z bileşeninin diske normali artacağından, spirallerin diskleri sığlaşır; bu durum gözlemlenmemiştir.

10M kütleli bir kara delikten meydana gelen bir halo, gökadanın çekirdeğinde oluşan bir kara delik halini alır. Çünkü nesneleri çekip merkezde kümelenirler. Merkezdeki kara delik , bu şartlar altında, gözlemlenen sınır olan 3x10M'den daha fazla kütle içerir. 10M'lik bir halo veya daha büyük kara delikler halodaki küresel kümeleri çarpıtırlar. Bununla beraber 10M'lik kara deliklerin olması muhtemeldir.

Evrenin ilk zamanlarında oluşmuş olan ilkel kara delikler, bir karanlık madde adayıdır. Evrenin ilk zamanlarındaki düzensizlikler maddenin kendiliğinden çöküşüne neden olmuş, böylelikle ömrü çok kısa ve kütlesi çok yüksek olan yıldızları oluşturmuş, sonra da bunlardan kara delikleri ve nötron yıldızlarını meydana getirmiş olabilir. Öldükleri zaman geride ya çok az ya da hiç kütle bırakmamış olmalıdırlar, aksi halde şu an bile varlıklarının kalıntıları görülebilirdi. Dahası, Stephen Hawking'e göre ilkel kara delikler buharlaştı. Heisenberg'in Belirsizlik Prensibine göre, kara deliğin enerjisi R= MG/c ile sınırlandırılmamıştır. Oluştuklarında belli bir eşik kütlesinin üzerinde olmasalardı (ki bu yaklaşık 109–12 kg), bugün hala buharlaşmaktaydılar.

Tayfın herhangi bir kısmında hangi sıcaklık ve yoğunlukta olursa olsun gaz; ışıma ve soğurma yapar, bu da yıldız civarında var olan gazın saklanmış olmasını güçleştirir. Samanyolu civarındaki soğuk baryonik gazın düzgün bir şekilde dağılımı mümkün değildir, çünkü diğer gökadalardan gelen ışıklarda soğurma çizgileri bulunmamaktadır. Sarmal gökadalarda, bildiğimiz gaz merkezden ziyade dış bölgelerde daha fazla olacak şekilde davranmaktadır. Gökadalar arası gaz bulutları veya kümesi olan soğuk gaz, bir diğer gökada görüş hattı dışında kaldıkça fark edilemeyecektir. Bazı kuasarlarda Lyman-alfa soğurma çizgileri yüksek sıklıkta görülmektedir, ve bu gökadalar arası gaz bulutları normal bir gökada kadar büyük olabilmektedir.

Bu gerçekler gazın saklanamadığı için karanlık madde olamayacağını ileri sürse de, gökadalarda ve kümelerde hem parlak hem de sönük soğuk baryonik gazın var olduğuna delil vardır. Gökadaların yıldız oluşumu özellikleri karanlık maddenin; soğuk, fraktal ve moleküler gaz şeklinde olduğuna kanıt teşkil eder. Civarımızdaki yıldızlararası ortamın fraktal olduğunu biliyoruz. Çünkü 100 pc çapında dev molekül bulutlarının ve 0.01-0.1 pc çapındaki ufak kümelerin farkındayız. Yakın gökadalar arasındaki tedirginlikten kaynaklanan etkileşim esnasında, gaz içe çöker böylelikle geçici bir zaman periyodu için merkezinde hızlı bir yıldız oluşumunu tetikler. İzole olmuş gökadalarda böyle bir olaya rastlanmaz. Etkileşen gökadalarda, izole olmuş gökadalara oranla CO ışımalarından 4-5 kat daha fazla gaz ölçülmektedir.

Dahası, HI gözlemleri "erken tip" sarmalların (Sa, Sb) "geç tip" sarmallara (Sc, Sd) oranla daha az karanlık kütle / parlaklık oranına sahip olduğunu göstermektedir. Bu da baryonik karanlık maddenin büyük bir miktarının sistem geliştikçe yıldız oluşumuna transfer edildiği anlamına gelmektedir, ve Sc ile Sd gökadalarında, yıldız oluşumunun olabilmesi için karanlık madde seğrelmiş H ve He formunda bulunmalıdır.

