Kuzey gökkürede Kutupyıldızı var. Peki, Güney gökkürede kutba en yakın yıldız hangisidir? Yerküre'nin dönüş ekseni 25.780 yıl süren ağır bir döngü içinde, çapın çemberi kestiği noktalar gezegenimizin merkezine 47 derece açı yapan bir daire çizer. Bu nedenle eksenin her iki yöndeki uzantısına en yakın konumda bir yıldız her zaman olacaktır. Bildiğiniz gibi Kutupyıldızı şu an kuzey gökkutup noktasına çok yakın bir konumda. Tümüyle hareketsiz görüneceği tam gökkutup noktasına yaklaşımını bir yıl daha sürdürecek ve daha sonra bu noktadan yavaş yavaş uzaklaşmaya başlayacak. Güney kutbu sözkonusu olduğunda, şu an için Octans takımyıldızında solgun bir yıldız olan "Sigma Octantis", gözle görülebilen en yakın yıldızdır. Bu seçilmesi zor yıldızı görmenin en iyi yolu güney gökkürenin en koyu ve en karanlık bölgesine dikkatlice bakmaktır. Gökbilimciler süpernovaları nasıl sınıflandırır? 1a tipi bir süpernova nedir? Gökbilimciler, süpernovaları iki kez sınıflandırmak geleneğini sürdürüyorlar: önce kuramsal çıkarsamalara göre, sonra da bir kez daha gözleme dayalı kanıtlara göre. Süpernovalar arasındaki kuramsal ayrım tetikleme mekanizmasına dayanıyor. Yani, yıldızın merkezinde şiddetli bir zincirleme termonükleer reaksiyon ya da merkezin kendi üzerine çökmesi. Çekirdek çökmesi, Güneş'ten çok daha büyük kütleli yıldızın, yakıtını sadece demir külü kalana dek tükettiği zaman ortaya çıkar. Demir, nükleer füzyon yoluyla enerji üretemediğinden, yerçekimi baskın çıkar ve çekirdek şiddetle içine doğru çöker; geride bir kara delik ya da bir nötron yıldızı kalır. Öte yandan, termonükleer zincir tepkimesi, hidrojen ve helyum füzyonu aşamalarını tamamlamış Güneş benzeri bir yıldızın dış katmanlarını yavaşça uzaya salmasından sonar açığa çıkan sıkışmış ve sıcak merkezinden başka birşey olmayan bir "beyaz cüce"nin, henüz bu aşamalara gelmemiş bir komşu yıldızdan aşırı ölçüde kütle çeldığında meydana gelir. Üzerine yağan gaz sonucu beyaz cüce'nin kütklesi, 1.4 Güneş kütlesini aştığında oluşan zincirleme tarmonükleer tepki, beyaz cüceyi yok eder ve geriye yalnızca nükleer bir ışınım kalır. . Gökbilimciler, süpernovaları ayrıca gözlenen hidrojen gazına göre de sınıflandırıyorlar. Tanımı gereği 1. tip süpernovalarda hidrojen atımı olmaz. 2. tip süpernovaların uzaya saçtığı maddeler arasındaysa, evrenin başlangıcında ortaya çıkmış bu elementin varlığı gözlemlenir. Gökbilimciler ayrıca, 1. ve 2. tip süpernovaları silikon ve kalsiyum gibi ağır elementlerin bulunup bulunmamasına göre alt gruplara da ayırıyorlar. (1a, 1b, 1c, 2-P, 2-L, 2-n ve 2b). Genel olarak en yüksek parlaklıkları ve ardından oluşan donuklukları sabit ve öngörülebilir olarak kabul edildiğinden, 1a tipi süpernovalar 1998'den beri astronomik uzaklık belirtimlerinde sıkça kullanılmakta. İlk yıldızlar nasıl oluştu? İlk yıldızlar da, Orion takımyıldızındakiler gibi günümüzde oluşumlarını izlediğimiz yıldızlarla aynı şekilde ortaya çıkmış olmalılar. Ancak ne yazık ki, yıldız oluşum sürecinin ayrıntılarını hala tam anlamıyla kavrayabilmiş değiliz. Yine de, temel bazı noktalar açık. Öncelikle, bir yıldız bir gaz bulutunun, kendi ısısının kendi ağırlığını