Katalog

FİZİK DO6 A ladde ile dolu! sel hızlandırıcıyla gerçekleştirilmişti. Bu protonlar daha sonra bakırdan bir hedefteki protonları bombardımana tutuyordu. Çarpışmalar sonucu proton ve karşıproton çiftleri yanında diğer parçacıklar da açığa çıkıyordu. Ama detektörleri geçebilen karşıprotonların diğer parçacıklara oranı 1/100.000'di. 1960'ta ise Cenevre yakınlarındakı Avrupa Parçacık Fiziği Laboratuvarı CERN ve Brookhaven'da benzer birer hızlandırıcı, Bevatron'a oranla proton başına 1000 kat fazla karşıproton üretti. 1970'de CERN'de her birkaç saniyede bir 100.000 karşıprotona varan bir yayılım yoğunluğu elde edildi. Bir karşıhıdrojen yapmak için en az iki yol vardır. Karşıproton ve pozitronları bir tuzakta durdurup birbirlerini çekerek birleşmeierini sağlamak ya da bunları aynı hızda bitişik paralel yollarda ilerlemelerıni sağlayarak birleşmelerine izin vermek. Doğru dalga uzunluğündaki lazer ışını birleşme olasılığını arttıracaktır. Sonra da bu tür karşıatomların tayf çizgilerine bakarak hidrojeninkilerle aynı olup olmadığı kontrol edilebilir. Getecek birkaç yıl içinde fizikçiler, karşıhidrojen atomlarını üretmeyi başaracaklardır Karşımadde kümeleri belki de yıldızlara seyahati mümkün kılacaktır, çünkü az bir miktarımn bile çok fazla enerji sağlayacağı düşünülmektedir. Bugüne dek yapılan çalışmalarda elde edilen karşıprotonlardan sağlanan enerji, sisteme birkaç milyon katı verilerek ortaya çıkarılabilmektedir. Karşıparçacıklar doğanın temel simetrılerınden birinde bize içgörü kazandırmakta ve tartışılan önemli fizik aeneylerini yapma olanağı vermektedir. Karşımadde, kozmologlar, astronomlar ve fizikçiler için ilginç bir konu olma özelliğini korumaktadır. Uzay yolculuğu çalışmalarında da karşıparçacıkların bazı pratik kullanım yolları bulunabilir. Schuster'in yaklaşık yüz yıl önce ileri sürdüğü madde ve karşımadde arasındaki simetri, evrenin temel yasalarını daha iyi kavramamıza öncülük etmektedir. (özet çevlrl: New Sclentlst, 10 Eylül Çeviri: Dilek Hattatoğlu yıldırımlar öncedenbiliniyor ransa'da her yıl çıkan orman yangınlarının beşte birinin nedeni yıldırımlar. Bu nedenle Franklin France adlı bir şirket ülke çapında bir yıldırım saptama sistemi kurdu. Sistem, ülkeye düşen tüm yıldırırnların yerıni 3 kilometrelik bir hata payıyla saptıyor Bu sanıldtgı kadar kolay bir iş değil. Fransa'ya her yıl 1.52 milyon yıldırım düştüğü tahmin ediliyor. Bu yıldırımlar ülke ekonomisine sadece yangın çıkararak değil, ayrıca metre başına 100 voltu aşan elektrostatik alanlar oluşmasına ve yüksek gerilim enerji hatlarının, haberleşme tesislerinin ve bilgisayarlardaki elektronik yapı taşlarının tahrıp olmasına yol açarak da zarar veriyor Aslında bir şimşeğin çakmasının ılk aşaması sık sık kısa dalga radyo alıcılarında duyulabiliyor. Ancak bu dalgaların yansıması yüzünden kaynağını izlemek imkânsızlaşıyor. Oluşturduğu güçlü elektrostatik alan sayesinde yıldırımı belirli bir mesafeden elektrostatik sensörlerle izlemek kolay. Yalnız, yıldırımın boşalttığı yükün frekansının değişkenliği sorun. Bu frekans birkaç hertz (saniyede devir sayısı)den bir gigahertze (saniyede bir milyar devir) kadar değişebilir. Bu yüzden çok sayıda sensör kullanmak gerekiyor. Fiilen