ir kara cisimden geliyor gibiydi.

Penzias ve Wilson'un bulguları o sırada Gamov'un öngörülerini sınamak için hazırlık yapmakta olan iki fizikçinin, Robert Henry Dicke (1916-1997) ve Philips James Edwin Peeble'nin (1935 - ) dikkatini çekti. Gürültü önce Dünya'da, daha sonra da sırf bu iş için geliştirilmiş COBE uzay aracında ölçüldü. Gürültünün ifade ettiği sıcaklık Gamov'un öngörüsünden biraz daha azdır.

En son ölçümlere göre sıcaklık, 2,725 K (ya da -270.425 C). Bu sıcaklığa kalıntı ışınım (İng. ' ) veya kozmik mikrodalga arka plan ışıması (İng. ') denildi. Buna göre, evren genişledikçe sıcaklık da düşmüştür. Zaman geçtikçe evrenin sıcaklığı daha da düşecektir. Buna karşılık şayet geriye gidilebilecek olursa evren daha küçük, ama daha sıcak olacaktır.

Gerçi Penzias ve Wilson'un uzmanlık konuları kuramsal fizik değildi. Ama buluşları o kadar heyecan verici oldu ki bu iki mühendise 1978 yılında Nobel fizik ödülü verildi.

Normal koşullarda evren genişlese bile genişleme süratinin zaman içinde kütle çekimi sebebiyle düşmesi gerekir. Mantıken gençlik döneminde evren, bugünkünden daha hızlı genişlemeliydi. Bu sebepten büyük uzaklıkları (dolayısıyla eski dönemleri) gözlemleyen bilim insanları o çağlarda evrenin bugünkünden daha hızlı genişlemesi gerektiğini varsaymışlardı. Ancak 1990'lı yıllarda alınan gözlem sonuçları bu varsayımla çelişmektedir. Bu sebepten evrenin eskiden bugünkünden daha yavaş genişlediği, genişleme süratinin zamanla arttığı öne sürülmektedir. Genişleme süratinin zamanla artması, kütle çekim kuvvetinin etkisinden daha yoğun bir etkinin varlığını düşündürmektedir ki bu etkiye karanlık enerji adı verilmiştir. Etki, Einstein’ın (sonradan terk ettiği) kozmolojik sabitini andırmaktadır. Ne var ki bilinen fizik yasalarıyla açıklanamayan bu etkinin varlığını ortaya koyan gözlem sonuçları henüz çok yetersizdir. (Bu kadar büyük uzaklıklarda uzaklık ölçme yöntemi, 1a tipi süpernovaların görünür ışıltılarıdır.) Bu yönüyle karanlık enerji, günümüzde bir fizikî gerçek olmaktan çok bir tartışma konusu gibi görünmektedir.






Yıldızların spektral sınıflandırılması

Yıldızlar pek çok özellikleriyle birbirlerinden ayrılırlar. Kütle, ışıltı, renk, kimyasal yapı, yaş, yıldızdan yıldıza değişir. Ayrıca, kimi yıldızlar yakın komşularının da etkisi altında kalırlar. Bu sebepten, yıldızları inceleyebilmek için, öncelikle sınıflandırmak gerekir. Sınıflandırmada en güvenilir araç tayf incelemesidir ("Spektral analiz").

1814 yılında Alman bilim adamı Joseph von Fraunhofer (1787-1826) Güneş ışığını bir prizmadan geçirerek, incelerken tayf üzerinde bazı çizgiler gördü. Sistematik çalışma sonunda tayfın bir uçtan diğer uca kesintisiz gitmediğini ve tayf üzerinde en az 570 çizginin olduğunu saptadı. Teknoloji geliştikçe, bu çizgiler diğer gök cisimlerinin tayflarında da bulundu. Elektromanyetik spektrumda gözün duyarlı olmadığı bölgelerde de bu tür çizgiler vardır.

Fraunhofer zamanında, çizgiler tanımlanıyordu, ama çizgilerin nedeni bilinmiyordu. Günümüzde ise çizgilerin yıldızın yüzey bölgesindeki gazlar ya da yıldız çevresindeki gazlardan ileri geldiğini biliyoruz. Her maddenin elektron yapısına bağlı olarak soğurduğu belli dalga boyunda fotonlar vardır. Tayfta bu dalga boylarına denk gelen yerlerde çizgi oluşur. Her gazın kendine özgü bir çizgi düzeneği olduğu için, çizgiler bir bakıma yıldız yüzeyindeki gazların parmak izi sayılır. Mesela, Güneş tayfında en belirgin çizgi sarı renk bölgesinde yer alan 588.995 nm dalga boyundaki D2 çizgisidir ki, bu çizgi gaz haindeki sodyum elementinin varlığını gösterir.

