İçeriğe atla

Kütleçekimsel dalga astronomisi

İki büyük nesnenin birbiri etrafında dönerek oluşturduğu çift yıldız kütleçekimsel dalga astronomisinin önemli bir örneğidir. Sistem döndükçe kütleçekimsel ışımayı emer, bu enerji ve momentumu dışarı taşır ve bu da yörüngenin küçülmesine sebep olur.[1][2] Yukarıda eLISA gibi uzay detektörleri için önemli bir kaynak olan çift beyaz cüce yıldız sistemi gösterilmiştir. Beyaz cücelerden muhtemel birleştirici, üçüncü panelde temsil edilmiş süpernovaya sebep olabilir

Kütleçekimsel dalga astronomisi, gözlemsel astronominin, nötron yıldızları ve kara delikler gibi nesneler ve süpernova ve büyük patlamadan hemen sonraki evrenin işleyişi hakkında gözlemsel veri toplamak için kütleçekimsel dalgayı (Einstein tarafından genel görelilikte tahmin edilen uzayzamanın dakika sapmaları) kullanan, yeni geliştirilen bir dalıdır.

Kütleçekimsel dalgaların görelilik teorisine dayalı sağlam teorik temeli vardır. İlk defa 1916'da Einstein tarafından öngörülmüştür; genel göreliliğin özel bir sonucu olmasına rağmen, özel göreliliğe uyan kütleçekiminin bütün teorilerinin genel özelliğidir.[3] Kütleçekimsel dalgaların varlığına dair ilk dolaylı gözlemsel kanıtlar 1974'te Hulse-Taylor çift pulsarı ölçümlerinde bulundu ve kütleçekimsel dalgalardan tam beklenildiği yörüngede hareket etmişlerdir.[4] Richard Hulse ve Joseph Taylor 1993'te bu keşiften dolayı Nobel Fzik ödülüne layık görüldüler.[5] Sonrasında, kütleçekimsel dalga tahminlerine uyan birçok çift pulsar gözlemlendi.[6] Bu gözlemler kütleçekimsel dalga yayılımının etkisini göstermiştir ama kütse çekimsel dalgaların kendisini ölçmemize izin vermemişlerdir.

Büyük patlamadan 10−36 saniye sonra evrenin hızla genişlemesi hipotezi olan Kozmik enflasyon kütleçekimsel dalgalara sebep olur; polarizasyonda ve kozmik mikrodalga arka plan ışımasında karakteristik izler bırakır.[7][8] Mikrodalga ışımasındaki modellerin ölçümlerinden ilkel kütleçekimsel dalgaların özelliklerini hesaplamak mümkündür ve erken evren hakkında bilgi edinilebilir. Yine de kütleçekimsel dalgalar doğrudan tespit edilemez, ama var oldukları diğer astronomik tekniklerle anlaşılabilir.

Kütleçekimsel dalgaların doğrudan tespitini yapmayı uman birçok güncel bilimsel birlik vardır. Yer tabanlı detektörlerin dünya çapında ağları vardır ve bunlar aşağıdakiler dahil kilometrelerce lazer girişimölçerleridir: Kütle Çekimsel  Dalga Lazer Girişimölçeri Rasathanesi(LIGO), MIT, Caltech ve LIGO Bilimsel Birliği bilimadamları ve Livingston, Louisiana ve Hanford, Washington'daki detektörler ile ortak proje; Virgo, Avrupa Kütle Çekim Rasathanesi, Cascina, İtalya; GEO 600 Sarstedt, Almanya, ve Kamioka Kütle Çekimsel Dalga Detektörü (KAGRA),  Tokyo üniversitesi Kamioka Rasathanesi, Japonya. LIGO ve Virgo gelişmiş ayarlarla geliştirildi, Geliştirilmiş LIGO 2015'te gözlemlerine başladı ve Geliştirilmiş Virgo'nun da 2016'da başlayaması bekleniyor. Daha da gelişmiş olan KAGRA ise 2018'de tamamlamış olacak. GEO 600 güncel olarak hazır, lakin hassaslığından dolayı gözlem yapamaz durumda; ana görevi teknolojiyi denemek. 2020'nın sonuna kadar yer tabanlı detektörlerin ilk tespiti yapmaları umuluyor.