yere ulaşan yıldırım ışınının yaydığı elektrik dalgalannı izlemek daha kolay. Yıldırım ışını, gücü uzaklığa göre orartiılı azalan 100 hertz ile 10 megahertz arasında bir elektrik dalgası yayar. Dolayısıyla, bir antene ulaşan bu tür sinyaller analiz edilip yıldırımın yeri saptanabılır.Fransa Ulusal Telekomünikasyon Araştırmaları Merkezi yere ulaşmayan yıldırımları da saptamanın yollarını araştırıyor. Ancak pratikte asıl sorun, yere düşen yıldırımlar. Fransızların kurduğu yıldırım izleme sistemi bu yüzden bırbirinden 300 kilometre uzaklıktaki üç elektromanyetik detektörden oluşuyor. Bu detektörlere ulaşan sinyallerin birbiriyle karşıiaştırılmasıyla şimşeğin yeri saptanıyor. Fransız Uzay Araştırmaları Ulusal Kurumu'nun önerdiği Safir adlı ek bir sistem ise yere yıldırım düşmesinden hemen önce ortaya çıkan daha zayıf, yüksek frekanslı sinyallerin değerlendirilmesine dayanıyor. lyonosfer tabakasındaki iyonize kanallarda oluşan sinyallerin üç ayrı yüksek frekans antenine ulaşırken uğradıkları faz değışiminin karşıiaştırılmasıyla Safir 50 kilometre yarı çapındaki bir alandaki bir yıldırımın gelişimini izleyebılıyor ve yıldırımın üç boyutlu bir gelişim haritasını çıkarabiiiyor Bu yüzden sivil havacılık otoriteleri, uçakların güvenli bir rota izlemesini sağlamak açısından, ordu ise füzelerin isabet oranını artırma amacıyla Safir ile ilgileniyor. Gerek yıldırım izleme sistem gerek 16 tane Safir anteni mayıs 1987'den beri çalışıyor. Franklin France şirketi yakında tüm abonelere Fransa: nın döri bir yanında yakında nereye yıldırım düşeceğini gösteren tahmin harıtaları sunacak. Yarım saatlik aralaıla hazırlanacak olan haritaların hata payı bir kilometre. (New Scientist: 3.10.1987) Karşıyıldızlardan oluşan bir galaksi ile normal bir galaksi karşılaşsaydı birbirini yok edecekti. Modern astronomi, şiddetli olayların hiç de ender olmadıgını göstermiştir. Bu nedenle astronomlar, karşımadde madde yok oluşunu diğer görünür olaylardan ayırt ettirecek özgül bir işaret aramalıydılar. Bir elektronun pozitron tarafından yok edilişi her birj 0.51 milyon elektron Volt (MeV) enerjiye sahip, zıt yönlerde hareket eden iki gama ıştnı üretir. Bir protonla bir karşı protonun birbirlerini yok edişleri ise pion denilen parçacıklar ortaya çıkarır. Bunlar, 100 MeV civarında tepe noktasına varan bir gama ışını enerji spektrumu vererek yok olur. Astronomlar galaksimizin merkezinden gelen 0.51 M ! G CERN'de 1983'te proton ve karşı protonlar çarpışınca, ortaya elektro zayıf kuvvetin W ve Z parçacıklan çıkmıştı. üneşten dünyaya ulaşan nötrınoların diğer yıldızlardan gelenlere oranı ile güneş ışığının yıldız ışığına oranı aynıdır. Güneşten gelen nötrinoların ancak saptanabıldıkleri düşünülürse, yıldızlardan gelenleri saptama umudu çok azdır. Ama yakın bir yıldızın nukleer yakıtını tüketerek şiddetle patladığı durum farklıdır. Yıldızdan bir nölrıno seli boşalır. Galaksimizdeki tarihi süpernovalar öyle hızla enerjılerıni boşaltmışlardı ki, diğer yıldızlar gölgede kalmış, gün ışığında bile bir süre görünebilmişlerdir. Bir süpernova patladığında, yıldızın merkezındeki protonlar elektronlarla birleşerek nötron ve nötrinoları oluştururlar. Merkez büzülür, sıcaklık yaklaşık 50 bin milyon K'ye