Hikaye

Bilim adamları, Dünya atmosferinin bir üst sınırı olabileceğini ilk ne zaman varsaydılar?

Bilim adamları, Dünya atmosferinin bir üst sınırı olabileceğini ilk ne zaman varsaydılar?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Antik (ve çok eski olmayan) tarihe ait pek çok mit ve hikayede, insanlar tüm yolu nefes alarak "gök kubbesine" kadar uçabilir veya tırmanabilir. Ancak bilim, bir "kubbe" olmadığını ve astronomik nesnelerin inanılmaz bir uzaklıkta olduğunu açıklığa kavuşturacak kadar geliştiğinde bile, insanlar üst atmosfere ulaşmak ve yüksek irtifadaki koşulların nasıl olduğunu görmek için hiçbir teknoloji seviyesine yakın değildi. .

Belli bir noktada, hava basıncı ölçümleri, bir dağda ne kadar yükseğe çıkarsanız havanın o kadar inceldiğini gösterebilir. Böyle bir ölçüm, belirli bir yükseklikte havanın tamamen ortadan kalkacağı sonucuna kolayca götürebilir, ancak böyle bir bağlantı hiç yapıldı mı?

Bilim adamlarının (ya da filozofların vb.) dünyayı çevreleyen havanın ancak bu kadar yükseğe çıkabileceğini ve onun ötesinde havasız bir boşluk ya da boşluk olduğunu ilk kez ne zaman önerdiler? Ve bu olduğunda, durumun böyle olduğuna inanmalarına neden olan keşif veya çıkarım neydi?


Yukarıdaki iddiaların aksine, atmosferin boyutunun doğru hesaplanması Kepler'den beş yüzyıl önceye dayanmaktadır. Bazen bu hesaplamanın (doğru cevapla) Al Hazen tarafından yapıldığı iddia edilmektedir. Mizan el-Hikmah (Bilgelik Dengesi) Millenium'un başındaydı ama bu iddia için saygın kaynaklar bulamadım. Aslında, hesaplama için bulduğum en eski sağlam kaynaklı kanıt, İbn Mu'adh'ın (on birinci yüzyılın ortalarından) bir el yazmasında bulunur; bunun tek bir İbranice kopyası Fransız Ulusal Kütüphanesinde (Kaynak) bulunabilir.

Bununla birlikte, dikkat edilmesi gereken önemli bir nokta, atmosferin sonlu olduğu fikrinin klasik olduğudur: Aristoteles, kısmen felsefi nedenlerle bunu kabul etti, ancak Ptolemy, iddia için sağlam fiziksel kanıtlar verdi. Bunları açıklamadan önce, en azından Pascal'ın çalışmasına kadar, fikir birliğinin, sorunun varsaydığı gibi geçersiz değil, atmosferin ötesinde bulunduğuna işaret edeceğim (atmosferin sonlu olduğuna dair ilk fiziksel kanıt ile ilk fiziksel kanıt arasında 1600 yıl geçmiştir). bu boşluk ötesinde bulundu).

Ptolemy'nin argümanı (aslında en erken kaydedilen değil, Hipparchus bazılarını 200 yıl önce biliyordu) basittir: yıldızlar ufka yakın göründüğünde, olmaları gereken yerde değil, daha yüksekte görünürler ve konumları titreşir gibi görünür. Yıldızlar zirvelerine yakın olduklarında böyle bir etki fark edilmez. Aynı şekilde, Güneş'in nuru, Güneş ortaya çıkmadan önce gökyüzünde parlar ve kaybolduktan sonra da devam eder. Batlamyus bunun ışığın atmosferdeki kırılmasının etkisi olduğunu doğru bir şekilde anladı.

İbn Muaz, atmosferin boyutunu, bunun homojen bir kırılma malzemesi olduğunu ve ötesindeki eterin kırılmadığını varsayarak hesapladı. Güneş yaklaşık 18°'den daha derine battıktan sonra kalan hiçbir ışığın görünmediği gözlemiyle birleştiğinde, bu, atmosferin 80 km'lik bir derinliğini verir.

Buradaki makale, atmosferin sonlu olduğu bilgisinin Avrupa'nın orta çağının sonları ve Rönesans döneminde iyi korunduğunu açıkça göstermektedir.

Sonuç olarak, atmosferin sonlu olduğuna dair bilimsel olarak çok sağlam temellere dayanan görüş, en az Batlamyus kadar eskidir ve bilimsel olarak sağlam ilk hesaplama da en az İbn Mu'az kadar eskidir.


Bundan

Bu basit, görünüşte bariz bir kavramdır: havanın ağırlığı vardır; atmosfer gerçek bir kuvvetle üzerimize baskı yapıyor. Ancak insan bu ağırlığı hissetmez. Bunun farkında değilsiniz çünkü o her zaman dünyanızın bir parçası olmuştur. Aynı şey, havanın ve atmosferin ağırlığını hiç düşünmemiş olan ilk bilim adamları için de geçerliydi.

Evangelista Torricelli'nin keşfi, hava ve atmosfer üzerine ciddi araştırmalara başladı. Atmosfer anlayışımızı başlattı. Bu keşif, Newton ve diğerlerinin yerçekimi anlayışını geliştirmeleri için temellerin atılmasına yardımcı oldu.

Bu aynı vahiy aynı zamanda Torricelli'yi bir boşluk kavramını keşfetmeye ve en temel, temel hava durumu inceleme aracı olan barometreyi icat etmeye yönlendirdi.

1640'ta açık bir Ekim gününde Galileo, İtalya'nın Floransa kentindeki pazar meydanının hemen dışındaki bir kamu kuyusunda bir emme pompası deneyi yaptı. Ünlü İtalyan bilim adamı, kuyunun bulanık suyuna uzun bir tüp indirdi. Kuyudan Galileo'nun borusu, kuyu duvarının üç metre yukarısındaki ahşap bir kirişin üzerine döküldü ve ardından iki asistan tarafından tutulan elle çalışan bir pompaya indi: 32 yaşındaki varlıklı bir tüccarın oğlu Evangelista Torricelli ve hevesli bir bilim adamı ve başka bir İtalyan fizikçi olan Giovanni Baliani.

Torricelli ve Baliani, pompanın ahşap gidonunu pompaladılar, Galileo'nun borusundaki havayı yavaşça emdiler ve suyu boruya daha yükseğe çektiler. Tüp taşmış bir içme kamışı gibi düzleşene kadar pompaladılar. Ancak ne kadar çalışırlarsa çalışsınlar, su kuyunun su seviyesinden 9,7 metreden fazla yükselmeyecekti. Her sınavda aynıydı.

Galileo, bir şekilde, su sütununun ağırlığının onu o yüksekliğe geri çökerttiğini öne sürdü.

1643'te Torricelli, emme pompası gizemine geri döndü. Galileo haklıysa, daha ağır bir sıvı aynı kritik ağırlığa ulaşmalı ve daha düşük bir yükseklikte çökmelidir. Sıvı cıva, sudan 13,5 kat daha ağırdı. Bu nedenle, bir cıva sütunu asla bir su sütununun yüksekliğinin 1/13,5'inden veya yaklaşık 30 inçten daha fazla yükselmemelidir.

Torricelli, altı metrelik bir cam tüpü sıvı cıva ile doldurdu ve açık uca bir mantar soktu. Sonra tüpü ters çevirdi ve tıpasını çıkarmadan önce mantarlı ucunu sıvı cıva dolu bir küvete daldırdı. Beklediği gibi, cıva tüpten küvete aktı. Ama cıvanın tamamı bitmedi.

Torricelli, beklendiği gibi kalan cıva sütununun yüksekliğini 30 inç ölçtü. Yine de Torricelli, gizemin gerçek cevabının cıva sütununun üzerinde yarattığı boşlukla bir ilgisi olduğundan şüpheleniyordu.

Ertesi gün, rüzgar ve soğuk bir yağmur pencereleri döverken, Torricelli deneyini tekrarladı ve civa üzerindeki boşluğu incelemeyi planladı. Bununla birlikte, bu gün cıva sütunu yalnızca 29 inç yüksekliğe yükseldi.

Torricelli'nin kafası karışmıştı. Cıvanın dünle aynı yüksekliğe yükselmesini bekliyordu. Farklı olan neydi? Torricelli bu yeni kırışıklığı düşünürken yağmur pencerelere vuruyordu.

Farklı olan atmosfer, havaydı. Torricelli'nin zihni devrim niteliğinde yeni bir fikre kilitlendi. Havanın kendi ağırlığı vardı. Emme pompası gizeminin gerçek cevabı, sıvının ağırlığında ya da üzerindeki boşlukta değil, onu aşağı doğru iten atmosferin ağırlığında yatıyordu.

Torricelli, atmosferdeki havanın ağırlığının küvetteki civayı aşağı ittiğini fark etti. Bu basınç cıvayı tüpe girmeye zorladı. Tüpteki cıvanın ağırlığı, küvetteki cıvayı aşağı iten atmosferin ağırlığına tam olarak eşit olmalıdır.

Atmosferin ağırlığı değiştiğinde, küvetteki civayı ya biraz daha fazla ya da biraz daha az aşağı itecek ve tüpteki cıva sütununu ya biraz daha yükseğe ya da biraz aşağı itecektir. Değişen hava, atmosferin ağırlığını değiştirmelidir. Torricelli, atmosferik basıncı ve onu ölçmenin ve incelemenin bir yolunu keşfetmişti.

Ev barometreleri, hava adilden fırtınalıya değiştikçe nadiren 0,5 inçten fazla cıva düşürür. Şimdiye kadar kaydedilen en büyük basınç düşüşü, Haziran 2003'te bir Güney Dakota kasırgasında ölçülen 2.963 inç cıva idi.

Yani atmosferin herhangi bir noktada sonlu ve değişken bir ağırlığa sahip olduğunu bir kez öğrendiğinizde, diğer tüm öğeler gerekli takipler haline gelir. T'nin kendisinin yazdığı gibi:

Noi viviamo sommersi nel fondo d'un pelago d'aria. (Bir hava okyanusunun dibine batmış olarak yaşıyoruz.)


Bu, Torricelli veya Kepler'den çok daha önceye gider. Aristoteles, somut dünyanın dört ay altı elementten oluştuğunu öğretti: toprak, su, hava, ateş. Bunlar, kozmosun merkezi (yani: dünyanın merkezi) ile ayın küresi arasındaki boşluğu kaplar. Gök cisimleri beşinci elementten yapılmıştır: eter. Bu nedenle, ayın küresinin ötesinde hava yoktur. Bu, antik çağ ve Orta Çağ boyunca standart teori olarak kaldı.


Alacakaranlıkta güneşten gelen ışığın kırılmasına dayanarak atmosferin yüksekliğini 40 ila 50 mil arasında ilk hesaplayan Kepler'di. Ay tutulması sırasında Dünya'nın ay üzerindeki gölgesinin büyüklüğü hakkında da ilgili bir çalışma yaptı. Bu hesaplamalar daha sonra Philippe de la Hire tarafından detaylandırıldı ve aşağı yukarı doğruydu. Daha sonra, Dr. Francis Wollaston, barometrenin yeni keşfedilen güçlerini kullanarak konuyu ele aldı ve Kepler'in tahminlerinin esasen doğru olduğunu doğruladı. Bulguyu duyurmaktan ve nihayetinde öğrencileri ve genel olarak halkı atmosferin bir sınırı olduğunu fark etmekten sorumlu olan Wollaston'du.


Bilim adamları, Dünya atmosferinin bir üst sınırı olabileceğini ilk ne zaman varsaydılar? - Tarih

Dünyanın her yerindeki insanlar, 4 Ekim 1957'de Rus Sputnik'in fırlatılmasıyla başlayan "Uzay Çağı"ndan bahseder. Yine de Amerikalılar, hack tarihini Başkan Eisenhower'ın basın sekreteri aracılığıyla Beyaz Saray'ın açıkladığı en azından Temmuz 1955 olarak belirleyebilirler. Amerika Birleşik Devletleri, Uluslararası Jeofizik Yılı'na Amerikan katkısı olarak insan yapımı bir dünya uydusu fırlatmayı planladı. Girişim o zamanlar Amerikan halkının çoğuna, astrofizikçilere ve bazı orduya tuhaf görünse de, hükümetin kararı bir sevinç kaynağıydı: yıllarca bekledikten sonra paha biçilmez bir araç sağlamayı vaat eden bir proje için resmi destek kazanmışlardı. üst atmosferin ötesindeki bölgelerde temel araştırmalar için. Altı hafta sonra, Pentagon'dan Deniz Kuvvetleri'nin fırlatma programının sorumluluğunu üstleneceğine dair bir açıklama geldikten sonra, çoğu Amerikalı görünüşe göre bunu unutmuştu. Ekim 1957'ye kadar yeniden büyük önem kazanmayacaktı.

Her büyük bilimsel ilerleme, ilk olarak iki temel unsura dayanmıştır. yaratıcı algı ve ikincisi, gözlemlemek, ölçmek için sürekli olarak rafine edilmiş araçlar. ve geçici bir hipotezi destekleyen, değiştiren veya yok eden fenomenleri kaydedin. Bu temel araştırma sürecinin çoğu zaman hemen bir faydası yok gibi görünüyor, ancak 1957'de bir bilim adamının işaret ettiği gibi, insan uçuşunu mümkün kılmak için Samuel Langley ve Wright kardeşlerin aerodinamik deneylerini ve Hans Bethe'nin havanın doğasına ilişkin karmaşık hesaplamalarını aldı. güneş enerjisi hidrojen bombasının doğmasına yol açtı. tıpkı Isaac Newton'un yerçekimi, hareket ve termodinamik yasalarının, dış uzayın keşfine başlanan ve devam etmekte olan uygulama ilkelerini sağlaması gibi. Uzay araştırmalarında, aletli uydulardan bilim insanlarına geri gönderilen veriler son derece önemli olmuştur. Bu tür araştırma araçlarının sürekli iyileştirilmesi, içinde yaşadığımız dünyaya ilişkin bilgiyi büyük ölçüde genişletme ve bu bilginin yeni uygulamalarını yapma olasılığını ortaya çıkarmaktadır.

Sputnik'ten önceki on yılda. bununla birlikte, meslekten olmayanlar, insan yapımı bir nesneyi dünyanın yörüngesine sokma fikriyle alay etme eğilimindeydiler. Başarı mümkün olsa bile, yapılabileceğini göstermekten başka hangi amaca hizmet ederdi? Emin olmak için 1903 gibi erken bir tarihte. Bir Rus bilim adamı olan Konstantin Tsiolkovskiy, bir roketi kaldıran reaktif kuvveti, dünyanın yerçekimi kuvvetinin üzerinde bir aracı uzaya fırlatmak için kullanmanın fizibilitesini matematiksel olarak kanıtlamıştı. Yirmi yıl sonra Romanya doğumlu Hermann Oberth bağımsız olarak benzer formüller geliştirmişti, ancak 1950'lerden önce, çok küçük bir roket meraklısı çevresinin dışında, her iki adamın çalışmaları İngilizce konuşulan dünyada neredeyse bilinmiyordu. Her ikisi de teorilerinin geçerliliğini kanıtlamak için kullanılabilir bir roket yapmamıştı ve her biri insanoğlunun aya ve gezegenlere yolculuk planlarıyla meşgul olduğu için, ikisi de insansız bir yapay uydudan bahsetmemişti. 1 Gerçekten de radyo dalgaları aracılığıyla iletişim 1930'ların ve 1940'ların başlarındaki tekniklerin çok ötesinde gelişene kadar, cansız bir cismin göğe fırlatılması ne bilim adamı ne de romantik hayalperest için çok az çekici olabilirdi. Ve yüzyılın ortalarında sadece bir avuç insan telemetrinin potansiyellerinin tam olarak farkındaydı. 2

Uzay araştırmalarının geleceği için iki Avrupalı ​​matematikçinin teorik çalışmalarından daha önemli olan, Amerikalı fizikçi Robert Goddard'ın çalışmasıydı. Goddard, Birinci Dünya Savaşı'ndan önce Princeton Üniversitesi'nde lisansüstü çalışma yaparken, laboratuvarda roket tahrikinin boşlukta çalışacağını göstermişti ve 1917'de Smithsonian Enstitüsü'nden deneylerine devam etmesi için 5.000 dolarlık bir hibe aldı. Bu hibe kapsamında Smithsonian, teorisi ve ilk deneyleriyle ilgili raporunu, Aşırı Yüksekliklere Ulaşma Yöntemi'ni yayınladı. 1918'de başarılı bir şekilde katı yakıtlı bir balistik roket geliştirdi, ancak Mütareke'den sonra Birleşik Devletler Ordusu bile ilgisini kaybetti. Roketlerin sonunda uzaya seyahate izin vereceğine ikna olan Goddard, savaştan sonra araştırmalarına Clark Üniversitesi'nde devam ederek iyonosfere nüfuz edebilecek araçlar geliştirme arayışındaydı. Tsiolkovskiy ve Oberth'in aksine, üçünün de arzuladığı hedefe ulaşmak için pratik araçlar tasarlamaya kendini adadı. 1926'da benzin ve sıvı oksijenle çalışan bir roketi başarıyla fırlattı; bu, Wright kardeşlerin 1903'teki Kitty Hawk uçuşlarıyla ünlenen bir "ilk". Charles Lindbergh'in dramatik solo transatlantik uçuşundan sonra yardımıyla. Goddard, Daniel Guggenheim'dan 5.000 dolarlık bir hibe aldı ve New Mexico'da birkaç roket inşa ettiği küçük bir laboratuvarı donattı. 1937'de Daniel ve Florence Guggenheim Vakfı'nın bağışlarıyla 9,000 fit yüksekliğe ulaşan bir roket fırlattı. Amerika Birleşik Devletleri'ndeki pek çok insan onun çalışmaları hakkında fazla bir şey bilmese de, birkaç kişi, 1930'da kurulan ve daha sonra Amerikan Roket Derneği adını alan Amerikan Gezegenler Arası Uzay Derneği'nin üyeleri arasında, onun gizliliği izin verdiği kadar yakından takip etmişti. İkinci Dünya Savaşı'nın gelmesiyle birlikte Goddard saha deneylerini terk etti, ancak Donanma onu JATO için sıvı itici gazların, yani uçaklar için jet destekli kalkışın geliştirilmesinde yardımcı olması için kullandı. 1943'teki Nazi "vızıltı" bombaları ve 1944'te ve 1945'in başlarında Londra'ya yağan süpersonik "İntikam" füzesi "V-2'ler" tüm dünyayı roketlerin silah olarak potansiyeline uyandırdığında, pek çok fizikçi ve askeri adam onun bulgularını incelediler. dikkat. Kaderin bir cilvesi olarak, silahlardan çok uzay bilimleriyle ilgilenen Goddard, 1945'te, vatandaşlarının çoğunun insanlı uzay araştırmalarını uygulanabilir olarak kabul etmesinden ve hükümetin yeni çoklu uzay aracını adlandırarak buna temel katkısını kabul etmesinden on dört yıl önce öldü. Maryland, Beltsville'deki milyon dolarlık deney istasyonu, "The Goddard Uzay Uçuş Merkezi."


Robert H. Goddard ve meslektaşları, 19 Mayıs 1937 roket uçuşunun ardından roket bileşenlerini inceliyor.
(Bayan Robert H. Goddard'ın izniyle)

1943'te ve 1944'ün başlarında, Komutan Harvey Hall, Lloyd Berkner ve Donanma hizmetindeki diğer birkaç bilim adamı, Nazilerin rokette o kadar ilerleme kaydetme şanslarını incelediler ki, ya keşif için ya da hangi korkunç parçaları iletmek için dünya uydularını yörüngeye yerleştirebildiler. Basın, "ölüm ışınları" adını verdi. Araştırmacılar, ilk V-2'nin İngiltere'yi vurmasından çok önce, Alman uzmanların birkaç yüz mil uzaktaki hedeflere ulaşabilen roketler yapabileceğini öngörmüş olsa da, çalışma, teknolojinin henüz bir aşamada olmadığını gösterdi. bir cismi iyonosfere fırlatmak için yeterli bir yüksekliğe roket fırlatmanın mühendislik zorluklarının üstesinden gelmek. Dünya yüzeyinden 50 ila 250 mil arasındaki bölge. Bu sonuca varma sürecinde, onlardan önceki Tsiolkovskiy ve Oberth gibi istihbarat ekibinin üyeleri, ihtiyaç duyulan hızların matematiksel formüllerini geliştirdiler. Teknoloji bir kez daha ilerlediğinde, bu adamlar, yapay bir dünya turu uydusunun tamamen uygulanabilir olacağını biliyorlardı. Daha da önemlisi, bir verici ve kayıt cihazları ile donatılsaydı, uzay hakkında çok değerli bilgiler elde etmek için paha biçilmez bir araç sağlayacaktır. 4

Savaşın sonunda, çoğu Amerikalı roketleri ve askeri her şeyi unutmak istediğinde, bu adamlar daha fazla bilimsel araştırma yapmak için roket geliştirmeyi sürdürmeye hevesliydiler. 1888'de, zamanının en ünlü Amerikalı astronomu Simon Newcomb, "Astronomi hakkında bilebileceğimiz her şeyin sınırına yaklaşıyoruz" demişti. Dünya atmosferinin üzerinde yapılan gözlemler mümkün olmadıkça hala doğrudur. Sadece güçlü bir roket dünya atmosferinin örtüsünün ötesine ulaşabilir ve Birleşik Devletler'de sadece silahlı kuvvetler gerekli irtifaya ulaşmak için yeterli itiş gücüne sahip roket tedarik etme araçlarına sahipti. Aynı zamanda, birkaç memur, roketleri silah olarak geliştirmeyi denemek istedi. Sonraki birkaç yıl boyunca her grup biraz farklı bir yol izledi, ancak her biri bir "dünya çevresinde dönen bir uzay gemisi" fırlatmayı düşündü, çünkü nihai amacı ne olursa olsun, fırlatma ve uçuş kontrolü gereksinimleri benzerdi. Bu geçici erken planların karakteri, yalnızca reddedilmelerinin sonuçları nedeniyle de olsa, incelemeye tabidir.

"Ataç Operasyonu", Almanya'nın roket ve teknoloji hakkında bilgi sahibi olmayı amaçlayan ilk resmi Ordu projesi, kötü şöhretli yüzlerce V-2'nin ele geçirilmesinden ve Nazi'lerde çalışmış önemli bilim adamları ve mühendislerin sorgulamalarından doğdu. Peenemuende'deki roket araştırma ve geliştirme üssü. Bu nedenle, ele geçirilen füzeler ve yedek parçalarla birlikte yaklaşık yüz yirmi Alman uzmanının ABD'ye getirilmesi kararı alındı. Almanların gelişinden önce, Ordu Hava Kuvvetleri'nden General Donald Putt, dinleyicileri uzun bir hikaye gibi görünen şeye güldüklerinde, Wright Field'daki subaylara, iyonosfere uzay platformları yerleştirmek için Nazi planlarından bazılarının ana hatlarını verdi, onlara güvence verdi. bunlar aptalca buharlaşmalardan uzaktı ve yüzyılın sonundan önce gerçekleşmesi muhtemeldi.Yine de 1945 sonbaharında Wright Field'a çıkan Almanların kibirliliği, onlarla çalışmak zorunda olan Amerikalıların hoşuna gitmiyordu. Donanma, yetenekleri ne olursa olsun hiçbirini istemiyordu. Grup Almanya'dan ayrılmadan önce yapılan bir arama sorgusu sırasında, eski bir Alman general, Hitler bu kadar dik kafalı olmasaydı, Nazi ekibinin şimdi Amerikalı mühendislere emirler veriyor olabileceğini ifade etmişti. Hitler'in iktidara gelmesine asla izin vermediler. 5

Bununla birlikte, güney New Mexico'nun çöl ülkesindeki White Sands'deki Ordu Mühimmat Deneme Alanında, Alman teknisyenler, yeniden birleştirilmiş V-2'leri araştırma için kullanmak için Amerikalı subaylar ve saha ekipleriyle birlikte çalıştı. Çünkü savaş başlığındaki patlayıcının bilimsel aletler ve balast ile değiştirilmesi, üst atmosferdeki verilerin gözlemlenmesine ve kaydedilmesine olanak sağlayacaktır. Ordu, diğer devlet kurumlarını ve üniversiteleri bu yolla yüksek irtifa ölçümleri yapmaya katılmaya davet etti. Wernher von Braun başkanlığındaki Alman roketçilerin yardımıyla, Ordu ile bir sözleşme kapsamında General Electric Company, fırlatmaların sorumluluğunu üstlendi. Katılan beş üniversiteden ve silahlı kuvvetlerin laboratuvarlarından bilim adamları, roketlerin burunlarına yerleştirilen aletleri tasarladı ve inşa etti. Sonraki beş yıl boyunca, üç askeri servisin her birinden ve üniversitelerden ekipler, kırk aletli V-2'nin başarılı fırlatmalarından bilgi topladı. Haziran 1946'da, Deniz Araştırma Laboratuvarı'nın yeni kurulan Roket Sonda Araştırma Bölümü üyeleri tarafından tasarlanan aletleri kullanan ilk sonda olan bir V-2, kozmik ışınları, basıncı algılamak için bir Geiger-sayıcı teleskopunu altmış yedi mil yüksekliğe taşıdı. ve sıcaklık göstergeleri, bir spektrograf ve radyo vericileri. Ocak ve Şubat 1946'da NRL bilim adamları, bu şekilde aletli bir dünya uydusu fırlatma olasılığını araştırdılar, ancak isteksizce, mühendislik tekniklerinin o an için pratik hale getirmek için hala çok karmaşık olmadığı sonucuna vardılar, Laboratuar, aletleri mükemmelleştirerek daha fazlasını kazanacaktı. V-2'lere yerleştirilmeli ve kurtarılmalıdır. Ardışık çekimler daha yüksek irtifa rekorları kırarken, Laboratuvar Optik Bölümü'nün Mikron Dalgaları Şubesi tarafından geliştirilen yeni spektroskopik ekipman, bir dizi mükemmel ultraviyole ve x-ışını spektrumu üretti, gece hava ışımasını ölçtü ve ozon konsantrasyonunu belirledi. 6 Bu arada, Ordunun "Tampon" projesi, bir V-2 üzerine bindirilmiş bir "WAC Onbaşı" füzesinden oluşan iki aşamalı bir roket üretti ve başarılı bir şekilde uçtu.