Tespit için kullanılan alternatif araç ise pulsar zamanlama dizileridir(PTAs). Avrupa Pulsar Zamanlama Dizisi (EPTA), Kuzey Amerika Nanohertz Kütle Çekimsel Dalga Rasathanesi (NANOGrav) ve Uluslararası Pulsar Zamanlama Dizisi ile ortaklaşa çalışan Parkes Pulsar Zamanlama Dizisi (PPTA) olmak üzere üç konsorsiyum vardır. Bunlar mevcut radyo teleskoplarının kullanmaktaydı, lakin bu teleskoplar nanohertz düzeyindeki frekanslara duyarlı olduğundan için, bunca yıllık gözlemlerin sinyal tespit etmesi gerekiyordu ve detektör hassaslığı gitgide gelişti. Şu anki sınırlar astrofiziksel kaynakların beklentilerine yaklaşmaktadır.[9]

İleriki gelecekte,uzay tabanlı detektörler olması mümkündür. Avrupa Uzay Ajansı kütleçekimsel dalga görevini L3 görevi olarak 2034'te başlayacağını belirledi ve güncel anlayış gelişmiş Lazer Girişimölçer Uzay Antenidir (eLISA).[10] Ayrıca Japon Deci-hertz Kütle Çekimsel Dalga Lazer Girişimölçeri Rasathanesi de gelişmektedir (DECIGO).

Bilim potansiyeli

Astronomi karakteristik olarak elektromanyetik radyasyona dayanmaktadır. Astronomi görünür-ışık astronomisiyle ve çıplak gözle görülebilenlerle başlamıştır. Teknoloji geliştikçe elektromanyetik tayfın radyo ve gama gibi diğer parçaları da gözlemlenmeye elverişli hale geldi.[11] 20. yüzyılın sonlarında, nötrino astronomisi alanında güneşsel nötrino bulunmasıyla,eski bir görünmez fenomen olan Güneş'in içsel işleyişi konusunu aydınlattı.[12][13] Kütleçekimsel dalgaların bulunması astrofiziksel gözlem yapmak için yeni araçlar yapılmasını sağlayacak.

Kütleçekimsel dalga detektörlerinden ayrılma gürültü eğrileri frekans fonksiyonlarıdır. Çok düşük frekanslardaki pulsar zamanlama dizileri, Avrupa Pulsar Zamanlama Dizisi (EPTA) gelecek Uluslararası Pulsar Zamanlama Dizisi(IPTA); düşük frekanslarda uzay detektörleri, önceden önerilen Lazer Girişimölçer Uzay Anteni (LISA) ve güncel olarak önerilen gelişmiş Lazer Girişimölçer Uzay Anteni (eLISA) ve yüksek frekanslarda yer tabanlı detektörler, başta Kütle Çekimsel Dalga Lazer Girişimölçeri Rasathanesi (LIGO) vee geliştirilmiş hali (aLIGO). Potansiyel astrofiziksel kaynakların karakteristik izleri gösterilmiştir. Karakteristik iz sinyallerinin fark edilebilmesi için gürülte eğrisinin üzerinde olması gerekir.[14]

Kütleçekimsel dalgalar, diğer araçlar tarafından kullanılan tamamlayıcı bilgiler sağlar. Tek bir olayın farklı araçlarla yapılan gözlemlerini birleştirerek, kaynağın özelliklerini tam olarak anlayabiliriz. Bu çoklu haberci astronomisi olarak bilinir. Kütleçekimsel dalgalar diğer araçlarla gözlemlenemeyen (ya da fark edilmesi neredeyse imkânsız) sistemleri de gözlemlemek için kullanılabilir örneğin, kara delikleri özelliklerini ölçmede eşsiz bir yöntem sağlamaktalar.

Kütleçekimsel dalgalar birçok sistem tarafından yayılır, lakin algılanabilir sinyal yaratması için kaynak son derece büyük kütleye sahip olmalı ve neredeyse ışık hızında hareket etmeli. Ana kaynak çift sıkışık yıldızlardır. Diğer örnek sistemler:

  • Birbiri etrafında dönen iki yakın yıldızsal kütleye sahip sıkışık çift nesneleri, örneğin beyaz cüceler, nötron yıldızları, kara delikler. Daha geniş çiftler daha düşük yörüngesel frekansta hareket ederler ve LISA gibi detektörlere kaynak oluştururlar.[15][16] Yakın çiftler LIGO gibi yer tabanlı detektörler için sinyal üretirler.[17] Yer tabanlı detektörler orta seviye kütleli kara delik ya da birkaç yüz güneş kütlesine sahibi barındıran çiftleri fark edebilir.[18][19]
  • Çok büyük kütleli kara delik çiftleri, 105–109 güneş kütlesine sahip iki kara delik içerir. Çok büyük kütleli kara delikler galaksilerin merkezlerinde bulunur. Galaksiler birleşince, merkezi çok kütleli kara delikler de birleşebilir.[20] Bunlar muhtemelen en gürültülü kütleçekimsel dalga sinyalleridir. En büyük kütleli çiftler PTAs kaynaklarıdır.[21] En az kütleli (milyon güneş kütleli) kara delikler uzay detektörleri olan LISA benzeri detektörlere kaynak ouşturur.[22]
  • Yıldız kütleli sıkışmış nesnenin büyük kütle oranlı sistemleri büyük kütleli kara delik etrafında yörüngelenir. Bunlar LISA gibi detektörlere kaynaklık yaparlar.[22] Yüksek eksantrikliği sahip yörüngeler en yakın noktadan geçerken kütleçekimsel radyasyon patlaması üretirler;[23] sarmallarının sonlarına yönelmeleri beklenilen, yakın çembersel yörüngeleri olan sistemler, sürekli olarak LISA'nın frekans bandında yayılırlar.[24] Büyük kütle oranlı sarmallar birçok yörünge üzerinde gözlemlenebilir. Bu onları genel görelilik hassasiyetini test etmeye imkân verdiği için, uzayzaman  geometrisi arka planı için mükemmel bir inceleme fırsatı halene getirir.
  • [25]

Çiftlere ek olarak başka potansiyel kaynaklar da vardır:

  • Süpernova LIGO ya da Virgo tarafından fark edilebilecek kütleçekimsel yüksek frekanslı patlamalar üretir.[26]
  • Eksenel asimetrisi olan ve yörüngede dönen nötron yıldızları devamlı yüksek frekanslı dalga kaynağıdır.[27][28]
  • Erken evren enflasyon ya da hal değişimi olarak işler.[29]
  • Kozmik sicim var olsa, o da kütleçekimsel radyasyon yayar.[30] Bu tip kütleçekimsel dalgaların keşfi kozmik sicimin varlığını ispatlar.

Daha hiç kütleçekimsel dalga bulunamamış olması, daha başka kaynaklar da olabileceğini düşündürür.

Kütleçekimsel dalgalar madde ile sadece zayıf etkileşim kurarlar. Bu sebepten dolayın onları fark etmesi zordur. Yani evren boyunca serbest dolaşabilirler ve elektromanyetik radyasyon gibi dağılmazlar ya da absorbe edilmezler. Yine bu sebepten süpernova ya da galaksi merkezi gibi yoğun bir sistemin merkezinden bile görünürler. Elektromanyetik radyasyonun aksine zamanda geçmiştekileri de görünebilirler, çünkü erken Evren yeniden birleşme evresindeyken opaktı ama kütleçekimsel dalgalara karşı saydamdı.

Kütleçekimsel dalgaların evren boyunca serbest dolaşma yeteneğinden dolayı kütleçekimsel dalga detektörleri teleskopların aksine tek bir görüş alanını değil bütün gökyüzünü gözlemlerler. Detektörler bazı yönlerde diğerlerine göre daha hassastır ve bu da detektör ağına sahip olmanın en faydalı tarafıdır.[31]

Gelişim

 LIGO Hanford Kontrol Odası

2015'ten itibaren, kütleçekimsle dalgalar sadece dolaylı olarak saptandı ve kütleçekimsel dalga astronomisi gözlemsel sonuç eksikliği yaşıyor.Yine de, kütleçekimsel dalga astronomisini ayakta tutmak için birçok kütleçekimsel dalga detektörü üretiliyor. Yeni bir araştırma alanı olarak - hala gelişmekte -,yine de 21. yüzyılın çoklu-mesaj astronomisinin kurulmuş bir bileşen olacağına dair astrofizik camiasında fikir birliği oluşmuş bile.[kaynak belirt]

Kütleçekimsel dalga saptamak, elektromanyetik tayf gözlemlerini tamamlayacağını vadediyor.[32][33] Bu dalgalar ayrıca elektromanyetik dalgaları gözlemleyerek elde edemeyeceğimiz verimli bilgileri sunacağını vadediyor. Elektromanyetik dalgalar absorbe edilip tekrar saçılabilirler ve bu da kaynak zorluğu hakkında fikir yürütmeyi zorlaştırıyor. Kütleçekimsel dalgalar maddeyle sadece zayıf etkileşim kurarlar, yani saçılmazlar ve emilmezler. Bu astronomların süpernova merkezlerini, bulutsuları ve hatta çarpışan galaktik çekirdekleri yeni yollardan görmelerini sağlayabilir.