Tayflardaki çizgiler sadece yıldız yüzeyindeki kimyasal yapıya bağlı değildir. Aynı zamanda sıcaklığa da bağlıdır. Astronomlar yıldız tayfındaki çizgilerin dağılımına bakarak, yıldız yüzeyindeki sıcaklığı da saptayabilirler. Öte yandan tayf üzerindeki çizgiler yıldızın kendi çevresindeki dönüş hızını da gösterir. 1943 yılında Amarikalı astronomlar William Wilson Morgan, Philip Keenan ve Edith Keenan yıldız tayflarını karşılaştırarak, tayfların belli şablonlara uyduğunu göstermiş ve yıldızları tayflarına göre sınıflandırmışlardır.Bu sınıflandırmaya Morgan-Keenan veya kısaca MK sınıflandırması denilir.

Aşağıda normal ömür sürecindeki yıldızların tayflarına göre sınıfları verilmiştir. (Ne var ki, yıldızlar ömürlerinin sonunda sınıf değiştirirler. Bu durum bir sonraki bölümde belirtilecektir.) Normal şartlarda yıldız yüzey rengi ve tayf sınıfı yüzey sıcaklığı ve kimyasal yapısına, yüzey sıcaklığı da yıldız büyüklüğüne bağlıdır. Aşağıdaki sınıflar giderek azalan kütlelere sahiptir. Şayet Güneş kütlesi 1 birim kabul edilecek olursa, O sınıfı yıldızlar 16 birimden büyüktür. B sınıfı yıldızlar 2.1-16 birim arası, A sınıfı yıldızlar 1.4-2.1 birim arası, F sınıfı yıldızlar 1.04-1.4 birim arası, G sınıfı yıldızlar 0.8-1.04 birim arası, K sınıfı yıldızlar 0.45-0.8 birim arası ve M tipi yıldızlar da 0.45 birimden küçük kütleye sahiptir. Şekilde bu sınıflardaki yıldızların karşılaştırmalı büyüklükleri gösterilmiştir. 

Bunların yanı sıra, son zamanlarda varlıkları uzay araçları yardımıyla saptanan çok küçük ve soluk yıldızlar için L ve T sınıfı tanımlaması getirilmiştir.Bütün bu sınıflar kendi içlerinde de 0 dan 9 a kadar numaralandırılmışlardır. 0 en sıcak, 9 en soğuk anlamına gelmektedir. (Mesela A5 A6 dan daha sıcaktır.)


 
Yıldızlar normal ömür süresi sonunda genişlerler ve bu süreçte yüzey sıcaklıkları da düşer. Mesela ömrünün büyük bölümünü B veya A sınıfı yıldız olarak geçiren bir yıldız son döneminde hem genişler, hem de sınıf değiştirerek, geçici olarak K veya M sınıfına girer. Gerçi, sayıları çok azdır. Ama büyük ışıltı düzeyiyle çok uzaklardan bile görünürler.Mesela kış göğünde Boğa takımındaki Aldeberan (Boğa'nın gözü) bu şekilde geçici olarak K sınıfına girmiş bir yıldızdır. M sınıfında da geçici olarak bu sınıfa girmiş dev, hatta süper dev yıldızlar vardır. Kış göğünde Orion (Avcı ) takımındaki Betelgeuse ve yaz göğünde Akrep takımındaki Antares (Akrebin kalbi) bu tür kırmızı süper devlerdir. Bu sebepten, çıplak gözle hiçbir normal M sınıfı yıldız görülemezken, Antares ve Betelgeuse göğün en parlak yıldızları arasında yer alır.

Ancak yaşlı yıldızlardan bir bölümü daha da farklı özelliklere sahiplerdir. Mesela W (Wolf Rayet) yıldızları mavi ve çok sıcak süper dev yıldızlardır. Karbon yıldızı da denilen C ve S sınıfı yıldızlar ise çok daha serin dev yıldızlardır.

Devlik dönemini büzüşme dönemi izler . Bu durumdaki aşırı yoğun yıldızlara beyaz cüce denilir. Beyaz cüceler genellikle D sınıfı yıldız olarak sınıflandırılırlar.






Örebro

Örebro, İsveç'in güney kuşağında bulunan bir kenttir. Şehir, Göller Yöresi'nde, Svartån Nehri'nin Hjälmaren Gölü'ne döküldüğü yerde yer alır.