Zengin kümelerde X-ışınları yayan gaz bulunmaktadır ve durum Einstein ve ASCA uydularını da kapsayan birçok gözlem evlerinden incelenebilmektedir. Gaz, kümenin merkezine doğru yol aldıkça 108K civarına kadar ısınmaktadır. Buna gökadalar arası sürtünme de eklenince bu ısı artmaktadır. Soğuk baryonik gaz (yaklaşık bunun üçte biri) böylelikle bize sadece geçici bir süre için görünür hale gelmektedir. Gaz nihayetinde soğuyup, kümenin merkezine doğru düşer ve soğuk küçük gaz kümeleri oluşturur. Gökbilimciler, gazın sağladığı kütle miktarının yıldızların sağladığı kütle miktarına eşit veya Ω= Ω= 0.05 yaklaşık olarak Ω= 0.1 olduğunu düşünmektedirler.

Ağır elementlerden (> He) oluşan toz bulutları gelen ışığı kırmızılaştırıp soğururlar. Bütün elementlerin kütleleri toplamının %2'sinden az olan ağır elementler yıldızların iç bölgelerinde üretilirler ve ISM'ye süpernova esnasında enjekte edilirler. Şayet bu toz karanlık halonun önemli bir bileşeni olacaksa, diğer yıldızların çok fazla sayıda haloda yer almasını gerektirir. Bu yüzden toz bulutları ciddi bir baryonik madde adayı değildirler.

Bir diğer baryonik aday ise kuark külçeleridir; bunlar birçok kuarkın hipotezsel kümelenmeleridir, 1mm – 1m çapında, son derece ağır ve yavaş hareketlidirler. Bir grup fizikçi böyle bir kümelenmenin yukarı, aşağı ve hatta bir grup garip kuarktan oluşabileceğini ve kararlı olduğunu ileri sürmektedir. Kuark külçeleri erken evren esnasında üretilmiş olmalıdırlar ve yeterli miktara sahipseler Ω'ya küçümsenemeyecek bir katkıda bulunabilirler.


, Analysis of a hubble space telescope search for red dwarfs: limits on baryonic matter in the galactic halo, Astrophys.J.456:L49,1996




Baryonik karanlık madde

Baryonik karanlık madde (Gökbilim ve evrenbilimde) baryonlardan oluşan karanlık madde (elektromanyetik dalgalarla etkileşime girmeyen, varlığı yalnız diğer maddeler üzerindeki kütle çekimsel etkisi ile belirlenebilen maddeler), yani etkileşime girmeyen protonlar ve nötron yapıları, yani bilinen (tanımlanmış olan) atomlar.

Baryon kökenli karanlık madde tanımını vermeden önce baryon tanımını yapalım. Baryon kavramı, nükleonlardan (nötronlar ve protonlar) daha ağır temel parçaları belirtmek için, önce deneysel olarak ortaya atıldı. Günümüzde baryon adı, güçlü etkileşimlere uğrayan yarı-tam dönüşlü parçacıklar için kullanılır; başka bir deyişle baryonlar, fermion yapılı hadronlardır. Bozon yapılı hadronlar ise birer mezondur. Bilinen bütün baryonlar, en az nükleonlar kadar ağırdır; ama nükleonlardan daha ağır mezonlar hatta bir lepton vardır. Baryonlar aşağıdaki korunum yasasına uyan bir yük ("baryon yükü" denen ve B ile simgelenen) taşır: Bir sistemin toplam baryon yükü (bileşenlerinin yükler toplamı) zaman içinde değişmez. Dolayısıyla bir sistemde +1 yüklü ek bir baryon ancak bir karşıt baryonla (-1 yüklü) birlikte oluşturulabilir. Protonun kararlılığı baryon yükünün korunumuyla açıklanabilir, nitekim protonun parçalanıp verebileceği baryon yükü taşıyan daha küçük bir parçacık yoktur. Buna karşılık, proton en küçük bir kararsızlık gösterseydi, baryon yükünün korunumu yasası mutlak olmazdı.

Baryonik karanlık madde için adaylar; aydınlık olmayan gaz, büyük kütleli sıkı halo cisimleri (MACHOlar), beyaz cüceler, kızıl ötesi yıldızlar, yüzey parlaklığı düşük gökadalar, nötron yıldızları, kara delikler, kahverengi cüceler, toz bulutları ve kuark külçeleridir.