Yer tabanlı detektörlerden sarmal faz, yıldız kaynaklı kara delikler çiftinin birleşmesi, bir kara delik ve nötron yıldızı barındıran çiftler (gama-ışın patlamasında aday mekanizma) hakkında yeni bilgiler sunması beklenmektedir. Ayrıca merkezi çökmüş süpernovalardan ve küçük bozulmaları olan pulsarlar gibi periyodik kaynaklardan sinyal yakalayabilirler. Eğer hal değişiminin belli çeşitlerinde veya çok erken evrende (kozmik zamanda 10−25 'nci saniyede) uzun kozmik sicimden patlama dolaşımı hakkındaki kurgular doğruysa bunlarda yakalanabilir.[34] LISA gibi uzay merkezli detektörler iki beyaz cüce barındıran çiftleri ve  AM CVn yıldızını(çift eşinden madde çekerek büyüyen beyaz cüce , düşük kütleli helyum yıldızı) fark etmesi ve de dev kara deliklerin birleşmesini ve küçük nesnelerin (bir ve bin arası güneş kütleliler) sarmallarının kara deliklere çekilmesini gözlemlemesi gerekir. LISA aynı zamanda yer tabanlı detektörler gibi erken evrenden gelen aynı kaynakları da dinleyebilir,lakin çok düşük frekansta ve çok yükseltilmiş hassaslıkla.[35]

Yayılan kütleçekimsle dalgaları belirlemeye çalışmak çok zor bir uğraştır. Bunun için üstün sabitlikte yüksek kalite lazerlere ve en az 2·10−22 Hz-1/2 arası hassaslığa ayarlı, GEO-600 gibiyer tabanlı detektörler gerekir.[36] Ayrıca süpernova patlamaları gibi büyük astronomik olaylardan sonra bile, bu dalgaların titreşimleri atomik çap kadar küçülebilir.[37] Yer tabanlı ve uzay merkezli tespit sistemlerinin yüksek hassasiyeti bu güvenilmez dalgaları yakalamalı.