Her fırlatmadan sonra, yakında Üst Atmosfer Roket Araştırma Paneli olarak bilinen bilim adamları ve teknisyenlerden oluşan resmi olmayan bir gönüllü paneli bulguları tartıştı. Gerçekten de panel, üst atmosferin doğası hakkında önemli miktarda veri oluşturan araştırmayı koordine etti ve yönlendirdi. Bununla birlikte, V-2'lerin tedariki sonsuza kadar sürmeyecek ve özellikle araştırma için yapılmış bir roketin belirgin avantajları olacağı için, NRL personeli yeni bir sondaj roketi için spesifikasyonlar hazırlamaya erken karar verdi. Johns Hopkins Üniversitesi Uygulamalı Fizik Laboratuvarı olmasına rağmen. Deniz Kuvvetleri Mühimmat Bürosu ve Deniz Araştırmaları Ofisi ile yapılan sözleşme kapsamında, kanatçık stabilize Aerobee araştırma roketini geliştirmek için "WAC Onbaşı"nı modifiye eden NRL, hassas bir direksiyon mekanizmasına ve jiroskopik kontrollere sahip bir model istedi. Ağustos 1946'da Glenn L. Martin Şirketi, NRL gerekliliklerini karşılayacak bir araç tasarlama ve inşa etme sözleşmesini kazandı. 7

Ordu Mühimmat departmanı ele geçirilen V-2'ler üzerinde çalışmaya başlamadan dört ay önce, Donanma Havacılık Bürosu, Uzay Roketinin Fizibilitesini Değerlendirme Komitesi'nin atanmasıyla daha iddialı bir araştırma planı başlatmıştı. Savaş sırasında Nazilerin roketteki yeteneklerini araştıran Donanma istihbarat ekibinin fikirlerinden ve parlak Harvey Hall tarafından yönetilen önceki grup gibi, açık bir şekilde ilham alan komite, fiziksel gereksinimler ve fiziksel gereksinimler hakkında yoğun bir çalışmaya başladı. bir gemiyi dünya yörüngesine fırlatmak için mevcut teknik kaynaklar. 22 Ekim 1945'e kadar komite, Havacılık Bürosu'nu, sıvı hidrojen ve sıvı oksijen ile hareket ettirilen ve elektronik ekipman taşıyan tek aşamalı bir roket tarafından fırlatılan, dünya yörüngesinde dönen bir "uzay gemisi" tasarlamak için deneysel bir programa sponsor olmaya çağıran tavsiyeler hazırlamıştı. üst atmosfer hakkında bilimsel bilgileri toplar ve yeryüzüne geri iletir. İşte devrim niteliğinde bir teklif. Donanma bilim adamlarının 1944'teki spekülatif düşüncesine dayanıyorsa, şimdi dikkatli hesaplamalarla güçlendirildi. Yalnızca araştırma için tasarlanan, yaklaşık iki bin pound ağırlığındaki insansız aletli uydu, dikey sondalama roketleriyle mümkün olan saniyeler yerine günlerce havada kalabilmesi durumunda yeni bir yakıt türü yakan bir roket motoruyla yörüngeye oturtuldu. Peenemuende'deki Nazi uzmanları, gelecekteki uzay uçuşları hakkındaki tüm sofistike fikirlerine rağmen, karşılaştırılabilir bir şey inşa etmeyi asla düşünmemişlerdi.8

Havacılık Bürosu'na yapılan tavsiyeler, California Teknoloji Enstitüsü'nün Jet Propulsion Laboratuvarı ve roket yakıtları üretiminde savaş zamanı deneyimine sahip bir California firması olan Aerojet General Corporation ile hızla keşif sözleşmelerine yol açtı. Cal Tech'in Homer J. Stewart ve birkaç ortak tarafından hazırlanan ve Aralık 1945'te sunulan raporu, komitenin yörünge, roketin motoru ve yakıt performansı, aracın yapısal özellikleri ve faydalı yük arasındaki karşılıklı ilişkiler hakkındaki hesaplamalarını doğruladı. Aerojet'in sıvı hidrojen ve sıvı oksijenden elde edilen gücün komite hesaplamalarını onaylaması kısa süre sonra geldi. Bu nedenle cesaretlendirilen BuAer, North American Aviation, Incorporated ve Glenn L. Martin Company ile dünya uydu aracı "ESV"nin ön yapısal tasarımı için sözleşmeler atadı ve uydunun pillerini şarj etmek için güneş enerjisiyle çalışan aygıtlar üzerinde çalışma yaptı ve böylece daha uzun süre uzayacak. onların hayatı. Ancak tahminler, programı ön aşamaların ötesine taşımanın maliyetini 5 milyon doların üzerinde, Donanma yüksek rütbelileri tarafından onaylanması muhtemel olmayan bir meblağ olarak ortaya koyduğundan, ESV savunucuları Ordu Hava Kuvvetleri işbirliğini aradılar. 9 İlginçtir ki, genellikle silahlı kuvvetlerin özelliği olan bölümlendirme ile BuAer, görünüşe göre planlarını Deniz Araştırma Laboratuvarı'nın planlarıyla ilişkilendirmeye çalışmadı. 10

Mart 1946'da, NRL bilim adamlarının bir uydunun henüz denenemeyecek kadar zor bir proje olduğuna karar vermesinden kısa bir süre sonra, BuAer ve Ordu Hava Kuvvetleri temsilcileri, "uydu gelişimini takip etmekten elde ettiği genel avantajların haklı çıkmak için yeterli göründüğü konusunda anlaştılar. bariz askeri veya tamamen deniz uygulamalarının kendi başlarına şu anda harcamayı garanti etmeyebileceği gerçeğine rağmen, büyük bir program. Elbette, ortak bir Donanma-Ordu programını onaylama konusunda isteksizdi. Tam aksine. Komutan Hall, generalin donanmanın bir alana girmesine içerlediğini belirtti ve "bunun çok açık bir şekilde AAF eyaleti olduğunu iddia etti." Bunun yerine, Mayıs 1946'da, Ordu Hava Kuvvetleri bir fizibilite çalışması şeklinde kendi teklifini sundu. Douglas Aircraft Company'nin bir birimi ve RAND Corporation of California'nın öncüsü olan Project Rand tarafından. 11 Havacılık Bürosu komitesinin bilim adamları gibi, Project Rand matematikçileri ve mühendisleri de teknolojinin zaten bir uzay gemisi fırlatma görevine eşit olduğunu ilan ettiler. Geminin, beş yıl içinde, yani 1951'in ortalarına kadar, dünyanın çevresini dolaşabileceği tahmininde bulundular. Atom bombası için bir taşıyıcı olarak kullanılamayacağını ve bir silah olarak doğrudan bir işlevi olmayacağını kabul ettiler, ancak yine de yapay bir uyduyu yörüngeye yerleştirmenin sağlayacağı avantajları vurguladılar: "Dünya üzerindeki etkiyi görselleştirmek için, Amerika Birleşik Devletleri aniden başka bir ulusun zaten başarılı bir uydu yerleştirdiğini keşfederse, burada hissedilecek olan şaşkınlığı ve hayranlığı hayal edebilirsiniz.'' 12

Pentagon'daki yetkililer etkilenmedi. Ordu Hava Kuvvetleri baş akıl hocası ve hizmetin araştırma ve geliştirme incili haline gelen raporun baş yazarı Theodore von K'aacuterm'aacuten, üst atmosferde araştırmayı savundu, ancak yapay bir uydu kullanımı konusunda sessiz kaldı. Vannevar Bush'un da böyle bir girişime inancı yoktu. Zamanının Amerika'sındaki en etkili bilim adamı ve 1946'da Birleşik Ordu ve Deniz Kuvvetleri Araştırma ve Geliştirme Kurulu'nun başkanı. Bush, kıtalararası güdümlü füzeler inşa etmek için gerekli mühendislik becerilerini öngörülebilir gelecekte geliştirme olasılığı konusunda bile şüpheciydi. Şüpheleri, von K'aacuterm'in uydu planlarını hiçe saymasıyla birleştiğinde, kaçınılmaz olarak teklifler üzerine soğuk su serpildi ve onlara uzun süredir kabul edilen ılık kabulün açıklanmasına yardımcı oldu. 13

Yine de Donanma-Ordu Hava Kuvvetleri birleşik programının vetosu, bir "uzay gemisi" savunucularının umutlarını öldürmedi. Project Rand, Ordu Hava Kuvvetleri için ikinci bir çalışmayı tamamladı. Ancak 1947 ortalarından sonra, Hava Kuvvetleri yeni oluşturulan Savunma Bakanlığı bünyesinde ayrı bir hizmet haline geldiğinde, yeniden yapılanma bir veya daha fazla yıl boyunca subaylarını meşgul etti ve akademik bilim adamlarının çoğu, General LeMay'in araştırmaya yönelik kayıtsızlığını paylaştığına inanıyordu. savunma sorunlarına. Öte yandan BuAer'de, bazı adamlar uydu çalışmalarını gerçek deneylere dönüştürmek için para için baskı yapmaya devam etti. Ne yazık ki, Savunma Bakanlığı Araştırma ve Geliştirme Kurulunun Güdümlü Füzeler Komitesinde görev yapan sivil bilim adamlarından oluşan bir Teknik Değerlendirme Grubu, Mart 1948'de "Ne Donanmanın ne de USAF'ın henüz askeri veya bilimsel bir araç kurmadığını" açıkladı. 14 Rand Projesi'nden Louis Ridenour, Hall'un 1945 ve 1946'da vurguladığı gibi, boşuna, "bir uydunun geliştirilmesinin kıtalararası roket füzesinin geliştirilmesine doğrudan uygulanacağını" açıkladı, çünkü başlangıçtaki hız gerekliydi. ikincisini başlatmak için "saniyede 4,4 mil, uydu için ise 5,4 mil gerekir."

Atılan şeylerden bir şeyler kurtarma umuduyla, Donanma bu noktada yaklaşımını değiştirdi. Glenn L. Martin Company tarafından sözleşme kapsamında hazırlanan ayrıntılı bir mühendislik tasarımıyla desteklenen BuAer, güçlü bir yüksek irtifa test aracı olan HATV'den beri, dört yüz milin üzerinde rekor bir irtifaya çıkabilen sondaj roketi yapmayı önerdi. aşırı üst atmosferden şimdiye kadar elde edilemeyen bilimsel veriler sağlamak gibi ikili bir amaca hizmet edebilir ve aynı zamanda hidrojen tahrik sisteminin verimliliğini dramatize edebilir. Böylece ESV için mali destek toplayabilir. Ancak Aralık 1948'de Savunma Bakanı'nın İlk Yıllık Raporu yayınlandığında, üç servisin her birinin "Dünya Uydu Aracı Programı" için çalışmalar ve bileşen tasarımları yürüttüğünü belirten kısa bir paragraf, vergi mükelleflerinin böylesine savurgan bir şekilde israf edilmesine kamuoyunda bir tepki uyandırdı. Öfkeli bir mektup yazarı, programı Tanrı'nın insanlık için olan iradesine kutsal olmayan bir meydan okuma olarak ilan etti. Bu tür bir tepki, uzay araştırmaları için askeri çanta iplerinin gevşemesini teşvik etmedi. Kağıt çalışmaları, evet donanım, hayır. Donanma, daha sonraki ifadelere göre, önerilen sevk sistemi ve yapı mühendisliğinde Sovyet tasarımlarından birkaç yıl önce çaylayan bir aşamada HATV geliştirmesini bırakmak zorunda hissetti. 16

Bununla birlikte, Ordu Mühimmat Kolordusu, orta menzilli bir balistik füze için bir motor ararken, Kuzey Amerika Havacılığının HATV tasarımındaki deneyiminden faydalanmayı başardı. ilk başarılı Amerikan uydusu için fırlatıcı. Böylece, donanmanın bilimsel araştırma yapmasına izin verilmeyen para, ordunun askeri bir roket için kullanımına sunuldu. 17 1949'un başlarında Hava Kuvvetleri, Rand Projesi'nin yakın zamanda örgütlenen halefi olan RAND Corporation'dan daha fazla fayda çalışması hazırlamasını istedi. 1951'de sunulan makale, bir "siyasi strateji aracı" olarak bir uydunun değerini analiz etmeye odaklandı ve yine, bir Amerikan dünya uydusu gibi dünya görüşü üzerinde bu kadar önemli psikolojik etkileri olabilecek bir projeyi desteklemek için ikna edici bir argüman sundu. 18 Ekim 1957'ye kadar metni okuyan yetkililerin çoğu bu noktanın geçerliliğini kabul etmeyecekti.

Bu arada, NRL'nin Roket Sondası Araştırma Bölümünden bir nükleer silah çarpma programına yaklaşık yirmi "birinci hat insanı" transfer edilmesine rağmen, Beyaz Kumlar'da ve Washington'daki Deniz Araştırma Laboratuvarı'nda üst atmosferle ilgili araştırmalar yavaş yavaş ilerlemeye devam etmişti. White Sands'deki Donanma ekibi, o zamanlar "yüksek irtifa araştırmalarının beygir gücü" olarak bilinen Aerobee ile sondaları sürdürürken, Ordu kalkanı altında bir Bumper-Wac-ikinci aşama olarak takılı bir Wac-Onbaşı roketi olan bir V-2 vardı. - Şubat 1949'da 250 mil irtifaya rekor kıran bir uçuş yaptı. Kısa bir süre sonra Glenn L. Martin Company tarafından NRL için inşa edilen yeni sondaj roketi üzerinde testler başladı. İlk başta "Neptune" olarak adlandırılan ve daha sonra "Viking" olarak yeniden adlandırılan ilk model, birkaç önemli yeniliği bünyesinde barındırıyordu: direksiyon için yalpalı bir motor, ana yapısal malzeme olarak alüminyum ve ana güç kesildikten sonra aracı stabilize etmek için aralıklı gaz jetleri. Reaction Motors Incorporated, Amerika Birleşik Devletleri'nde üretilen ilk üç büyük sıvı tahrikli roket enerji santralinden biri olan motoru tedarik etti. 1949 baharında ateşlenen 1 numaralı Viking, 50 mil irtifaya ulaştı. Bumper-Wac'ın sergilediği güce kıyasla mütevazı olsa da, nispeten küçük tek aşamalı Viking'in itişi yine de dikkate değerdi. 20



Donanmanın Yüksek İrtifa Test Aracı (HATV).
1946'da önerildi ve 1951'de bir uydu fırlatması gerekiyordu.

Her Viking'de yapılan modifikasyonlar daha iyi performans getirirken, NRL'deki Elektron Optik Şubesi, daha sonra nükleer bileşimi hakkındaki sorulara cevap verecek ekipman olan x-ışını ve ultraviyole dalga boyları için iyon odaları ve foton sayaçları kullanma yöntemi üzerinde çalışıyordu. Güneş radyasyonu. "Minitrack"in öncülü olan ve "Tek Eksenli Faz Karşılaştırma Açı-İzleme Birimi" olarak bilinen ve uzayda küçük bir aletli cismin sürekli izlenmesine izin verecek bir elektronik izleme cihazının geliştirilmesi de aynı derecede değerliydi. Bir sonraki son Viking, No. 11, Mayıs 1954'te 158 mil yüksekliğe çıktığında, radyo telemetre sistemi, kozmik ışın emisyonları hakkında veri iletti, tıpkı yaklaşık iki hafta önce ateşlenen Viking 10'un bilim adamlarına verdiği gibi. 136 mil yükseklikte pozitif iyon bileşiminin ilk ölçümü. 21 Beş yılda toplam 6 milyon dolardan daha az bir maliyetle elde edilen bu olağanüstü başarılar dizisi, 1955'te NRL'yi, daha güçlü bir motorla ve üst aşamaların eklenmesiyle, burada bir dünya uydusu fırlatabilecek bir araç olduğuna inanmaya teşvik etti.



Bir roket fırlatmak için RAND Corporation teklifi
Bir "Dünyayı Dönen Uydu", 1951.

Bu çalışma müteakip programlar için gerekli olmasına rağmen, 1940'ların sonlarında ve 1950'lerde Deniz Araştırma Laboratuvarı, projeleri için John P. Hagen'in "kararlı finansman" dediği şeye sahip olmadığı için engellendi. Atmosfer ve Astrofizik Bölümü başkanı Hagen, bütçe sistemini tek başına yetersiz buldu. NRL 1923'te kurulmuştu, ancak Donanma içinde İkinci Dünya Savaşı sonrası bir yeniden yapılanma, Deniz Araştırmaları Ofisi'ni hayata geçirmiş ve ona Laboratuvarın maliyesinin idari kontrolünü vermişti. ONR, Laboratuar'a yıllık olarak mütevazı bir sabit miktar tahsis etti, ancak diğer Donanma büroları ve federal kurumlar, Laboratuar'ın yeteneklerini sık sık kullandı ve belirli işler için ödeme yaptı. Düzenleme, işvereninden küçük bir maaş alan, ancak geçiminin büyük bir kısmını özel hizmetler için kendi müşterileri tarafından kendisine ödenen ücretlere dayanan bir adamınkine benziyordu. NRL'nin her sözleşmesi, ister tasarım çalışmaları ister donanım için olsun, ya ONR tarafından ya da kalıcı Donanma bürosundan biri tarafından müzakere edilmeli ve yönetilmelidir - atmosfer araştırmalarında Deniz Kuvvetleri Havacılık Bürosu tarafından yapıldı. Bir sözleşmenin iptali, 1950'den 1954'e kadar olan yılların gösterdiği gibi, NRL'nin işleyişini ciddi şekilde bozabilir. 22

Kore Savaşı'nın patlak vermesiyle, Savunma Bakanlığı'nda füze araştırmalarının temposu arttı. Donanma gemiden fırlatılabilen güdümlü bir füze ve NRL'deki bir grup onu takip etmek için radyo interferometreleri üzerinde çalışırken, Alabama'daki Redstone Arsenal'deki roketçiler, 200'lü bir balistik füze için Kuzey Amerika Havacılık motorundan "hataları" çıkarmakla meşguldü. RAND, Hava Kuvvetleri için bir askeri keşif uydusu üzerinde gizli çalışmalar yürütüyordu. Haziran 1952'de NRL, balistik füze araştırmalarında kullanılmak üzere Viking No. 10'a benzer dört ek Viking yapımı için onay aldı, ancak on bir ay sonra BuAer desteğini geri çekti ve yüksek performanslı oksijen-amonyak motoru geliştirme sözleşmesini iptal etti. Daha az güçlü Viking motorunu değiştirmek için bu iptal, gelecekteki Vanguard roketinin ilk aşaması için uygun bir enerji santralinin mevcudiyetini üç yıldan fazla erteledi. Benzer şekilde, 1954'te fon eksikliği, sıvı tahrikli yeni bir Aerobee-Hi sondalama roketi tasarlamak ve geliştirmek için bir NRL programını kısıtladı. Hava Kuvvetleri Batı Geliştirme Bölümü'nün Temmuz 1954'teki talebi üzerine Laboratuvar, gelişmiş bir Viking'in kıtalararası balistik füzeler, ICBM'ler için bir test aracı olarak olası kullanımını araştırdı. Bir füzenin savaş başlığının hedefine ulaşmadan dağılmadan atmosfere geri dönmesinin nasıl sağlanacağı "giriş sorunu"nun çözümünü içeren çalışma, M-I0 ve M-15 Viking'in tasarımını üretti. Her birinin atmosfere yeniden gireceği Mach sayısıyla ölçülen hızlara. Ancak Hava Kuvvetleri daha sonra geliştirme sözleşmelerinin özel sektöre geçmesine izin verdi.23 Bu yıllarda Savunma Bakanlığı, savaş ekipmanıyla yalnızca uzaktan bağlantısı olduğu anlaşılan araştırmalara simgesel meblağlardan fazlasını harcamaya isteksizdi.

Mayıs 1950'de Ulusal Bilim Vakfı'nın kurulması, bu konumu haklı çıkarma eğilimindeydi, çünkü yeni ajansın ana işlevlerinden biri, temel araştırmaları teşvik etmek ve esas olarak Amerikan üniversitelerine yapılan yardımlar yoluyla destek sağlamaktı. Kara, Deniz ve Hava Kuvvetlerinin misyonu ulusal savunmaydı, Vakfınki ise bilimsel keşfi teşvik etmekti. Hangi temel araştırma dallarının kendi başlarına kamu mali yardımını hak ettiğine karar vermek Vakfın sorumluluğundayken, diğer federal kurumlar kanunen temel araştırmalarını pratik görevleriyle yakından ilgili alanlarla sınırlamak zorundadır. Vakfın tüzüğü uygulamalı araştırma ve geliştirme için bağış yapmasını yasaklamış olsa da - tam da ordunun genellikle yardımı memnuniyetle karşılayacağı alan - herhangi bir hükümet departmanı, Ulusal Bilimler Akademisi'nden bilimsel sorunlar hakkında yardım isteyebilir. 1863'te hükümete danışmanlık yapan, ancak hükümetten bağımsız olarak kendi kendini idame ettiren bir kurum olarak kurulan Akademi, her bilim dalında seçkin kişileri bünyesinde barındırıyordu. Yürütme birimi olan Ulusal Araştırma Konseyi, federal kurumlar için çalışmalara sponsor olmayı kabul ettiğinde, çalışmalar bazen saf araştırmadan daha fazla uygulamalı içeriyordu. Ancak Akademi'nin Araştırma Konseyi ve Bilim Vakfı, araştırılacak sorunları seçme konusunda sık sık birlikte çalıştı.24 .



Aerobee-Hi Viking 10, White Sands Bumper-Wac'taki fırlatma rampasında

İyonosferin bileşimi, dünya yüzeyinden yaklaşık elli mil yukarıda başlayan bölge ve dış uzayın doğası, Pentagon için Ulusal Akademi, Bilim Vakfı ve akademik bilim dünyası için olduğundan daha az önemliydi. Gerçekten de, her enstrümanlı V-2 atışından elde edilen bulguları analiz eden ve daha sonra Akademinin ilk bazı gelecekteki üyelerinden alınan Aerobee, Viking ve Aerobee-Hi uçuşlarının sonuçlarını değerlendiren gönüllüler paneli. Yıllar içinde katılanlar arasında Cal Tech'in Jet Propulsion Laboratuvarı'ndan Homer J. Stewart ve William H. Pickering, NRL'den Milton W. Rosen, Homer E. Newell, Jr. ve John W. Townsend, Jr. ve James vardı. Johns Hopkins Üniversitesi Uygulamalı Fizik Laboratuvarı'ndan A. Van Allen ve daha sonra Iowa Eyalet Üniversitesi'nde profesör. Van Allen'ın başkanlığında, Üst Atmosfer Roket Araştırmaları Paneli, üniversite fizikçileri ile Savunma Bakanlığı arasında güçlü bir bağlantı haline geldi; bu, Savunma Bakanlığı'nın Araştırma ve Savunma Bakanlığı'nın danışma komitelerinde görev yapan sivil bilim adamlarının sağladığından daha doğrudan bir bağlantıydı. Geliştirme Kurulu. 25

Silahlı kuvvetler araştırma ve geliştirme programlarını esas olarak askeri hedeflerle sınırlandırırken, hiçbir servis gelecekteki olasılıkların tartışılmasını caydırmak istemedi. 1951 sonbaharında, Los Angeles California Üniversitesi'nden Joseph Kaplan tarafından bir araya getirilen Hava Kuvvetleri'ndeki birkaç doktor ve bir grup fizikçi, Üst Atmosferin Fiziği ve Tıbbı konulu bir sempozyum için San Antonio, Teksas'ta bir araya geldi. Katılımcılar, insanlı uçuşun henüz mümkün olmadığı "kotaeropoz" olarak adlandırılan bölge hakkında mevcut bilgileri özetledi ve henüz keşfedilmemiş olan bu bölgeye insan girişindeki sorunları inceledi. Kaplan, bir yıl sonra kitap halinde yayınlanan makalelerin, iyonosferin yoğun çalışmaları için coşku uyandırmada doğrudan etkili olduğuna inanıyordu. 26

San Antonio oturumlarından birkaç ay önce, New York Hayden Planetaryumu uzay araştırmaları üzerine ilk yıllık bir sempozyum düzenledi ve yaklaşık aynı zamanda Amerikan Roket Derneği, halkı uyandırmanın başka yollarını aramak için geçici bir Uzay Uçuşu Komitesi kurdu. gezegenler arası keşif için ilgi ve kazanan hükümet desteği. 1930'ların başlarında roket gelişimini takip eden birkaç düzine kişiden oluşan topluluk, bazıları uçak endüstrisi ile bağlantılı, bazıları devlet hizmetinde ve bazıları da tamamen savaşa kapılmış olan yaklaşık iki bin üyeye ulaştı. bilinmeyene ulaşmanın yaratıcı olasılıkları. Komite, sonraki iki yıl boyunca Derneğin New York merkezinde veya Andrew Haley'nin Washington ofisinde aralıklarla toplandı. Topluluğun hukuk müşaviri, ancak General Electric Company'den Richard W. Porter Ulusal Bilim Vakfı Direktörü Alan T. Waterman'ı arayıp ondan Vakfın bir teklifi değerlendireceğine dair bir güvence alana kadar resmi ve ayrıntılı bir açıklama yaptı. komitenin amentüsü ortaya çıkıyor. Komite başkanı ve Viking sondaj roketinin geliştirilmesini ve testlerini yöneten başlıca mühendislerden biri olan Milton Rosen, daha sonra bir dünya uydusunun fırlatılmasından elde edilebilecek faydaların kapsamlı bir çalışmasını savunan raporu tasarladı ve yazdı. 27 Kasım 1954'te tamamlanan belge, ertesi yılın başlarında Vakfa gitti. 27

Makale, ihtiyaç duyacağı fırlatma aracının türünü tanımlamaya çalışmadan, uzay araştırmalarının zengin ödüller getirmesinin nedenlerini açıkladı. Her biri kendi özel alanıyla ilgilenen bir bilim insanı tarafından yazılan altı ek, aletli bir uydunun doldurabileceği mevcut bilgi boşluklarına işaret ediyordu. Mt. Wilson'daki Palomar Gözlemevi'nin yöneticisi Ira S. Bowen, göksel olayların fotoelektronik taramasında, dünyanın iki yüz mil yukarısındaki bir vücuttan daha net görünürlük ve daha uzun süre maruz kalmanın astronomlara nasıl yardımcı olacağını açıkladı. Deniz Havacılık Tıbbı Okulu'ndan Howard Schaeffer, uzaydan gelen radyasyonun canlı hücreler üzerindeki etkileri üzerine gözlemler elde etmenin faydalarını yazdı. İletişimde, 1952 önerisi on yıl sonra Telstar'ı doğuran John R. Pierce28, radyo ve televizyon yayınları için bir rölenin faydasını tartıştı. Jeodezi alanında elde edilebilen veriler. Ordu Harita Servisi'nden Binbaşı John O'Keefe'ye göre, dünyanın büyüklüğü ve şekli ile yerçekimi alanlarının yoğunluğuna ışık tutacak, bu bilgiler denizciler ve haritacılar için paha biçilmez olacak. North American Weather Consultants'tan meteorolog Eugene Bollay, hava tahmininin doğruluğundaki öngörülebilir kazanımlardan bahsetti. Bilim dışı eğitim almış okuyucular için belki de en aydınlatıcı olan şey, Homer E. Newell'in, günler boyunca biriken verilerin açıklığa kavuşturabileceği iyonosferin bilinmeyenlerine ilişkin analiziydi.

