modelleri sonsuz (ebedi) bir evren varsayarlar, pre-Big Bang gibi bazı modeller ilk hâlin pek yoğun olmadığını, buna karşılık ardından bir geri sıçrama evresi geçirdiğini varsayarlar, sicim kuramına dayalı bazı modeller ise "gözlemlenebilir evren"in dört boyutluluğun da ötesindeki bir uzaya dalmış hâlde olduğunu varsayarlar. Bu sonuncu modellere göre, Big Bang ve genişleme hareketi iki brane arasındaki çarpışmadan kaynaklanmaktadır Bazı modeller de evrenin hareketini tekrarlanan bir nabız atışına (genişleme ve büzülme) benzetirler.
Sonuç olarak tekrar etmek gerekir ki, gözlemlediğimiz evren Big Bang'den doğmuştur. Big Bang teorisine göre, günümüzde tanıdığımız elementer parçacıklar söz konusu yoğun ve sıcak dönemde oluşmuşlar ve sonraki süreçlerde evrende gözlemlediğimiz tüm yapılar oluşmuştur.
Oluşumu
Big Bang’in bir merkezi ya da özel bir yönü yoktur. Evrenin geçmişte nasıl olduğu, ancak evrenin uzak bölgeleri gözlemlenerek anlaşılabilmektedir. Evrende ne kadar uzak bir bölge gözlemlenebilirse, evren tarihinde de o kadar uzak bir geçmiş tespit edilebilir. Fakat günümüzde gözlemlenebilen, doğrudan doğruya Big Bang'in ilk döneminin kendisi değil, evren tarihindeki bu sıcak aşamanın ışıklı yansıması olan “kozmik arka plan ışıması”dır. Bu ışıma esas olarak tekbiçimli olup her yönde gözlemlenebilmektedir. Bu, Big Bang'in gözlemleme olanağı bulunan bölgelerde son derece homojen bir tarzda meydana geldiğini göstermektedir. Big Bang'in ilk hâlini tespit edilemeyecek olmasının sebebi, ilksel evrenin, yüksek yoğunluğundan dolayı, donuk ışımalı oluşudur.
Genel kanının aksine Big Bang, herhangi bir yerde olmuş bir patlama değildir. Big Bang ya da Büyük Patlama, kimilerinin adını ilk duyduğunda düşündükleri gibi, günümüzdeki galaksileri oluşturan maddeyi dışarı fırlatıp atan, herhangi bir noktada meydana gelmiş bir patlama değildir.
Felsefi sonuçları
Big Bang’in önerdiği ya da en azından sade modelinde önerdiği çözüm, filozofların bir kısmına göre yaratılışçı fikrine uygun görüldü. Bu filozoflara göre temel fikir, Yaratılışçılık'ın önerdiği "Başlangıçlı Evren" ile uyuştuğu üzerine geliştirildi. Bilim camiası teoriye kuşku ile bakarken, kısa zamanda genelini halkın oluşturduğu kitleler bunu Yaratılışçılık'ın doğrulaması olarak kabul etti. Evrenin başlangıcına dair teoloji ve felsefede yapılmış önceki yorumlara ilave olarak, bu bilimsel gelişme, felsefe ve teoloji alanlarında da farklı yorumcular tarafından, önceki akımların doğrulanmasına veya sorgulanmasına yol açtı. Bu nokta Papa XII. Pius tarafından özellikle ifade edildi. Bazılarına göre, Big Bang’in önerdiği kronoloji, Yaratılış’ın sonsuz olduğuna inanan Newton, Einstein gibi çekim teorilerinin kurucularının kanaatlerinin aksi gibi görünüme sahipti. Lemaître, Papa’nın ifade ettiğinden farklı bir bakış açısına sahipti. Buna karşılık, bilimsel anlamda kabul edilebilir kanıtlara dayanılmasa da, Lemaître’e Big Bang modelini hazırlamasında dinî kanaatlerinin yardımcı olduğunu ileri sürenler olmuştur.
Bir kısım bilim insanı, astroloji ve kozmoloji verilerinin, herhangi bir felsefe veya teoloji ile örtüşmeyeceğini ifade etmişlerdir. Buna karşın bazı astrofizikçiler, konunun Tanrı'nın varlığı ile ilişkilendirilebileceğini savunmuşlardır. Örneğin Amerikalı astrofizikçi Hugh Ross konuya ilişkin şu açıklamada bulunmuştur:
"Zaman, olayların meydana geldiği boyut olduğuna göre, eğer madde, Big Bang'le ortaya çıkmışsa, o hâlde evreni ortaya çıkaran sebebin evrendeki zaman ve mekândan tümüyle bağımsız olması gerekir. Bu da bize Yaratıcı'nın evrendeki tüm boyutların üzerinde olduğunu göstermektedir."