Kaynakça

  1. ^ Peters, P.; Mathews, J. (1963).
  2. ^ Peters, P. (1964).
  3. ^ Schutz, Bernard F. (1984).
  4. ^ Hulse, R. A.; Taylor, J. H. (1975).
  5. ^ "The Nobel Prize in Physics 1993" 14 Ekim 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..
  6. ^ Stairs, Ingrid H. (2003).
  7. ^ Hu, Wayne; White, Martin (1997).
  8. ^ Kamionkowski, Marc; Stebbins, Albert; Stebbins, Albert (1997).
  9. ^ Sesana, A. (22 May 2013).
  10. ^ "ESA's new vision to study the invisible universe" 14 Ekim 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..
  11. ^ Longair, Malcolm (2012).
  12. ^ Bahcall, John N. (1989).
  13. ^ Bahcall, John (9 June 2000).
  14. ^ Moore, Christopher; Cole, Robert; Berry, Christopher (19 July 2013).
  15. ^ Nelemans, Gijs (7 May 2009).
  16. ^ Stroeer, A; Vecchio, A (7 October 2006).
  17. ^ Abadie, J; Abbott, R.; Abernathy, M.; Accadia, T.; Acernese, F.; Adams, C.; Adhikari, R.; Ajith, P.; Allen, B.; Allen, G.; Amador Ceron, E.; Amin, R. S.; Anderson, S. B.; Anderson, W. G.; Antonucci, F.; Aoudia, S.; Arain, M. A.; Araya, M.; Aronsson, M.; Arun, K. G.; Aso, Y.; Aston, S.; Astone, P.; Atkinson, D. E.; Aufmuth, P.; Aulbert, C.; Babak, S.; Baker, P.; et al. (7 September 2010).
  18. ^ "Measuring Intermediate-Mass Black-Hole Binaries with Advanced Gravitational Wave Detectors" 6 Eylül 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..
  19. ^ "Observing the invisible collisions of intermediate mass black holes" 12 Şubat 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..
  20. ^ Volonteri, Marta; Haardt, Francesco; Madau, Piero (10 January 2003).
  21. ^ Sesana, A.; Vecchio, A.; Colacino, C. N. (11 October 2008).
  22. ^ a b Amaro-Seoane, Pau; Aoudia, Sofiane; Babak, Stanislav; Binétruy, Pierre; Berti, Emanuele; Bohé, Alejandro; Caprini, Chiara; Colpi, Monica; Cornish, Neil J; Danzmann, Karsten; Dufaux, Jean-François; Gair, Jonathan; Jennrich, Oliver; Jetzer, Philippe; Klein, Antoine; Lang, Ryan N; Lobo, Alberto; Littenberg, Tyson; McWilliams, Sean T; Nelemans, Gijs; Petiteau, Antoine; Porter, Edward K; Schutz, Bernard F; Sesana, Alberto; Stebbins, Robin; Sumner, Tim; Vallisneri, Michele; Vitale, Stefano; Volonteri, Marta; Ward, Henry; Babak, Stanislav; Binétruy, Pierre; Berti, Emanuele; Bohé, Alejandro; Caprini, Chiara; Colpi, Monica; Cornish, Neil J.; Danzmann, Karsten; Dufaux, Jean-François; Gair, Jonathan; Jennrich, Oliver; Jetzer, Philippe; Klein, Antoine; Lang, Ryan N.; Lobo, Alberto; Littenberg, Tyson; McWilliams, Sean T.; Nelemans, Gijs; Petiteau, Antoine; Porter, Edward K.; Schutz, Bernard F.; Sesana, Alberto; Stebbins, Robin; Sumner, Tim; Vallisneri, Michele; Vitale, Stefano; Volonteri, Marta; Ward, Henry (21 June 2012).
  23. ^ Berry, C. P. L.; Gair, J. R. (12 December 2012).
  24. ^ Amaro-Seoane, Pau; Gair, Jonathan R; Freitag, Marc; Miller, M Coleman; Mandel, Ilya; Cutler, Curt J; Babak, Stanislav (7 September 2007).
  25. ^ Gair, Jonathan; Vallisneri, Michele; Larson, Shane L.; Baker, John G. (2013).
  26. ^ Kotake, Kei; Sato, Katsuhiko; Takahashi, Keitaro (1 April 2006).
  27. ^ Abbott, B.; Adhikari, R.; Agresti, J.; Ajith, P.; Allen, B.; Amin, R.; Anderson, S.; Anderson, W.; Arain, M.; Araya, M.; Armandula, H.; Ashley, M.; Aston, S; Aufmuth, P.; Aulbert, C.; Babak, S.; Ballmer, S.; Bantilan, H.; Barish, B.; Barker, C.; Barker, D.; Barr, B.; Barriga, P.; Barton, M.; Bayer, K.; Belczynski, K.; Berukoff, S.; Betzwieser, J.; et al. (2007).
  28. ^ "Searching for the youngest neutron stars in the galaxy" 12 Şubat 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..
  29. ^ Binétruy, Pierre; Bohé, Alejandro; Caprini, Chiara; Dufaux, Jean-François (13 June 2012).
  30. ^ Damour, Thibault; Vilenkin, Alexander (2005).
  31. ^ Schutz, Bernard F (21 June 2011).
  32. ^ Price, Larry (September 2015).
  33. ^ "PLANNING FOR A BRIGHT TOMORROW: PROSPECTS FOR GRAVITATIONAL-WAVE ASTRONOMY WITH ADVANCED LIGO AND ADVANCED VIRGO" 26 Aralık 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..
  34. ^ See Cutler & Thorne 2002, sec. 2.
  35. ^ See Cutler & Thorne 2002, sec. 3.
  36. ^ See Seifert F., et al. 2006, sec. 5.
  37. ^ See Golm & Potsdam 2013, sec. 4.

Konuyla ilgili yayınlar

Dış bağlantılar

İlgili Araştırma Makaleleri

Kütleçekim ya da çekim kuvveti, kütleli her şeyin gezegenler, yıldızlar ve galaksiler de dahil olmak üzere birbirine doğru hareket ettiği doğal bir fenomendir. Enerji ve kütle eşdeğer olduğu için ışık da dahil olmak üzere her türlü enerji kütleçekime neden olur ve onun etkisi altındadır.

<span class="mw-page-title-main">Gözlemsel astronomi</span>

Gözlemsel astronomi astronomi bilimlerinin, teorik astrofizikten farklı olarak veri almayla ilgilenen bir dalıdır. Ana olarak fiziksel modellerin ölçülebilir içeriklerini bulmaya dayanır. Uygulama olarak, Teleskop ve diğer astronomi araç gereçleri kullanılarak gökcisimlerinin gözlenmesidir.

<span class="mw-page-title-main">Karanlık madde</span> evrenin %23 kadarını oluşturan gizemli bir madde türü

Karanlık madde, astrofizikte, elektromanyetik dalgalarla etkileşime girmeyen, varlığı yalnız diğer maddeler üzerindeki kütleçekimsel etkisi ile belirlenebilen varsayımsal maddelere denir. Karanlık maddelerin varlığını belirlemek için gök adaların döngüsel hızlarından, gök adaların diğer gök adalar içerisindeki yörüngesel hızlarından, geri planda yer alan maddelere uyguladığı kütleçekimsel mercekleme özelliğinden ve gök adaların içerisindeki sıcak gazların sıcaklık dağılımından yararlanılır. İncelemeler, gök adalarda, gök ada gruplarında ve Evren'de, görülebilen maddelerden çok daha fazla karanlık madde olduğunu göstermektedir. Karanlık maddelerin bileşenleri tamamen bilinmemekle birlikte, WIMP'ler, aksiyonlar, sıradan ve ağır nötrinolar, gezegenler ve sönmüş yıldızlarla birlikte verilen isim MACHO'lar ile ışıma yapmayan gaz bulutlarından oluşur.