Newell, atmosferdeki kafa karıştırıcı ve karmaşık olayların "uzaydan gelen bir enerji akışının kota tezahürü" olduğunu yazdı. Bu enerjinin doğası ve büyüklüğü neydi? Gelen enerjinin çoğu, yüksek irtifalarda atmosferde emildi. Yeryüzünden beş yüz mil yükseklikteki bir uzay uydusundan iletilen verilerden, dünya tazı bilimcisi, bu enerjinin birincil üreticisi olan güneşten yayılan radyasyonun doğasını ve yoğunluğunu ölçebilir. Kozmik ışınlar. meteorlar ve mikro meteorlar da enerji getirdi. Muhtemelen üst atmosfer üzerinde çok az etkiye sahip olmalarına rağmen, kozmik ışınlar, son derece yüksek enerjileri ile alt atmosferde iyonlaşma üretti. Güneşten gelen düşük enerjili parçacıkların auroraya neden olduğu ve iyonosferin oluşumunda önemli bir rol oynadığı düşünülüyordu. Sondaj roketleri, çeşitli yüksekliklerde çeşitli radyasyonların anlık ölçümlerinden biraz daha fazlasına izin verdi, ancak jeomanyetik bir meridyen düzleminde dünyayı çevreleyen bir uydu ile, erişilemeyen bir bölge olan kozmik ışın spektrumunun düşük enerjili ucunu ayrıntılı olarak incelemek mümkün olmalıdır. atmosfer içindeki gözlemi yönlendirmek ve en iyi jeomanyetik kutupların üzerinde çalışmak. Güneş tarafından şarj edilen piller, haftalarca veya aylarca bilgi iletmek için güç sağlayabilmelidir.

Kayıtsız bir halkın roket "çatlaklarından" beklediğinin aksine, belgede "sadece yapıldığını söylemek amacıyla bir uydu yaratmanın maliyeti haklı çıkarmayacağını" kaydetti. Bunun yerine uydu, ona sponsor olan yetkililerin, onu üreten bilim adamlarının ve mühendislerin ve parasını ödeyen topluluğun saygısını kazanabilecek faydalı amaçlara hizmet etmelidir. zeki meslekten olmayanlar bunu anlayabilirdi. ve Şubat 1955'te bir mühendislik dergisinde yayınlanması, rapora farklı bir izleyici kitlesi kazandırdı. 29

Bu arada, hükümet hizmetindeki ve dışındaki bazı adamlar uydu fikrini sürdürmeye devam etti. Şubat 1952'de, Manhattan Projesi'nin ilk günlerinde önemli bir figür olan Temple Üniversitesi'nden Aristid V. Grosse, Başkan Truman'ı, dışarıdan çıplak gözle görülebilen şişirilebilir bir balon biçimindeki bir uydunun faydasına ilişkin bir çalışmayı onaylamaya ikna etmişti. yeryüzünün yüzeyi. Peenemuende'den Alman doğumlu uzmanlardan biri olan Wernher von Braun'un ilgilendiğinin farkında olan fizikçi, Alabama, Huntsville'deki Redstone Arsenal'de onunla ve ortaklarıyla danışmanlık yaptı. On beş ay sonra Grosse, Hava Kuvvetleri Sekreterine Batı'da yükselebilecek "Amerikan Yıldızı"nın bir tanımını sundu. Muhtemelen önerilen uydu, başka bir faydası olmayan sadece bir gösteri parçası olacağından, daha fazla bir şey duyulmadı. 30

Bununla birlikte, Collier's dergisinin üç sayısında yer alan bir dizi makale 1952'de büyük ilgi gördü. Kaplan'ın yemek masasında anlattığı gibi San Antonio sempozyumuna ilişkin bir açıklamayla karıştırılan derginin editörleri, başlıca yazıları yazmak için Wernher von Braun'u görevlendirdi. ve Harvard Üniversitesi Astronomi Bölümü başkanı Kaplan, Fred L. Whipple, Hava Kuvvetleri Uzay Tıbbı Bölümü'nden Heinz Haber, gazeteci Willy Ley ve diğerlerinden daha kısa katkılar aldı. Editörlerin yorumu şöyleydi: "Neyi bekliyoruz?", komünist bir ulusun ABD harekete geçmeden önce uzayı önleyememesi ve böylece atom bombalarıyla donatılmış insanlı uzay platformlarından dünyayı kontrol etmesine karşı bir alarm ifadesi. Öte yandan, von Braun'un makaleleri, esas olarak, Amerika bir kerede "kargo roketleri" ve Amerikan roket gemilerinin diğer gezegenlere ayrılıp geri dönebileceği tekerlek şeklinde bir dünya çemberi uzay istasyonu inşa etmeye başlarsa, yirmi beş yıl içinde mümkün olan heyecan verici keşiflerin altını çiziyordu. Belki de materyali popüler tüketime uyarlamak için yapılan ciddi düzenleme nedeniyle, metin bu harikaların nasıl gerçekleştirileceğine dair çok az teknik veri içeriyordu veya hiç bir yerde "telemetri" terimi yoktu. Ancak renkli resimlerle dolu makaleler ve müteakip bir Walt Disney filmi halkın ilgisini çekti ve von Braun ile Maryland Üniversitesi'nde parlak bir genç fizikçi olan S. Fred Singer arasında mektupların değişmesine yol açtı. 31

Uluslararası Uzay Bilimleri Federasyonu'nun 1953 yazında, Zürih, İsviçre'deki dördüncü Kongresinde, Singer, İngiliz Gezegenler Arası Derneği üyeleri tarafından iki yıl önce hazırlanan bir araştırmaya dayanarak, Dünya'nın Minimum Yörüngeli İnsansız Uydusu MOUSE'u önerdi. bir V-2 roketinin kullanımına ilişkin şema. White Sands'deki Üst Atmosfer Roketi Araştırma Paneli, Nisan 1954'te planı tartıştı ve Mayıs ayında Singer, MOUSE önerisini Hayden Planetarium'un dördüncü Uzay Seyahati Sempozyumunda tekrar sundu. Bu vesileyle, Amerika Birleşik Devletleri Hava Bürosu'ndan Harry Wexler, "Bir Uydu Aracından Havayı Gözlemlemek" başlıklı bir konferans verdi.32 Böylece Amerikan halkı, bilimkurgudan öte bir şey olarak yapay bir uydu kavramına maruz kalıyordu.

O zamana kadar, Deniz Araştırmaları Dairesi Hava Şubesinden Komutan George Hoover ve Alexander Satin, roketteki son teknolojik gelişmelerin sanatı o kadar geliştirdiği sonucuna vardılar ki, bir uydu fırlatmanın fizibilitesi artık ciddi bir şüphe duymadı. Hoover bu nedenle Huntsville'deki Ordu Balistik Füze Ajansı uzmanlarına duyargalar verdi. Orada, uzay platformunu pratik olmadığı için geçici olarak bir kenara atan von Braun, yörüngeye küçük bir uydu yerleştirmek için Redstone roketini kullanmayı düşünüyordu. V-2'nin doğrudan soyundan gelen Redstone, bir adamın tarif ettiği gibi, büyük bir "kazan plakası" parçasıydı. Altmış dokuz fit uzunluğunda, yetmiş inç çapında ve 61.000 pound ağırlığında, elektrik santrali sıvı oksijeni aşağıdaki gibi kullanıyordu. oksitleyici ve yakıt olarak bir alkol-su karışımı. North American Aviation, Inc.'in Rocketdyne Bölümü tarafından inşa edilen ve 1953'te test edilen yeni bir Redstone motoru, V-2'ninkinden yüzde otuz daha hafif ve yüzde otuz dört daha güçlüydü. 33 Komutan Hoover, 1947'de BuAer'in, tamamen farklı olmayan bir uzay programında Ordu Hava Kuvvetleri işbirliğini sağlamak için beyhude çabalarını bilseydi, daha önceki hayal kırıklığı onun cesaretini kırmadı. Ve artık bir uydu projesi için Donanma fonları alabileceğine inanmak için nedenleri olduğu için, von Braun'un ilgisini çekmekte hiç zorluk çekmedi. Washington'da American Rocket Society'nin eski başkanı III. Frederick C. Durant tarafından düzenlenen bir toplantıda, Hoover, Satin, von Braun ve Huntsville'den David Young, Durant, Singer ile olasılıkları tartıştı. ve gök cisimlerini takip etme konusunda önde gelen Amerikan otoritesi Fred Whipple. Konferansçıların fikir birliği, üst aşamalar için otuz bir Loki katı yakıtlı roket kümesine sahip hafifçe değiştirilmiş bir Redstone roketinin, beş kiloluk bir uyduyu minimum 200 mil yükseklikte yörüngeye yerleştirebileceği yönündeydi. Bu başarılı olsaydı, kısa bir süre sonra aletlerle donatılmış daha büyük bir uydu izleyebilirdi. Whipple'ın optik izlemenin bu kadar küçük bir uyduyu 200 millik bir mesafeden izlemek için yeterli olacağı yargısı, grubun radyo izlemenin gereksiz olacağı sonucuna varmasına neden oldu. 34

Whipple daha sonra Ulusal Bilim Vakfı'na başvurarak, bir uydudan ve "aktif bir uydu aracının ortaya çıkmasından çok önce tasarlanması gereken enstrümantasyondan" beklenebilecek teknik kazanımlar üzerine bir konferansı finanse etmesi için yalvardı. aylar sonra fikre olumlu yanıt verdi, ancak 1954'te bu konuda herhangi bir işlem yapılmadı. 35 Komutan Hoover daha iyi sonuç verdi. Öneriyi Deniz Araştırmaları Dairesi'nden Amiral Frederick R. Furth'a götürdü ve amiralin onayı ile Redstone Arsenal'de General H. T. Toftoy ve von Braun ile işbölümünü tartıştı. Sonuç, Ordu'nun güçlendirici sistemi tasarlaması ve inşa etmesi gerektiği, Donanmanın uydu, izleme tesisleri ve verilerin toplanması ve analizi için sorumluluk alması gerektiği konusunda bir anlaşmaydı. ONR'deki hiç kimse plan hakkında Deniz Araştırma Laboratuvarı'na danışmamıştı. Kasım 1954'te, yeni adı verilen Orbiter Projesi'nin tam bir açıklaması, kritik inceleme ve yorum için ONR'nin baş bilimcisi Emmanuel R. Piore'ye ve Ordu Balistik Füze Ajansı'nın çoğunu yöneten Pasadena'daki devlete ait Jet Propulsion Laboratuvarı'na gönderildi. Araştırma. Yıl sonundan önce, Deniz Araştırmaları Ofisi, fizibilite analizleri veya alt sistemler için bileşenlerin tasarımı için toplam 60.000 ABD Doları tutarında üç sözleşmeye izin vermişti. "Ücretsiz uydu" olarak adlandırılan Orbiter, büyük ölçüde mevcut donanımdan inşa edilecekti. 36



Statik ateşleme standında bir Redstone roketi
Ordu Balistik Füze Ajansı, Huntsville, Alabama.

Bu noktada, Ulusal Akademi ve Amerikan üniversitelerinin fizikçileri arasında bilimsel düşüncenin almakta olduğu dersi incelemek gerekir, çünkü uzun vadede bir uydu programıyla ilgili hükümet kararlarını en hızlı şekilde etkileyecek olan onların tavsiyeleriydi. Hikayenin bu aşaması 1950 baharında, James Van Allen'ın Silver Spring, Maryland'deki evinde gayri resmi bir toplantıda başlar. Van Allen tarafından ünlü İngiliz jeofizikçi Sydney Chapman ile buluşmak üzere davet edilen grup, Long Island'daki yeni Brookhaven Ulusal Laboratuvarı başkanı Lloyd Berkner, S. Fred Singer, Navy BuAer'de jeofizikçi ve jeofizikçi J. Wallace Joyce'dan oluşuyordu. Dışişleri Bakanlığı ve Carnegie Enstitüsü Karasal Manyetizma Bölümü'nden Ernest H. Vestine. Berkner, dünyanın ve üst atmosferin eşzamanlı ölçümlerinin ve gözlemlerinin dünyanın üzerinde bir mesafeden nasıl elde edileceğinden bahsederken, belki de başka bir Uluslararası Kutup Yılı düzenlemenin en iyi yol olacağını öne sürdü. Arkadaşları hemen coşkuyla karşılık verdiler. Berkner ve Chapman daha sonra fikri daha da geliştirdiler ve Uluslararası Bilimsel Birlikler Konseyi'ne sunmak üzere forma soktular. İlk Uluslararası Kutup Yılı, 1882'de çok sayıda ulustan bilim insanlarının kutup koşullarını incelemek için bir yıl boyunca çabalarını birleştirmeyi kabul etmesiyle uluslararası bilimsel işbirliğinin emsalini oluşturmuştu. 1932'de ikinci bir Uluslararası Kutup Yılı gerçekleşti. Berkner'in aralığı 25 yıla kısaltma önerisi zamanındaydı çünkü astronomlar 1957-1958'in maksimum güneş aktivitesi dönemi olacağını biliyordu. 37 Avrupalı ​​bilim adamı plana abone oldu. 1952'de Uluslararası Bilim Birlikleri Konseyi, düzenlemeler yapmak için bir komite atadı, çalışmanın kapsamını sadece kutup bölgelerini değil, tüm dünyayı kapsayacak şekilde genişletti, süreyi on sekiz ay olarak belirledi ve daha sonra girişimi Uluslararası Jeofizik Yılı olarak yeniden adlandırdı, kısalttı. IGY'ye yapılan popüler konuşmada. Sonunda altmış yedi ulusu kucakladı. 38



Project Orbiter ile ilgili toplantı, 17 Mart 1955, Washington, D.C.

Uluslararası Bilimsel Birlikler Konseyi'nde Ulusal Bilimler Akademisi her zaman Birleşik Devletler'in bağlı kuruluşu olmuştu. Genel olarak ICSU olarak adlandırılan Konseyin kendisi, Uluslararası Jeodezi ve Jeofizik Birliği gibi bir hükümet dışı uluslararası bilimsel grup birliğinin merkez birimiydi ve öyledir. Uluslararası Temel ve Uygulamalı Fizik Birliği, Uluslararası Bilimsel Radyo Birliği ve diğerleri. Devlet desteğine ihtiyaç duyan uluslararası bilimsel programlar için planlar hazır olduğunda, Ulusal Akademinin Amerikalıları doğal olarak federal fonlar için Ulusal Bilim Vakfı'na baktılar. İki kuruluş arasındaki ilişkiler her zaman samimi olmuştur, Vakıf genellikle Akademi'ye ve sekreteryasına, Ulusal Araştırma Konseyi'ne ve Akademi'ye sıklıkla Vakıf'tan projeler için finansman aramaktadır. 1952'nin sonunda Akademi, Amerikan katılımını planlamak üzere Joseph Kaplan başkanlığındaki IGY için bir Birleşik Devletler Ulusal Komitesi atadı. Kaplan'ın başkan olarak seçilmesi, üst atmosfer ve uzayla ilgilenen erkeklerin konumunu güçlendirdi.

1953 baharında Amerika Birleşik Devletleri Ulusal Komitesi, Uluslararası Konseyin daha sonra kabul ettiği ve IGY programlarının kapsaması gereken araştırma alanlarını listeleyen bir bildiri taslağı hazırladı - örneğin oşinografik fenomenler, kutup coğrafyası ve sismoloji ve göksel alanda, güneş aktivitesi, iyonlaştırıcı radyasyon kaynakları, kozmik ışınlar ve bunların atmosfer üzerindeki etkileri gibi konular. 39 Yıl boyunca Bilim Vakfı, planlama için IGY komitesine 27.000 $ bağışta bulundu, ancak Aralık ayında Hugh Odishaw, Ulusal Komite sekreteri olmak üzere Standartlar Bürosu müdür yardımcısı olarak görevinden ayrıldığında, hala hükümetin IGY programlarına daha ne kadar destek vereceği belirsiz. Vakıf kaynakları sınırlıydı. Ağustos ayında Kongre, orijinal kanunun Vakfın yıllık bütçesine koyduğu 15.000.000 $'lık tavanı kaldırmış olsa da, 1954 Mali Yılı için oylanan ödenek sadece 8 milyon $'ı bulmuştu. Vakfın diğer taahhütleri göz önüne alındığında, bu tutarın IGY'ye kapsamlı bir katılıma izin vermesi pek olası görünmüyordu. Ocak 1954'te Ulusal Komite toplam 13 milyon dolar istedi. Bilim adamlarının umutları Mart ayında Başkan Eisenhower'ın 1940'ta federal araştırma ve geliştirme desteği için harcanan 100 milyon doların aksine, 1955 mali yılı için Kongre'ye 2 milyar dolarlık araştırma ve geliştirme bütçesi sunduğunu duyurmasıyla yükseldi. Haziran'da Kongre, talep edildiği gibi IGY için toplam 13 milyon dolarlık bir genel harcamaya izin verdiğinde ve Ağustos'ta, IGY hazırlıkları için Ulusal Bilim Vakfı'na 2 milyon dolarlık bir ödenek için 1955 Mali Yılı için oy kullandı. 40

Bu güven duygusuyla, Ulusal Akademi temsilcileri yaz sonunda Avrupa için yola çıktılar ve URSI olarak bilinen Uluslararası Bilimsel Radyo Birliği ile Uluslararası Jeodezi ve Jeofizik Birliği (IUGG) oturumlarına başladılar. Henüz IGY'ye katılma sözü vermeyen ulusların hiçbiri kesin projelere kendini adamamıştı. Toplantılara Rus delegeler katılmasına rağmen, SSCB hiç katılmamıştı. Toplantılar başlamadan önce, Radio Union başkanı ve Comité Spéciale de l'Annéciale Géophysique Internationale (CSAGI) başkan yardımcısı Lloyd V. Berkner, Fred Singer ve Homes E. Newell, Jr.'ın başkanlığında iki küçük gayri resmi komite kurdu. sırasıyla, bir uydunun bilimsel faydasını düşünmek. Ulusal Akademi'nin daha önceki IGY hedefleri listesi, araştırma gerektiren sorunları belirtmişti, ancak bunları çözmek için belirli yöntemler önermemişti. Fizikçiler ve jeodezistler, yıllarca dünyayı ve göksel çevresini atmosferin üstünden gözlemlemekten özlemle bahsettiler. Şimdi, Berkner, bu fikir üzerinde hareket etme olasılığını incelemenin zamanının geldiği sonucuna vardı. Singer, teknik engelleri bir kenara bırakmaya meyilli bir meraklıydı. Bir önceki yıl MOUSE'u sunmuş ve Project Orbiter'ın planlanmasında yer almış olarak, bir IGY uydu programının ikna edici bir savunucusuydu. NRL'den Newell daha muhafazakardı, ancak daha sonra American Rocket Society için yazdığı makalesine dahil ettiği, enstrümanlı bir "kuş"un başarılı bir şekilde piyasaya sürülmesinden beklenecek faydaların IUGG'ye çok fazla vurgulanması. URSI ve IUGG, planı destekleyen kararlar aldı. Ancak CSAGI'nin yine de onaylaması gerekiyordu. Ve potansiyel zorluklar vardı.

Bu nedenle, Roma'daki CSAGI toplantısının arifesinde, Berkner on arkadaşını Hotel Majestic'teki odasına, bir adamın dediği gibi, artıları ve eksileri gözden geçirmeleri için davet etti. CSAGI'ye yapılan teklifin sadece Newton'un Kraliyet Cemiyeti'ne sunabileceği gibi "dindar bir karar" olmadığını söyledi. Grupta ABD Ulusal Komite başkanı Joseph Kaplan, komite sekreteri Hugh Odishaw, Minnesota Üniversitesi Teknoloji Enstitüsü Dekanı Athelstan Spilhaus vardı. Ulusal Standartlar Bürosu'ndan Alan H. Shapley, Hava Bürosu'ndan Harry Wexler, Wallace Joyce, Newell ve Singer. Seans gece geç saatlere kadar sürdü. Singer, bilimsel ve teknik problemin ana hatlarını çizdi - yörüngelerin belirlenmesi, fırlatma hatalarının etkileri, uydunun olası ömrü, telemetre ve uydu oryantasyonu, alıcı istasyonlar, güç kaynakları ve verilerin jeofizik ve astrofiziksel uygulamaları. Üstesinden gelinmesi gereken teknik güçlükler konusunda diğerlerinden daha bilgili olan Newell, uydu pillerinin uzayın ağırlıksız ortamında baloncuklar oluşturabileceğine dikkat çekti ve bunun üzerine Spilhaus yumruğunu vurdu ve bağırdı: "O zaman almayacak piller alırız! "Singer'ın sunumu heyecan vericiydi, ancak bir roketin henüz yörüngeye yerleştirebileceği sınırlı boyutta ve ağırlıkta yapay bir gövdenin, bu projeye harcanan maliyet parasını ve çabayı garanti etmek için yeterli bilimsel değeri kanıtlamak için yeterli güvenilir enstrümantasyon taşıyıp taşımadığı sorusu kaldı. başka araştırmalar için uygun olmayacaktı ve büyük bir uydu inşa etmeye çalışmak yenilgiye davetiye çıkarmak olabilir.

Hem Berkner hem de Spilhaus, insan yapımı bir uyduyu ilk kez fırlatan ulusun kazanacağı siyasi ve psikolojik prestijden bahsetti. Mevcut herkesin bildiği gibi, Sovyet Bilimler Akademisi'nden A.N. Nesmeyanov Kasım 1953'te uydu fırlatmalarının ve ay çekimlerinin zaten mümkün olduğunu ve Tsiolkovskiy'in çalışmalarının şimdi Batılı fizikçiler tarafından kabul edilmesiyle, Amerikalıların Rus bilimsel ve teknolojik yeteneklerine inanmak için nedenleri olduğunu söylemişti. Mart 1954'te Moskova Radyosu, Sovyet gençliğini uzay araştırmalarına hazırlanmaya teşvik etti ve Nisan ayında Moskova Hava Kulübü, gezegenler arası uçuş çalışmalarının başladığını duyurdu. Çok yakın bir zamanda, SSCB kendisini IGY'nin katılımına adamıştı. Amerikalı bilim adamları Eylül 1954'te olası Rus meydan okumasını göz ardı etmeseler de, bazıları bir uydu deneyinin roket sesleriyle üst atmosfer araştırmalarını sakat bırakacak veya durduracak gibi bir vurgu yapmaması gerektiğinde ısrar etti. Sonuncusu, yörüngedeki bir uydunun sağlayamayacağı şekilde, üst atmosferin içinde ve üzerinde art arda irtifalarda ölçümler, yatay düzlem yerine dikey boyunca ölçümler sağlayabilen yerleşik yararlı bir teknikti. Bununla birlikte, altı saatlik oturumun sonunda grup, oybirliğiyle CSAGI'yi bir IGY uydu projesini desteklemeye çağırmayı kabul etti. 41

Takip eden CSAGI toplantısında, Sovyet temsilcileri tartışmayı dinlediler, ancak ne itiraz ettiler, ne yorum yapmaya gönüllü oldular ne de soru sordular. 4 Ekim'de CSAGI, Amerikan önerisini kabul etti: "Görünüşe göre", bu organ,

Üst atmosferde uzaydan gelen radyasyonların ve jeofizik olayların uzun zaman periyotları boyunca gözlemlerin büyük önemine ve mevcut roket tekniklerinin gelişmiş durumu göz önüne alındığında, CSAGI, küçük uydu araçlarının fırlatılmasının düşünülmesini tavsiye eder, bilimsel enstrümantasyonlarına ve güç kaynağı, telemetre ve aracın oryantasyonu gibi uydu deneyleriyle ilgili yeni problemlere. 42

Uzun zamandır Amerikan halkının çoğuna saf Jules Verne ve Buck Rogers fantezisi olarak görünen şey, şimdi dünyanın en seçkin bilim adamlarının resmi desteğine sahipti.

Bu nedenle, Birleşik Devletler IGY Komitesi, Üst Atmosfer Araştırmaları üzerine bir Fizibilite Paneli atadığında, birbiriyle ilişkili olsalar da, üç ayrı Amerikalı grup olası bir dünya uydu projesiyle ilgileniyordu: fizikçiler, jeodezistler ve gökbilimciler, askeri amaçlar için bilimsel araçlar arayan üç silahlı servis ve şirketleri için genişleyen bir rol görmek isteyen Amerikan Roket Derneği üyeleri de dahil olmak üzere endüstri mühendisleri. Üçü kesinlikle birbirini dışlayan değildi. Örneğin, kendini işine adamış bilim adamı, Theodore von Kán'in Aerojet General Corporation'ın kurucusu ve yetkilisi olarak verdiği örneğine uygun olarak, tıpkı sanayicinin bu teknolojiye tutkulu bir ilgisi olabileceği gibi, araştırma odaklı bir elektronik veya uçak şirketinde de hissedar olabilir. uygulamalı bilim kadar saftır ve asker, diğerlerinin entelektüel ve pratik çıkarlarını paylaşabilir. Kesinlikle üçü de ulusal savunma teçhizatında iyileştirmeler istiyordu. Yine de her grubun birincil amacı diğer ikisinden farklıydı. Bu farklılıkların Vanguard'ın gelişimi üzerinde ince etkileri olacaktı. Bazı insanlara Ulusal Akademi'nin rolü son zamanlarda Johnny'nin rolü gibi görünse de, uydu projesinin arkasındaki itici güç yine de hükümet ve yarı resmi kurumlar aracılığıyla konuşan bilim adamıydı.


Yaratılış Araştırmaları Enstitüsü

Clemmey ve Badham, evrimcilerin yaşamın kökeni hakkındaki spekülasyonlarını inceledikten sonra, "'' diyorlar. Dünya'nın ilk atmosferinin oksijensiz olduğuna dair dogma ortaya çıktı. "1 "Kotanoksik" ile, serbest oksijen gazı (O2), soluduğumuz oksitleyici karışımdan çok farklıdır. Atmosferin evrimi için genel olarak kabul edilen model 2, yaklaşık 1,9 milyar yıl önce dünya atmosferinin indirgeyici bir nitrojen karışımı olduğunu varsayar.2), metan (CH4), su buharı (H2O) ve muhtemelen amonyak (NH3). Güneş radyasyonu ve indirgeyici gaz karışımına yıldırım deşarjları, evrimcilerin fikir birliği ile doğal organik bileşikler ve nihayetinde yaşamın kendisini ürettiğine inanılmaktadır. Evrimcilerin anoksik ve indirgeyici bir atmosfer varsaymalarının nedeni Miller ve Orgel tarafından dile getirilmektedir: "Dünya atmosferinin indirgendiği bir dönemin olması gerektiğine inanıyoruz, çünkü biyolojik açıdan ilgi çekici bileşiklerin sentezi yalnızca indirgeme koşulları altında gerçekleşir."

