dığı raporun 108. sayfasındaki çıkarıma göre ““ Bugün teorik hesaplamalar yapılabilmesine rağmen, bu üretimlerin kimyasal reaksiyon döngüleri, hata oranları, operasyonun hızı ve termodinamik verimliliği güvenilir biçimde tahmin edilemez. Böylece, şu ana kadar üretilen sistemlerde ulaşılan kusursuzluk ve komplekslik teorik olarak hesaplanabilir ama ileride ne olacağı kesin olarak tahmin edilemez. Son olarak, teorik olarak hesaplanabilen optimum araştırma politikaları, biyolojik sistem kapasitesinde ve termodinamik verimliliğe ulaşmış sistemler güvenilirliği şu anda tahmin edilemez. Uzun vadeli modellerin deneysel olarak gösterilmesi için araştırmalar hedefe ulaşmak için ve uzun süreli bir vizyon için yol gösterici olabilir.” Bu özellikle elmas mekanosentezi deneylerini araştıran nanofabrika birliği gibi gruplarca memnuniyetle karşılandı.

Fiziksel yasalarla uyumlu birçok yapının üretilip üretilemeyeceği belki de ilginç bir soru. Taraftarlar moleküler üretim vizyonunun çoğunluğuna göre doğal kanunlarla uyumlu herhangi bir yapının yapılabilmesinin gerekli olmadığını ileri sürmektedirler. Richard Feynman’ın “neyin daha mümkün neyin mümkün olmadığı ve deneyin her zaman neyin mümkün ya da mümkün olmadığını göstermesinin bilimseldir” dediği gibi.

Mekanik olarak hidrojen atomlarının ve dağılmış karbon atomlarının eklenmesi/çıkarıması ile elmas sentezi üzerine teorik çalışma vardır. Bu çalışma nanobilim komitesine yavaşça sızmaktadır ve kritik bir hal almıştır. Örneğin, Peng ve diğerleri 2006 da en çok çalışılan araçucu motifi (DGB6Ge) mekanosentezlerini başarılı biçimde elmas yüzeyindeki C(110) üzerindeki ikili karbon C2 a 300 K ve 80K (sıvı nitorojen sıcaklığı) sıcaklıkta yerleştirilmiştir. Silikon çeşitleri (DCB6Sİ) de 80K de çalışmaktadır fakat 300 K de çalışmamaktadırlar. DGB6 araçucu motifi Merkle ve Freitas tarafından 2002'de Foresight konferansında elmasın mekanosentezi için ilk araçucu motifi ve elmas yüzeyindeki 200 atoma yönelik başarılı şekilde simüle edilmiş tek araçucu motitif olarak tanımlanmıştır.
Bu araçucu sadece dikkati çevrede kullanıma yönelik modellenmiştir. Maksimum ulaşılabilir limit bu araçuşları için geçiş ve dönüş yanlışlıkları Peng ve diğerlerince 2006 da rapor edilmiştir. Bu rapora göre karbon sayısının artışı tüm yapının rezonans frekansını 2.0 THz den 1.8 THz ye düşürmektedir. Daha önemlisi, Takılmış DCB6Ge araçucu titreşimsel izleri 384 atoma yol göstermiş ve aynı araçucu daha geniş 636 atomada benzer şekilde takılmıştır. Hesaplamalı çalışmalara ek olarak modelleme hala daha büyük yol gösteridir.Fakat düşük sıcaklıklarda hatta oda sıcaklığında deneysel olarak hızlıca gösterilen atomik zorunluluklar içeren SPM uçlarının doğru pozisyonu tam tespit edilememiştir.

EK araçuçlarını dikkate alan ileri çalışmalar zaman harcayan hesaplamalı kimya ve zor laboratuvar çalışmalarını gerektirmektedir. Bu zorluklara rağmen birçok araçucu geleceğin araştırmacılarına yardımcı olabilir. Moore’un Kanunu bilgisayar gücünün ilerideki artışı, yarı iletken üretimi teknikleri nano ölçeğe yaklaşması ve araştımacıların daha özellikli proteinler, ribozomlar ve DNA yetiştireceklerini tahmin etmektedir.





X ışını astronomisi

X-ışını astronomisi, astronomik nesnelerin X-ışınının gözlem ve algılama çalışmalarıyla uğraşan astronominin bir dalıdır. X-ışınları Dünya’nın atmosferi tarafından emildiği için X-ışınlarını tespit eden balon, sondaj roketleri ve uydular belirli bir yükseklikte bulunmalıdır. X-ışını astronomisi, Mauna Kea Gözlemevindeki gibi standart ışık emilimi olan teleskoplardan daha ilerisini gören uzay teleskopları ile ilgili bir uzay bilimidir.