<span class="mw-page-title-main">Kara delik</span> çekim alanı her türlü maddesel oluşumun ve ışınımın kendisinden kaçmasına izin vermeyecek derecede güçlü olan, genellikle yüksek kütleli gök cismi

Kara delik; astrofizikte, çekim alanı her türlü maddesel oluşumun ve ışınımın kendisinden kaçmasına izin vermeyecek derecede güçlü olan, büyük kütleli bir gök cismidir. Kara delik, uzayda belirli nitelikteki maddenin bir noktaya toplanması ile meydana gelen bir nesnedir de denilebilir. Bu tür nesneler ışık yaymadıklarından kara olarak nitelenirler. Kara deliklerin "tekillik"leri nedeniyle, üç boyutlu olmadıkları, sıfır hacimli oldukları kabul edilir. Kara deliklerin içinde ise zamanın yavaş aktığı veya akmadığı tahmin edilmektedir. Kara delikler Einstein'ın genel görelilik kuramıyla tanımlanmışlardır. Doğrudan gözlemlenememekle birlikte, çeşitli dalga boylarını kullanan dolaylı gözlem teknikleri sayesinde keşfedilmişlerdir. Bu teknikler aynı zamanda çevrelerinde sürüklenen oluşumların da incelenme olanağını sağlamıştır. Örneğin, bir kara deliğin potansiyel kuyusunun çok derin olması nedeniyle yakın çevresinde oluşacak yığılma diskinin üzerine düşen maddeler diskin çok yüksek sıcaklıklara erişmesine neden olacak, bu da diskin yayılan x-ışınları sayesinde saptanmasını sağlayacaktır. Günümüzde, kara deliklerin varlığı, ilgili bilimsel topluluğun hemen hemen tüm bireyleri tarafından onaylanarak kesinlik kazanmış durumdadır.

<span class="mw-page-title-main">Kırmızıya kayma</span>

Fizik ve astronomide kırmızıya kayma diye tanımlanan fenomen, bir cisimden yayılan ışımanın dalga boyunun artmasıdır. Görülebilen ışık için bu ışığın renginin elektromanyetik tayfın kırmızı yöne doğru kaymasıdır. Tersine dalga uzunluğunun azalması, maviye kayma olarak bilinir. Kâinat'ta gözlenen galaksilerden gelen ışığın birkaç istisnaî durum dışında tayfın hep kırmızı bölgesine kaydığı gözlenir. Edwin Hubble, bu gözlemin sonucunda Kâinat'ın yönden bağımsız olarak genişlediğini söylemiştir.

<span class="mw-page-title-main">Kuasar</span> Gazca zengin, çok yüksek enerjili astronomik cisim

Kuasar, kütlesi milyonlarca ila on milyarlarca güneş kütlesi arasında değişen, bir gaz diski ile çevrili bir süper kütleli kara delik tarafından desteklenen son derece parlak bir aktif galaksi çekirdeğidir (AGN). Kara deliğe doğru düşen diskteki gaz sürtünme nedeniyle ısınır ve elektromanyetik radyasyon şeklinde enerji açığa çıkarır. Kuasarların ışıma enerjisi muazzamdır; en güçlü kuasarlar, Samanyolu gibi bir galaksiden binlerce kat daha fazla parlaklığa sahiptir.

<span class="mw-page-title-main">Kip Thorne</span> Amerikalı fizikçi

Kip Stephen Thorne, astrofiziğe ve yer çekimi fiziğine katkılarıyla tanınan Amerikalı teorik fizikçi. Uzun süre Stephen Hawking ve Carl Sagan ile beraber çalışmıştır. 2009'a kadar Kaliforniya Teknoloji Enstitüsü'nde teorik fizik “Feynman” profesörü olarak çalıştı Albert Einstein'ın genel görelilik kuramının astrofiziksel olarak uygulanması konusunda dünyanın önde gelen uzmanlarındandır. Günümüzde araştırmalarına devam etmektedir ve aynı zamanda 2014' te yayınlanan Yıldızlararası filminin bilimsel danışmanıdır.