Prekambriyen indirgeyici atmosfer dogması doğruysa, Arkean ve daha düşük Proterozoik tabakalarda (evrimciler tarafından 1,9 milyar yıldan daha eski olduğuna inanılan) jeolojik kanıtlar bulmayı umardık. Diyajenez ve metamorfizma tarafından değiştirilmiş olmasına rağmen, en eski tortul kayaçlar, kendine özgü kimyasal bileşime ve olağandışı mineral topluluklarına sahip olmalıdır.

KARARSIZ METALİK MİNERAL YERLEŞTİRİCİLER

Güney Kanada, Güney Afrika, güney Hindistan ve Brezilya'da üst Arkeen ve alt Proterozoik yaştaki çakıl ve kum plaser yatakları görülür. Bunlardan bazılarının mineral pirit taneleri (FeS) içeren bir matris ile çimentolu olduğu bilinmektedir.2) ve uraninit (UO2). Pirit, oksijen varlığında tortul taneler gibi kararsız olan indirgenmiş demir durumuna (oksijensiz, ancak kükürtlü) sahiptir. Uraninit, UO'ya oksitlenen uranyum'un kısmen oksitlenmiş durumuna sahiptir.3 modern atmosferin varlığında. Çakıl ve kum konsantrelerindeki bu kararsız mineral taneciklerinin, bazı jeologlar tarafından çökelme anında indirgeyici bir atmosfere işaret ettiği iddia edilmiştir.

Kararsız metalik minerallerin eski plaserleri çeşitli yerlerde bulunsa da, bunlar hiçbir şekilde Archean ve daha düşük Proterozoik tabakalardan bilinen tek ağır mineral konsantresi türleri değildir. Davidson 4, kararsız konsantrelerle neredeyse aynı zamanda olan tabakalarda tamamen modern görünümdeki ağır mineral konsantrelerini inceledi. Bir indirgeyici atmosfer altında çökelme meydana gelirse, tüm çökeltilerin pirit içermesi beklenir. Normal olarak oksitlenmiş konsantreler, yerel indirgeme koşulları altında birikmekte olan kararsız topluluklarla birlikte oksitleyici atmosfer için tartışmak için daha iyi kullanılabilir.

Clemmey ve Badham 5, kararsız minerallerin, oksitleyici bir atmosfer altında sınırlı kimyasal ve biyolojik bozunma ile mekanik bozunma ile ayrıştırıldığını önermek için yeterince cesurdur. Destek, uraninitin Pakistan'daki modern İndus Nehri'nin oksitleyici suyu tarafından taşındığını gösteren Zeschke 6'dan geliyor. Grandstaff 7, antik uraninit plaserlerinin, modern oksitleyici koşullar altında en kararlı olan toryumca zengin uraninit formunu içerdiğini göstermiştir. Pirit, özellikle soğuk iklimlerde, modern alüvyon çökellerinde de rapor edilmiştir. 8 Modern atmosfer koşullarında kararsız bir demir oksit olan manyetitin, modern kumsallardaki siyah kum konsantrelerinin en yaygın mineral bileşeni olması dikkat çekicidir. Açıkça, özel oksitleyici koşullara kısa süreli maruz kalma, birçok kararsız minerali oksitlemek için yeterli değildir. Bu nedenle, bu metalik mineral yerleştiriciler indirgeyici bir atmosfer gerektirmez.

DEMİR YATAKLARI

Erken indirgeyici bir atmosfer için sıklıkla belirtilen bir başka kanıt, "bantlı demir oluşumları" olarak adlandırılan eski demir cevheri yataklarından gelir. Bunlar, en iyi bilinenleri Superior Gölü bölgesindeki cevherler olan Archean ve Proterozoic tabakalarda yaygındır. Demir birikintileri tipik olarak, ince demir mineralleri laminası ile değişen ince kristalli silikadan oluşan ince laminadan oluşur. Manyetit (Fe3Ö4), tam olarak oksitlenmemiş bir demir minerali ve hematit (Fe2Ö3), tamamen oksitlenmiş bir demir minerali, bantlı demir oluşumlarında yaygındır. Manyetit, FeO (daha az oksitlenmiş, demirli haldeki demir) ve Fe'nin eşit parçalarının bir karışımı olarak düşünülebilir.2Ö3 (oksitlenmiş, ferrik haldeki demir). Oksijen basıncının düşük olduğu bir atmosferde manyetit daha kararlı olacağından, bazı evrimciler bantlı demirin yaklaşık 1,9 milyar yıl önce indirgeyici atmosferden tam oksitleyici atmosfere geçiş sırasında biriktiğini öne sürmüşlerdir. Erken indirgeyici denizde bol miktarda bulunan çözünür demirli demirin, oksijenin modern oksitleyici denizin çözünmeyen, demirli demirini üretmesiyle çökeldiğini varsayıyorlar.

Geçiş hipotezi üç problemle karşı karşıyadır. İlk olarak, bantlı demir değil doğrudan sadece indirgeyici bir atmosferin kanıtı öneriyor daha erken bir indirgeyici atmosferin varolmuş olabileceği. Diğer seçenekler kesinlikle mümkündür. Demir oluşumları şunları içerir: oksitlenmiş demir ve bir gerektirir oksitleyici atmosfer veya diğer bol oksijen kaynağı!

İkinci bir sorun ise, demir oluşumlarının dünya çapında eşzamanlı bir yağış olayı kaydetmemesi, ancak atmosferin azaldığı varsayılan daha eski katmanlarda ve atmosferin şüphesiz oksitlendiği zaman daha genç katmanlarda meydana geldiği biliniyor. Dimroth ve Kimberley 9 Archean demir oluşumlarını (2,3 milyar yıldan daha uzun bir süre önce kararsız metalik mineral plaserleri ile aynı zamanda biriktiğine inanılan) Paleozoyik demir oluşumlarıyla (0,6 milyar yıldan daha kısa bir süre önce oksitleyici bir atmosferde biriktiğine inanılan) karşılaştırır. ). Benzerlikler, Archean atmosferinin oksitleyici olduğunu iddia etmek için kullanılabilir.

Üçüncü bir problem ise, bantlı demir oluşumları ile birlikte "kızıl yataklar" adı verilen kırmızı, kumlu, tortul kayaçların bulunmasıdır. Kayadaki kırmızı renk, tamamen oksitlenmiş demir minerali hematit tarafından verilir ve kayalar, oksitlenmemiş veya kısmen oksitlenmiş demir minerallerinde (örneğin, pirit ve manyetit) karakteristik olarak eksiktir. Kırmızı yatakların oluştuğu bilinmektedir. aşağıda dünyanın en büyük Proterozoik demir oluşumlarından biridir ve Archean ve daha düşük Proterozoik kayalarda rapor edilmiştir. 10 Kırmızı yataklar, demir oluşumları ile birlikte oksitlenme koşullarını da gösterir.

SÜLFAT YATAKLARI

Kükürt, indirgeyici koşullar altında metallerle birleştiğinde, sonuç, pirit (FeS) gibi sülfür mineralleridir.2), galen (PbS) ve sfalerit (ZnS). Kükürt, oksitleyici koşullar altında metallerle birleştiğinde, barit (BaSO4) gibi sülfat mineralleri ortaya çıkar.4), selestit (SrSO4), anhidrit (CaSO4) ve alçıtaşı (CaSO42H2Ö). Dünyanın indirgeyici bir atmosferi olsaydı, Archean tortul kayaçlarında geniş tabakalı, sülfür çökeltileri bekleyebilirdik. Bunlar volkanik-ekshalatif süreçlerle (bazı sülfit minerallerinin bugün bile yaptığı gibi) değil, doğrudan deniz suyundan (modern oksitleyici okyanusumuzda mümkün değildir) oluşmuş olurdu. Bu türde mevduat bulunamadı. Bunun yerine, Archean yataklı sülfat Batı Avustralya, Güney Afrika ve Güney Hindistan'dan bildirilmiştir. 11 Barit, kimyasal bir çökelti olarak biriken orijinal mineral olan alçının yerini almış gibi görünmektedir. Bu, eski oksitleyici yüzey koşullarının ve oksitleyici yeraltı suyunun kanıtını sağlar. Oksitleyici sülfat ortamının kapsamı ve eski atmosferik bileşimle ilişkisi spekülasyondur, ancak yine Archean oksijeninin kanıtlarını görüyoruz.

OKSİDİZE HAVALANMA KABUKLARI

Bir kaya parçası biriktiğinde yüzeyi dış ortamla temas halindedir ve kimyasal olarak değiştirilebilir. Böylece, modern atmosfer havasında çakıl taşları ve lavlar akar ve yüzeylerinde oksit mineralleri oluşturur. Okyanusta bile bu ayrışma meydana gelir. Benzer bir şekilde, Dimroth ve Kimberley 12, bantlı bir demir oluşumunun altında meydana gelen çakılların oksidatif ayrışmasını rapor eder ve Archean yastık bazaltındaki (bir denizaltı lav akışını temsil ettiğine inanılır) hematit ayrışma kabuklarını tanımlar. Yine, Archean oksijeni belirtilir.

Antik atmosfer hakkında çok daha fazlası yazılabilir. Su konsantreli, kararsız metalik mineraller, indirgeme koşullarının teşhisi değildir. Archean ve daha düşük Proterozoik kayaçlardaki demirli ve demirli demirin birçok mineral formu, oksijen açısından zengin koşulları en çok düşündürür. En eski kayalardaki sülfat, sudaki oksijeni gösterir. Eski kayaların üzerindeki yıpranmış kabukların hem havada hem de suda oksijene ihtiyaç duyduğu görülüyor. "Erken dünya indirgeyici bir atmosfere sahip miydi?" sorusuna, kayalarda indirgeyici kanıtların belgelenmediğini söyleyebiliriz. Bir evrimci, incelenebilecek herhangi bir kaya oluşmadan önce indirgeyici bir atmosferin var olduğunu iddia edebilir, ancak böyle bir inanç sadece bir inanç meselesidir. Walker'ın ifadesi doğrudur, "En güçlü kanıt, yaşamın kökenine ilişkin koşullardır. İndirgen bir atmosfer gereklidir." 13 Evrimin ispatı tamamen evrim varsayımına dayanmaktadır!


Dünya Dışı Yaşam Arayışı: Kısa Bir Tarih

İnsanlar uzaylı zekasıyla temasa geçtiğinde (veya bazılarının dediği gibi) ilk temas noktamız, kariyerlerini araştırmaya adayan bilim adamları olacaktır. Burada, insanlığın en kalıcı büyülerinden birinin tarihine bakıyoruz.

İnsanlar gece gökyüzüne ilahi anlam ve evrende bir yer aradığı sürece, zihinlerimizin kendimize benzemeyen varlıkların yaşadığı uzak dünyaların düşüncelerine gitmesine izin verdik. Eski Yunanlılar, sonsuz sayıda uygarlığı barındıran sonsuz bir evren olasılığını biçimsel olarak değerlendiren ilk Batılı düşünürlerdi.Çok daha sonra, 16. yüzyılda, Kopernik'in güneş merkezli bir güneş sistemi modeli, her türlü dünya dışı düşünceye kapıyı açtı (bir zamanlar Dünya artık yaratılışın merkezinde değildi ve engin bir gök cisimleri bulutunda yalnızca bir bedendi, Tanrı'nın yaşamı sürdüren diğer dünyaları harekete geçirmediğini kim söyleyebilirdi?) Bu düşünce tarzı kiliseye hiçbir zaman uymasa da, uzaylı yaşamı hakkındaki spekülasyonlar Aydınlanma boyunca ve yirminci yüzyıla kadar bilimsel araştırmalara ayak uydurdu.

Ancak 1950'lerin sonuna kadar bu uzak, varsayımsal komşuları aramak için güvenilir bir yol öneren kimse yoktu. Uzay çağı doğmuştu ve bilim, ince, yalıtkan atmosferimizin sınırlarının ötesinde neyin beklediğini bilmek için endişeliydi. Ruslar 1957 ve 1958'de ilk üçünü fırlatmıştı. Sputnik Amerika Birleşik Devletleri 1960'da başarılı bir şekilde fırlatmaya hazırlanıyordu. öncü 5 Venüs'e doğru gezegenler arası sonda. Çoğumuzun hayal edebileceğinden daha uzağa seyahat etmek için makineler hazırlıyorduk, ancak uzayın uçsuz bucaksız alanları bağlamında, bilinmeyen gezegen sistemlerine, Dünya'yı hiç terk etmemiş olmamızdan daha yakın olmayacaktık.

Tek stratejimiz, akıllı yaşamın başka bir yerde kök saldığını ve teknolojik yeteneklerimizin çok ötesinde evrimleştiğini ummaktı. onlar arayabilir Biz uzayın boş ovalarında. Görevimiz, hangi telefonun çaldığını ve tam olarak nasıl açılacağını bulmaktı. Ve 1959 yılının Eylül ayının ortalarında, Cornell Üniversitesi'ndeki iki genç fizikçi, iki sayfalık bir makale yazdı. Doğa “Yıldızlararası İletişimi Aramak” başlıklı dergi. Bununla, modern dünya dışı yaşam arayışı doğdu ve Dünya'daki yaşam bir daha asla eskisi gibi olmayacaktı.

_Aramanın nasıl başladığını ve bizi nereye götüreceğini görmek için galeriyi başlatın._

SETI'nin Doğuşu

Cornell'deki iki fizikçi Giuseppe Cocconi ve Philip Morrison, 1959 tarihli makalelerine Doğa açıkçası: Evrende zeki yaşamın olasılığını güvenilir bir şekilde tahmin edemeyiz, ancak bunun olasılığını da göz ardı edemeyiz. Evrimleştik ve zekiyiz, yani diğer güneş benzeri yıldızların etrafındaki gezegenlerde uzaylı uygarlıkların ortaya çıkması mantıklı değil mi? Bu uygarlıkların bir kısmı muhtemelen bizimkinden daha yaşlı ve daha gelişmiş olacak ve Güneş'imizi hayata ev sahipliği yapabilecek, temas kurmak isteyecekleri bir yıldız olarak tanıyacaklardır. O zaman makalenin ana sorusu şuydu: varlıklar mesajlarını nasıl ileteceklerdi? Elektromanyetik dalgalar en mantıklı seçimdi. Işık hızında hareket ederler ve yıldızlar arasındaki muazzam mesafelere dağılmazlar. Ama hangi frekansta? Elektromanyetik spektrum bütünüyle taranamayacak kadar geniştir, bu yüzden o zamandan beri SETI araştırmalarının merkezinde yer alan bir varsayımda bulundular. Evrendeki en bol element olan hidrojenin emisyon frekansı olan 1420 MHz'de dinlerlerdi. Bilinmeyen bir uygarlıkla paylaşacağımız bariz astronomik ortak noktanın bu olduğunu ve kendilerinin de bunu tanıyacaklarını düşündüler.

Drake Denklemi

Sadece birkaç yıl sonra, 1961'de, Cocconi ve Morrison'ın makalelerinde öne sürdükleri belirsiz varsayımlar, gerçek bir matematiksel denklem elde etti. Frank Drake [solda denklemle birlikte] bir avuç başka astronom ve bilim adamı (Carl Sagan dahil) ile birlikte Batı Virginia'daki Green Bank'ta, kaç tane akıllı uygarlık olduğuna dair eğitimli bir tahminde bulunmak için gerekli olan formülü ve değişkenleri ortaya çıkarmak için bir araya geldi. galaksimizde yaşıyor olabilir. Görünen o ki, belirsiz varsayımlara sayılar atamak, bu varsayımları ilk etapta gerçekten açıklayıp açıklamadığınızı merak etmenize yetecek kadar varyanslı bir yanıt veriyor. Grup, binden az bir milyara kadar bir aralık buldu. Formülün yıllar içinde düzeltileceğini düşünebilirsiniz, ancak durum böyle değil. Şaşırtıcı derecede iyi dayandı (yine de, böyle belirsiz bir denklem için “tutuldu” göreceli bir ifadedir). 1960'lardan bu yana toplanan ve güneş benzeri yıldızların ne sıklıkla oluştuğu ve bu yıldızların kaçının gezegeni olduğu gibi ölçülebilir miktarların orijinal tahminlerini desteklemek için kullanılabilecek veriler, bu tahminlerin nispeten doğru olduğunu kanıtladı. Değişkenlerin geri kalanı, yaşamın hangi bölümünün zeki olmak için evrimleştiği ve akıllı bir uygarlığın ortalama ömrünün ne olduğu gibi asla nicelendirilemez. Yine de denklem, yıllar boyunca SETI araştırmaları için bir odak noktası olarak hizmet etti ve tartışmalı olsa da değerli bir çerçeve olmaya devam ediyor.

Astrobiyoloji

Derin uzayda akıllı yaşam formlarından işaretler aramadığımızda, dünya dışı yaşam alanındaki çalışmalarımız içimize dönüyor. Dünyadaki yaşam nasıl ortaya çıktı? Dünyadaki akıllı yaşam nasıl ortaya çıktı? Bunlar, astrobiyoloji olarak bilinen disiplinler arası alanın kalbindeki kilit sorulardan ikisidir. Astrobiyologların çalışmalarının çoğu spekülatif olabilir - Dünya'da olduğunu bildiğimizden başka bir yerde olabilecekleri tahmin ederek - bu spekülasyonun öncelikle etrafımızda gördüklerimizle ilgili sağlam araştırmalardan gelmesi gerekir. Hayat hakkında bildiğimiz kadarıyla, genellikle dünya dışı varlıkların karbon bazlı olacağı, sıvı suya ihtiyaç duyacağı ve güneş benzeri bir yıldızın etrafındaki bir gezegende var olacağı varsayılır. Astrobiyologlar, bu yönergeleri dışa bakmak için başlangıç ​​noktası olarak kullanırlar. Elbette, disiplin geleneksel astronomi ve jeolojiyi de içerir. Bunlar, Dünya dışında nerede yaşam aramamız gerektiğini ve yıldızları ve gezegenlerini incelerken hangi özellikleri aramamız gerektiğini anlamak için gerekli alanlardır. Astrobiyologlar tüm bunların kanıtını bulmak için uzayın derinliklerine bakarken, en büyük tek çalışma nesnesi şu anda tam anlamıyla arka bahçemizde: Mars.

Marsta yaşam

Mars'ta hiç küçük yeşil adam bulamayacağımızı güvenle söyleyebiliriz. Badem biçimli, siyah oniks gözlü ve uzun kafatasları olan gri insansı varlıklara da rastlamayacağız. Ancak, görünüşte elverişsiz ortamlarda yaşayabilen bakteri benzeri organizmalar olan bakteri veya ekstremofiller şeklinde uzaylı yaşamı bulma şansımız yüksek. 1965'teki Mariner 4'ten, geçtiğimiz Mayıs ayında gezegenin kutup bölgesine inen ve muazzam miktarda veri göndermeye devam eden Phoenix görevine kadar Mars'a çeşitli sondalar, inişler ve yörüngeler gönderdik. Her şeyden önce aradığımız şey, ister sıvı ister buz olsun, dünya dışı yaşamın üç anahtarından biri olan sudur. SETI Enstitüsü Kıdemli Gökbilimci Dr. Seth Shostak, “Sanırım yakınlardaki yaşam için muhtemelen en iyi bahis bu”, diyor. Jüpiter'in bazı uydularının -Europa, Ganymede, Callisto- ya da Titan ve Enceladus'un, Satürn'ün bu uydularının yaşam olabileceğini iddia edebilirsiniz. Venüs'ün bile üst atmosferde yaşamı olabilir. Bunların hepsi mümkündür çünkü bunların hepsi sıvı suya sahip olabilecek dünyalardır. Mars'ı yerde görebilirsin, gidip toprağı kazabilirsin, bu yüzden Mars için endişelenen birçok insanımız var. Yaşam arıyorlar ve umarız ki burası doğru yerlerden biridir.' bakteri. Ancak izler DNA içermez, bu nedenle teori kanıtlanmamıştır.

Proje Tepegöz

Cocconi ve Morrison'ın 1959'daki akıllı yaşam için sistematik bir araştırma hakkındaki makalesinin, resmileştirilmiş bir araştırma ekibi şeklini almadan önce NASA'da gelişen keşif programlarının çeşitli arterlerinden süzülmesi on yıldan fazla sürdü. Project Cyclops olarak bilinen ekip ve bunun sonucunda ortaya çıkan rapor belgesi, pratik SETI'ye yönelik ilk büyük ölçekli araştırmaydı. Cocconi ve Morrison'ın ulaştığı aynı sonuçların birçoğunu özetledi: SETI'nin meşru bir bilimsel girişim olduğu ve mikrodalga spektrumunun düşük frekans ucunda yapılması gerektiği. Bu çaba için avantajlı olmayan şey, raporun maliyet, ölçek ve zaman çizelgesi kapsamıydı. 10 ila 15 yıl boyunca büyük bir radyo teleskop dizisi inşa etmek ve sürdürmek için 6 ila 10 milyar dolarlık bir bütçe çağrısında bulundu. Ayrıca, aramanın başarılı olmasının muhtemelen on yıllar alacağı ve “uzun vadeli bir finansman taahhüdü gerektireceği gerçeğine de dikkat çekti.” Bu kesinlikle projenin ölüm habercisiydi ve gerçekten de Cyclops Projesi için finansman kısa bir süre sonra sonlandırıldı. rapor yayınlandıktan sonra. NASA'nın sonunda Yüksek Çözünürlüklü Mikrodalga Anketi Hedefli Arama (HRMS) adı verilen çalışan bir SETI programını uygulamaya koymasından 21 yıl önce olacaktı. Ancak, selefi gibi, son derece kısa ömürlü olacak ve yaklaşık bir yıl sonra, 1993 yılının Ekim ayında operasyonel fonlarını kaybedecekti.

Öncü Plaketler (Öncüler 10 ve 11)

60'ların sonlarında ve 70'lerin başında akıllı yaşamdan gelen sinyaller için yapılan araştırmalar güvenilirlik kazanırken, aynı zamanda kendi mesajlarımızı göndermek için planlar yapılıyordu. misyonu öncü 10 ve 11 1973'te uzay araçları Asteroit Kuşağı, Jüpiter ve Satürn'ü keşfedecekti, bu noktadan sonra yörüngelerine Plüton'u geçip yıldızlararası ortama devam edeceklerdi. Bu uzak rotayı göz önünde bulundurarak, Carl Sagan'a, uzaylı bir ırkın deşifre edebileceği bir mesaj tasarlaması için yaklaştı. Frank Drake ile birlikte Sagan, uzay aracının bir görüntüsü, hidrojenin dalga boyu ve frekansının bir diyagramı ve gezegenimizin konumunu detaylandıran bir dizi harita ile ölçeklenecek bir erkek ve kadın figürlerini gösteren bir plaket [solda] tasarladı. Güneş, güneş sistemi ve yol Öncü çıkış yolunu tuttu. Hala okunabilirken mümkün olan en fazla bilgiyi en küçük alana sıkıştırmak için tasarlanmış bir piktogramdı, ancak kodunun çözülmesi çok zor olduğu için eleştirildi. iken öncü 10 1983'te güneş sistemini terk eden ilk insan yapımı nesne olduysa, her birinin başka bir yıldıza ulaşması en az iki milyon yıl olacaktır.

Arecibo Mesajı

Güçlü radyo ve televizyon yayın antenlerinin ortaya çıkışından bu yana, Dünya nispeten gürültülü bir yer olmuştur. Haber ve eğlence sinyalleri onlarca yıldır atmosferimizin üst noktalarından sekiyor ve bol miktarda uzaya sızıyor. TV'lerimizin içine çekmeyenler, bir gün uzak yıldızlara ulaşabilir, varlığımızı haber veren bir tür saçılma bülteninde. Lucy'i seviyorum ve Seinfeld. (Uydu ve kablo yayınlarının istenmeyen bir sonucu, yüksek güçlü radyo sinyallerinin kademeli olarak sona ermesidir ve bu da Dünya'yı dinleyen herkes için 'duyması' çok daha zor bir yer haline getirir.) Bununla birlikte, 1974'te resmileştirilmiş bir mesaj ışınlandı. Porto Riko'daki yakın zamanda yenilenmiş Arecibo teleskopundan. Yine Drake ve Sagan tarafından tasarlanan, içinde tutulan ikili radyo sinyali [solda] DNA'mızın yapısı ve bir adamın piktografları, güneş sistemi ve Arecibo teleskobu hakkında bilgi içeriyordu. Yayın, nihayetinde, ET ile bağlantı kurmaya yönelik sistematik bir girişimden çok, yeni Arecibo ekipmanının gücünün sembolik bir gösterimiydi. Sinyalin gönderildiği yıldız kümesi, büyük ölçüde, yayının yapılacağı yeniden modelleme töreni sırasında gökyüzünde olacağı için seçildi. Dahası, küme, mesajın oraya ulaşması için gereken 25.000 yıl boyunca ışın menzilinin dışına çıkmış olacaktır. Radyo teleskoplarını dinlemek için konuşmaktan çok daha ucuz ve daha kolay olduğu için, mesaj gönderme işinde olmayacağımızın bir göstergesiydi. Ancak Sagan ve Drake, 1977'de uzay aracının fırlatılmasıyla birlikte derin uzay iletişiminde bir şans daha elde edeceklerdi. yolcu sondalar.

Voyager Altın Kayıtları (yolcular 1 ve 2)

Pioneer Plaketleri üç haftalık sıkıştırılmış bir zaman çizelgesinde tasarlanırken ve Arecibo Mesajı bir kokteyl partisinin zaman çizelgesine göre gönderilirken, Voyager Altın Kayıtları Dünya'daki insan deneyiminin kısa bir özeti olması gerekiyordu ve bu yüzden onlara verildi. onları olağanüstü kılmak için zaman ve NASA komitesi kaynakları. Altın plaklar, 115 video görüntüsü, 55 dilde konuşulan selamlaşma, dünyanın dört bir yanından 90 dakikalık müzik ve kuş cıvıltıları, sörf ve gök gürültüsü gibi çeşitli doğal sesleri içeriyor. Yine, hidrojen mesajların kilidini açmanın anahtarıdır, Pioneer Plaketlerinde görünen aynı en düşük durum diyagramı, burada Samanyolu'nda güneşi gösteren haritayı açıklamaktadır. Keşfedene kaydı nasıl oynatacağını, hangi hızda ve video görüntülerini ararken ne beklemesi gerektiğini bildirir. Hatta yarılanma ömrünün çok ileride olması için bir Uranyum numunesi ile elektrolizle kaplanmıştır. Beri yolcu sondalar radyo dalgalarından çok daha yavaş hareket ediyor, Arecibo Mesajının hedef yıldızlara ulaşması neredeyse iki kat daha uzun sürecek. O zaman bile, 40.000 yıl sonra, sadece bir buçuk ışıkyılı uzaklıkta olacaklar. Bu, Plüton'un güneşimizden uzaklığının yaklaşık 130 katına eşittir. Gönderdiğimiz bu fenerlerden herhangi birinin, eğer varsa ve genel olarak gittikleri yönde var olurlarsa, akıllı bir uygarlığa ulaşma şansının çok uzun olduğunu söylemek yetersiz kalır. Bu, uzaydaki mesafeleri ölçtüğümüzde ve bizim gibi başkalarını ararken onları en iyi şekilde bulmanın yollarını bulmaya çalıştığımızda, ölçeklerin ne kadar insanlık dışı hale geldiğinin bir hatırlatıcısıdır.

