Tıp Fakültesi'nden mezun olmuş ve ardından Askeri Tıbbiye'de Genel Cerrahi ihtisası yapmıştır. 1932'de İstanbul Emrazi Akliye ve Asabiye Hastanesi'ne atanmış ve takiben Fransa'da nöroşirurji eğitimi almıştır. 1949'da bu dalda ihtisas veren ilk kliniği Haydarpaşa Numune Hastanesi'nde kurmuştur. 1969'da emekli olmuştur.




Yengeç Bulutsusu

Yengeç Bulutsusu (ayrıca Messier1, M1, NGC 1952, Taurus A olarak da bilinir) Boğa takımyıldızı yönünde yer alan bir süpernova kalıntısı.

Bulutsu ilk olarak 1731 yılında John Bevis tarafından gözlemlenmiştir. Bulutsu, Dünya'dan 4 Temmuz 1054 tarihinde görülen bir süpernova patlamasının (enerjisi biten yıldızların şiddetle patlamasına verilen ad) geriye kalan kırıntılardır. Bu tarih biliniyor; çünkü Çinli gökbilimciler bir yıldızın aniden gündüz bile görülebilecek kadar parladığını kayıtlara geçmişler. Bu yıldız parlaklığı sayesinde, 23 gün süresince gündüz gözlenmiş. Bulutsu, yengece benzediği için bu adı almıştır. Dünyadan yaklaşık 7000 ışık yılı (2 kpc) uzakta bulunan bulutsunun çapı 11 ışık yılıdır (3,4 pc) ve saniyede 1.800 km hızla genişlemektedir.

1968 yılında, bulutsunun merkezinde patlayan yıldızdan kalan, saniyede otuz kez dönen ve gama ışınlarından radyo dalgalarına kadar ışınım atımları yayan Yengeç atarcası keşfedildi. Bulutsu, tarihi bir süpernova patlaması sayesinde tanımlanan ilk gökcismidir.

Bulutsu kendisini örten gök cisimlerini incelemek için bir ışınım kaynağı olarak davranır. 1950 ve 1960'larda Güneş'in tacı, içinden geçen Yengeç Bulutsusu'nun radyo dalgaları sayesinde haritalandırılmıştı. Son zamanlarda da Satürn'ün uydusu Titan'ın gazyuvarının kalınlığı, gazyuvarın bulutsudan gelen X ışınlarını engellemesi sayesinde ölçülebilmiştir.

M1, orta güçte bir arazi dürbünüyle (7x50) bile silik bir ışık kümesi olarak gözlenebilir. M1'e ulaşmak için, Aldebaran iyi bir başlangıç noktasıdır. Bundan sonraki adım da çok basit. Bulutsu, boğanın boynuzlarını oluşturan yıldızlardan biri olan Zeta Tauri(ζ) yıldızının yaklaşık 1,5° kuzeybatısında yer alıyor.


[[Kategori:Süpernova kalıntıları]]
[[Kategori:Messier cisimleri|001]]
[[Kategori:NGC cisimleri|1952]]
[[Kategori:1731'de keşfedilen astronomik nesneler]]



Wilson Dağı Gözlemevi

Wilson (Vilson) Dağı gözlemevi, ABD'nin Kaliforniya eyaletinde bulunan gökbilimsel bir gözlemevidir. Los Angeles'in kuzeydoğusunda bulunan, 1.742 m yükseklikteki Wilson Dağı'da yer almaktadır.

Konumu nedeniyle, gökbilim incelemeleri ve özellikle girişimölçümü (interferometri) için uygundur. İlk yöneticisi, daha önce Yerkes gözlemevi'nde 1 m'lik teleskop yapılandırmış olan George Ellery Hale'dir. Kurulumunun ilk iki yılı boyunca Carnegie Vaşington enstitüsü parasal destek sağlamıştır.




Nurhan Avman

Nurhan Avman (d. 15 Mayıs 1928, Tekirdağ). Türkiye'de Beyin ve Sinir Cerrahisi dalında ilklerden olan, Hacettepe Üniversitesi ve Ankara Üniversitesi Tıp Fakültelerinde bu bölümün kuruculuğunu yapan bilim adamı. 27 Mayıs ihtilalinin Ankara Garnizon Kumandanı Avman Paşa'nın oğludur.

