Yer ve Gök Bitişikken Nasıl Ayrıldı?

Yer ve Gök Bitişikken Nasıl Ayrıldı?

Kozmoloji kitapları, yaratılışın ilk altı safhasından sonraki dönemin bütün hususiyetlerini, kâinatın bugün sahip olduğu özelliklere benzetiyor. Artık madde şekillenmiş ve yüksek sıcaklık altında atomların karşılıklı ve ahenkli etkileşimi başlamıştır. Atomların oluşması, moleküllerin teşekkülüne yardımcı olmuş; moleküllerin birleşmesiyle çok sayıda madde uzayı doldurmuş, uygun fizikî şartlar altında gök cisimleri şekillenmeye başlamış; güneşler, dünyalar, gezegenler yaratılmıştır. Altıncı safhadan sonraki tipik özellik, sıcaklığın 4.000 dereceye varan değeridir. Bu sıcaklık altında bütün uzay şimdiki gibi karanlık değil, ışıl ışıl parlamaktadır.

Maddenin gaz şeklinde yoğunlaşıp zamanla soğumasıyla yoğunluk değerleri de artmış ve gittikçe katılaşmaya başlayan maddeden bildiğimiz gezegenler şekillenmeye başlamıştır. Kâinat tahminen ilk 700 bininci yılına geldiğinde hâlâ hidrojen ve helyumdan ibaret homojen gaz bulutu halindeydi. Fakat kâinat bir tek noktaya çöküp tek bir galaksi haline de gelmedi; milyarlarca galaksi odağı yaratıldı. Pekiyi ne oldu da kâinat öylece gaz bulutu halinde bekledi? Veya neden tek bir noktaya çökmedi?

Kozmoloji yıllarca bu soruyu kendine sorarken, 1973 yılında teorik fizikçi karadelik uzmanı Roger Penrose, "Başlangıç Tekliği ve Tekilliği" olmak üzere ilk yaratılış gücünü hesaplamaya çalıştı. Bu Büyük Patlama sonucunda oluşan bir protondan daha küçük mini noktacıklara rastlandı. Bunlar bir karadelik gibi yıldızların çökmesi sonucu değil, ilk yaratılış esnasında yaratılmışlardı. Bu kara noktalar, bir atomdan bile daha küçük olmalarına rağmen bir karadelik gibi davranıp önlerine çıkan şeyleri yutarlar. Fakat geride iz bıraktıkları anlaşılmıştır.

Hidrojen ve helyum bulutları bu müthiş çekim odakları etrafında toplanmış ve milyarlarca galaksinin çekirdeği böylece oluşmuş gibi gözüküyordu. Bitişik halde bir kozmik çorbadan, gaz bulutundan ibaret bir noktadan evren açılıyor, şekillenmeye başlıyordu. Kâinat şekillenirken ona bu şekli ve simayı veren bu büyük dönüşümü Kur'ân da haber veriyordu: "O inkâr edenler görmüyorlar mı ki, (başlangıçta) göklerle yer birbirine bitişikken, biz onları ayırdık ve her canlı şeyi sudan yarattık. Yine de onlar inanmayacaklar mı?” (Enbiya, 30)

Toz ve gaz bulutundan gök sistemlerine

Yıldızlar da canlılar gibi bebeklik, gençlik ve olgunluk çağından sonra nihayet yaşlanır ve sonunda ölüme gider. Galaksiler arasında "nebula" adı verilen gaz ve toz bulutları da bulunur ki, bunlar yıldızların hammaddelerini teşkil eder. Kendi galaksimiz olan Samanyolu'nda gaz ve tozlar, galaksi merkezinden dışarıya doğru uzanan spiral kollarda daha çok bulunur.

Uzayda "şok dalgaları" denen bir tesir, yıldızlar arası maddenin, büyük bulut ve küreler halinde bir araya gelmesine ve yoğunlaşmasına yol açar. Yıldızların ilk meydana gelişlerinde yoğunlaşan bulutlar, yer çekimine sebep olmayacak kadar ince yapıdadır. Bu yüzden de, gaz ve toz bulutlarının, nasıl olup da bir araya gelebildiği ve yoğunlaştığı henüz tam olarak izah edilmiş değildir.