Göktaşları

Astrobiyologlar gezegenimizdeki yaşamın kökenini düşünürken, içerik için genellikle dış kaynaklara bakarlar. Asteroitler, kuyruklu yıldızlar ve göktaşları, güneş sistemimizin doğuşunun eski kalıntılarıdır. Etrafta dolaşan, birbirlerine, aylara ve gezegenlere çarpan buzlu ve kayalık parçalardır, mineraller, su ve ortaya çıktığı üzere amino asitler verirler. Protein oluşumunun temeli olan amino asitler -özellikle yirmi tanesi- ve bu da yaşamın temelidir. Şimdiye kadar, bu yirmi göktaşından sadece sekizini keşfettik. Diğerlerinin oluştuğu yer, Dünya'daki yaşamın ve muhtemelen diğer gezegenlerdeki yaşamın sırlarından biri olabilir. Tarihi 1953 Miller-Urey deneyinde, bir su karışımı ve ilkel bir atmosferin unsurları, erken Dünya çorbasını simüle etmek için karıştırıldı ve elektriklendi. Bir haftanın sonunda amino asitler oluşmuştu. Tabii ki, bizi amino asitlerden yaşama götürmek için gerçekleşmesi gereken sayısız başka bilinmeyen süreç var. SETI Enstitüsü'nden Dr. Seth Shostak'ın dediği gibi, “sadece arka bahçenizde bir tuğla bahçeniz var diye bir gün bir gökdelen göreceğiniz anlamına gelmez’.

Ekstremofiller

Ekstremofilleri incelemek, dünya dışı yaşamı bulmadan önce uzaylıları incelemeye başladığımız kadar yakın olabilir. Ekstremofiller, bildiğimiz gibi diğer tüm yaşamlara uygun olmayan ortamlarda yaşayan organizmalardır. Bazıları hayatta kalmak için fiziksel olarak bu aşırı sıcaklık, basınç ve asitliği gerektirebilir. Okyanus yüzeyinin kilometrelerce altında ve kutuplardan ekvatora kadar Himalayaların tepelerinde, neredeyse mutlak sıfırdan 300 derece Fahrenheit'e kadar değişen sıcaklıklarda bulundular. Ekstremofillerin çoğu, üyeleri Dünya'nın biyokütlesinin yüzde 20'sini oluşturabilen Archea alanı gibi tek hücreli mikroorganizmalardır. Bunlar, Mars'ta bulmayı umduğumuz türden yaratıklar. Ama belki de insanoğlunun bildiği tüm ekstremofillerin en uzaylısı, kriptobiyoz geçirme yeteneklerine sahip oldukları için milimetre uzunluğundaki tardigratlar veya su ayılarıdır [solda]. Bu, tüm metabolik aktivitenin neredeyse tamamen durma noktasına geldiği ve hayvanların ölümcül radyasyon dozlarından (insanlara) uzay boşluğuna kadar her şeyde hayatta kalmalarını sağlayan aşırı bir kış uykusu şeklidir. Bazıları, bu askıya alınmış durumun, tardigradları teknik olarak ekstremofil olarak nitelendirmediğini, çünkü bu ortamlarda gelişmediklerini, sadece kendilerini ölümden koruduklarını iddia ediyor. Bununla birlikte, bu organizmaların yaşama elverişsiz olduğu düşünülen ortamlara dayanma yeteneklerini ne kadar çok anlarsak, onları gezegenimizin dışında keşfetmeye o kadar yaklaşabiliriz.

Vay canına! sinyal

NASA, Cyclops Projesi'ni başlamadan önce öldürmüş olsa da, bu, 1970'lerde kozmosu kimsenin dinlemediği anlamına gelmiyordu. Ülke çapında ve dünya çapında pek çok küçük ölçekli SETI projesi mevcuttu ve bunların çoğu üniversite ekipmanı üzerinde çalışıyordu. SETI çalışmalarında en önde gelen ve en uzun süredir devam edenlerden biri, Ohio Eyalet Üniversitesi tarafından işletilen Big Ear radyo teleskopuydu. Big Ear, üç futbol sahası büyüklüğündeydi ve her iki ucunda da devasa arabalı film ekranları için iskelesi olan dev bir gümüş park yerine benziyordu. 15 Ağustos 1977'de, Koca Kulak 72 saniyeliğine bir sinyal aldı ve bu sinyal o kadar uzağa gitti ki, sinyal çıktılarını izleyen astronom alfanümerik diziyi daire içine aldı ve kenarına “Wow!” yazdı. Sinyal paterni, teleskopun odak huzmesi içinde hareket etme şekliyle mükemmel bir uyum içinde yükselip alçaldı. Göründüğü gibi, giderek daha güçlü hale geldi. Sinyal karasal olsaydı, tüm gücüyle gelirdi. Şimdiye kadar birinin gördüğü en iyisiydi. Ne yazık ki, Vay canına'nın diğer iki özelliği! sinyal, meşru bir ET işaretçisi olmasına karşı çalıştı. İlki, Büyük Kulak'ın radyo dalgalarını nasıl topladığıyla ilgiliydi. Üç dakika arayla yan yana yerleştirilmiş iki toplayıcı kullandı. İlki tarafından yakalanan herhangi bir sinyal, üç dakika sonra ikinci tarafından yakalanmak zorundaydı, ama Vay canına'da durum böyle değildi! sinyal. Sadece ilk korna yakaladı. Daha da cesaret kırıcı, o zamandan beri görülmedi. Birçok operasyon denendi, daha hassas ekipman kullanıldı ve iddia edilen kaynağa çok daha uzun süre odaklanıldı ve sonuç alınamadı.

Phoenix Projesi ve SETI Enstitüsü

NASA'nın Yüksek Çözünürlüklü Mikrodalga Anketi Hedefli Arama'nın gerçekten hiç şansı olmadı. 1992'de başlar başlamaz, Kongre üyeleri bunu vergi mükelleflerinin parasının israfı olarak görmeye ve (NASA'nın yıllık işletme bütçesinin yüzde 0,1'inden daha azını oluşturmasına rağmen) anlamsız olarak alay etmeye başladılar. 1993 sonbaharında iptal edildiğinde, SETI Enstitüsü, temel bilim ve mühendislik ekibini kurtarmak ve onun himayesinde çalışmaya devam etmek için harekete geçti. Phoenix Projesi olarak yeniden adlandırıldı ve 1994'ten 2004'e kadar on yıl boyunca tamamen özel bağışlarla finanse edildi.Proje, araştırmasını yürütmek için dünyanın dört bir yanından çeşitli büyük teleskoplar kullandı ve 240 ışıkyılı uzaklıktaki mahallede yaklaşık 800 yıldızı gözlemledi. 11.000 gözlem saati boyunca 800 yıldızın her biri için bir milyar frekans kanalını taradıktan sonra, program uygun bir ET sinyali tespit etmeden sona erdi.

UC Berkeley'de [email protected]

SETI hakkında herhangi bir şey biliyorsanız ve belirli bir yaştaysanız, California Üniversitesi, Berkeley'deki [email protected] projesi nedeniyle bunu biliyor olabilirsiniz. [email protected], ilk başarılı dağıtılmış bilgi işlem projelerinden biriydi. Bu projelerin arkasındaki konsept şu şekilde çalışır: Muazzam miktarda ham veriye sahip olan ve bunları kendi başlarına işlemenin olası bir yolu olmayan araştırmacılar, bunları küçük parçalara böler ve taşeronluk yapar. Dağıtılmış bir projeye kaydolduğunuzda, bilgisayarınız bu parçalardan birini alır ve meşgul olmadığında, örneğin bir kahve içmek veya öğle yemeği yemek için masanızdan ayrıldığınız zaman, üzerinde çalışır. Bilgisayarınız bittiğinde, o yığını geri gönderir ve başka bir tane ister. Bir bütün olarak ele alındığında, dağıtılmış bilgi işlem projeleri, aksi takdirde imkansız miktarda işlem gücünden faydalanabilir. [email protected] projesi şu anda tüm verilerini Arecibo radyo teleskopundan alıyor. Kullanılmadığı kısa anlarda teleskobun nereye doğrultulduğundan sinyaller toplayarak diğer astronomik araştırmaları geride bırakır. Proje henüz bir ET sinyali tespit etmemiş olsa da, dağıtılmış bilgi işlem çözümlerinin işe yaradığını ve iyi çalıştığını kanıtlamada son derece faydalı oldu ve iki milyon yıldan fazla toplam hesaplama süresi kaydettirdi.

Vatikan Gözlemevi

Galileo, güneş merkezli bir evrene olan inançları nedeniyle Katolik Kilisesi tarafından sapkınlıkla suçlanan tek astronom değildi. Giordano Bruno, 16. yüzyılda her yıldızın kendi gezegen sistemine sahip olduğunu savunduğu için kazığa bağlanarak yakıldı. O halde, Vatikan Rasathanesi'nin bu yılın başlarında Tanrı'ya ve uzaylılara inanabileceğinizi açıklamasıyla Kilise ne kadar ileri gitti ve bu inançla bir çelişki değildir. Gözlemevi müdürü Rahip Joes Gabriel Funes, evrenin büyüklüğünün dünya dışı yaşam olasılığına işaret ettiğini söylüyor. Bir ET yaratılışın bir parçası olacağından, Tanrı'nın yaratıkları olarak kabul edileceklerdi.

Güneş Dışı Gezegenler

Güneş dışı gezegen arayışını tek bir keşfin başlattığı söylenebilirse, bu 1995 yılındaki 51 Pegasi b [solda] olacaktır. Normal bir yıldızın yörüngesinde bulunan ilk güneş dışı gezegendi ve bu gezegen kullanılarak keşfedildi. Her gün yanımızdan yüksek hızda bir siren geçtiğinde yaşadığımız aynı Doppler etkisi. O zamanlar popüler bir haberdi - sonunda, sadece belki güneş sistemimiz benzersiz değildi. O günden beri, sistemimizin aslında ne kadar yaygın olabileceğini öğrendik. Haziran 2008'in başlarında, teyit edilen güneş dışı gezegenlerin sayısı yaklaşık 300'dür ve tespit teknolojilerimiz daha karmaşık hale geldikçe her yıl katlanarak artmaktadır. Kuşkusuz, bu gezegenlerin büyük çoğunluğu, yıldızlarının etrafında yakın, kısa yörüngelerde dönen gaz devleridir - üzerinde yaşam bulmayı umduğumuz türden gök cisimleri değil. Bu, Dünya benzeri, karasal gezegenlerin de orada olmadığı anlamına gelmez. Sadece gaz devlerini aramaya gittiğimizde 'görmek' çok daha kolay çünkü ana yıldızlarının etrafında birkaç gün içinde hızla dolaşıyorlar. Bu yıldızları ışık yayma biçimlerindeki değişimler için izliyoruz, ancak gezegenlerin kendilerini gerçekten tespit etmiyoruz çünkü onlar ana yıldızlarından çok daha sönüktürler. Gaz devleri yeterince büyüktür ve buradan Dünya'daki yıldızları üzerinde gözle görülür bir etki yaratacak kadar hızlı hareket ederler, ancak Dünya'nın boyutuna benzer bir gezegen için durum böyle değildir. Dünya büyüklüğünde bir gezegen bulmak için, bir yıldızı yıllarca durmadan izlememiz ve gezegenin önünden geçerken parlaklığındaki en ufak değişikliği (transit olarak bilinir) tespit edebilmemiz gerekir. Neyse ki SETI meraklıları için NASA, gelecek yılki fırlatma programında tam da bu misyona sahip.

Kepler Misyonu

Gezegen aramak mutlaka zor bir iştir. Şeylerin astronomik şemasında, çoğu gezegen çok küçüktür ve Dünya benzeri gezegenler muazzam, hatta algılanamayacak kadar küçüktür. Gökbilimcilerin bir Jüpiter ölçeğindeki gezegenleri tespit etmeleri yeterince zor, yaklaşık 1000 kat daha küçük bir Dünya bulmak neredeyse imkansız. NASA'nın Kepler Misyonu bu sorunun çözümü. Yaklaşık dört yıl boyunca kendisini galaksimizdeki bir yıldız alanına yönlendirmek üzere tasarlanmış, tek bir odak noktasından asla tereddüt etmeden, 100.000'den fazla yıldızın parlaklığını sürekli olarak izleyen bir uzay teleskobu [solda]. Görevin arkasındaki fikir, Dünya gibi güneş dışı gezegenleri bulmak için geçiş keşif yöntemini kullanmaktır. Bir gezegen, yıldızı ile gözlemci (Kepler teleskobu) arasından geçtiğinde bir geçiş meydana gelir; bu süre zarfında yıldız, 2 ila 16 saat arasında bir süreliğine kararır. Tabii ki, gezegenin yörüngesi, herhangi bir güneş benzeri yıldız için şansı yüzde 0,5 olan görüş düzlemimize göre hizalanmalıdır. Ancak 100.000 yıldızın izlenmesiyle NASA, gözlemlenebilir gezegenlerin Dünya'nın iki katı kadar büyük olduğunu kanıtlarsa, görev tamamlandığında en azından 50 Dünya büyüklüğünde gezegeni tespit etmeyi umuyor.

İçindekiler

Pauli'nin önerisi

Nötrino [a] ilk olarak 1930'da Wolfgang Pauli tarafından beta bozunmasının enerjiyi, momentumu ve açısal momentumu (spin) nasıl koruyabileceğini açıklamak için öne sürülmüştür. Beta bozunmasında gözlemlenen sürekli enerji spektrumlarını açıklamak için korunum yasalarının istatistiksel bir versiyonunu öneren Niels Bohr'un aksine, Pauli, aynı -üzerinde hem protonu hem de elektronu adlandırmak için kullanılan son. Yeni parçacığın, beta bozunması sürecinde elektron veya beta parçacığıyla birlikte çekirdekten yayıldığını düşündü. [16] [b]

James Chadwick, 1932'de çok daha büyük kütleli bir nötr nükleer parçacık keşfetti ve aynı adı taşıyan iki tür parçacık bırakarak onu da bir nötron olarak adlandırdı. Daha önce (1930'da) Pauli "nötron" terimini hem beta bozunmasında enerjiyi koruyan nötr parçacık için hem de çekirdekte varsayılan bir nötr parçacık için kullanmıştı. [16] "Nötrino" sözcüğü, bilimsel sözlüğe, onu Temmuz 1932'de Paris'teki bir konferansta ve Ekim 1933'te Pauli'nin de kullandığı Solvay Konferansı'nda kullanan Enrico Fermi aracılığıyla girdi. Adı ("küçük nötr olanın" İtalyanca karşılığı) bu hafif nötr parçacığı Chadwick'in ağır nötronundan ayırt etmek için Roma'daki Via Panisperna Fizik Enstitüsü'nde Fermi ile bir konuşma sırasında Edoardo Amaldi tarafından şaka yollu bir şekilde icat edildi. [17]

Fermi'nin beta bozunması teorisinde, Chadwick'in büyük nötr parçacığı bir protona, elektrona ve daha küçük nötr partiküle (şimdi bir elektron antinötrino):

Fermi'nin 1934'te yazdığı makalesi, Pauli'nin nötrinosunu Paul Dirac'ın pozitronu ve Werner Heisenberg'in nötron-proton modeliyle birleştirdi ve gelecekteki deneysel çalışmalar için sağlam bir teorik temel verdi. dergi Doğa Fermi'nin makalesini reddetti ve teorinin "gerçeklikten çok uzak" olduğunu söyledi. Makaleyi bir İtalyan dergisine gönderdi ve kabul etti, ancak o erken tarihte teorisine olan genel ilgi eksikliği, deneysel fiziğe geçmesine neden oldu. [18] : 24 [19]

1934'e gelindiğinde, Bohr'un beta bozunması için enerji korunumunun geçersiz olduğu fikrine karşı deneysel kanıtlar vardı: O yılki Solvay konferansında, beta parçacıklarının (elektronların) enerji spektrumlarının ölçümleri rapor edildi ve bu ölçümler üzerinde katı bir sınır olduğunu gösterdi. Her bir beta bozunma türünden elektronların enerjisi. Enerjinin korunumu geçersizse böyle bir sınır beklenmez, bu durumda herhangi bir miktarda enerji en az birkaç bozunmada istatistiksel olarak kullanılabilir olacaktır. İlk olarak 1934'te ölçülen beta bozunma spektrumunun doğal açıklaması, yalnızca sınırlı (ve korunan) miktarda enerjinin mevcut olması ve yeni bir parçacığın bazen bu sınırlı enerjinin değişen bir kısmını alması ve gerisini beta parçacığına bırakmasıydı. . Pauli bu fırsatı, henüz tespit edilmemiş olan "nötrino"nun gerçek bir parçacık olması gerektiğini alenen vurgulamak için kullandı. [18] : 25 Nötrinoların gerçekliğine dair ilk kanıt 1938'de elektronun ve çekirdeğin geri tepmesinin eş zamanlı bulut-oda ölçümleri yoluyla geldi. [20]

Doğrudan algılama Düzenle

1942'de Wang Ganchang, ilk olarak nötrinoları deneysel olarak tespit etmek için beta yakalamanın kullanılmasını önerdi. [21] Derginin 20 Temmuz 1956 tarihli sayısında Bilim, Clyde Cowan, Frederick Reines, Francis B. "Kiko" Harrison, Herald W. Kruse ve Austin D. McGuire, nötrinoyu tespit ettiklerini doğruladılar, [22] [23] bu sonuç neredeyse kırk yıl sonra ödüllendirildi. 1995 Nobel Ödülü. [24]

Şimdi Cowan-Reines nötrino deneyi olarak bilinen bu deneyde, bir nükleer reaktörde beta bozunmasıyla oluşturulan antinötrinolar, nötronlar ve pozitronlar üretmek için protonlarla reaksiyona girdi:

Pozitron hızla bir elektron bulur ve birbirlerini yok ederler. Ortaya çıkan iki gama ışını (γ) saptanabilir. Nötron, uygun bir çekirdek üzerinde yakalanması ve bir gama ışını salmasıyla tespit edilebilir. Her iki olayın (pozitron yok edilmesi ve nötron yakalama) çakışması, bir antinötrino etkileşiminin benzersiz bir imzasını verir.

Şubat 1965'te doğada bulunan ilk nötrino, Jacques Pierre Friederich (Friedel) Sellschop'un da dahil olduğu bir grup tarafından tanımlandı. [25] Deney, Güney Afrika, Boksburg yakınlarındaki East Rand ("ERPM") altın madeninde 3 km derinlikte özel olarak hazırlanmış bir odada gerçekleştirildi. Ana binadaki bir plaket, keşfi anıyor. Deneyler ayrıca ilkel bir nötrino astronomisi uyguladı ve nötrino fiziği ve zayıf etkileşimler konularına baktı. [26]

Nötrino aroması Düzenle

Cowan ve Reines tarafından keşfedilen antinötrino, elektron nötrinosunun antiparçacığıdır.

1962'de Leon M. Lederman, Melvin Schwartz ve Jack Steinberger, ilk önce müon nötrino etkileşimlerini tespit ederek birden fazla nötrino türünün var olduğunu gösterdiler. nötretto), [27] bu onlara 1988 Nobel Fizik Ödülü'nü kazandırdı.

Üçüncü lepton türü olan tau, 1975'te Stanford Lineer Hızlandırıcı Merkezi'nde keşfedildiğinde, aynı zamanda ilişkili bir nötrinoya (tau nötrino) sahip olması bekleniyordu. Bu üçüncü nötrino tipi için ilk kanıt, elektron nötrinosunun keşfine yol açan beta bozunmasına benzer şekilde tau bozunmalarında kayıp enerji ve momentumun gözlemlenmesinden geldi. Tau nötrino etkileşimlerinin ilk tespiti, 2000 yılında Fermilab'daki DONUT işbirliği ile duyuruldu, varlığı zaten hem teorik tutarlılık hem de Büyük Elektron-Pozitron Çarpıştırıcısından elde edilen deneysel verilerle anlaşılmıştı. [28]

Güneş nötrino sorunu

1960'larda, şimdilerde ünlü olan Homestake deneyi, Güneş'in çekirdeğinden gelen elektron nötrinolarının akışının ilk ölçümünü yaptı ve Standart Güneş Modeli tarafından tahmin edilen sayının üçte biri ile yarısı arasında bir değer buldu. Güneş nötrino problemi olarak bilinen bu tutarsızlık, yaklaşık otuz yıl boyunca çözülmeden kaldı, hem deney hem de güneş modeli ile ilgili olası problemler araştırıldı, ancak hiçbiri bulunamadı. Sonunda, her ikisinin de aslında doğru olduğu ve aralarındaki uyuşmazlığın, nötrinoların önceden varsayıldığından daha karmaşık olmasından kaynaklandığı anlaşıldı. Üç nötrinonun sıfır olmayan ve biraz farklı kütlelere sahip olduğu ve bu nedenle Dünya'ya uçuşlarında saptanamayan tatlara salınabileceği varsayıldı. Bu hipotez, yeni bir dizi deneyle araştırıldı ve böylece hala devam eden yeni bir ana araştırma alanı açıldı. Nötrino salınımı fenomeninin nihai olarak doğrulanması, Homestake deneyini tasarlayan ve yöneten Raymond Davis, Jr.'a ve tüm nötrino tatlarını tespit edebilen ve bulabilen SNO deneyini yöneten Art McDonald'a iki Nobel ödülüne yol açtı. açığı yok. [29]

Salınım Düzenle

Nötrino salınımlarını araştırmak için pratik bir yöntem ilk olarak 1957'de Bruno Pontecorvo tarafından sonraki 10 yıl boyunca kaon salınımları ile bir analoji kullanılarak önerildi, matematiksel biçimciliği ve vakum salınımlarının modern formülasyonunu geliştirdi. 1985'te Stanislav Mikheyev ve Alexei Smirnov (Lincoln Wolfenstein'ın 1978 çalışmasını genişleterek), nötrinolar madde içinde yayılırken tat salınımlarının değişebileceğini kaydetti. Bu sözde Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein etkisi (MSW etkisi) anlamak önemlidir, çünkü Güneş'teki füzyon tarafından yayılan birçok nötrino, dedektörlere giderken güneş çekirdeğindeki (esas olarak tüm güneş füzyonunun gerçekleştiği) yoğun maddeden geçer. Yeryüzünde.

1998'den başlayarak, deneyler güneş ve atmosferik nötrinoların tatları değiştirdiğini göstermeye başladı (bkz. Super-Kamiokande ve Sudbury Neutrino Gözlemevi). Bu, güneş nötrino problemini çözdü: Güneş'te üretilen elektron nötrinoları, kısmen deneylerin tespit edemediği diğer tatlara dönüşmüştü.

Her ne kadar güneş nötrino deneyleri seti gibi bireysel deneyler, nötrino aroma dönüşümünün salınımsız mekanizmaları ile tutarlı olsa da, nötrino deneyleri, nötrino salınımlarının varlığını ima eder. Bu bağlamda özellikle ilgili olan KamLAND reaktör deneyi ve MINOS gibi hızlandırıcı deneyleridir. KamLAND deneyi, gerçekten de salınımları, güneş elektronu nötrinolarında yer alan nötrino lezzet dönüşüm mekanizması olarak tanımladı. Benzer şekilde MINOS, atmosferik nötrinoların salınımını doğrular ve kütle kare bölünmesinin daha iyi belirlenmesini sağlar. [30] Japonya'dan Takaaki Kajita ve Kanada'dan Arthur B. McDonald, nötrinoların tatları değiştirebileceğine dair teorik ve deneysel dönüm noktası bulguları nedeniyle 2015 Nobel Fizik Ödülü'nü aldı.

Kozmik nötrinolar Düzenle

Spesifik kaynakların yanı sıra, genel bir arka plan nötrino seviyesinin evreni kaplaması bekleniyor ve bunun iki ana kaynaktan kaynaklandığı teorik olarak ortaya çıkıyor.

Kozmik nötrino arka planı (Big Bang kaynaklı)

Büyük Patlama'dan yaklaşık 1 saniye sonra, nötrinolar ayrıştırıldı ve kozmik nötrino arka planı (CNB) olarak bilinen bir arka plan nötrino seviyesine yol açtı.

Yaygın süpernova nötrino arka planı (Süpernova kaynaklı)

Raymond Davis, Jr. ve Masatoshi Koshiba, 2002 Nobel Fizik Ödülü'nü birlikte aldılar. Her ikisi de güneş nötrino tespiti konusunda öncü çalışmalar yürüttü ve Koshiba'nın çalışması, yakınlardaki Büyük Macellan Bulutu'ndaki SN 1987A süpernovasından nötrinoların ilk gerçek zamanlı gözlemiyle sonuçlandı. Bu çabalar nötrino astronomisinin başlangıcı oldu. [31]

SN 1987A, bir süpernovadan nötrinoların doğrulanmış tek tespitini temsil eder. Bununla birlikte, birçok yıldız evrende süpernovaya gitti ve teorik bir dağınık süpernova nötrino arka planı bıraktı.