1926 yılında liseyi Samsun'da bitirerek İstanbul Tıp Fakültesi'ne girdi. 1951 yılında mezun oldu ve 1954 yılında Amerika Birleşik Devletleri'ne giderek Chicago'da Genel Cerrahi ihtisası yaptı. Bunun üzerine de dört yıl Dartmouth Medical School'da nöroşirurji eğitimi aldı. 1959-1960 yıllarında Harvard Medical School'da çalıştı. Daha sonra döndüğü Türkiye'de 1960 yılında Hacettepe Tıp Fakültesi'nde Beyin ve Sinir Cerrahisi bölümünü kurdu. Beş yıl sonra da Ankara Üniversitesi'nde aynı bölümün temellerini attı. 1969 yılında profesör ünvanını almış ve Türkiyede anevrizma ve arteriyovenöz malformasyonalar üzerinde yapılan ameliyatların öncüsüdür. Avman 1988 yılında vefat etmiştir.




Kırmızı üstdev

Kırmızı (al) üstdevler, tayf tipi K-M ve aydınlatma gücü sınıfı I olan üstdev yıldızlardır. Hacim olarak evrenin en büyük yıldızlarıdırlar.

En az 10 güneş kütlesi büyüklüğündeki yıldızlar, hidrojenlerini yaktıktan sonra al üstdevlere dönüşürler. Çok düşük yüzey sıcaklıkları (3500-4500 K) ve olağanüstü yarıçaplara sahiptirler. Gökadamızda bilinen en büyük dört al üstdev: Mu Cephei, KW Sagitarii, V354 Cephei, ve KY Cygni'dir. Tümünün yarıçapı Güneş'in 1500 katı yakınlarındadır. Çoğu al üstdevin yarıçapı ise Güneş'inkinin 200 ile 800 katıdır.





Wolf-Rayet yıldızı

Wolf-Rayet yıldızları (ayrıca WR yıldızları), evrim geçirmiş olağanüstü büyüklükte (20 güneş kütlesinden fazla) yıldızlardır, ve kütlelerini 2000 km/s hızına ulaşabilen çok yeğin yıldız rüzgârı nedeniyle kaybetmektedirler. Kendi yıldızımız kütlesinin her yıl 10'ünü kaybederken, Wolf-Rayet yıldızlarında bu değer 10 güneş kütlesidir. Bu yıldız türlerinin sıcaklığı genelde 25.000 ile 50.000 K arasındadır.

Büyük kütleli bir yıldızın rüzgarı, yıldızın dış hidrojen zarfının tümüyle soyulmasına neden olur. Böylece yıldızın merkezinde milyonlarca yıl termo-nükleer reaksiyonlarla üretilen ağır elementler ortaya çıkar. Pek alışılmamış bu cisimler halen değişik oranlarda kütle kaybeden ve tayflarında helyuma ilave olarak; karbon, oksijen ve nitrojen çizgileri bulunduran yıldızlardır. İlginç olan çoğu yıldızın tayfında görülen hidrojen çizgilerinin, Wolf–Rayet yıldızlarında görülememiş olmasıdır. Bu da yukarıda bahsedildiği gibi yıldızda gözlenen kuvvetli rüzgârların yıldızın dış hidrojen zarfının yıldızlararası ortama atılması ile açıklanabilir.

Büyük kütleli anakol yıldızların, evrimlerinin ileri aşamalarında soğuk süperdev bir yıldız mı, yoksa kuvvetli yıldız rüzgârı sonucu dış hidrojen zarfını kaybetmiş bir Wolf–Rayet yıldızı mı olacağı belli değildir. Bilinen tek şey, parlak süperdev yıldızlarının evrimlerinin son aşamalarında süpernova patlaması gerçekleştirecekleridir.

İlk kez 1866 yılında Charles Wolf ve Georges Rayet tarafından keşfedilen bu tür yıldızlar için, 2 boyutlu tayf sınıflamasına sonradan iki alt grup eklenmiştir. Buna göre:
Wolf-Rayet (WR) yıldızlarının büyük çoğunluğu çift çizgili tayfsal çift yıldız sistemlerinin
üyesidir. Bileşen yıldızları çoğunlukla normal O veya B türü yıldızlardır. Ancak bunların arasında çok az sayıda örten çift sistem bulunmaktadır. İstatistiksel olarak çift sistem sayısının yüksek oluşu, ister istemez, bir WR yıldızının tek başına oluşup oluşamayacağı sorusunu akla getirmektedir. Bu soruya günümüzde halen net bir cevap verilebilmiş değildir.