dengeleyemeyeceği kadar soğuması ile oluşur. Bulutun ısısı başlangıçta atomlar ile moleküllerin rastlantısal hızında sarmalanmış durumdadır. Atomlar çarpıştıkça, bu ısıyı atomun/molekülün içsel enerjisine aktarırlar. Bu da en sonunda buluttan kaybolacak olan kızılötesi radyasyona dönüşür. Bunun da net etkisi, atomların hızının yavaşlaması, bulutun soğuması, içsel basıncının düşmesi ve bulutun biraz küçülmesidir. Herşey merkezde toplanana dek çarpışmalar, hızın radyasyona dönüşümü ve küçülme devam eder. En azından, günümüzde görebildiğimiz bu. Ancak, ilk nesil yıldızlar günümüzde oluşanlara göre daha büyük bir mücadele vermiş olmalılar. Günümüzde, eski kuşak yıldızların merkezlerinde sentezleyip ölümleriyle uzaya saçtıkları görece ağır elementlerden oluşmuş karmaşık moleküller, bir bulutun ısısını dışarı yayabilmektedir. İlk yıldızlarsa, Büyük Patlama'da yaratılmış saf hidrojen ve helyumun bir karışımından ortaya çıkmış olmalılar. Bu durumda, o sırada kolaylıkla oluşabilecek tek molekül, molekül yapısında yani iki hidrojen atomunun oluşturduğu hidrojendir. Moleküler hidrojense, su, karbonmonoksit ve karbon atomu gibi etkin soğutuculara göre çok daha uzun sürede oluşur. Dolayısıyla, öyle görünüyor ki çok eski zamanlarda yıldızların oluşumu günümüze göre daha zorlu bir süreçti. Evde basit bir radyoteleskop sistemi kurmak olanaklı mı? Bunun için ne tür aletler gereklidir? Ne tür sonuçlara ulaşabilirim? Kısa sürede ve düşük bir maliyetle arka bahçede kurulacak basit bir radyo düzeneği ile, elektromanyetik tayfın çoğu amatör astronomca henüz araştırılmamış bölgelerine sınırsız erişim sağlayabilirsiniz. Radyo teknolojisi gökbilimcilere yıldızlardan ve gökadalardan gelen ışığın ötesini gözleyerek, manyetik alanlar çevresinde sarmallar çizen gaz ve elektronların yol açtığı etkileri gözleme olanağı sunar. Hidrojen atomunun 21 cm'lik yayım çizgisini ölçerek Samanyolu'nun yapısını izlemek ya da Jüpiter'in radyo "imzasını" görmek, bu iddiasız düzeneğin size sağlayacağı olanaklardan yalnızca birkaçı. Radyo gökbilimi güzel resimlerden çok daha fazlasını söyleyebileceğinden, kendi radyo sisteminizle gözlemlediğiniz şeylerin altında yatan bilimi daha derinden kavrama olanağı bulursunuz. Örneğin, hidrojen atomunun 21 cm. lik yayım çizgisini ölçerek Samanyolu'nun dönüş hızını ve kütlesini hesaplayabilirsiniz. Bu arada, gökadanın merkezden uzak bölgelerinin olması gerekenden çok daha hızlı döndüğünü farkedersiniz ki, bu da karanlık maddenin varlığı için elimizdeki en sağlam kanıt. Kendi radyo gözlemevinizi kurmak arzusundaysanız, Massachusetts Teknoloji Enstitüsü'ndeki Haystack Gözlemevi'nce hazırlanan küçük radyoteleskop kitine göz atabilirsiniz. Çift eksenli, bilgisayar kontrollü bir ayak, 2.5 metrelik bir çanak ve 21 cm çizgisini izleyebileceğiniz bir radyo spektografından oluşan seti edinmek için 4500 doları gözden çıkarmak gerekiyor. Yerküre'ye Ay'ın her zaman aynı yüzü dönüktür. Güneş Sistemimizdeki diğer uydular için de aynı durum geçerli midir? Ay'ın Yerküre ile eşzamanlı dönüşü rastlantı değil, bu iki cisim arasındaki kütleçekimi etkileşiminin sonucudur. Kütleçekiminin şiddeti, ağırlıklı