Bilim insanlarından gelen eleştiriler
Big Bang teorisini reddeden ve teorinin eleştirilecek çok yanı olduğunu düşünenlerden biri "durağan hâl teorisi"nin mimarlarından Fred Hoyle’dür. Teoriye bilim dünyasından karşı duranlar arasından şu isimler örnek olarak verilebilir:
Yadsınamaz başarılarına karşın Big Bang’e günümüzde de, bilim dünyasının bir kısmı muhalefet etmektedir. Bu muhalefet cephesinde bazı astronomlar da vardır. Bu muhaliflere örnek olarak, maddenin yaratılışını esas alan yeni bir "durağan hâl" versiyonu geliştirmiş olan Geoffrey Burbidge, Fred Hoyle ve Jayant Narlikar belirtilebilir. Big Bang’e son zamanlarda yeniden getirilen bir eleştiri de, Abell 1835 IR1916 ve HUDF-JD2 galaksileri gibi bazı uzak kozmik cisimlerin yaşı ile daha genç kalan evrenin yaşı arasındaki uyumsuzluk konusundadır. Fakat çoğu zaman bu tür sorunlar kötü yaş tahminlerinden ileri gelmektedir.
Güncel durum
Big Bang teorisi esasen iki temel fikir üzerine kuruludur: Fiziksel yasaların evrenselliği ve kozmolojik prensip. Kozmolojik prensip daha önce değinildiği gibi, evrenin makro ölçeklerde homojen ve izotrop olduğunu varsayar. Bu fikirler önceleri birer hipotez konumundaydılar, fakat günümüzde gözlemlerle desteklenmektedirler.
Gözlemsel kozmoloji alanındaki gözlemsel gelişmeler Big Bang’e kesin bir destek sağlamaktadır, en azından bu alanda çalışan araştırmacılar arasında bu görüş ortaktır. . Big Bang’in karşısındaki temel teori olan "durağan hâl teorisi" de kozmik arka plan ışımasına ilişkin gözlemleri, hafif elementlerin salınmasını ve galaksilerin evrimini açıklamakta yetersiz kalışı nedeniyle günümüzde tümüyle marjinal bir duruma gelmiş bulunmaktadır.
Big Bang aslında, hâlen gözlemlerin bir yanlışını çıkaramadığı genel göreliliğin bir sonucudur. Dolayısıyla kimilerine göre Big Bang’i reddetmek genel göreliliği reddetmek demektir.
Buna karşılık birçok dönem veya fenomenin hâlen pek fazla bilinmediği bir gerçektir. Örneğin, antimaddeye kıyasla hafif bir madde fazlasının söz konusu olduğu baryogenez dönemi ve kozmik şişme evresinin sonuna ilişkin ayrıntılar, özellikle ısınma-öncesi ve ısınma evreleri... Geliştirilecek yanları olan Big Bang modelleri hâlen gelişim içinde olmakla birlikte, artık Big Bang’in genel kavramını tartışmak yeterince güçleşmiş bulunmaktadır.
Büyük Patlama teorisine göre gelecek
Modern “hızlı genişleme” gözlemleri şunu göstermektedir ki, bugünkü “görülür evren” yavaş yavaş “olay ufku”muzun ötesine kayacak ve temas olanaklarımızın dışına çıkacaktır. Sonraki durum ya da nihai sonuç bilinmemektedir. En gelişmiş Big Bang modeli olan ΛCDM modeli, karanlık enerjiyi bir "kozmolojik sabit" biçimi olarak kabul eder. Bu teori ya da model yalnızca galaksiler gibi sınırlı çekimsel sistemlerin birlikte kalabileceklerini varsayar ki, ısısal ölümden onlar da kaçamayacaklardır. Karanlık enerjiye ilişkin, “fantom enerji teorileri” denilen başka açıklamalar ise sonunda galaksi kümelerinin, yıldızların, gezegenlerin, atomların vb.’nin ebedi genişlemeyle ayrılacaklarını ileri sürmektedir. Buna Big Rip adı verilmektedir.