Yıldız evrimi bir yıldızın yaşamı boyunca maruz kaldığı radikal değişikliklerin bir sürecidir. Yıldız'ın kütlesine bağlı olarak bu yaşam süresi, birkaç milyon yıldan, trilyonlarca yıla ulaşabilir, evrenin yaşı göz önüne alındığında bu çok fazladır.

Büyük kütleli sıkı halo cisimleri veya MACHO (ing-Massive compact halo object), gökada halesindeki baryon kökenli karanlık maddenin en ciddi adayı.

<span class="mw-page-title-main">Kütleçekimsel dalga</span>

Kütleçekimsel dalga veya kütleçekim dalgası (KÇD), fizikte uzayzaman eğriliğinde oluşan kırışıklık olup kaynağından dışarıya doğru bir dalga olarak yayılır. Albert Einstein tarafından 1915'te varlığı öngörülen bu dalgalar, Genel Relativite Teorisi'ne dayanarak kütleçekimsel ışıma şeklinde enerji naklederler. Tespit edilebilir kütleçekimsel dalga kaynakları, beyaz cüce, nötron yıldızı veya kara delik içeren çift yıldız sistemleri olabilir. Kütleçekimsel dalgaların varlığı, kendisiyle fiziksel etkileşimlerin yayılma hızını sınırlama kavramını getiren ve genel relativite ile ilgili Lorentz değişmezliğinin muhtemel bir sonucudur. Bu dalgaların, etkileşim hızını sonsuz olarak kabul eden Newton'un Çekim Teorisi'nde varlığı mümkün değildir.

<span class="mw-page-title-main">Ekstragalaktik astronomi</span>

Ekstragalaktik astronomi, Samanyolu gökadasının dışındaki cisimlerle ilgilenen bir astronomi dalıdır. Başka bir deyişle, galaktik astronomi tarafından kapsanmayan tüm astronomik cisimlerin incelenmesidir.

Genel görelilik fiziğinde, eşdeğerlik ilkesi, kütleçekimsel kütle ve eylemsiz kütle arasındaki eşdeğerlikle ilgilenen çeşitli kavramlardan biridir. Einstein'in gözlemlerine göre büyük kütleli bir cismin üzerinde durulduğunda hissedilen kütleçekimsel kuvvet, eylemsiz olmayan (ivmeli) referans çerçevesindeki bir gözlemcinin hissettiği uydurma kuvvetle aynıdır.

Egzotik yıldız, elektron, proton, nötron ya da müonlardan farklı parçacıklardan oluşan ve kütleçekimsel çökmeye karşı yozluk basıncı ve diğer kuantum özellikleri sayesinde karşı gelebilen kuramsal bir sıkışık yıldızdır. Kuarklardan oluşan kuark yıldızları, belki de yukarı, aşağı ve garip kuarkların yoğuşmasından oluşmuş garip maddeden oluşan garip yıldızlar ve muhtemelen, eğer kuark alt parçacıklara ayrışabilirse onların yapıtaşlarını oluşturacak olan kuramsal preonlardan oluşan preon yıldızlarını içerir.

<span class="mw-page-title-main">X ışını ikilisi</span>

X-ışını ikilileri, X-ışınlarında aydınlık olan ikili yıldızların bir sınıfıdır. X-ışınları bir maddenin verici denilen (genellikle normal bir yıldızın) bir bileşeninden bir beyaz cücenin, nötron yıldızının ya da kara deliğin sıkıştırılmasından oluşan kütle alıcı denilen diğer bileşenine düşmesiyle üretilir. Birbirlerini çeken madde X-ışınları gibi, geriye kalan kütlesinin birkaç ondalığı kadar, yerçekimi potansiyel enerjisini serbest bırakır. (Hidrojen füzyon, geriye kalan kütlenin sadece yüzde 0.7sini serbest bırakır.) Tipik sabit düşük kütleli bir X-ışını ikilisinden saniyede tahmini 1041 pozitron kaçmaktadır.

Başlangıç kara delikleri, büyük bir yıldızın kütle çekimsel çöküşünden oluşan kara delikler değil; evrenin başlangıçtaki genişlemesi esnasında aşırı yoğun bir maddeden oluşmuş olan varsayımsal kara deliklerdir. Büyük Patlama Modeli'ne göre, Büyük Patlamanın ilk anlarında basınç ve sıcaklık aşırı derece yüksekti. Bu şartlar altında, maddenin yoğunluğundaki küçük dalgalanmalar yerel bölgelerde kara delik yaratacak kadar yoğunlaşmıştır. Buna rağmen,yoğunluğu fazla olan bölgeler evrenin genişlemesi nedeniyle kolayca dağılmış ve başlangıçtan beri var olan kara deliklerin durumlarını şu anda da devem ettirmelerine neden olmuş olurlardı. Başlangıç kara deliklerinin kütle oranlarının 1014 kg ile 1023 kg arasında değiştiği ve karanlık madde olabilecekleri iddia edilmiştir. Bu ihtimal küçük kütlelerin de karanlık madde olabilme ya da karanlık madde gibi davranabilme ihtimalinin olduğu düşüncesini doğurmuştur. Bu düşünce, kara deliklerin kütlelerinin hemen hemen küçük gezegenlerin kütleleri büyüklüğünde olacağından bizim dönemimize kadar varlıklarını sürdüremediklerini ve kütle çekimsel mercek gözlemleri içinde çok büyük olduklarını söyler.