Lezzet, kütle ve bunların karıştırılması

Zayıf etkileşimler, üç leptonik aromadan birinde nötrinolar yaratır: elektron nötrinoları (
ν
e ), müon nötrinoları (
ν
μ ) veya tau nötrinolar (
ν
τ ), karşılık gelen yüklü leptonlarla ilişkili elektron (
e -
), müon (
μ -
) ve tau (
τ -
), sırasıyla. [32]

Nötrinoların uzun zamandır kütlesiz olduğuna inanılsa da, artık her bir nötrino tat durumunun üç ayrı kütle özdurumunun lineer bir birleşimi olduğu üç ayrı nötrino kütlesi olduğu bilinmektedir. 2016 itibariyle sadece üç kütle değerinin karelerinin farkları bilinmesine rağmen, [8] deneyler bu kütlelerin büyüklük olarak çok küçük olduğunu göstermiştir. Kozmolojik ölçümlerden, üç nötrino kütlesinin toplamının elektronunkinin milyonda birinden az olması gerektiği hesaplandı. [1] [9]

Daha resmi olarak, nötrino lezzet özdurumları (yaratma ve yok etme kombinasyonları), nötrino kütle özdurumları (basitçe "1", "2" ve "3" olarak etiketlenir) ile aynı değildir. 2016 itibariyle, bu üçünden hangisinin en ağır olduğu bilinmiyor. Yüklü leptonların kütle hiyerarşisine benzer şekilde, 2. kütlenin 3. kütleden daha hafif olduğu konfigürasyona geleneksel olarak "normal hiyerarşi" denir, "ters çevrilmiş hiyerarşi"de ise bunun tersi geçerlidir. Hangisinin doğru olduğunu belirlemeye yardımcı olmak için birkaç büyük deneysel çaba yürütülmektedir. [33]

Spesifik bir aroma öz durumunda yaratılan bir nötrino, üç kütle özdurumunun hepsinin ilişkili bir spesifik kuantum süperpozisyonundadır. Bu mümkündür, çünkü üç kütle o kadar az farklıdır ki, belirsizlik ilkesi nedeniyle herhangi bir pratik uçuş yolu içinde deneysel olarak ayırt edilemezler. Üretilen saf aroma durumundaki her bir kütle durumunun oranının, büyük ölçüde o aromaya bağlı olduğu bulunmuştur. Lezzet ve kütle öz durumları arasındaki ilişki PMNS matrisinde kodlanmıştır. Deneyler, bu matrisin öğeleri için değerler oluşturdu. [8]

Sıfır olmayan bir kütle, nötrinoların muhtemelen küçük bir manyetik momente sahip olmasına izin verir, eğer öyleyse, nötrinolar elektromanyetik olarak etkileşime girer, ancak böyle bir etkileşim gözlemlenmemiştir. [34]

Lezzet salınımları Düzenle

Nötrinolar uçuşta farklı tatlar arasında salınım yapar. Örneğin, bir beta bozunma reaksiyonunda üretilen bir elektron nötrinosu, dedektörde üretilen yüklü leptonun tadıyla tanımlandığı gibi, uzak bir dedektörde bir müon veya tau nötrino olarak etkileşime girebilir. Bu salınım, üretilen aromanın üç kütle durumu bileşeninin biraz farklı hızlarda hareket etmesi nedeniyle oluşur, böylece kuantum mekanik dalga paketleri, üç aromanın değişen bir üst üste binmesini üretmek için nasıl birleştiklerini değiştiren göreli faz kaymaları geliştirir. Böylece her bir aroma bileşeni, nötrino hareket ettikçe salınır ve aromalar göreli güçlerde değişir. Nötrino etkileşime girdiğinde göreli aroma oranları, karşılık gelen yüklü lepton aromasını üretmek için bu etkileşim aromasının göreceli olasılıklarını temsil eder. [6] [7]

Nötrinoların kütlesiz olsalar bile salınabileceği başka olasılıklar da vardır: Lorentz simetrisi tam bir simetri olmasaydı, nötrinolar Lorentz'i ihlal eden salınımlar yaşayabilirdi. [35]

Mikheyev–Smirnov–Wolfenstein etkisi

Maddede hareket eden nötrinolar, genel olarak, saydam bir maddeden geçen ışığa benzer bir süreçten geçerler. Bu süreç iyonlaştırıcı radyasyon üretmediği için doğrudan gözlemlenemez, ancak MSW etkisine yol açar. Nötrino enerjisinin sadece küçük bir kısmı malzemeye aktarılır. [36]

Antinötrinolar Düzenle

Her bir nötrino için, aynı zamanda, bir karşılık gelen karşıt parçacık vardır. antinötrinoayrıca elektrik yükü ve yarı tamsayı dönüşü yoktur. Lepton sayısının zıt işaretleri ve kiralitenin zıttı ile nötrinolardan ayrılırlar. 2016 itibariyle, başka bir fark için hiçbir kanıt bulunamadı. Şimdiye kadar leptonik süreçlerin tüm gözlemlerinde (istisnalar için kapsamlı ve sürekli arayışlara rağmen), toplam lepton sayısında hiçbir zaman herhangi bir değişiklik olmaz, örneğin toplam lepton sayısı ilk durumda sıfır ise, elektron nötrinoları son durumda birlikte görünür. sadece pozitronlar (anti-elektronlar) veya elektron-antinötrinolar ve elektronlar veya elektron nötrinoları ile elektron antinötrinoları. [10] [11]

Antinötrinolar, örneğin bir nötronun bir proton, elektron ve antineutrino'ya bozunduğu bir beta parçacığı ile birlikte nükleer beta bozunmasında üretilir. Şimdiye kadar gözlemlenen tüm antinötrinolar sağ-elli sarmallığa sahiptir (yani, iki olası spin durumundan sadece biri şimdiye kadar görülmüştür), nötrinolar ise solaktır. Bununla birlikte, nötrinoların kütlesi olduğundan, sarmallıkları çerçeveye bağlıdır, dolayısıyla burada alakalı olan kiralitenin çerçeveden bağımsız ilgili özelliğidir.

Antinötrinolar ilk olarak büyük bir su tankındaki protonlarla etkileşimlerinin bir sonucu olarak tespit edildi. Bu, antinötrinoların kontrol edilebilir bir kaynağı olarak bir nükleer reaktörün yanına kuruldu (Bakınız: Cowan-Reines nötrino deneyi). Dünyanın dört bir yanındaki araştırmacılar, nükleer silahların yayılmasını önleme bağlamında reaktör izleme için antinötrino kullanma olasılığını araştırmaya başladılar. [37] [38] [39]

Majorana kütlesi Düzenle

Antinötrinolar ve nötrinolar nötr parçacıklar olduğundan, aynı parçacık olmaları mümkündür. Bu özelliğe sahip parçacıklar, bu kavramı ilk öneren İtalyan fizikçi Ettore Majorana'nın adını taşıyan Majorana parçacıkları olarak bilinir. Nötrinolar söz konusu olduğunda, bu teori, tahterevalli mekanizmasıyla birlikte, nötrino kütlelerinin elektronlar veya kuarklar gibi diğer temel parçacıkların kütlelerine kıyasla neden bu kadar küçük olduğunu açıklamak için kullanılabileceği için popülerlik kazanmıştır. Majorana nötrinoları, deneylerin nötrino ve antinötrino arasındaki fark olarak gözlemlediği şey, nötrino ve antinötrino'nun yalnızca kiralite ile ayırt edilebilme özelliğine sahip olacaktı.

2019 [güncelleme] itibariyle, nötrinoların Majorana mı yoksa Dirac parçacıkları mı olduğu bilinmiyor. Bu özelliği deneysel olarak test etmek mümkündür. Örneğin, eğer nötrinolar gerçekten Majorana parçacıklarıysa, nötrinosuz çift beta bozunması gibi lepton sayısını ihlal eden süreçlere izin verilirken, nötrinolar Dirac parçacıklarıysa buna izin verilmez. Bu süreci araştırmak için çeşitli deneyler yapılmıştır ve yürütülmektedir, örn. GERDA, [40] EXO, [41] ve SNO+, [42] ve CUORE. [43] Kozmik nötrino arka planı aynı zamanda nötrinoların Majorana parçacıkları olup olmadığının bir araştırmasıdır, çünkü Dirac veya Majorana durumunda farklı sayıda kozmik nötrino tespit edilmiş olmalıdır. [44]

Nükleer reaksiyonlar Düzenle

Nötrinolar bir çekirdekle etkileşime girerek onu başka bir çekirdeğe dönüştürebilir. Bu işlem radyokimyasal nötrino dedektörlerinde kullanılır. Bu durumda, bir etkileşim olasılığını tahmin etmek için hedef çekirdek içindeki enerji seviyeleri ve dönüş durumları dikkate alınmalıdır. Genel olarak etkileşim olasılığı, bir çekirdek içindeki nötron ve proton sayısı ile artar. [29] [45]

Radyoaktivitenin doğal arka planı arasında nötrino etkileşimlerini benzersiz bir şekilde tanımlamak çok zordur. Bu nedenle, erken deneylerde, tanımlamayı kolaylaştırmak için özel bir reaksiyon kanalı seçildi: su moleküllerindeki hidrojen çekirdeklerinden biri ile bir antinötrinonun etkileşimi. Bir hidrojen çekirdeği tek bir protondur, bu nedenle daha ağır bir çekirdek içinde meydana gelebilecek eşzamanlı nükleer etkileşimlerin tespit deneyi için dikkate alınması gerekmez. Bir nükleer reaktörün hemen dışına yerleştirilmiş bir metreküp su içinde, bu tür etkileşimlerin yalnızca birkaçı kaydedilebilir, ancak kurulum şimdi reaktörün plütonyum üretim oranını ölçmek için kullanılıyor.

Indüklenmiş fisyon

Nükleer reaktörlerde nötronların yaptığı gibi, nötrinolar da ağır çekirdeklerde fisyon reaksiyonlarını indükleyebilir. [46] Şimdiye kadar, bu reaksiyon bir laboratuvarda ölçülmedi, ancak yıldızlar ve süpernovalarda meydana geldiği tahmin ediliyor. Süreç, evrende görülen izotopların bolluğunu etkiler. [45] Ağır su detektörü kullanan Sudbury Neutrino Gözlemevi'nde döteryum çekirdeklerinin nötrino fisyonu gözlemlendi.

Türler Düzenle

Temel Parçacıkların Standart Modelinde Nötrinolar
fermiyon Sembol
1. nesil
elektron nötrino
ν
e
elektron antinötrino
ν
e
2. nesil
müon nötrino
ν
μ
müon antinötrino
ν
μ
3. nesil
tau nötrino
ν
τ
Tau antinötrino
ν
τ

Bilinen üç tip vardır (tatlar) nötrinolar: elektron nötrino
ν
e , müon nötrino
ν
μ ve tau nötrino
ν
τ , adını Standart Modeldeki partner leptonlarından alır (sağdaki tabloya bakın). Nötrino türlerinin sayısının mevcut en iyi ölçümü, Z bozonunun bozunmasını gözlemlemekten gelir. Bu parçacık herhangi bir hafif nötrinoya ve onun antinötrinosuna bozunabilir ve daha uygun hafif nötrino türleri [c] Z bozonunun ömrü kısalır. Z ömrünün ölçümleri, üç hafif nötrino aromasının Z ile eşleştiğini göstermiştir. [32] Standart Modeldeki altı kuark ile aralarında üç nötrino bulunan altı lepton arasındaki benzerlik, fizikçilerin sezgilerine tam olarak üç tür nötrino olması gerektiğini düşündürür.

Nötrinoyu içeren birkaç aktif araştırma alanı vardır. Bazıları nötrino davranışının test tahminleriyle ilgileniyor. Diğer araştırmalar, nötrinoların bilinmeyen özelliklerinin ölçümüne odaklanmıştır, mevcut teoriden tahmin edilemeyen kütlelerini ve CP ihlal oranlarını belirleyen deneylere özel ilgi vardır.

Yapay nötrino kaynaklarının yakınındaki dedektörler

Uluslararası bilimsel işbirlikleri, nötrino kütlelerini ve nötrino aromaları arasındaki salınımların büyüklük ve oranlarını daha iyi sınırlamak için nükleer reaktörlerin yakınına veya parçacık hızlandırıcılardan gelen nötrino ışınlarına büyük nötrino dedektörleri yerleştirir. Bu deneyler böylece, nötrino sektöründeki CP ihlalinin varlığını, yani fizik yasalarının nötrinoları ve antinötrinoları farklı şekilde ele alıp almadığını araştırıyor. [8]

Almanya'daki KATRIN deneyi, planlama aşamalarında bu soruna diğer yaklaşımlarla birlikte elektron nötrinosunun kütlesinin değerini belirlemek için Haziran 2018'de [47] veri toplamaya başladı. [1]

Yerçekimi etkileri Düzenle

Küçücük kütlelerine rağmen, nötrinolar o kadar çoktur ki, kütleçekim kuvvetleri evrendeki diğer maddeleri etkileyebilir.

Bilinen üç nötrino aroması, karanlık madde, özellikle sıcak karanlık madde için tek yerleşik temel parçacık adaylarıdır, ancak geleneksel nötrinolar, kozmik mikrodalga arka planının gözlemlerine dayalı olarak, karanlık maddenin önemli bir kısmı olarak esasen ekarte edilmiş gibi görünmektedir. Daha ağır, steril nötrinoların, eğer varsa, sıcak karanlık madde oluşturabilecekleri hala makul görünüyor. [48]

Steril nötrino aramaları Düzenle

Diğer çabalar, bilinen üç nötrino aroması gibi madde ile etkileşime girmeyen dördüncü bir nötrino aroması olan steril bir nötrino kanıtı arar. [49] [50] [51] [52] Olasılık steril nötrinolar yukarıda açıklanan Z bozon bozunma ölçümlerinden etkilenmez: Eğer kütleleri Z bozonunun kütlesinin yarısından büyükse, bozunma ürünü olamazlar. Bu nedenle, ağır steril nötrinoların kütlesi en az 45.6 GeV olacaktır.

Bu tür parçacıkların varlığı, aslında LSND deneyinden elde edilen deneysel verilerle ima edilir. Öte yandan, şu anda yürütülen MiniBooNE deneyi, deneysel verileri açıklamak için steril nötrinoların gerekli olmadığını öne sürdü, [53] bu alandaki en son araştırmalar devam ediyor ve MiniBooNE verilerindeki anormallikler egzotik nötrino türlerine izin verebilir, steril nötrinolar dahil. [54] Institut Laue-Langevin'den [55] referans elektron spektrum verilerinin yakın zamanda yapılan bir yeniden analizi de dördüncü, steril bir nötrinoya işaret etti. [56]

2010 yılında yayınlanan bir analize göre, kozmik arka plan radyasyonunun Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Sondasından alınan veriler, üç veya dört tip nötrino ile uyumludur. [57]

Nötrinosuz çift beta bozunma aramaları Düzenle

Başka bir hipotez, eğer varsa, lepton sayısının korunumunu ihlal edecek olan "nötrinosuz çift beta bozunması" ile ilgilidir. Bu mekanizma için aramalar devam ediyor ancak henüz bunun için kanıt bulunamadı. Öyle olsaydı, şimdi antinötrinolar olarak adlandırılan şey gerçek antipartiküller olamazdı.

Kozmik ışın nötrinoları Düzenle

Kozmik ışın nötrino deneyleri, hem nötrinoların doğasını hem de onları üreten kozmik kaynakları incelemek için uzaydan nötrinoları tespit eder. [58]

Hız Düzenleme

Nötrinoların salınım yaptığı bulunmadan önce, genellikle kütlesiz oldukları ve ışık hızında yayıldıkları varsayılırdı. Özel görelilik kuramına göre, nötrino hızı sorunu kütleleriyle yakından ilgilidir: Nötrinolar kütlesizse ışık hızında hareket etmelidirler ve kütleleri varsa ışık hızına ulaşamazlar. Küçücük kütleleri nedeniyle, tüm deneylerde tahmin edilen hız ışık hızına son derece yakındır ve akım dedektörleri beklenen farka duyarlı değildir.

Ayrıca bazı Lorentz'i ihlal eden kuantum yerçekimi varyantları, ışıktan daha hızlı nötrinolara izin verebilir. Lorentz ihlalleri için kapsamlı bir çerçeve, Standart Model Uzantısıdır (SME).

Nötrino hızının ilk ölçümleri 1980'lerin başında darbeli pion ışınları (bir hedefe isabet eden darbeli proton ışınları tarafından üretilir) kullanılarak yapıldı. Pionlar bozunarak nötrino ürettiler ve belli bir mesafedeki bir dedektörde bir zaman penceresinde gözlemlenen nötrino etkileşimleri ışık hızıyla tutarlıydı. Bu ölçüm 2007 yılında 3 GeV nötrinoların hızını %99 güven seviyesinde 0.999 976 aralığında bulan MINOS dedektörleri kullanılarak tekrarlanmıştır. C ve 1.000 126 C . 1.000 051'in merkezi değeri C ışık hızından daha yüksektir, ancak belirsizlik hesaba katıldığında, aynı zamanda tam olarak bir hız ile de tutarlıdır. C veya biraz daha az. Bu ölçüm, %99 güvenle 50 MeV'de müon nötrino kütlesi üzerinde bir üst sınır belirledi. [59] [60] Proje için dedektörler 2012'de yükseltildikten sonra, MINOS ilk sonuçlarını düzeltti ve nötrinoların varış zamanı ile ışığın -%0,0006 (±%0,0012) arasındaki farkla, ışık hızı ile uyum buldu. ). [61]

Benzer bir gözlem çok daha büyük bir ölçekte 1987A süpernovası (SN 1987A) ile yapıldı. Süpernovadan gelen 10 MeV antinötrino, nötrinolar için ışık hızıyla tutarlı bir zaman penceresi içinde tespit edildi. Şimdiye kadar, nötrino hızının tüm ölçümleri ışık hızıyla tutarlıydı. [62] [63]

Süperlüminal nötrino arızası Düzenle

Eylül 2011'de OPERA işbirliği, deneylerinde 17 GeV ve 28 GeV nötrinoların ışık hızını aşan hızlarını gösteren hesaplamalar yayınladı. Kasım 2011'de OPERA, tespit edilen her nötrino için hızın ayrı ayrı belirlenebilmesi için değişikliklerle deneyini tekrarladı. Sonuçlar, ışıktan daha hızlı aynı hızı gösterdi. Şubat 2012'de, sonuçların, nötrinoların kalkış ve varış zamanlarını ölçen atomik saatlerden birine bağlı gevşek bir fiber optik kablodan kaynaklanmış olabileceğine dair raporlar çıktı. ICARUS tarafından aynı laboratuvarda deneyin bağımsız olarak yeniden yaratılması, bir nötrino hızı ile ışık hızı arasında fark edilebilir bir fark bulamadı. [64]

Haziran 2012'de CERN, dört Gran Sasso deneyinin (OPERA, ICARUS, Borexino ve LVD) tümü tarafından yürütülen yeni ölçümlerin, ışık hızı ile nötrinoların hızı arasında bir anlaşma bulduğunu ve sonunda ilk OPERA iddiasını reddettiğini duyurdu. [65]

Toplu Düzenleme

Nötrino kütlelerini ölçebilir miyiz? Nötrinolar Dirac veya Majorana istatistiklerini takip ediyor mu?

Parçacık fiziğinin Standart Modeli, nötrinoların kütlesiz olduğunu varsayıyordu. [ kaynak belirtilmeli ] Nötrino lezzet durumlarını nötrino kütle durumları ile karıştıran (CKM karışımına benzer şekilde) deneysel olarak oluşturulmuş nötrino salınımı fenomeni, nötrinoların sıfır olmayan kütlelere sahip olmasını gerektirir. [66] Büyük nötrinolar ilk olarak 1950'lerde Bruno Pontecorvo tarafından tasarlandı. Sağ elini kullanan bir Lagrange ekleyerek temel çerçeveyi kütlelerini yerleştirmek için geliştirmek kolaydır.

Nötrino kütlesinin sağlanması iki şekilde yapılabilir ve bazı öneriler her ikisini de kullanır:

  • Diğer temel Standart Model parçacıkları gibi, kütle Dirac mekanizması tarafından üretilirse, çerçeve bir SU(2) singlet gerektirir. Bu parçacık, Higgsdoublet'in nötr bileşeni ile Yukawa etkileşimlerine sahip olacaktır, ancak aksi takdirde Standart Model parçacıkları ile hiçbir etkileşimi olmayacaktır, bu nedenle "steril" nötrino olarak adlandırılır. [açıklama gerekli]
  • Veya, nötrino ve antineutrino'nun aynı parçacık olmasını gerektiren Majorana mekanizması tarafından kütle üretilebilir.

Nötrinoların kütleleri üzerindeki en güçlü üst sınır kozmolojiden gelir: Büyük Patlama modeli, kozmik mikrodalga arka planındaki nötrino sayısı ile foton sayısı arasında sabit bir oran olduğunu tahmin eder. Her üç nötrino türünün toplam enerjisi, nötrino başına ortalama 50 eV'yi aşarsa, evrende çökecek kadar çok kütle olurdu. [67] Bu sınır, nötrino'nun kararsız olduğu varsayılarak aşılabilir, ancak Standart Model içinde bunu zorlaştıran sınırlar vardır. Çok daha katı bir kısıtlama, kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu, galaksi araştırmaları ve Lyman-alfa ormanı gibi kozmolojik verilerin dikkatli bir analizinden gelir. Bunlar, üç nötrinonun toplam kütlelerinin 0,3 eV'den az olması gerektiğini gösterir. [68]

2015 Nobel Fizik ödülü, nötrinoların kütlesinin olduğunu gösteren nötrino salınımlarını deneysel keşiflerinden dolayı Takaaki Kajita ve Arthur B. McDonald'a verildi. [69] [70]

1998'de, Super-Kamiokande nötrino dedektöründeki araştırma sonuçları, nötrinoların bir çeşniden diğerine salınım yapabildiklerini ve bunun da sıfır olmayan bir kütleye sahip olmalarını gerektirdiğini belirledi. [71] Bu, nötrinoların kütlesi olduğunu gösterirken, mutlak nötrino kütle ölçeği hala bilinmemektedir. Bunun nedeni, nötrino salınımlarının yalnızca kütlelerin karelerindeki farka duyarlı olmasıdır. [72] 2020 itibariyle, [73] kütle özdurumları 1 ve 2'nin kütlelerinin karelerinin farkının en uygun değeri |Δ'dir.m 2
21 | = 0.000 074 eV 2 , özdurumlar 2 ve 3 için ise |Δm 2
32 | = 0,002 51 eV 2 . |Δ'den berim 2
32 | iki kare kütlenin farkıdır, bunlardan en az birinin en az bu değerin karekökü kadar bir değere sahip olması gerekir. Bu nedenle, kütlesi en az 0.05 eV olan en az bir nötrino kütlesi özdurumu vardır. [74]

2009'da, yaklaşık 1.5 eV'lik bir nötrino kütlesini tahmin etmek için bir galaksi kümesinin merceklenme verileri analiz edildi. [75] Bu şaşırtıcı derecede yüksek değer, nötrino salınımlarının mili-elektron-volt düzeyinde olmasıyla, üç nötrino kütlesinin neredeyse eşit olmasını gerektirir. 2016'da bu, 1.85 eV'lik bir kütleye güncellendi. [76] 3 steril [ açıklama gerekli ] aynı kütledeki nötrinolar, Planck karanlık madde fraksiyonundan ve nötrinosuz çift beta bozunmasının gözlemlenmemesinden kaynaklanır. Kütleler, elektron antineutrino için Mainz-Troitsk üst sınırının 2,2 eV altında yer alır. [77] İkincisi, 0.2 eV ile 2 eV arasında bir kütle arayan KATRIN deneyinde Haziran 2018'den beri test ediliyor. [47]

Laboratuar deneylerinde mutlak nötrino kütle ölçeğini doğrudan belirlemek için bir takım çabalar devam etmektedir. Uygulanan yöntemler nükleer beta bozunmasını içerir (KATRIN ve MARE).

31 Mayıs 2010'da OPERA araştırmacıları, bir müon nötrino ışınında ilk tau nötrino aday olayını gözlemlediler, nötrinolardaki bu dönüşüm ilk kez gözlemlendi ve kütleleri olduğuna dair daha fazla kanıt sağladı. [78]

Temmuz 2010'da, 3-D MegaZ DR7 galaksi araştırması, üç nötrino çeşidinin birleşik kütlesinin bir limitinin 0.28 eV'den az olduğunu ölçtüklerini bildirdi. [79] Bu kütle toplamı için henüz daha sıkı bir üst sınır olan 0.23 eV, Planck işbirliği tarafından Mart 2013'te rapor edilirken, [80] Şubat 2014 sonucu, kozmolojik sonuçlar arasındaki farklılıklara dayalı olarak toplamı 0.320 ± 0.081 eV olarak tahmin ediyor. Planck'ın kozmik mikrodalga arka planının ayrıntılı ölçümleri ve diğer fenomenlerin gözlemlenmesinden kaynaklanan tahminler ile, kütlesiz nötrinolardan beklenenden daha zayıf kütleçekimsel merceklenmenin gözlemlenmesinden nötrinoların sorumlu olduğu varsayımıyla birleştirildi. [81]

Nötrino bir Majorana parçacığıysa, kütle, belirli çekirdeklerin nötrinosuz çift beta bozunmasının yarı ömrü bulunarak hesaplanabilir. Nötrinonun Majorana kütlesi üzerindeki mevcut en düşük üst sınır KamLAND-Zen tarafından belirlenmiştir: 0.060–0.161 eV. [82]

Boyut Düzenleme

Standart Model nötrinolar, herhangi bir genişliği veya hacmi olmayan temel nokta benzeri parçacıklardır. Nötrino temel bir parçacık olduğu için gündelik nesnelerle aynı anlamda bir boyuta sahip değildir. [83] Geleneksel "boyut" ile ilişkili özellikler yoktur: Aralarında minimum mesafe yoktur ve nötrinolar, sonlu bir hacmi kaplayan ayrı bir tek tip madde halinde yoğunlaştırılamaz.

Kiralite Düzenle

Deneysel sonuçlar, hata payı dahilinde, üretilen ve gözlemlenen tüm nötrinoların sol-elli sarmallara (momentaya antiparalel döner) ve tüm antinötrinoların sağ-elli sarmallara sahip olduğunu göstermektedir. [84] Kütlesiz limitte bu, her bir parçacık için iki olası kiraliteden sadece birinin gözlemlendiği anlamına gelir. Parçacık etkileşimlerinin Standart Modelinde yer alan tek kiraliteler bunlardır.

Muadillerinin (sağ-elli nötrinolar ve sol-elli antinötrinolar) basitçe mevcut olmaması mümkündür. Eğer onlar yapmak özellikleri gözlemlenebilir nötrinolardan ve antinötrinolardan önemli ölçüde farklıdır. Ya çok ağır olduklarına dair kuramsallaştırılmıştır (GUT ölçeğine göre - bkz. tahterevalli mekanizması), zayıf etkileşime katılma (sözde steril nötrinolar), ya da her ikisi de.