X-ışını emisyonu yaklaşık bir milyon kelvin ile yüz milyonlarca kelvin arasında sıcaklığa sahip aşırı sıcak gazlar içeren astronomik nesnelerden beklenmektedir. Güneşten yayılan X-ışınları 1940'lardan beri gözlenmesine rağmen, ilk kozmik X-ışını kaynağının 1962 yılındaki keşfi tam bir sürpriz oldu. Akrep Takımyıldızında bulunan bu ilk X-ışını kaynağına Scorpius X-1 (SCO X-1) adı verildi. Scorpius X-1’in X-ışını emilimi görsel emilimden 10,000 kat fazlaydı ve Güneş’in emilimi bundan bir milyon kat daha azdı. Buna ek olarak, X-ışınlarının enerji üretimi tüm dalga boylarında Güneş’in toplam emiliminden 100,000 kat daha fazlaydı. Scorpius X-1 ile başlayan X-ışınları astronomisi üzerine yapılan bu yeni keşifler Riccardo Giacconi’ye 2002 yılında Nobel Fizik Ödülü’nü kazandırdı. Bugün biliyoruz ki Sco X-1 gibi X-ışını kaynakları nötron yıldızları veya karadelikler gibi kompakt yıldızlardır. Bir karadeliğin içine düşen malzemeler X-ışını yayabilir fakat karadeliğin kendisi yayamaz. X-ışını emilimi için gerekli olan enerji yerçekimi ile sağlanmaktadır. Yerçekimi tarafından çekilen gaz ve toz yüksek yerçekimi alanı ve diğer gök cisimleri tarafından ısıtılır.

Binlerce X-ışını kaynağı bilinmektedir. Buna ek olarak, galaksi kümelerindeki galaksiler arası boşluk sıcaklığı 10 ve 100 megakelvin arasında değişen çok sıcak ama seyreltik bir gaz ile doludur. Sıcak gazın toplam miktarı görünür galaksilerin toplam kütlesinin 5-10 kat fazlasıdır.

X-ışını araştırmaları için yapılan ilk sondaj roket uçuşu 28 Ocak 1949’da V-2 roketi ile New Mexico’daki Beyaz Kumlar Füze Atışyeri’nde başarıya ulaştı. Atmosferin hemen üzerinde uçan bu roketin burun konisi bölümüne bir dedektör yerleştirildi.

Güneşten gelen X-ışınları, Birleşik Devletler Naval Araştırma Laboratuarı Blossom deneyi ile belirlendi. 12 Haziran 1962 yılında bir Aerobee 150 roketi fırlatıldı ve bu roket diğer gök cisimlerinden ilk kez X-ışını saptadı.

Roket uçuşlarının en büyük dezavantajı onların çok kısa süreli uçuşu (tekrar Dünya’ya düşmeden önce atmosfer üzerinde sadece birkaç dakika) ve sınırlı bakış açısına sahip olmalarıydı. Amerika Birleşik Devletleri’nden fırlatılan bir roket güney gökyüzündeki kaynakları göremezken, Avustralya’dan atılan bir roket de kuzey gökyüzündeki kaynakları göremiyordu.

Astronomide, yıldızlar arası bulunan boşlukta yayılan gazlar ve kozmik tozlar bulunur. Bunlar yıldızlararası boşluğu doldurur ve çevredeki galaksiler arası ortamlarla sorunsuz olarak karışır. Yıldızlar arası ortam iyonların, atomların, moleküllerin, büyük toz tanelerinin, kozmik ışınların ve galaktik manyetik alanların oluşturduğu seyreltik bir bileşenden oluşur. Elektromanyetik radyasyon formunda aynı hacmi kaplayan enerjiler yıldızlararası radyasyon alanıdır.

X-ray ışını yayan yıldız yüzeylerinden fırlayan koronal bulutlardan oluşan 10-10 kelvin sıcaklığa sahip sıcak iyonize ortamlar asıl ilgi alanıydı. ISM (yıldızlararası boşluk) fırtınalı ve uzaysal ölçeklerde bir yapıya sahiptir. Yıldızlar molekül bulutlarının büyük komplekslerinin içinde doğarlar. Yaşamları boyunca ISM ile fiziksel olarak bir etkileşime sahiptirler. Süpernova tarafından oluşturulan şok dalgaları ve genç yıldız kümelerinin yıldız rüzgarları hipersonik türbülansa dönüşen büyük enerjiler ile çevrilir. Elde edilen yapılar sıcak gazın yıldız bulut baloncukları ve süper baloncuklardır. Güneş şu anda düşük yoğunluktaki Yerel baloncuğun daha yoğun bir bölge olan Yerel Yıldızlararası Bulut kısmına doğru hareket etmektedir.