<span class="mw-page-title-main">İkili kara delik</span>

İkili kara delik, iki kara deliğin birbirine yakın bir yörüngede bulunduğu sistemdir. Yıldızsal ikili kara delik sistemleri ve süper kütleli ikili kara delik sistemleri olarak iki alt grupta incelenebilir. Yıldızsal ikili kara delik sistemleri büyük kütleli çift yıldız sistemlerinin kalıntısıdır. Süper kütleli ikili kara delik sistemlerinin ise galaksilerin birleşmesi ile oluştuğu düşünülmektedir.

Kütleçekimsel dalgaların ilk gözlemi 14 Eylül 2015 tarihinde meydana geldi. Bu gözlemin açıklanması ise LIGO ve Virgo iş birliği ile "kütleçekimsel dalgaların bulunuşu" şeklinde 11 Şubat 2016 tarihinde açıklandı. Bundan önce kütleçekimi dalgalarının varlığı, ikili yıldız sistemlerinde atarcaların zamanlamalarının üzerindeki etkileri yoluyla, sadece dolaylı olarak anlaşılmaktaydı. Her iki LIGO gözlemevi tarafından da tespit edilmiş olan yerçekimi dalgaları, yaklaşık 36 ila 29 güneş kütlesi arasında kütlesi bulunan iki kara deliğin ve sonraki "zil susturma" tek ortaya çıkan siyah bir çift içe spiral ve birleşme kaynaklanan bir yerçekimsel dalga için karadelik, genel görelilik öngörüleriyle eşleşti. Sinyalin adı GW150914 olarak seçildi. LIGO tarafından yapılan bu gözlem, iki çok büyük kütleye sahip karadelik sisteminin varlığını kanıtlayan ve bu tür birleşmelerin ise evrenin şimdiki yaşı içerisinde oluşabileceği gerçeğini gösteren nitelikte bir gözlem oldu. Aynı zamanda bu olay, ikili karadelik birleşmesinden oluşan bir sistemin tarihteki ilk gözlemi olarak da kabul edilmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Kozmik sicim</span>

Kozmik sicimler evrenin erken yıllarındaki simetri kırıcı değişimde simetrinin kırılmasıyla alakalı vakum manifoldunun topolojisinin bağlanmamasıyla oluşan kuramsal tek boyutlu topolojik bozukluklardır.

<span class="mw-page-title-main">Milisaniye pulsarı</span>

Milisaniye pulsarları, yaklaşık 1-10 milisaniye aralığında dönel periyotları olan pulsarlardır. Milisaniye Pulsarları elektromanyetik spektrumun radyo, X-ışını ve gama ışınları kısımlarında saptanmıştır. Milisaniye Pulsarlarının kökeni hakkındaki en baskın teori yaşlı olmaları ve çok hızlı dönen, ikili sayı sistemine yakın çift yıldızlardan gelen maddelerin toplanması aracılığıyla “geri dönüşümlü” veya hızlanmış nötron yıldızları olmalarıdır. Bu yüzden, Milisaniye pulsarlarına bazen Geridönüşmüş Pulsarlar denebilir.

<span class="mw-page-title-main">Kütleçekimsel dalga arka planı</span>

Kütleçekimsel dalga arkaplanı, pulsar timing arrays gibi kütleçekimsel dalga deneyleri ile tespit edilebilen ve evrene yayılan rastgele kütleçekimsel dalgaların arkaplanıdır. Sinyal, tıpkı erken dönem evrendeki stokastik süreç gibi doğası gere rastgele olabilir veya süperkütleli karadelik ikilileri gibi çok sayıda zayıf, bağımsız, çözümlenmemiş kütleçekimsel dalga kaynağının tutarsız bir üst üste binmesiyle üretilebilir.


Bu sayfa, bu Vikipedi makalesine dayanmaktadır.
Metin, CC BY-SA 4.0 lisansı altında mevcuttur; ek koşullar uygulanabilir.
Görseller, videolar ve sesler kendi lisansları altında mevcuttur.