Sıfır olmayan nötrino kütlelerinin varlığı durumu biraz karmaşıklaştırıyor. Nötrinolar, kiralite özdurumları olarak zayıf etkileşimlerde üretilir. Masif bir parçacığın kiralitesi, hareketin helisite sabiti değildir, ancak kiralite operatörü, helisite operatörü ile özdurumları paylaşmaz. Serbest nötrinolar, sırasıyla karıştırma genlikleri ile, sol ve sağ elle sarmallık durumlarının karışımları olarak yayılır. mνE . Bu, deneyleri önemli ölçüde etkilemez, çünkü dahil olan nötrinolar neredeyse her zaman aşırı görecelidir ve bu nedenle karıştırma genlikleri yok denecek kadar küçüktür. Etkili bir şekilde, o kadar hızlı seyahat ederler ve dinlenme çerçevelerinde zaman o kadar yavaş geçer ki, gözlemlenebilir herhangi bir yolu değiştirmek için yeterli zamanları olmaz. Örneğin, çoğu güneş nötrinosunun enerjileri 0,100 MeV – 1 MeV mertebesindedir, bu nedenle aralarında "yanlış" sarmallığa sahip nötrinoların fraksiyonu 10 −10'u aşamaz. [85] [86]

GSI anomalisi Düzenle

Bir depolama halkasında dolaşan yüksek yüklü ağır radyoaktif iyonların bozunma hızına ilişkin beklenmedik bir dizi deneysel sonuç, ikna edici bir açıklama bulma çabasında teorik faaliyeti kışkırttı. Depolama halkası, Darmstadt Almanya'daki GSI Helmholtz Ağır İyon Araştırma Merkezi'ndeki bir tesis olduğundan, gözlemlenen fenomen GSI anomalisi olarak bilinir.

Yarı ömürleri yaklaşık 40 saniye ve 200 saniye olan iki radyoaktif türün zayıf bozunma oranlarının, yaklaşık 7 saniyelik bir periyotla önemli bir salınım modülasyonuna sahip olduğu bulundu. [87] Bozunma süreci bir elektron nötrino ürettiği için, gözlemlenen salınım hızı için önerilen bazı açıklamalar yeni veya değiştirilmiş nötrino özellikleri önerir. Lezzet salınımı ile ilgili fikirler şüpheyle karşılandı. [88] Daha sonraki bir öneri, nötrino kütle özdurumları arasındaki farklılıklara dayanmaktadır. [89]

Yapay Düzenleme

Reaktör nötrinoları Düzenle

Nükleer reaktörler, insan kaynaklı nötrinoların ana kaynağıdır. Bir nükleer reaktördeki enerjinin çoğu fisyon tarafından üretilir (nükleer reaktörlerdeki dört ana bölünebilir izotop 235'tir.
sen
, 238
sen
, 239
Pu
ve 241
Pu
), sonuçta ortaya çıkan nötronca zengin yavru nüklidler, her biri bir nötronu bir protona ve bir elektrona dönüştüren ve bir elektron antinötrino salan ek beta bozunmalarına uğrar (
n

P
+
e -
+
ν
e ). Bu müteakip bozunmalarla birlikte, ortalama nükleer fisyon yaklaşık 200 MeV enerji salar, bunun kabaca %95,5'i çekirdekte ısı olarak tutulur ve kabaca %4,5'i (ya da yaklaşık 9 MeV) [90] antinötrinolar olarak yayılır. 4000 MW termal güce sahip tipik bir nükleer reaktör için, [d] fisyon atomlarından toplam güç üretimi aslında 4185 MW'dır, bunun 185 MW'ı antinötrino radyasyonu olarak yayılır ve mühendislikte asla görünmez. Yani 185 MW fisyon enerjisi kayıp Bu reaktörden gelir ve türbinleri çalıştırmak için mevcut ısı olarak görünmez, çünkü antinötrinolar tüm yapı malzemelerine pratik olarak etkileşim olmadan nüfuz eder.

Antinötrino enerji spektrumu, yakıtın yanma derecesine bağlıdır (plütonyum-239 fisyon antinötrinoları ortalama olarak uranyum-235 fisyonundan gelenlerden biraz daha fazla enerjiye sahiptir), ancak genel olarak, algılanabilir fisyondan kaynaklanan antinötrinoların maksimum enerjisi yaklaşık 10 MeV olmak üzere yaklaşık 3.5 ile 4 MeV arasında bir tepe enerjisine sahiptir. [91] Düşük enerjili antinötrinoların akışını ölçmek için yerleşik bir deneysel yöntem yoktur. Yalnızca 1.8 MeV eşiğinin üzerinde bir enerjiye sahip antinötrinolar ters beta bozunmasını tetikleyebilir ve bu nedenle açık bir şekilde tanımlanabilir (aşağıdaki § Tespit bölümüne bakın). Bir nükleer reaktörden gelen tüm antinötrinoların tahmini %3'ü bu eşiğin üzerinde bir enerji taşır. Bu nedenle, ortalama bir nükleer santral bu eşiğin üzerinde saniyede 10 20'den fazla antinötrino üretebilir, ancak aynı zamanda mevcut dedektör teknolojisi ile görülemeyen enerji eşiğinin altında çok daha büyük bir sayı (% 97/3 ≈ bu sayının 30 katı) üretebilir. .

Hızlandırıcı nötrinolar Düzenle

Bazı parçacık hızlandırıcılar, nötrino ışınları yapmak için kullanılmıştır. Teknik, protonları sabit bir hedefle çarpıştırarak yüklü pionlar veya kaonlar üretmektir. Bu kararsız parçacıklar daha sonra manyetik olarak uzun bir tünele odaklanır ve burada uçuş sırasında bozunurlar. Çürüyen parçacığın göreli artışı nedeniyle, nötrinolar izotropik olarak değil bir ışın olarak üretilir. Müon bozunmaları yoluyla nötrinoların üretildiği bir hızlandırıcı tesisi tasarlama çalışmaları devam etmektedir. [92] Böyle bir kurulum genellikle "nötrino fabrikası" olarak bilinir.

Nükleer silahlar Düzenle

Nükleer silahlar da çok büyük miktarlarda nötrino üretir. Fred Reines ve Clyde Cowan, reaktör nötrinolarını aramadan önce bir bombadan nötrinoların tespitini düşündüler, Los Alamos fizik bölümü lideri J. M. B. Kellogg tarafından daha iyi bir alternatif olarak bir fisyon reaktörü önerildi. [93] Fisyon silahları antinötrinoları (fisyon sürecinden) üretir ve füzyon silahları hem nötrinoları (füzyon sürecinden) hem de antinötrinoları (fisyon patlamasını başlatan) üretir.

Jeolojik Düzenleme

Nötrinolar, doğal arka plan radyasyonu ile birlikte üretilir. Özellikle, 238'in bozunma zincirleri
sen
ve 232
NS
izotopların yanı sıra 40
K
, antineutrinos yayan beta bozunmalarını içerir. Bu sözde jeonötrinolar, Dünya'nın iç kısmı hakkında değerli bilgiler sağlayabilir. Geonötrinolar için ilk gösterge 2005 yılında KamLAND deneyi tarafından bulundu, güncellenmiş sonuçlar KamLAND [94] ve Borexino tarafından sunuldu. [95] Geonötrino ölçümlerindeki ana arka plan, reaktörlerden gelen antinötrinolardır.

Atmosferik Düzenleme

Atmosferik nötrinolar, kozmik ışınların Dünya atmosferindeki atom çekirdekleri ile etkileşiminden kaynaklanır ve birçoğu kararsız olan ve bozunduklarında nötrinolar üreten parçacık yağmurları yaratır. Tata Temel Araştırma Enstitüsü (Hindistan), Osaka City Üniversitesi (Japonya) ve Durham Üniversitesi'nden (İngiltere) parçacık fizikçilerinin işbirliği, 1965'te Hindistan'daki Kolar Gold Fields'deki bir yeraltı laboratuvarında ilk kozmik ışın nötrino etkileşimini kaydetti.

Güneş Düzenle

Güneş nötrinoları, Güneş'e ve diğer yıldızlara güç veren nükleer füzyondan kaynaklanır. Güneş'in işleyişinin detayları Standart Güneş Modeli ile anlatılmaktadır. Kısacası: dört proton birleşerek bir helyum çekirdeği haline geldiğinde, ikisinin nötronlara dönüşmesi gerekir ve bu dönüşümlerin her biri bir elektron nötrinoyu serbest bırakır.

Güneş, her yöne muazzam sayıda nötrino gönderir. Her saniye, yaklaşık 65 milyar (6.5 × 10 10 ) güneş nötrinosu, Dünya'nın Güneş yönüne dik olan kısmındaki her santimetrekareden geçer. [13] Nötrinolar Dünya'nın kütlesi tarafından önemsiz bir şekilde emildiğinden, Dünya'nın Güneş'in karşısındaki tarafındaki yüzey alanı, Güneş'e bakan tarafla yaklaşık aynı sayıda nötrino alır.

Süpernova Düzenle

1966'da Stirling A. Colgate ve Richard H. White [97], nötrinoların büyük kütleli yıldızların çöküşüyle ​​açığa çıkan kütleçekim enerjisinin çoğunu taşıdığını hesapladılar; olaylar artık Tip Ib ve Ic ve Tip II süpernova olarak sınıflandırılmıştır. Bu tür yıldızlar çöktüğünde, çekirdekteki madde yoğunlukları o kadar yüksek olur (1017 kg/m3) ki elektronların dejenerasyonu, protonların ve elektronların bir nötron ve bir elektron nötrinosu oluşturmak üzere birleşmesini engellemeye yetmez. İkinci ve daha bol nötrino kaynağı, yeni oluşan nötron çekirdeğinin termal enerjisidir (100 milyar kelvin). [98]

Colgate ve White'ın süpernova nötrino üretimi teorisi, 1987'de Supernova 1987A'dan gelen nötrinolar tespit edildiğinde doğrulandı. Su bazlı dedektörler Kamiokande II ve IMB, sırasıyla termal kaynaklı 11 ve 8 antinötrino (lepton numarası = -1) tespit ederken, sintilatör tabanlı Baksan dedektörü, termal kaynaklı 5 nötrino (lepton numarası = +1) buldu. veya elektron yakalama orijini, 13 saniyeden daha kısa bir patlamada. Süpernovadan gelen nötrino sinyali, ilk elektromanyetik radyasyonun gelmesinden birkaç saat önce, ikincisinin şok dalgasıyla birlikte ortaya çıkması gerçeğinden beklendiği gibi, Dünya'ya ulaştı. Normal madde ile son derece zayıf etkileşim, nötrinoların patlayan yıldızın çalkalanan kütlesinden geçmesine izin verirken, elektromanyetik fotonlar yavaşladı.

Nötrinolar madde ile çok az etkileşime girdiğinden, bir süpernovanın nötrino emisyonlarının patlamanın en iç bölgeleri hakkında bilgi taşıdığı düşünülmektedir. Çoğu gözle görülür ışık, süpernova şok dalgası tarafından üretilen radyoaktif elementlerin bozunmasından gelir ve patlamanın kendisinden gelen ışık bile yoğun ve türbülanslı gazlar tarafından saçılır ve böylece geciktirilir. Nötrino patlamasının görünür ışık, gama ışınları veya radyo dalgaları dahil herhangi bir elektromanyetik dalgadan önce Dünya'ya ulaşması bekleniyor. Elektromanyetik dalgaların varışlarının tam gecikmesi, şok dalgasının hızına ve yıldızın dış tabakasının kalınlığına bağlıdır. Bir Tip II süpernova için, gökbilimciler, nötrino taşkınının yıldız çekirdeğinin çökmesinden saniyeler sonra serbest bırakılmasını beklerken, ilk elektromanyetik sinyal, patlama şok dalgasının yıldızın yüzeyine ulaşması için zaman bulduktan saatler sonra ortaya çıkabilir. Süpernova Erken Uyarı Sistemi projesi, aday süpernova olayları için gökyüzünü izlemek için bir nötrino dedektörleri ağı kullanır; nötrino sinyali, Samanyolu'nda patlayan bir yıldızın yararlı bir ön uyarısını sağlayacaktır.

Nötrinolar bir süpernovanın dış gazlarından saçılmadan geçseler de, daha derindeki süpernova çekirdeği hakkında bilgi sağlarlar ve burada nötrinoların bile önemli ölçüde saçıldığına dair kanıtlar sunarlar. Bir süpernova çekirdeğindeki yoğunluklar, bir nötron yıldızının yoğunluğudur (bu tür bir süpernovada oluşması beklenir), [99] bazı nötrinoları geciktirerek nötrino sinyalinin süresini etkileyecek kadar büyük hale gelir. SN 1987A'dan gelen 13 saniye uzunluğundaki nötrino sinyali, engellenmemiş nötrinoların bir süpernovanın nötrino üreten çekirdeğini geçmesinden çok daha uzun sürdü ve SN 1987A için çapının yalnızca 3200 kilometre olması bekleniyordu.

Sayılan nötrinoların sayısı, süpernovanın toplam enerjisinin neredeyse tamamı olduğu tahmin edilen 2.2 x 10 46 jul toplam nötrino enerjisiyle de tutarlıydı. [31]

Ortalama bir süpernova için, yaklaşık 10 57 (bir oktodesilyon) nötrino salınır, ancak bir karasal dedektörde tespit edilen gerçek sayı N düzeyinde, çok daha küçük olacaktır.

burada M detektörün kütlesidir (örneğin Super Kamiokande'nin kütlesi 50 kton'dur) ve d süpernovaya olan uzaklıktır. [100] Dolayısıyla pratikte sadece Samanyolu (bizim galaksimiz) içindeki veya yakınındaki süpernovalardan nötrino patlamalarını tespit etmek mümkün olacaktır. Bireysel süpernovalardan nötrinoların tespitine ek olarak, Evrendeki tüm süpernovalardan kaynaklanan dağınık süpernova nötrino arka planını da tespit etmek mümkün olmalıdır. [101]

Süpernova kalıntıları

Süpernova nötrinolarının enerjisi birkaç ila birkaç on MeV arasında değişir. Kozmik ışınların hızlandığı yerlerin, süpernova patlamalarından arta kalan türbülanslı gazlı ortamlardan üretilen, en az bir milyon kat daha enerjik nötrinolar üretmesi bekleniyor: süpernova kalıntıları. Kozmik ışınların kökeni, Walter Baade ve Fritz Zwicky tarafından süpernovalara atfedildi, bu hipotez, kökeni süpernova kalıntılarına bağlayan Vitaly L. Ginzburg ve Sergei I. Syrovatsky tarafından rafine edildi ve kozmik Süpernova kalıntılarındaki ivmenin verimi yaklaşık yüzde 10 ise, Samanyolu'nun ışın kayıpları telafi edilir. Ginzburg ve Syrovatskii'nin hipotezi, Enrico Fermi tarafından çizilen orijinal teorik resimle tutarlı olan ve gözlemsel verilerden destek alan süpernova kalıntılarında meydana gelen özel "şok dalgası ivmesi" mekanizması tarafından desteklenmektedir. Çok yüksek enerjili nötrinolar hala görülüyor, ancak nötrino astronomisinin bu dalı henüz emekleme aşamasında. Galaksimizden çok yüksek enerjili nötrinoları gözlemlemeyi amaçlayan başlıca mevcut veya gelecek deneyler Baykal, AMANDA, IceCube, ANTARES, NEMO ve Nestor'dur. İlgili bilgiler, VERITAS, HESS ve MAGIC gibi çok yüksek enerjili gama ışını gözlemevleri tarafından sağlanmaktadır. Gerçekten de, kozmik ışınların çarpışmalarının, bozunmaları nötrinolara, nötr pionlara ve gama ışınlarına her iki radyasyon türüne de saydam olan bir süpernova kalıntısı ortamı veren yüklü pionlar ürettiği varsayılır.

Galaksi dışı kozmik ışınların etkileşimlerinden kaynaklanan daha da yüksek enerjili nötrinolar, Pierre Auger Gözlemevi veya ANITA adlı özel deney ile gözlemlenebilir.

Büyük Patlama Düzenle

Tıpkı Big Bang'den arta kalan kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu gibi, Evrenimizde düşük enerjili nötrinoların bir arka planı olduğu düşünülmektedir. 1980'lerde bunların evrende var olduğu düşünülen karanlık maddenin açıklaması olabileceği öne sürüldü. Nötrinoların diğer karanlık madde adaylarına göre önemli bir avantajı var: Var oldukları biliniyor. Bu fikrin de ciddi sorunları var.

Parçacık deneylerinden nötrinoların çok hafif olduğu bilinmektedir. Bu, ışık hızına yakın hızlarda kolayca hareket ettikleri anlamına gelir. Bu nedenle nötrinolardan oluşan karanlık maddeye "sıcak karanlık madde" denir. Sorun şu ki, hızlı hareket eden nötrinolar, kozmolojik genişleme onları kümeler halinde toplanacak kadar soğuk hale getirmeden önce evrende eşit olarak yayılma eğiliminde olacaktı. Bu, karanlık maddenin nötrinolardan oluşan kısmının dağılmasına ve gördüğümüz büyük galaktik yapılara neden olamamasına neden olur.

Aynı galaksiler ve galaksi grupları, bu galaksilerden kaçmak için yeterince hızlı olmayan karanlık madde ile çevrili görünüyor. Muhtemelen bu madde, oluşum için yerçekimi çekirdeğini sağladı. Bu, nötrinoların toplam karanlık madde miktarının önemli bir bölümünü oluşturamayacağı anlamına gelir.

Kozmolojik argümanlardan, kalıntı arka plan nötrinolarının santimetre küp başına her türden 56 yoğunluğa ve kütlesizlerse 1.9 K ( 1.7 × 10 −4 eV ), kütleleri 0,001 eV'yi aşarsa çok daha soğuk oldukları tahmin edilmektedir. Yoğunlukları oldukça yüksek olmasına rağmen, enerjileri çoğu algılama yönteminin eşiklerinin altında olduğundan ve eV altı enerjilerde son derece düşük nötrino etkileşimi kesitlerinden dolayı henüz laboratuvarda gözlemlenmemiştir. Buna karşılık, daha yüksek bir enerjiyle yayılan boron-8 güneş nötrinoları, kalıntı nötrinolarınkinden yaklaşık 6 büyüklük mertebesi daha düşük bir uzay yoğunluğuna sahip olmalarına rağmen kesin olarak tespit edilmiştir.

Nötrinolar elektrik yükü taşımadıkları için doğrudan tespit edilemezler yani içinden geçtikleri malzemeleri iyonize etmezler. MSW etkisi gibi nötrinoların çevrelerini etkileyebileceği diğer yollar izlenebilir radyasyon üretmez. Reines ve Cowan (aşağıya bakınız) tarafından uygulanan, bazen ters beta bozunumu olarak adlandırılan antinötrinoları tanımlamak için benzersiz bir reaksiyon, önemli sayıda nötrinoyu tespit etmek için çok büyük bir dedektör gerektirir. Tüm algılama yöntemleri, nötrinoların minimum bir eşik enerjisi taşımasını gerektirir. Şimdiye kadar, potansiyel nötrino etkileşimlerinin (örneğin MSW etkisi ile) diğer nedenlerden benzersiz bir şekilde ayırt edilemeyeceği anlamında, düşük enerjili nötrinolar için bir tespit yöntemi yoktur. Nötrino dedektörleri, dedektörü kozmik ışınlardan ve diğer arka plan radyasyonundan izole etmek için genellikle yeraltında inşa edilir.

Antinötrinolar ilk olarak 1950'lerde bir nükleer reaktörün yakınında tespit edildi. Reines ve Cowan, suda bir kadmiyum klorür çözeltisi içeren iki hedef kullandı. Kadmiyum hedeflerinin yanına iki sintilasyon dedektörü yerleştirildi. 1.8 MeV eşiğinin üzerinde bir enerjiye sahip antinötrinolar, sudaki protonlarla yüklü akım etkileşimlerine neden olarak pozitronlar ve nötronlar üretti. Bu çok benziyor
β +
bir protonu bir nötrona, bir pozitrona dönüştürmek için enerjinin kullanıldığı çürüme (
e +
) ve bir elektron nötrino (
ν
e ) yayılır:

Cowan ve Reines deneyinde, giden bir nötrino yerine, gelen bir antinötrinonuz var (
ν
e ) bir nükleer reaktörden:

Detektör materyalindeki elektronlarla ortaya çıkan pozitron imhası, yaklaşık 0,5 MeV enerjili fotonlar yarattı. Tesadüfteki foton çiftleri, hedefin üstündeki ve altındaki iki sintilasyon dedektörü tarafından tespit edilebilir. Nötronlar, bir pozitron yok etme olayından gelen fotonlardan birkaç mikrosaniye sonra tespit edilen yaklaşık 8 MeV'lik gama ışınlarıyla sonuçlanan kadmiyum çekirdekleri tarafından yakalandı.

O zamandan beri, çeşitli algılama yöntemleri kullanılmıştır. Süper Kamiokande, gelen bir nötrino suda bir elektron veya müon oluşturduğunda yayılan Cherenkov radyasyonunu izleyen fotoçoğaltıcı tüplerle çevrili büyük bir su hacmidir. Sudbury Nötrino Gözlemevi benzerdir, ancak aynı etkileri kullanan, ancak aynı zamanda döteryumun herhangi bir tat nötrino foto-ayrışımına ek reaksiyona izin veren ve daha sonra gama radyasyonundan tespit edilen serbest bir nötron ile sonuçlanan tespit ortamı olarak ağır su kullandı. klor tutulduktan sonra. Diğer dedektörler, orijinal madde ile etkileşime giren elektron-nötrinolar tarafından oluşturulan, sırasıyla argon veya germanyum fazlalıkları için periyodik olarak kontrol edilen büyük hacimli klor veya galyumdan oluşur. MINOS, fotoçoğaltıcı tüplere bağlı katı bir plastik sintilatör kullanırken, Borexino, fotoçoğaltıcı tüpler tarafından da izlenen bir sıvı psödokümen sintilatör kullanır ve NOνA dedektörü, çığ fotodiyotları tarafından izlenen sıvı sintilatör kullanır. IceCube Nötrino Gözlemevi, hacim boyunca dağıtılmış fotoçoğaltıcı tüpler ile güney kutbuna yakın Antarktika buz tabakasının 1 km3'ünü kullanır.

Nötrinoların düşük kütlesi ve nötr yükü, diğer parçacıklar ve alanlarla aşırı derecede zayıf etkileştikleri anlamına gelir.Zayıf etkileşimin bu özelliği bilim adamlarını ilgilendiriyor çünkü bu, nötrinoların diğer radyasyonun (ışık veya radyo dalgaları gibi) nüfuz edemediği ortamları araştırmak için kullanılabileceği anlamına geliyor.

Nötrinoları bir sonda olarak kullanmak, ilk olarak 20. yüzyılın ortalarında, Güneş'in merkezindeki koşulları tespit etmenin bir yolu olarak önerildi. Güneş çekirdeği doğrudan görüntülenemez çünkü elektromanyetik radyasyon (örneğin ışık), çekirdeği çevreleyen maddenin büyük miktarı ve yoğunluğu tarafından yayılır. Öte yandan, nötrinolar birkaç etkileşimle Güneş'ten geçerler. Güneş çekirdeğinden yayılan fotonların Güneş'in dış katmanlarına yayılması 40.000 yıl gerektirebilirken, çekirdekte yıldız füzyon reaksiyonlarında üretilen nötrinolar bu mesafeyi neredeyse ışık hızında pratik olarak engellenmeden geçerler. [102] [103]

Nötrinolar ayrıca Güneş Sistemi'nin ötesindeki astrofiziksel kaynakları araştırmak için de faydalıdır çünkü yıldızlararası ortamdaki yolculukları ile önemli ölçüde zayıflamayan bilinen tek parçacıklardır. Optik fotonlar toz, gaz ve arka plan radyasyonu tarafından engellenebilir veya yayılabilir. Hızlı protonlar ve atom çekirdeği formundaki yüksek enerjili kozmik ışınlar, Greisen-Zatsepin-Kuzmin limiti (GZK sınırı) nedeniyle yaklaşık 100 megaparsekten fazla seyahat edemezler. Nötrinolar, aksine, zar zor zayıflatılmış daha da büyük mesafeler kat edebilirler.

Samanyolu'nun galaktik çekirdeği, yoğun gaz ve çok sayıda parlak nesne tarafından tamamen gizlenmiştir. Galaktik çekirdekte üretilen nötrinolar, Dünya tabanlı nötrino teleskoplarıyla ölçülebilir olabilir. [18]

Nötrinonun bir başka önemli kullanımı da, yüksek kütleli yıldızların yaşamlarına son veren patlamalar olan süpernovaların gözlemlenmesidir. Bir süpernovanın çekirdek çökme aşaması, son derece yoğun ve enerjik bir olaydır. O kadar yoğundur ki, nötrinolar dışında bilinen hiçbir parçacık ilerleyen çekirdek cephesinden kaçamaz. Sonuç olarak, süpernovaların radyan enerjilerinin yaklaşık %99'unu kısa (10 saniyelik) bir nötrino patlamasında saldıkları bilinmektedir. [104] Bu nötrinolar, çekirdek çökme çalışmaları için çok faydalı bir sondadır.

Nötrinonun kalan kütlesi, kozmolojik ve astrofizik teorilerin önemli bir testidir (bkz. Karanlık madde). Nötrino'nun kozmolojik fenomenleri araştırmadaki önemi, diğer herhangi bir yöntem kadar büyüktür ve bu nedenle astrofizik topluluklarında çalışmanın ana odak noktasıdır. [105]

Nötrinoların incelenmesi parçacık fiziğinde önemlidir çünkü nötrinolar tipik olarak en düşük kütleye sahiptir ve bu nedenle parçacık fiziğinin Standart Modelinin uzantılarında teorize edilen en düşük enerjili parçacıkların örnekleridir.

Kasım 2012'de Amerikalı bilim adamları, 780 fitlik kayadan tutarlı bir nötrino mesajı göndermek için bir parçacık hızlandırıcı kullandılar. Bu, nötrinoların iletişim için ilk kullanımına işaret ediyor ve gelecekteki araştırmalar, ikili nötrino mesajlarının, Dünya'nın çekirdeği gibi en yoğun malzemelerden bile çok uzak mesafelere gönderilmesine izin verebilir. [106]

Temmuz 2018'de, IceCube Nötrino Gözlemevi, Eylül 2017'de Antarktika merkezli araştırma istasyonlarını vuran son derece yüksek enerjili bir nötrinoyu 3,7 milyar ışıkyılı uzaklıkta bulunan blazar TXS 0506 +056'daki başlangıç ​​noktasına kadar izlediklerini duyurdu. Orion takımyıldızı yönünde. Bu, uzayda bir nesnenin yerini belirlemek için bir nötrino dedektörünün kullanıldığı ve bir kozmik ışın kaynağının tanımlandığı ilk zamandır. [107] [108] [109]


İçindekiler

Işığın boşluktaki hızı genellikle küçük harfle gösterilir. C , "sabit" veya Latince için kereviz ("hızlılık, hız" anlamına gelir). 1856'da Wilhelm Eduard Weber ve Rudolf Kohlrausch, C daha sonra ışığın boşluktaki hızının √ 2 katına eşit olduğu gösterilen farklı bir sabit için. Sembol, tarihsel olarak V 1865'te James Clerk Maxwell tarafından tanıtılan ışık hızı için alternatif bir sembol olarak kullanıldı. 1894'te Paul Drude yeniden tanımladı C modern anlamı ile. Einstein'ın kullandığı V 1905'te özel görelilik üzerine orijinal Almanca makalelerinde, ancak 1907'de C , o zamana kadar ışık hızının standart sembolü haline gelmişti. [7] [8]

Ara sıra C dalgaların hızı için kullanılır herhangi maddi ortam ve C 0 ışığın boşluktaki hızı için. [9] Resmi SI literatüründe onaylanan bu indisli gösterim [10], diğer ilgili sabitlerle aynı forma sahiptir: yani, μ0 vakum geçirgenliği veya manyetik sabit için, ε0 vakum geçirgenliği veya elektrik sabiti için ve Z0 boş alanın empedansı için. Bu makale C sadece boşlukta ışığın hızı için.