Büyük Patlama’nın ötesindeki spekülatif fizik
Denenmemiş hipotezleri gerektiren bazı öneriler şunlardır:
Son iki kategoride yer alan modeller Big Bang’i evrenin bir başlangıcı olarak değil, çok daha büyük, çok daha eski ve çok tabakalı (ya da çok boyutlu) varsayılan evrendeki tali bir olgudan ibaret olarak görürler.
Köşe yazarı
Köşe yazarı, köşe yazısı yazan kişilere verilen addır. Gazete, dergi, İnternet ortamlarında sürekli bir yazı köşesi olan Kişilerdir.
II. Dünya Savaşı'nda ideolojiler
II.Dünya Savaşı öncesinde ve sırasında çeşitli grupların ve bireyler birçok ideolojik fikre kapıldılar bunlardan bazıları ölümcül seviyelere dahi ulaşabildi.
Köşe yazarı
Genellikle günlük gazetelerde bir başyazar () bulunur. Başyazar, gazetenin genel politikasını günlük olaylara göre okuyucuya aktarır.
II. Dünya Savaşı'nda ideolojiler
Faşizm
Britanya'da Oswald Mosley ve İngiliz Faşistler Birliği, Almanya'ya karşı başka bir dünya savaşının İngiltere'nin ulusal çıkarına olmayacağına ve İngilizlerin "yalnız Britanya için savaşması" gerektiğine inandıkları için savaşa karşıydılar. Eylemdeki editörler ve karikatürler sık ​​sık Britanya İmparatorluğu'nun Japonya'ya karşı bir savunma savaşına hazırlanması gerektiğini ve Almanya ile savaşın İngiltere'nin Asya'daki çıkarlarını tehlikeye atacağını iddia ediyordu. Mosley, partinin tüm çabalarını "Barış Kampanyası" na adadı, savaşın devamı konusunda bir referandum çağrısı yaptı ve Almanya ile müzakere edilmiş bir barış anlaşmasını savundu. Mayıs 1940'ta Mosley ve diğer birçok üst düzey BUF üyesinin Savunma Yönetmeliği 18B kapsamında tutuklanmasının ardından kampanya sona erdi.
Köşe yazarı
Türleri
Bir genel köşe başlığı olan yazarlara fıkra yazarı () denir. Akademik olmayan, halk ağzıyla yazan, nasihatçi yazarlardır.
II. Dünya Savaşı'nda ideolojiler
Faşizm
1930'larda, özellikle Elizabeth Dilling'in önderliğindeki Anneler hareketi dahilindeki çok sayıda ABD anti-Semiti ve anti-komünisti, Komünizmden ziyade Nazizmin Avrupa'ya hakim olmasının tercih edileceği temelinde II.Dünya Savaşı'na karşı çıktı. Bu kadınlar aynı zamanda kendi oğullarını da ABD'nin savaşa dahil olmasının gerektireceği çatışmanın dışında tutmak istiyorlardı ve savaşın Hristiyanlığı yok edeceğine ve ateist komünizmi Avrupa'ya daha da yayacağına inanıyorlardı.
Köşe yazarı
Türleri
İkinci tip yazara eleştirmen () denir. Alanında uzman kişilerin yazdığı, genellikle sanat ve edebiyat yazılarıyla ortaya çıkan yazardır.
II. Dünya Savaşı'nda ideolojiler
Faşizm
Henry Ford ayrıca Pearl Harbor'a yapılan saldırıya kadar ABD'nin savaşa katılmasına karşı çıktı ve İngilizler için uçak ve diğer savaş ekipmanı üretmeyi reddetti. Peder Charles Coughlin, ABD'yi savaştan uzak durmaya ve Almanya'nın Büyük Britanya ve Sovyetler Birliği'ni fethetmesine izin vermeye çağırdı. Coughlin'e "Almanya'daki 600.000 Yahudi için tüm dünya savaşmak zorunda mıdır?" dedi.
Köşe yazarı
Türleri
Üçüncü tip yazar, dedikodu () yazarıdır. Müstear isimle yazılan yazılarda politikadan magazine her alanda kesin olmayan haberler, kaynağı belirtilmeden yazılır.