Bir araya gelerek çöken ve yoğunlaşan bir bulut, milyonlarca yılı alan bir süreçte sıkıştıkça artan çarpışmalardan dolayı ısınmaya başlar. Bu çarpışmalar nihayette bulutun ateş alması ve ışıldamasıyla sonuçlanır. İlk önce kızıl ötesi ve radyo dalgaları gibi ışınlar saçılır.

Yıldız doğarken, gaz kütlesinin dış kısmı çok yavaş; merkez kısımları ise, hızlı bir şekilde çöker. Bulut yoğunlaştıkça, daha fazla ışık saçmaya, sonunda kendisini saran karanlık bir toz örtüsü içinde parıldamaya başlayacaktır. Merkezindeki sıcaklık 10 milyon dereceyi bulunca nükleer pota ateş alır. Yıldızın parlamaya başlamasıyla birlikte yeni doğan yıldızın etrafında bir disk oluşur. Bu diskin alt ve üstünde, zıt yönlerde dışarıya doğru çıkan kuvvetli sıcak gazların oluşturduğu kuvvetli rüzgârlar yeni doğan yıldızın görünmesini engelleyen orijinal gaz bulutunun çoğunu alıp götürür. Böylece yıldız, artık normal teleskopların görüntü alanına girmeye başlar. Yıldız ortaya çıktıktan ve belli bir yaşa ulaştıktan sonra merkezinde üretilen enerji, yıldızın daha fazla çökmesini engeller. Bu enerji, madde çöküşünü durdurmak için yeterli basıncı sağlamaya ve dışarı çıkmaya çalışır. Böylece yıldız artık denge haline ulaşır.

Normal teleskoplarla, yıldızlar arası gaz bulutlarında doğan yıldızları göremeyiz. Çünkü uzaydaki gazlar ve sigara dumanındaki tanecik boyutu mertebesindeki toz bulutları, buluttan geçen ışığı emer. Bu yüzden bulutları yıldız zemininde koyu silüetler olarak görürüz. Yıldızların doğuşu, ancak kızıl ötesi teleskoplarla incelenebilmektedir. Geliştirilmiş bir kızıl ötesi teleskop, ilk defa 1983'te yörüngeye oturtulan bir uyduya yerleştirilmişti. Bu teleskop, yıldızlar arası bulutların derinliklerinde saklı binlerce genç yıldızı belirledi.

Yoğunlaşan gaz bulutunun yıldız halini alabilmesi için belirli bir büyüklükte olması gerekir. Şayet bir araya gelen gaz bulutları yeterince büyük değilse, farklı bir oluşumla karşılaşırız. Bu defa bir yıldız değil, gezegenin doğuşuna şahit oluruz. İşte yıldız ve çevresindeki gezegenler sisteminin teşekkülü böyle cereyan etmektedir: Bir yandan yıldızlar oluşurken, diğer yandan da onların çevrelerindeki daha küçük gaz bulutları gezegenleri meydana getirmektedir.

Güneş'imiz de tipik bir yıldız olup, henüz oldukça genç sayılır ve küçük yıldızlar grubuna girer. Fezada Güneş'in onda biri büyüklüğünde yıldızlara rastlanabildiği gibi yüz katı büyüklükte yıldızlar da bulunur. Yıldızlar, Güneş'e göre mukayese edildiğinde, alt uçta Güneş'ten daha sönük ve yüzey sıcaklığı 3.000 oC olan yıldızlar, ortada Güneş benzeri, yüzey sıcaklığı 6.000 oC olan yıldızlar, üst uçta ise 30.000 oC'ye ve daha yüksek yüzey sıcaklığına sahip çok büyük kütleli yıldızlar yer alır.

Kütlesi büyük olan yıldızlar, sanılanın aksine daha kısa ömürlüdür. Çünkü, bu yıldızların merkezleri daha yoğun ve daha sıcak olduğuna göre nükleer reaksiyon da o nispette şiddetlidir. Bu yüzden bunlar daha parlak bir yüzeye sahiptir. Büyük kütleli bir yıldız, nükleer yakıtını hızlı kullandığına göre yakıtın (hidrojen) daha çabuk tüketecek demektir. Kütlesi az olan bir yıldız ise, çok az bir yakıta sahip olmasına rağmen, bunu azar azar kullanır ve daha uzun bir ömür sürer.