0,07-1 keV enerji aralığı üzerindeki yıldızlararası ortamdan ışıyan X-ışınlarının spektrumunu ölçmek için NASA 1 Mayıs 2008 tarihinde Siyah Brant 9’u Beyaz Kumlar Füze Atışyeri’nde fırlattı. Wisconsin Üniversitesi’nden Dr. Dan McCammon yürütücü olarak bu göreve getirildi.

Balon uçuşları Dünya’nın atmosferinin %99,997’sine denk gelen deniz seviyesinin 40 km yüksekliğine kadar araçları taşıyabilir. Verileri kısa birkaç dakika boyunca toplayan roketlerin aksine bu kabarcıklar çok uzun sürede havada kalabilmektedirler. Ancak, bu yüksekliklerde çoğu X-ışını spektrumu emilmektedir. 35 keV’den az enerjiye sahip X-ışınları kabarcıklara ulaşamaz. 21 Temmuz 1964 yılında Filistin, Teksas, ABD’den fırlatılan bir kabarcık üzerindeki sintilasyon sayacı ile Yengeç Bulutsusu süpernovasının kalıntısının sert X-ışını olduğunun bulunmasına yardımcı oldu. Bu olay ayrı bir kozmik X-ışını kaynağından X-ışınlarının ilk balon tabanlı algılaması olarak tarihe geçti.

Yüksek enerjili odaklama teleskobu(HEFT) sert X-ışını bandında (20-100 keV) astrofizik kaynaklarını görüntülemek üzere yapılan kabarcık kaynaklı bir deneydir. Uçuş Mayıs 2005’te Fort Sumner, New Mexico, ABD’de gerçekleşti. HEFT’in açısal çözünürlüğü yaklaşık 1.5’dir. Otlatma açılı X-ışını teleskobu yerine kullanılan HEFT, 10 keV ötesindeki iç içe otlatma rastlantılı aynasının yansımasını genişletmek için alışılmamış tungsten silikon katmanlı kaplamaya sahiptir. HEFT 60 keV’de yarım maksimumda 1,0 keV tam genişlikte bir enerji çözünürlüğüne sahiptir. HEFT Mayıs 2005’te 25 saatlik bir uçuş için fırlatıldı ve Yengeç Bulutsusu gözlendi.

Balon kaynaklı bir deney olan yüksek çözünürlüklü gama ışını ve sert x-ışını spektrometresi deneyi x-ışınlarını ve gama ışınlarını gözlemek için yapıldı. Aralık 1991’de McMurdo İstasyonu, Antarktika’dan fırlatıldı. Sabit rüzgarlar balonu kutup etrafında 2 hafta boyunca taşıdı.

Rokonlar (roket ve balonun birleşiminden oluşan sözcük) yerdeyken yakılmasındansa katı roket yakıtı kullanılan üst atmosfere kadar gitmiş gaz dolu balon ve roketten oluşan bir alettir. Rokonlar maksimum yüksekliğe ulaştıklarında roket ve balon ayrılır ve roket otomatik olarak ateşlenir. Bu nedenden dolayı daha fazla kimyasal yakıt gereksinimi duyulmadan daha yükseğe ulaşabilir.

1 Mart 1949’da Aerobee roketinin atışı sırasında Birleşik Milletler gemisi Norton Sound gezisi sırasında Komutan Lee Lewis, Komutan G: Halvorson, S.F. Singer ve James A. Van Allen tarafından rokonların ilk hali oluşturuldu. 27 Temmuz 1956’da Naval Araştırma Laboratuarı 8 adet Deacon rokonlarını solar ultraviyole ve X-ışınlarını gözlemek için fırlattı.

X-ışınları astronomi uyduları X-ışınlarının gök cisimlerinden ışımasını inceler. X-ışınlarını tespit eden ve iletebilen bu uydular X-ışınları astronomisinin bir parçasıdır. X-radyasyonları Dünya’nın atmosferi tarafından emildiği için uydulara ihtiyaç vardır ve bu nedenle