II. Dünya Savaşı'nda ideolojiler
Pasifizm
İkinci Dünya Savaşı'na pasifist muhalefet sınırlıydı. Çatışma sırasında Barış Antlaşması Birliği gibi birkaç örgüt, tüm savaşlara muhalefetlerini sürdürdü. Pasifist bir Hristiyan cemaati olan Bruderhof, savaş çabalarına katılmak yerine İngiltere'den Paraguay ormanlarına yeniden yerleşmeyi seçti.
Köşe yazarı
Türleri
Dördüncü tip, mizah yazarıdır (). Gazetenin çizerleri, karikatüristleri vardır.
II. Dünya Savaşı'nda ideolojiler
Pasifizm
Mohandas K. Gandhi'nin pasifist hareketi, İngilizlerin teslim olduğunu ve Yahudilerin Nazilere yalnızca şiddet içermeyen bir direniş sunduğunu savunarak savaşa karşı çıktı.
Köşe yazarı
Türleri
Diğer yazarlar, yazdıkları konulara göre mutfak yazarları (), borsa, hava durumu, hukuk, spor gibi alanlardır.
II. Dünya Savaşı'nda ideolojiler
Pasifizm
Katolik İşçi Hareketi de savaşa karşıydı.
Sosyalizm
Sosyalistler 1930'larda bölündü. Sosyalist harekette, örneğin Britanya'nın Bağımsız İşçi Partisi'nde güçlü bir pasifizm unsuru vardı. Ancak pasifizme bağlılık, militan anti-faşizm ile dengelendi. Halk Cephesi döneminde Komintern, sağcı partiler de dahil olmak üzere diğer faşizm karşıtı partilerle ittifak kurdu. Bu politika, Sovyetler Birliği'nin Ağustos 1939'da Hitler ile saldırmazlık antlaşması imzalamasıyla Komintern tarafından sona erdirildi.
Komünist cephe örgütleri, Nazi-Sovyet paktı döneminde savaşa karşı çıktı. Çoğu görev bilinciyle Moskova'dan gelen emirlere uyuyordu. 1940'ta Britanya'nın Daily Worker'ı Müttefik savaş çabalarından "İngiliz-Fransız emperyalist savaş makinesi" olarak bahsetti. Aynı zamanda Joseph Stalin, Polonya, Finlandiya, Estonya, Letonya, Litvanya'ya bir dizi askeri saldırı emri verdi. Diğer ülkelerdeki savaşa hazırlanmak için savaşa ve askeri hazırlıklara karşı çıkmak için komünist partileri ve cephe gruplarını kullandı, böylece Müttefikler (İngiltere ve Fransa) saldırganlığa daha az direnebildi ve ABD'yi savaşın dışında tutabildi.
Almanya, 22 Haziran 1941'de Sovyetler Birliği'ni işgal ettiğinde dünyanın dört bir yanındaki komünist partiler yönünü tersine çevirdi ve ardından Sovyetlere maddi desteğin uzatılmasını savundu.
Az sayıda sosyalist (ancak Moskova'ya itaat eden çok az Komintern üyesi) savaşa karşı çıkmaya devam etti. Leon Troçki, savaşa muhalefet ve savaş sırasında endüstriyel eyleme destek çağrısında bulunarak Proleter Askeri Politikasını hazırlamıştı. Sol komünistler, birçok anarşistin yaptığı gibi benzer bir pozisyon aldı.
Komintern ile bağlantılı bazı komünist liderliğindeki örgütler, Hitler-Stalin paktı döneminde savaşa karşı çıktılar, ancak daha sonra Almanya Sovyetler Birliği'ni işgal ettikten sonra onu desteklediler. Bununla birlikte, ABD'nin o zamanki en popüler komünist örgütü olan ABD Komünist Partisi, politikalarını faşizme karşı bir Halk Cephesi ihtiyacına dayandırarak, İkinci Dünya Savaşı boyunca müdahaleye karşı anti-faşist bir bakış açısını sıkı bir şekilde sürdürdü.
Milliyetçilik
Sömürge ülkelerindeki birkaç milliyetçi hareket, sömürgecilerin yarattığı çatışmalardan biri olarak gördükleri çatışmaya katılmayacaktı. Bu belki de en güçlüydü, bazı milliyetçiler savaşa muhalefetin ötesine geçerek Hint Ulusal Ordusu'nu kurdu ve Japon güçleriyle birlikte savaştı. Muhalefet, kısmen Troçkist Lanka Sama Samaja Partisi'nin etkisiyle isyan eden Cocos Adaları'ndaki Seylan garnizonları arasında da görüldü.