Bir gazın basıncıyla sıcaklığı arasında basit bir münasebet olduğunu biliriz. Kapalı bir kaptaki gazı ısıttığımızda basıncı artacak, sıcaklığı düşürdüğümüzde ise, basıncı da düşecektir. İşte yıldızın merkezinde milyonlarca derece sıcaklığı düşünürsek içinde ne büyük bir basınç bulunduğu tahmin edebiliriz. Buradaki sıcaklığın nükleer tepkimelerle üretildiğini biliyoruz. Her yıldız, içindeki elementlerin atomlarını birbirine yaklaştırıp sıkıştıracak bir çekim kuvvetinin tesiri altındadır. Yıldızın kütlesi büyüdükçe çekim kuvveti de artar. Dışarıdan içeriye doğru olan bu kuvvet, içeriden dışarıya doğru olan bir nükleer patlamanın kuvveti ile dengede tutulur. Yıldıza hayatiyet ve ömrünün devamını sağlayan en önemli reaksiyon, füzyon (çekirdek kaynaşması) süreciyle hidrojenin helyuma dönüşmesidir. Ama er veya geç yakıt azalır ve reaktör teklemeye başlar. Bu durumda, basınç desteği tehlikeye girer ve yıldız kütle çekimine karşı vermekte olduğu uzun savaşı kaybetmeye başlar.

Yıldızlar, yakıtlarını tükettikçe kütleleriyle orantılı değişik "ölümlere" maruz kalır. 1,44 sayısı Güneş'in kütlesiyle orantılı olup, "Güneş'in kütlesinin 1,44 katından küçük olanlar sonunda beyaz ve siyah cüce; üstünde olanlar ise süpernova, nötron yıldızı ve daha sonra da bir karadelik haline gelir. Eğer yıldızın kütlesi, Güneş'in kütlesinin 1,44 katından büyükse, böyle büyük yıldızlar cüce olarak kalmaz. İç sıcaklıkları ve yoğunlukları daha da yükselir, demir, nikel, krom, kobalt haline gelmiş olan yakıt artık yanamaz. Sıcaklık ve basınç elektron ve protonları birbirine yapıştırarak nötron haline getirir. Demir çekirdek 100 km çapında bir top halindedir. Ve yıldız, kritik bir sıcaklıkta bir milyar katı bir ışık çıkararak patlar. Bu bir süpernova patlamasıdır. Patlamayla birlikte etrafa korkunç bir şok dalgası ve nötrino akışı başlar. Patlayan malzeme gaz bulutları halinde uzaya dağıtılır.

Süpernova olayı ve Dünya

Bizler maddî vücudumuz itibariyle bir zamanlar bir yıldızın parçasıydık esasen. Muhtemelen bu, Güneş'imizden çok daha büyük bir yıldızdı ve kâinatın yaratılış anından hemen sonra, yani ilk birkaç yüz bin sene içinde meydana gelmişti.

O sıralarda kâinat hemen tamamen hidrojenden ibaretti. Güneş sisteminin ve bizim bir parçası olduğumuz Dünya da bu element üzerine kuruldu. Her şeye hidrojen analık etmiş ve kâinatta maddî ne varsa her şey bu basit hidrojen atomundan çıkarılmıştı. Sonra, milyarlarca yıl boyunca nükleer fırında hidrojen işlenip helyum haline getirildi. Böylece bir ömür geride kaldı. Depodaki yakıt tükenmeye başlayınca, ecel ufukta görünmüştü. Önce kasılmalar başladı. Fırın söner gibi olunca dev yıldızın kütlesi çöktü. Çöküşle artan basınç yeni nükleer reaksiyonları başlattı. Böylece karbondan demire kadar bir dizi element vücuda geldi.

Nihayet "süpernova" adı verilen müthiş bir patlamayla yıldız son nefesini verdi. Milyarlarca yıl süren bir ömür, birkaç saniye içinde böylece sona erdi. Yıldızın çekirdeğindeki atom parçacıkları sadece birkaç saniye içinde eriyip nötrona dönüşüvermiş, yüzeye yakın kısımlar ise, saniyede on milyon kilometre hızla uzaya saçılmıştı. Milyarlarca derece sıcaklığın üretildiği ve bir milyar güneşin parlaklığına erişildiği müthiş bir andı. Aynı zamanda, demirden daha ağır elementler de bu esnada yaratılmıştı.

Süpernova yıldız için ölüm anlamına gelir. Serbest bırakılan dev enerji yıldızın dı...
[Bu mesajın devamını görebilmek için kayıt olun ya da giriş yapın