Karanlık maddenin görünen madde ile aynı dairesel hıza sahip olduğu görüşü ikisininde aynı tip materyalden (baryonik) meydana geldiğini ileri sürmektedir. Karanlık maddenin en doğal biçimi var olduğunu bildiğimiz madde, yani baryonlardır. Hafif element bolluklarının büyük patlama ile açıklanması bir miktar baryon kökenli maddenin varlığını gerektirir. Her ne kadar aynı bolluklar karanlık maddenin çoğunluğunun baryon kökenli olmadığını ima ediyorsa da, baryon kökenli karanlık maddenin miktarı hala büyük olasılıkla ışıyan maddede gördüğümüzün birkaç katı, ya da evrenin kapalı olması için gereken kritik yoğunluğun yüzde üçü kadardır. Ama acaba baryon kökenli karanlık maddeyi nerede aramamız gerekiyor? İlk beklenti,baryon kökenli karanlık maddenin galaksinin halosundaki yanıp bitmiş yıldızları oluşturmasıdır.

Baryonik karanlık maddelere en iyi aday beyaz cüce yıldızlarıdır. Gökada halolarının yüzde ellisine yakınının beyaz cücelerden oluştuğu açıktır. Diğer bir aday soğuk fraktal gazdır; gazın, bir karanlık madde şekli olduğu ve olmadığına yönelik kanıtlar vardır. Diğer adaylar ise, kahverengi cüceler, jüpiter-ebatlı nesneler, kızıl ötesi yıldızlar, nötron yıldızları ve kara deliklerdir.

Baryon kökenli karanlık maddenin var olduğu kesindir. Gökada halolarındaki, gökada kümelerinde ve süperkümelerindeki, hatta evrenin kapalı olmasını sağlayacak tüm karanlık maddeyi oluşturacak miktarda olup olmadığı ise daha belirsizdir. Baryon kökenli karanlık madde en azından gökada halolarındaki karanlık madde için ciddi bir adaydır. Diğer yandan evrenin kapalı olmasını sağlayacak yoğunluk için WIMP'lere ya da başka zayıf etkileşimli parçaçıklara başvurmak gerekir. Zayıf bir biçimde etkileşen, kütlesi, diyelim ki protonunkinden de büyük olan parçacığa özel bir ad verilir: 'zayıf etkileşimli büyük kütleli parçacık' anlamına gelen İngilizce 'weakly interacting massive particle' sözcüklerinin baş harflerinden oluşan WIMP'lerdir. Karanlık maddenin bu iki rakip biçimine atfen baryon kökenli karanlık maddenin ciddi adayları "büyük kütleli sıkı halo cisimleri" anlamına gelen "massive compact halo objects" sözcüklerinin başharflerinden oluşan MACHO adı verilmiştir.






Altı/Kalbimdeki Deniz

Altı/Kalbimdeki Deniz, İncesaz'ın 2009 yılında çıkardığı altıncı albümüdür. Albümün solistliğini Dilek Türkan ve Bora Ebeoğlu yaptı. Albümde Neveser Kökdeş, Muhlis Sabahattin Ezgi ve Sadi Işılay'ın birer şarkısı, Murat Aydemir'in bir saz eseri ve Cengiz Onural'ın saz eserleri ile şarkıları yer almaktadır.







Atago sınıfı refakat gemisi

, Japonya'nın Deniz Öz Savunma Kuvvetleri'ne ait Aegis Silah Sistemi (AWS: Aegis Weapon System) donanımlı . ABD Deniz Kuvvetleri'nin standard sınıflandırmasına göre DDG (Guided Missile Destroyer).






Tür resmi

Tür resmi ya da janr resmi ya da genre resmi ya da günlük yaşam resmi (İngilizce: "Genre Painting", Fransızca: "Peinture de Genre"), ressamların belli bir daldaki ya da türdeki konuları özellikle de günlük yaşamdan kareleri çizdikleri resimlere verilen isim. Bu türün sanatçıları pazar yerlerinden, ev içlerinden, meyhanelerden, partilerden ve sokaklardan insan manzaraları betimlediler. Tablolar ressamına göre gerçekçi, hayal ürünü ya da romantik olabiliyordu.

Tür resminin örneklerini veren en önemli ressamlardan biri yaşamı hakkında çok az detay bilinen Flaman sanatçı Yaşlı Pieter Bruegel'dir (1525 - 1569). Köy ve köyl