Bilinen WR yıldızlarının yaklaşık yarısı birkaç 0.01 kadir mertebesinde ışık değişimi gösterirken, geri kalanlar ise kabaca 0.005 kadir aralığında sabit ışığa sahiptir. Oluşan değişimlerin bazıları sistemlerin yörünge evresi ile bağımlılık göstermektedir ve bileşenler arası örtme ve karşılıklı çekim etkilerinden kaynaklanmaktadır. Diğer değişimler ise şiddetli ve düzensiz kütle kaybı ve bu kayıp sırasında oluşan dış zarf ile içindeki yıldızların ışınım etkileşmelerinden kaynaklanmaktadır. Değişimlere ilişkin zaman ölçekleri ve yarattıkları ışık genlikleri çeşitlilik göstermektedir. Atarca + WR bileşenlerinden oluşma sistemlerde milisaniye-saniye düzeyinde değişimler gözlenirken, flare ve zonklamalarla dakika-saat mertebesinde ışık değişimleri ortaya çıkmakta, genel kütle kaybı ve etkileşimler sonucu saat birkaç gün (hatta yıl) mertebesinde ışık değişimleri izlenmektedir. Bu değişimlerin ışık genlikleri zaman içerisinde farklılıklar gösterebilirken, çoklu dönemli yapılar da görülebilmektedir. Örneğin WN5 türü HD 50896 yıldızının, yörünge evresine (P=3.766) göre oluşturulmuş yıllık ışık eğrilerinde, değişimlerde oluşan farklılıklar açıkca izlenebilmektedir (parlaklık ekseninde iki ölçek çizgisi arası 0m.01 dir). WR yıldızları, gösterdikleri bazı fotometrik değişimler açısından LBV yıldızlarına çok benzemektedir evrim durumlarını ve bu fotometrik benzerlikleri irdeleyerek, WR yıldızlarının LBV sonrası (post-LBV) cisimler olduğunu önermişlerdir.

WN5+O6 bileşenlerinden oluşma V444 Cygni örten çift sisteminin ışık eğrisi (P=4.2). İçi boş semboller U bandı verilerini, dolu olanlar ise kızılötesi K bandı verilerini temsil etmektedir. V444 Cygni sisteminde tutulmaların var olması, WR yıldızı etrafındaki genişlemiş atmosfer yapısının belirlenmesi açısından çok önemlidir. Buna göre WR yıldızının O6 yıldızı tarafından örtüldüğü yan minimuma ilişkin derinlik ve genişliklerin artan dalga boyu ile nasıl büyüdüğü dikkat çekicidir. O6 yıldızının yarıçapı, WN5 yıldızının yarıçapından 4.5 kat daha büyük olup kütlesi ise 26 M dir. WN5 yıldızı ise kesin olmamakla birlikte 10 M civarında bir kütleye sahiptir. V444 Cygni sisteminin geometrik modelinden de WN5 yıldızı, dışarı atılan kütle tarafından oluşturulmuş, içte daha parlak bir kabuk ve bunun dışında ikinci bir elektron kabuğu ile sarılmıştır. Bilinen WR bileşenli diğer örten çiftler ise CV Ser, V1676 Cygni, V1696 Cygni, GP Cephei, CX Cephei ve CQ Cephei'dir. Bunlardan CV Ser (P=29.7) 1963 yılından beri 9.7-10.4 kadir aralığında tutulmalar gösterirken, 1970 yılında bu değişim birden kaybolmuştur. Böylece örten çift olmadığı ve ışık eğrisinde izlenen tutulmaların, aslında WR bileşeni etrafında genişlemiş atmosfer yapısının belli bölümlerinin bileşen yıldız tarafından yörünge hareketi boyunca örtülmesi ile meydana geldiği anlaşılmıştır. Bazı WR yıldızlarında flare etkinlikleri de gözlenmektedir. Küçük Macellan Bulutu'nda (KMB) yer alan en parlak WR yıldızı, HD 5980'in (OB?+WN3) Temmuz 1994 de kaydedilen parlamasında yıldız bu püskürme ile parlaklığını 3 kadir kadar arttırmış, tayfı ise H ve He un P Cyg profillerini gösteren tipik bir LBV tayfına dönüşmüştür.






Beta bozunması

Çekirdeksel doğabilimde (nükleer fizikte ve nükleer kimyada), beta çözünmesi, bir adet beta parçacığının (eksicik veya artıcık) yayımlandığı radyoaktif çözünmedir. Eksicik (elektron) yayımında, "eksi beta" (β) ve artıcık (pozitron) yayımında "artı beta"dan (β) söz edilir.

Eksi beta çözünmesinde, zayıf etkileşim nötron ("n") protona ("p") dönüştürüp, bir adet elektron ("e") ve anti-nötrino (ν) yayımlanır:

Artı beta çözünmede ise, önelcik ılıncığa dönüştürülür, ve bir artıcık ile bir nötrino yayımlanır:





Edilgen sözvarlı