olarak uzaklığa bağlıdır. Bu yüzden Ay'ın çekimi, Yerküre'nin Ay'a bakan yüzünde öteki tarafa göre daha güçlüdür. Bu değişken kuvvet, Yerküre üzerinde bir "çekim şişkinliği" yaratır. Yerküre Ay ile eşzamanlı dönmediğinden Ay'ın yol açtığı bu şişkinlik Yerküre üzerinde hareket eder ve yerkabuğu ile okyanuslarda yol açtığı eğilmeler ve sürtünmelerle Yerküre'nin içinin önemli ölçüde enerji yitirmesine neden olur. Bu enerji yitimi sonucunda Yerküre'nin dönüşü her 500 yılda yaklaşık 1 saniye yavaşlar. Yerküre-Ay sistemi açısal momentumunu korumak durumunda olduğundan, Ay her yıl Yerküre'den 4 cm kadar uzaklaşmaktadır. Yerküre, Ay'a çekimsel olarak "kilitlenene" ve onunla eşzamanlı dönene dek dönüşünü yavaşlatacaktır. Buraya kadar anlatılan kuvvetler Ay üzerinde de etkilidir. Ancak Yerküre'nin kütlesi daha büyük olduğundan, uygulanan kuvvet daha şiddetli olmuş ve Ay'ın dönüş hareketi, Dünya ile eşzamanlı noktaya daha hızlı ulaşmıştır. Bu süreç bütün Güneş Sistemi'nde yaşanır. Dolayısıyla, gökbilimcilerin, aylar ve gezegenleri arasında eşzamanlı dönüşlerin birer istisna değil, kural olduğunu görmeleri fazla şaşırtıcı değil. Bir uydu, gezegenine ne kadar yakınsa ve gezegenin kütlesi ne kadar büyükse, bu uydunun eşzamanlı dönüşü yakalaması o ölçüde hızlı olur. Eşzamanlı dönüş sadece aylar ile gezegenleri arasında değil, birbirinin yörüngesinde dönen her türlü iki cisim için geçerlidir. Yıldızların gökkubeye yerleştirilmiş alevler değil de Güneş benzeri oluşumlar olduklarını ilk kim dile getirmiştir? 1576'da İngiliz astronom Thomes Digges yıldızları isimlendirerek, Kopernik sisteminin bir çizimini yayınlamıştır: "Yıldızlardan oluşan bu küre gökyüzünde sonsuzluğa doğru uzanan bir şekilde durmaktadır; hareketsizdir. Burada, fersah fersah uzaklarda parlayan sonsuz sayıda görkemli ışık, kendi Güneşimizi hem büyüklük, hem de nicelik açısından gölgede bırakmaktadır." Her ne kadar kimi araştırmacılar Digges'in bu ifadeyle yıldızları birer güneş olarak gördüğünü savunmuşsa da, çoğu kişiye göre bu düşüncenin asıl sahibi Descartes'tır. Bu düşünceyi pratik kullanıma ilk kez 17. yy. ın sonunda James Gregory, Isaac Newton ve Christiaan Huygens koymuştur. Her üçü de, Sirius'un uzaklığını hesaplarken bu yıldızın Güneş'e benzediği varsayımına dayanarak, "solukluk uzaklık demektir" kavramını kullanmıştır. İnsan Beyninin bellek kapasitesi bayt terimleriyle nedir? Megabayt mıdır, Gigabayt mıdır, Google-bayt mıdır? Bu sorunun bir yanıtı yoktur çünkü beyin bir PC gibi düzenlenmemiştir. Bir PC'de genel olarak bayt olarak tanımlanan ayrı bölümler bulunmaktadır, ancak bu beyin için sözkonusu değildir. Beyin bir sinir ağı modeli kullandığı için, "Beyin ne kadar ayrı bilgi parçasını bünyesinde barındırır?" gibi bir soru sormak anlamlı gözükebilir. "Çoklu mantık" gibi bu sayı da "çoklu" bir sayıdır çünkü bu, sizin, bu ayrı bilgileri beynin hangi kesinlikte geri çağırmasını istediğinize bağlıdır. Burada iş sinir ağları üzerinde yapılacak araştırmalara düşmektedir

ssaol kardeş payalşım için eline sağlık

eline sağlık alpi_09 En istikrarlı üye 12 Haziran 2006

daha devamı var uzun süre devam eder bu... izlemeye devam