Örebro, 1404 yılında kent konumuna alınan bir yerleşimdir. Kentin adı "kum yığınının üzerindeki köprü" anlamına gelmektedir. Ortaçağ'da bölgede önemli bir ticaret kenti olarak tanınan Örebro'nun adı tarihi yazıtlarda 13. yüzyıla kadar rastlanabilmekedir. Kentte o günlerde yapılan ve halen ayakta olan kilise tarih boyunca birkaç kez yeniden onarılmıştır. Kentte Svartån kıyısında bulunan Örebro Kalesi, uzun yıllar boyunca kentin merkezi olarak anıldı. Bu kale, Birger Jarl yardımcılığında 13. yüzyılda inşa edildi ve 1560'lardaki kral Gustav Vasa döneminde genişletildi.

19. yüzyıla kadar bir ticaret kenti olmasına rağmen Örebro, hep küçük bir kasaba olarak kaldı. Ancak bu yüzyıldan sonra ayakkabı üreticiliğinin merkezi olan kent, ivmeli bir artış gösterdi ve günümüzde 100,000'e yakın bir nüfusu elde etti.

Svartån Nehri'nin Hjälmaren Gölü'ne döküldüğü yerde kurulan Örebro, tipik bir İskandinav iklimine sahiptir. Kentte yıl içinde en yüksek ortalama sıcaklık temmuz-ağustos döneminde görülür. Bu iki aydaki ortalama sıcaklık 22 °C'dir. Kışları aşırı soğuklara rastlanmayan kentte aynı şekilde en düşük ortalama sıcaklık aralık-ocak-şubat döneminde görülmekte olup, yaklaşık -4 °C kadardır. Kente yıllık olarak 604 mm yağış düşer ve bunların yaklaşık 94 mm kadarı sadece temmuz ayında düşer.

Örebro'nun eski kent merkezi "Wadköping", yine Svartån Nehri kıyılarında yer alır. Bu merkezde 18 ve 19. yüzyıllardan kalma tarihi ahşap evler, müzeler ve sergiler mevcuttur. Kentin "Svampen" ("Mantar") adı verilen su kulesi, manzarası için tercih edilen bir mekandır. 1958 yılında bu kuleye çok benzeyen bir yapı Suudi Arabistan'ın başkenti Riyad'da yapıldı.

Örebro Üniversitesi, İsveç'in en yenilerinden biri olup, yakın zamanda "högskola" adı verilen daha alt düzeydeki bir eğitim kurumuydu. 1999 yılında kurulan bu kurumun 1,100 çalışanı ve 14,070 öğrencisi bulunmaktadır. Yine kentteki Gustavsvik adlı su parkı, İskandinavya'daki en büyük su parkıdır. Bu park kentin bir kilometre güneyinde bulunur ve yılda 700,000 kişi tarafından ziyaret edilir. 











İsveç Oda Orkestrası ("Svenska Kammarorkestern") kentteki önemli bir müzik etkinliğidir. Yine Millencolin adlı rock grubu da şehirde kurulmuştur. Grubun albümlerinden olan "Pennybridge Pioneers" ismindeki "Pennybridge", kentin adının İngilizceye çevrilmesiyle verilmiştir.






Michel Preud'homme

Michel Preud'homme (d. 24 Ocak 1959, Ougree, Liège ili, Belçika), Belçika millî futbol takımının ünlü bir kalecisi.

Michel Preud'homme 1994'te hayatının formundaydı ve Belçika ekibini turnuvada son 16'ya kadar taşıdı. Tam 7 yıl boyunca dünyanın en iyi 10 kaleci arasında yer aldı. 1994 FIFA Dünya Kupası'nda gösterdiği performans sonucu, 1994 yılında otoritelerce 1 numara seçilerek, dünyanın en iyi kalecisine verilen Yaşin Ödülü'ne layık görüldü.

Preud'homme kariyeri boyunca; R. Standard de Liège, KV Mechelen, ve Benfica' da oynamıştır. KV Mechelen ile, Beker van België'yi 1987 yılında, UEFA Kupa Galipleri Kupası'nı ve UEFA Süper Kupası'nı 1988 yılında, Belçika 1. Ligi'ni ise 1989 yılında kazanmıştır. 40 yaşına geldiği 1999 yılında futbolu bırakmıştır. Belçika millî futbol takımında 1979'dan 1995'e kadar 58 kere forma giymiştir. 1990 ve 1994 Dünya Kupası'nda oynamıştır.

Preud'homme R. Standard de Liège' de Ağustos