Amerika Birleşik Devletleri'nde, Elijah Muhammad de dahil olmak üzere, askere alınmaya veya isyana direndikleri için 125'ten fazla Afro-Amerikalı hapsedildi. Birçoğu Doğu Dünyası Pasifik Hareketi veya İslam Milleti ile ilişkilendirildi ve Japonları dünyanın beyaz olmayan insanlarının şampiyonları olarak gördü.
İzolasyonculuk
Birinci Dünya Savaşı'nda Merkez Güçleri affetmek için Wilsoncu idealizminin reddedildiğini gören bazı Amerikalılar, bu "Eski Dünya" savaşının önüne geçmeyi umdular. Alman-Amerikan Bund, izolasyonculuk talebiyle New York City'nin caddelerinde bile yürüdü. Amerika Birinci Komitesi liderliğindeki izolasyoncular, Başkan Roosevelt'in savaşa girme çabalarına karşı büyük, sesli ve güçlü bir meydan okuma yaptı. Charles Lindbergh belki de en ünlü izolasyoncuydu.
Kısa kulaklı tilki
Kısa kulaklı tilki (Atelocyon microtis), köpekgiller (Canidae) familyasının canini oymağına ait, Güney Amerika'da yaşayan bir köpekgil türü. Bugüne kadar çok az araştırılmıştır.
Özellikler
Kısa kulaklı tilki, ince ve esnek vücut yapısıyla, köpekden çok ganetta ve misk kedisini andırır. Aynı zamanda da bir kedi zarafeti ve hafifliğinde hareket eder. Burun ucundan kuyruk sokumuna kadar boyu 72–100 cm tutarken kuyruğu ayrıca 25–35 cm gelir. Omuz yüksekliği 35 cm ve ağırlığı yaklaşık 9 ya da 10 kg kadardır. Yuvarlağımsı kulaklarının boyu 3,5 ile 5 cm kadardır ve vücuduna oranla tüm diğer köpekgiller türlerinden daha küçüktür. Post rengi üstte koyu gri ile siyah arasında değişirken alt kısmı, gri ve siyah tonları olan kırmızımsı bir renktir. Çok kıllı olan kuyruğu siyah renk olup, kuyruk ucunda istisnai olarak açık renkli bir kısım bulunur. Öğütücü dişleri çok güçlü gelişmiştir. Özellikle erkekleri güçlü kokan anal-bezelere sahiptir.
Dağılım
Kısa kulaklı tilkinin dağılım alanı, Güney Amerika'nın Amazon Havzası, Yukarı Orinoco Havzası ve Parana Havzası'dır. Brezilya, Şili, Peru, Ekvador, Kolombiya ve bir ihtimal Venezuela'da görülür.
Yaşam tarzı
Yaşam alanı, 1000 metrenin altındaki tropik ormanlar olup, yaşam alanını paylaşan çalı köpeğinin tersine kısa kulaklı tilki, tek başına avlanır ve gezer. Başlıca olarak küçük ve orta boy kemirgenleri avlar. Esaret altında et, meyve hatta çöp bile yer. Bu türün davranışı bugüne kadar çok az araştırılmıştır. Brookfield Zoo'da bir erkek tilki çok uysal ve zekiyken, dişisi insanların mevcut olduğu durumlarda hırıldamaktaydı.
Mevcudiyet
Bulunduğu bazı ülkelerde çok ender görülür. Ancak güvenilir sayı tahminlerinin yapılması, gece faal ve yalnız gezen bir hayvan olması sebebiyle zordur.
Louis Braille
Louis Braille (4 Ocak 1809 - 6 Ocak 1852), Fransız eğitimci ve mucit.
Braille, görme engellileri için dünya çapında okuma ve yazma için kullanılan körler alfabesinin sistemini icat etti. Braille alfabesi, 1'den 6'ya kadar belli bir düzen içinde sıralanmış kabartmalı noktaları parmaklarla üstünden geçerek okunur. Özel karakterler içeren Asya dilleri dışında hemen hemen her dile uyarlanmıştır. Louis Braille'in kendisi de görme engelliydi.
Erken dönem
Louis Braille, 4 Ocak 1809'da Paris'in yakınındaki Coupvray köyünde doğdu ama çocukluğunun büyük bir bölümünü Lisle'da geçirdi. Babası Simon-René Braille saraçtı.