yukselir. Sonra da nötrinokarşı nötrino çiftleri ortaya çıkar ve yoğunluğu nedeniyle merkezde tutulur. Ortaya çıkan basınç, yıldızların dış tabakalarını şiddetle fırlatırken, saniyeler içinde nötrino ve karşı nötrinolar salar. Bir karşı yıldız da benzer davranacaktır, yalnız burada karşı protonların pozitronlarla birleşmesıyle önce karşı nötrinolar oluşacaktır. Böylece hem yıldız hem de karşı yıldızlar nötrino yayacak, ama bunların oranları farklı olacaktır llk olarak 1987'nin 23 şubatında son süpernova, galaksimizden olmamasına karşın güney yarıkürede çıplak gözle görulebılecek kadar yakındı. Biri Mont Blanc tüneli, biri Ja ponya, diğeri de ABD'de bulunan üç büyük yer altı saptama aygıtı, süpernovanın patlaması sırasında nötrino veya karşınötrınoları saptadılar. Bu gibi deneylerde antinötrinoları notrınolardan ayırt etmek her zaman mümkün olmamaktadır. Yanı durum hâlâ karışıktır. Nötrinolar Mont Blanc'da diğer ikısıne göre 4 saat 43 dakıka daha erken görünmüşlerdir. Üçü toplam 24 nötrino saptayabilmiştir. Ama 170 bın ışıkyılı uzaklıktaki Large Magellanic Cloud Büyük Macellan Bulutu'dakı süpernovaya dönüşmüş vasat bir yıldız eskisinden de ancak bu kadarı umulabılirdi. Nötrinolar ve karşıyıldızların araştırılması 1987) F luk zayıf bir sinyal aldılaı, ama bu büyük olasılıkla sıradan radyoaktiflik tarafından üretilen pozitronlara bağlıydı. • Astronomlar, galaksinın dışından gelen bu tip bir gama ışını sinyali alamadılar. Fizikçiler de doğada büyük miktarda karşımaddenın var olduğuna dair hiçbir kanıt elde edemediler. Ama belki laboratuvarda yapay karşımadde oluşturulabilirdi. Bir karşıprotonla, yörüngesinde dolaşan bir pozıtronun oluşturduğu bir karşıhidrojen, karşımaddenin en basit biçimidir. Bunu yapmak için bir pozitron ve karşıproton kaynağına gereksinmemiz olacaktır. Pozitron yayılımı oluşturmak görece daha kolaydır. Güç olan, yoğun karşıproton yayılımı yapmaktır. 1955'te California Üniversitesi'nde karşıprotonun keşfi, protonları 6GeV'a dek hızlandıran Bevatron adlı çember Arthur Schuster'in Düşü D irac, karşıparçacıkları ilk düşünen kişi değildi. 1898'de bir ingiliz fizikçi yaz tatilinde Nature Dergisı'ne şunları yazdı: "Tüm yılın işi bitti. Sorumluluk duygusu yerinı bılinmeyen ve belki de bılinemeyecek olanlara ilişkın düşgücüne bıraktı. " Sonra da "zıt" özelliklere sahip atomların var olabıleceğını ıleri şürdü. Bu varsayımsal karşıatomlar birbirlerini çekecek, ama normal maddeyle karşılaştıklarında itileceklerdi. Bugün bunun yanlış olduğuna inanıyoruz, ama mektup bu kadarla da bitmiyor: karşımadae ile evrenin başlangcı arasında bir bağlantı olabileceği gibi ilginç düşünceleri de kapsayarak şöyle bağlanıyordu. "Astronomi, bilimlerin en yaşlısı ve hâlâ en az olgunlaşmış olanıdır; dağarcığındaki sürpriz ler de henüz tükenmemiştir. Karşımadde bu noktada ilgi çekicidir. Ama burada durmalı ingıtlz fikizçi 1898'de yazdığı bir yazıda zıt özelliklere sahip atomlırın var olabileceğini ılen sürdü. yım tatil bitiyor, 'aklı başında' bilime dönmeliyim ve düşler de gelecek yıla dek beklemeli." 1898, yani çekirdekle llgili buluşların yapılmadığı, evrenin genışlemediği, "big bang"ın büyük patlama yaşanmadığı bir zaman için hiç de fena değil, ne dersıniz?