Işık dalgalarının boşlukta yayılma hızı, hem dalga kaynağının hareketinden hem de gözlemcinin eylemsiz referans çerçevesinden bağımsızdır. [Not 5] Işık hızının bu değişmezliği, Einstein tarafından 1905'te, [6] Maxwell'in elektromanyetizma teorisi tarafından motive edildikten ve ışık saçan eter için kanıt eksikliğinden sonra [16] varsayıldı, o zamandan beri birçok deney tarafından tutarlı bir şekilde doğrulandı. . [Not 6] Işığın iki yönlü hızının (örneğin, bir kaynaktan aynaya ve tekrar geri) çerçeveden bağımsız olduğunu deneysel olarak doğrulamak mümkündür, çünkü ışığın tek yönlü hızını ölçmek imkansızdır. ışık (örneğin, bir kaynaktan uzaktaki bir dedektöre) kaynaktaki ve dedektördeki saatlerin nasıl senkronize edilmesi gerektiğine dair bir konvansiyon olmadan. Bununla birlikte, saatler için Einstein senkronizasyonunu benimseyerek, ışığın tek yönlü hızı, tanım gereği iki yönlü ışık hızına eşit olur. [17] [18] Özel görelilik kuramı, bu değişmezliğin sonuçlarını araştırır. C fizik yasalarının tüm eylemsiz referans çerçevelerinde aynı olduğu varsayımıyla. [19] [20] Bunun bir sonucu şudur: C ışık dahil tüm kütlesiz parçacıkların ve dalgaların boşlukta hareket etmesi gereken hızdır.

Özel göreliliğin pek çok mantık dışı ve deneysel olarak doğrulanmış çıkarımları vardır. [21] Bunlar kütle ve enerjinin denkliğini içerir (E = mc 2 ), uzunluk daralması (hareket eden nesneler kısalır), [Not 7] ve zaman genişlemesi (hareket eden saatler daha yavaş çalışır). Faktör y hangi uzunlukların daralması ve zamanların genişlemesi Lorentz faktörü olarak bilinir ve şu şekilde verilir: y = (1 − v 2 /C 2) −1/2 , nerede v nesnenin hızıdır. farkı y 1'den çok daha yavaş hızlar için ihmal edilebilir C, çoğu günlük hız gibi - ki bu durumda özel görelilik Galilean göreliliği ile yakından ilişkilidir - ancak göreli hızlarda artar ve sonsuza kadar uzaklaşır. v yaklaşımlar C. Örneğin, bir zaman genişletme faktörü y = 2, ışık hızının %86,6'sı göreli bir hızda gerçekleşir (v = 0.866 C). Benzer şekilde, bir zaman genişletme faktörü y = 10 oluşur v = 99.5% C.

Özel göreliliğin sonuçları, uzay ve zamanı, uzay-zaman olarak bilinen birleşik bir yapı olarak ele alarak özetlenebilir. C uzay ve zaman birimlerini ilişkilendirmek) ve fiziksel teorilerin Lorentz değişmezliği adı verilen ve matematiksel formülasyonu parametreyi içeren özel bir simetriyi karşılamasını gerektirir. C. [24] Lorentz değişmezliği, kuantum elektrodinamiği, kuantum kromodinamiği, parçacık fiziğinin Standart Modeli ve genel görelilik gibi modern fiziksel teoriler için neredeyse evrensel bir varsayımdır. Böyle olunca parametre C modern fizikte her yerde bulunur ve ışıkla ilgisi olmayan birçok bağlamda ortaya çıkar. Örneğin, genel görelilik bunu öngörmektedir. C aynı zamanda yerçekimi ve yerçekimi dalgalarının hızıdır. [25] [Not 8] Eylemsiz olmayan referans çerçevelerinde (kütleçekimsel olarak eğri uzay-zaman veya hızlandırılmış referans çerçeveleri), yerel ışık hızı sabittir ve eşittir Cancak sonlu uzunluktaki bir yörünge boyunca ışığın hızı, C, mesafelerin ve sürelerin nasıl tanımlandığına bağlı olarak. [27]

Genel olarak, aşağıdaki gibi temel sabitlerin olduğu varsayılır: C uzay-zaman boyunca aynı değere sahiptirler, yani yere bağlı değildirler ve zamanla değişmezler. Ancak ışık hızının zaman içinde değişmiş olabileceği çeşitli teorilerde öne sürülmüştür. [28] [29] Bu tür değişiklikler için kesin bir kanıt bulunamadı, ancak bunlar devam eden araştırmaların konusu olmaya devam ediyor. [30] [31]

Ayrıca genellikle ışık hızının izotropik olduğu, yani ölçüldüğü yöne bakılmaksızın aynı değere sahip olduğu varsayılır. Bir manyetik alandaki (Hughes-Drever deneyi) ve dönen optik rezonatörlerin (bkz. anizotropi. [32] [33]

Hızlarda üst sınır

Özel göreliliğe göre, durgun kütlesi olan bir cismin enerjisi m ve hız v tarafından verilir ymc 2, nerede y yukarıda tanımlanan Lorentz faktörüdür. Ne zaman v sıfır, y ünlüye yol açan bire eşittir E = mc Kütle-enerji denkliği için 2 formülü. NS y faktör olarak sonsuza yaklaşır v yaklaşımlar Cve kütlesi olan bir cismi ışık hızına çıkarmak için sonsuz miktarda enerji gerekir. Işık hızı, pozitif durgun kütleye sahip nesnelerin hızları için üst sınırdır ve tek tek fotonlar ışık hızından daha hızlı hareket edemezler. [34] [35] [36] Bu, göreli enerji ve momentumun birçok testinde deneysel olarak belirlenmiştir. [37]

Daha genel olarak, sinyallerin veya enerjinin daha hızlı seyahat etmesi imkansızdır. C. Bunun için bir argüman, eşzamanlılığın göreliliği olarak bilinen özel göreliliğin karşı-sezgisel çıkarımından kaynaklanmaktadır. A ve B olayları arasındaki uzamsal mesafe, aralarındaki zaman aralığından büyükse, C sonra, A'nın B'den önce geldiği, B'nin A'dan önce geldiği diğerleri ve bunların eşzamanlı olduğu diğer referans çerçeveleri vardır. Sonuç olarak, eğer bir şey daha hızlı hareket ediyorsa C eylemsiz bir referans çerçevesine göre, başka bir çerçeveye göre zamanda geriye doğru hareket ediyor olacak ve nedensellik ihlal edilecektir. [Not 9] [39] Böyle bir referans çerçevesinde, "neden"den önce bir "etki" gözlemlenebilir. Böyle bir nedensellik ihlali hiçbir zaman kaydedilmemiştir,[18] ve takyonik antitelefon gibi paradokslara yol açacaktır. [40]

Maddenin, enerjinin veya bilgi taşıyan sinyalin şundan daha yüksek hızlarda hareket ettiğinin göründüğü durumlar vardır. C, ama yapmazlar. Örneğin, aşağıdaki orta bölümde ışığın yayılımında tartışıldığı gibi, birçok dalga hızı aşabilir. C. Örneğin, çoğu gözlükten geçen X-ışınlarının faz hızı rutin olarak aşabilir. C, [41] ancak faz hızı, dalgaların bilgi ilettiği hızı belirlemez. [42]

Bir lazer ışını uzaktaki bir nesne üzerinde hızla süpürülürse, ışık noktası daha hızlı hareket edebilir. C, ışığın uzaktaki cisme hızla ulaşması için gereken süre nedeniyle noktanın ilk hareketi gecikse de C. Bununla birlikte, hareket eden tek fiziksel varlık, lazer ve lazerin yaydığı ışıktır. C lazerden noktanın çeşitli pozisyonlarına. Benzer şekilde, uzaktaki bir nesneye yansıtılan bir gölge, daha hızlı hareket ettirilebilir. C, zaman gecikmesinden sonra. [43] Her iki durumda da hiçbir madde, enerji veya bilgi ışıktan hızlı hareket etmez. [44]

Her ikisinin de hareket ettiği bir referans çerçevesindeki iki nesne arasındaki mesafedeki değişim oranı (kapama hızları), aşağıdakilerden daha fazla bir değere sahip olabilir. C. Ancak bu, tek bir eylemsiz çerçevede ölçüldüğü gibi herhangi bir tek nesnenin hızını temsil etmez. [44]

Bazı kuantum etkilerinin anında ve dolayısıyla daha hızlı iletildiği görülmektedir. C, EPR paradoksunda olduğu gibi. Bir örnek, dolanabilen iki parçacığın kuantum durumlarını içerir. Parçacıklardan herhangi biri gözlemlenene kadar, iki kuantum durumunun süperpozisyonunda var olurlar. Parçacıklar ayrılır ve bir parçacığın kuantum durumu gözlemlenirse, diğer parçacığın kuantum durumu anında belirlenir. Ancak, ilk parçacığın gözlemlendiğinde hangi kuantum halini alacağını kontrol etmek imkansızdır, dolayısıyla bu şekilde bilgi iletilemez. [44] [45]

Işık hızından daha hızlı hızların meydana geleceğini öngören bir başka kuantum etkisine Hartman etkisi denir: belirli koşullar altında sanal bir parçacığın bir bariyerden tünel yapması için gereken süre, bariyerin kalınlığından bağımsız olarak sabittir. [46] [47] Bu, sanal bir parçacığın büyük bir boşluktan ışıktan daha hızlı geçmesine neden olabilir. Ancak, bu efekt kullanılarak hiçbir bilgi gönderilemez. [48]

Sözde süperluminal hareket, radyo galaksilerinin ve kuasarların göreli jetleri gibi bazı astronomik nesnelerde [49] görülür. Bununla birlikte, bu jetler ışık hızını aşan hızlarda hareket etmiyorlar: görünür süperluminal hareket, ışık hızına yakın hareket eden ve Dünya'ya görüş hattına küçük bir açıyla yaklaşan nesnelerin neden olduğu bir projeksiyon etkisidir: çünkü ışık Jet uzaklaştığında yayılan, Dünya'ya ulaşması daha uzun sürdüğünde, iki ardışık gözlem arasındaki süre, ışık ışınlarının yayıldığı anlar arasındaki daha uzun bir süreye karşılık gelir. [50]

Genişleyen evren modellerinde, galaksiler birbirinden ne kadar uzaksa, birbirlerinden o kadar hızlı uzaklaşırlar. Bu gerileme hareketten kaynaklanmıyor vasıtasıyla uzaya değil, uzayın kendisinin genişlemesine. [44] Örneğin, Dünya'dan çok uzaktaki galaksiler, mesafeleriyle orantılı bir hızla Dünya'dan uzaklaşıyor gibi görünmektedir. Hubble küresi adı verilen bir sınırın ötesinde, Dünya'dan uzaklıklarının artış hızı, ışık hızından daha büyük olur. [51]

Klasik fizikte ışık, bir tür elektromanyetik dalga olarak tanımlanır. Elektromanyetik alanın klasik davranışı, hızın C Elektromanyetik dalgaların (ışık gibi) vakumda yayıldığı, vakumun dağıtılmış kapasitansı ve endüktansı ile ilgilidir, aksi takdirde sırasıyla elektrik sabiti olarak bilinir. ε0 ve manyetik sabit μ0, denkleme göre [52]

Modern kuantum fiziğinde elektromanyetik alan, kuantum elektrodinamiği (QED) teorisi ile tanımlanır. Bu teoride ışık, foton adı verilen elektromanyetik alanın temel uyarımları (veya kuantaları) ile tanımlanır. QED'de fotonlar kütlesiz parçacıklardır ve bu nedenle özel göreliliğe göre boşlukta ışık hızında hareket ederler.

Fotonun bir kütleye sahip olduğu QED uzantıları düşünülmüştür. Böyle bir teoride hızı, frekansına ve değişmez hızına bağlı olacaktır. C özel göreliliğin değeri o zaman ışığın boşluktaki hızının üst sınırı olacaktır. [27] Titiz testlerde ışık hızının frekansla hiçbir değişimi gözlemlenmedi, [53] [54] [55] fotonun kütlesine katı sınırlar koydu. Elde edilen limit, kullanılan modele bağlıdır: eğer kütleli foton Proca teorisi tarafından tanımlanırsa, [56] kütlesi için deneysel üst sınır yaklaşık 10 −57 gramdır [57] eğer foton kütlesi bir Higgs mekanizması tarafından üretilirse, deneysel üst limit daha az keskindir, m ≤ 10 -14 eV/C 2 [56] (kabaca 2 × 10 −47 g).

Işık hızının frekansına göre değişmesinin bir başka nedeni, önerilen bazı kuantum kütleçekim teorilerinin öngördüğü gibi, özel göreliliğin keyfi olarak küçük ölçeklere uygulanamaması olabilir. 2009'da, gama ışını patlaması GRB 090510'un gözlemi, foton hızının enerjiye bağımlılığına dair hiçbir kanıt bulamadı; bu, Planck ölçeğine yaklaşan enerjiler için bu hızın foton enerjisinden nasıl etkilendiğine dair belirli uzay-zaman niceleme modellerinde sıkı kısıtlamaları destekledi. [58]

Bir ortamda

Bir ortamda, ışık genellikle eşit bir hızda yayılmaz. C ayrıca, farklı ışık dalgası türleri farklı hızlarda yol alacaktır. Düzlem bir dalganın (tüm uzayı dolduran, yalnızca bir frekansla) tek tek tepe ve çukurlarının yayılma hızına faz hızı denir. vP. Sınırlı bir alana sahip (bir ışık darbesi) fiziksel bir sinyal farklı bir hızda hareket eder. Darbenin en büyük kısmı grup hızında hareket eder vG, ve en erken kısmı ön hızda hareket eder vF.

Faz hızı, bir ışık dalgasının bir malzemeden veya bir malzemeden diğerine nasıl geçtiğini belirlemede önemlidir. Genellikle bir terimle temsil edilir. kırılma indisi. Bir malzemenin kırılma indisi, oranı olarak tanımlanır. C faz hızına vP malzemede: daha büyük kırılma indeksleri daha düşük hızları gösterir. Bir malzemenin kırılma indisi, ışığın frekansına, yoğunluğuna, polarizasyonuna veya birçok durumda yayılma yönüne bağlı olabilir, ancak malzemeye bağlı bir sabit olarak ele alınabilir. Havanın kırılma indisi yaklaşık 1.0003'tür. [59] Su, [60] cam, [61] ve elmas [62] gibi daha yoğun ortamların görünür ışık için sırasıyla yaklaşık 1,3, 1,5 ve 2,4 kırılma indeksleri vardır. Mutlak sıfıra yakın Bose-Einstein yoğuşmaları gibi egzotik malzemelerde ışığın efektif hızı saniyede sadece birkaç metre olabilir. Ancak bu, atomlar arasındaki absorpsiyon ve yeniden ışıma gecikmesini temsil eder ve hepsinden daha yavaştır.C maddi maddelerdeki hızlar. Işığın maddedeki "yavaşlamasının" uç bir örneği olarak, iki bağımsız fizikçi ekibi, ışığı rubidyum elementinin Bose-Einstein yoğunlaşmasından geçirerek ışığı "tamamen durma" durumuna getirmeyi iddia etti. Bununla birlikte, bu deneylerde ışığın "durdurulmasına" ilişkin popüler açıklama, yalnızca ışığın atomların uyarılmış durumlarında depolanmasına ve daha sonra ikinci bir lazer darbesi tarafından uyarıldığı gibi keyfi olarak daha sonraki bir zamanda yeniden yayılmasına atıfta bulunur. "Durduğu" süre boyunca, hafif olmayı bırakmıştı. Bu tür bir davranış, genellikle ışık hızını "yavaşlatan" tüm şeffaf ortamlar için mikroskobik olarak doğrudur. [63]

Saydam malzemelerde, kırılma indisi genellikle 1'den büyüktür, yani faz hızı, C. Diğer malzemelerde, bazı egzotik malzemelerde bazı frekanslar için kırılma indisinin 1'den küçük olması mümkündür, hatta kırılma indisinin negatif olması bile mümkündür.[64] Nedenselliğin ihlal edilmemesi şartı, herhangi bir malzemenin dielektrik sabitinin, sırasıyla kırılma indisine ve zayıflama katsayısına karşılık gelen gerçek ve sanal kısımlarının Kramers-Kronig bağıntıları ile bağlantılı olduğu anlamına gelir. [65] Pratik anlamda bu, kırılma indisi 1'den küçük bir malzemede, dalganın emilmesinin o kadar hızlı olduğu anlamına gelir ki, hiçbir sinyal daha hızlı gönderilemez. C.

Farklı grup ve faz hızlarına sahip bir darbe (bu, darbenin tüm frekansları için faz hızı aynı değilse oluşur) zamanla yayılır, bu süreç dispersiyon olarak bilinir. Bazı materyaller, ışık dalgaları için son derece düşük (hatta sıfır) bir grup hızına sahiptir; bu, çeşitli deneylerde doğrulanmış olan, yavaş ışık adı verilen bir olgudur. [66] [67] [68] [69] Tam tersi, aşan grup hızları C, deneyde de gösterilmiştir. [70] Darbelerin anında veya zamanda geriye doğru hareket etmesiyle grup hızının sonsuz veya negatif olması bile mümkün olmalıdır. [71]

Ancak bu seçeneklerin hiçbiri bilginin daha hızlı iletilmesine izin vermez. C. Bilgiyi, darbenin ilk bölümünün hızından (ön hız) daha hızlı bir ışık darbesiyle iletmek imkansızdır. Bunun (belirli varsayımlar altında) her zaman şuna eşit olduğu gösterilebilir. C. [71]

Bir parçacığın bir ortamda ışığın o ortamdaki faz hızından daha hızlı hareket etmesi mümkündür (ancak yine de C). Yüklü bir parçacık bunu bir dielektrik malzemede yaptığında, Cherenkov radyasyonu olarak bilinen bir şok dalgasının elektromanyetik eşdeğeri yayılır. [72]

Işık hızı iletişimle ilgilidir: tek yönlü ve gidiş-dönüş gecikme süresi sıfırdan büyüktür. Bu, küçükten astronomik ölçeklere kadar geçerlidir. Öte yandan, bazı teknikler, örneğin mesafe ölçümlerinde, ışığın sonlu hızına bağlıdır.

Küçük ölçekler

Süper bilgisayarlarda, ışık hızı, işlemciler arasında ne kadar hızlı veri gönderilebileceğine bir sınır getirir. Bir işlemci 1 gigahertz'de çalışıyorsa, bir sinyal tek bir döngüde yalnızca maksimum yaklaşık 30 santimetre (1 ft) seyahat edebilir. Bu nedenle, iletişim gecikmelerini en aza indirmek için işlemciler birbirine yakın yerleştirilmelidir, bu da soğutmada zorluklara neden olabilir. Saat frekansları artmaya devam ederse, ışık hızı nihayetinde tek çiplerin iç tasarımı için sınırlayıcı bir faktör haline gelecektir. [73] [74]

Dünya üzerinde büyük mesafeler

Dünyanın ekvator çevresinin yaklaşık 40 075 km olduğu ve C yaklaşık 300.000 km/s'dir, bir bilgi parçasının dünyanın yarısını yüzey boyunca kat etmesi için teorik olarak en kısa süre yaklaşık 67 milisaniyedir. Işık, bir optik fiberde dünya çevresinde dolaşırken, gerçek geçiş süresi daha uzundur, çünkü kısmen ışığın hızı, kırılma indisine bağlı olarak bir optik fiberde yaklaşık %35 daha yavaştır. n. [Not 10] Ayrıca, küresel iletişim durumlarında nadiren düz çizgiler oluşur ve sinyal bir elektronik anahtar veya sinyal rejeneratöründen geçtiğinde gecikmeler oluşur. [76]

Uzay uçuşları ve astronomi

Benzer şekilde, Dünya ile uzay aracı arasındaki iletişim anlık değildir. Mesafeler arttıkça daha belirgin hale gelen kaynaktan alıcıya kısa bir gecikme vardır. Bu gecikme, Ay'ın yörüngesindeki ilk insanlı uzay aracı olduğunda, yer kontrolü ile Apollo 8 arasındaki iletişim için önemliydi: her soru için yer kontrol istasyonu, cevabın gelmesi için en az üç saniye beklemek zorundaydı. [77] Dünya ve Mars arasındaki iletişim gecikmesi, iki gezegenin göreceli konumlarına bağlı olarak beş ila yirmi dakika arasında değişebilir. [78] Bunun bir sonucu olarak, eğer Mars yüzeyindeki bir robot bir problemle karşılaşırsa, insan kontrolörleri en az beş dakika sonraya kadar bunun farkına varmaz ve muhtemelen yirmi dakika sonraya kadar sürer. Dünya'dan Mars'a seyahat talimatları için beş ila yirmi dakika daha.

Uzak astronomik kaynaklardan gelen ışık ve diğer sinyalleri almak çok daha uzun sürebilir. Örneğin, Hubble Ultra Derin Alan görüntülerinde görüntülenen uzak galaksilerden ışığın Dünya'ya seyahat etmesi 13 milyar (13 × 10 9) yıl sürmüştür. [79] [80] Bugün çekilen bu fotoğraflar, galaksilerin 13 milyar yıl önce, evrenin bir milyar yaşından küçük olduğu zamanlarda ortaya çıktıklarını gösteriyor. [79] Işığın sonlu hızı nedeniyle daha uzaktaki nesnelerin daha genç görünmesi gerçeği, gökbilimcilerin yıldızların, galaksilerin ve evrenin kendisinin evrimi hakkında çıkarımlar yapmasına olanak tanır.

Astronomik mesafeler, özellikle popüler bilim yayınlarında ve medyada bazen ışık yılı olarak ifade edilir. [81] Bir ışık yılı, ışığın bir yılda yaklaşık 9461 milyar kilometre, 5879 milyar mil veya 0.3066 parsek içinde kat ettiği mesafedir. Yuvarlak rakamlarla, bir ışık yılı yaklaşık 10 trilyon kilometre veya yaklaşık 6 trilyon mildir. Güneş'ten sonra Dünya'ya en yakın yıldız olan Proxima Centauri, yaklaşık 4.2 ışıkyılı uzaklıktadır. [82]

Mesafe ölçümü

Radar sistemleri, hedefe olan mesafeyi, hedef tarafından yansıtıldıktan sonra bir radyo dalgası darbesinin radar antenine dönmesi için geçen süre ile ölçer: hedefe olan mesafe, gidiş-dönüş geçiş süresinin yarısı ile ışık hızının çarpımıdır. . Bir Küresel Konumlandırma Sistemi (GPS) alıcısı, her bir uydudan bir radyo sinyalinin ne kadar sürede ulaştığına bağlı olarak GPS uydularına olan mesafesini ölçer ve bu mesafelerden alıcının konumunu hesaplar. Işık bir saniyede yaklaşık 300.000 kilometre (186 000 mi) yol aldığı için, bir saniyenin küçük kesirlerinin bu ölçümleri çok kesin olmalıdır. Ay Lazer Mesafe Deneyi, radar astronomisi ve Derin Uzay Ağı, gidiş-dönüş geçiş sürelerini ölçerek sırasıyla Ay'a, [83] gezegenlere [84] ve uzay aracına [85] olan mesafeleri belirler.

Yüksek frekanslı ticaret

Işığın hızı, tüccarların işlemlerini diğer tüccarlardan birkaç saniye önce borsalara sunarak küçük avantajlar elde etmeye çalıştıkları yüksek frekanslı ticarette önemli hale geldi. Örneğin, tüccarlar, havadaki ışık hızına yakın bir hızda hareket eden mikrodalgaların %30-40 daha yavaş hareket eden fiber optik sinyallere sahip olma avantajından dolayı ticaret merkezleri arasında mikrodalga iletişimine geçiyorlar. [86] [87]

değerini belirlemenin farklı yolları vardır. C. Bir yol, çeşitli astronomik ve dünya tabanlı kurulumlarda yapılabilen, ışık dalgalarının yayıldığı gerçek hızı ölçmektir. Bununla birlikte, belirlemek de mümkündür C örneğin elektromanyetik sabitlerin değerlerini belirleyerek göründüğü diğer fiziksel yasalardan ε0 ve μ0 ve ilişkilerini kullanarak C. Tarihsel olarak, en doğru sonuçlar, bir ışık huzmesinin frekansını ve dalga boyunu, çarpımları eşit olacak şekilde ayrı ayrı belirleyerek elde edilmiştir. C. [ kaynak belirtilmeli ]

Astronomik ölçümler

Dış uzay, büyük ölçeği ve neredeyse mükemmel vakumu nedeniyle ışığın hızını ölçmek için uygun bir ayardır. Tipik olarak, ışığın güneş sistemindeki Dünya yörüngesinin yarıçapı gibi bazı referans mesafelerini kat etmesi için gereken süre ölçülür. Tarihsel olarak, bu tür ölçümler, Dünya tabanlı birimlerde referans mesafesinin uzunluğunun ne kadar doğru bilindiğiyle karşılaştırıldığında oldukça doğru bir şekilde yapılabilir. Sonuçları günlük astronomik birimler (AU) olarak ifade etmek gelenekseldir.

Ole Christensen Rømer, 1676 yılında ışık hızının ilk nicel tahminini yapmak için astronomik bir ölçüm kullandı. [89] [90] Dünya'dan ölçüldüğünde, uzak bir gezegenin yörüngesindeki ayların periyotları, Dünya Dünya'ya yaklaşırken daha kısadır. gezegen, Dünya ondan uzaklaştığından daha fazla. Işığın gezegenden (veya uydusundan) Dünya'ya kat ettiği mesafe, Dünya yörüngesinde gezegenine en yakın noktadayken, Dünya yörüngesindeki en uzak noktadayken olduğundan daha kısadır, mesafe farkı Dünya'nın Güneş etrafındaki yörüngesinin çapıdır. Ayın yörünge periyodunda gözlemlenen değişim, ışığın daha kısa veya daha uzun mesafeyi kat etmesi için geçen süredeki farktan kaynaklanır. Rømer, Jüpiter'in en içteki ayı Io için bu etkiyi gözlemledi ve ışığın Dünya'nın yörüngesinin çapını geçmesinin 22 dakika sürdüğü sonucuna vardı.

Diğer bir yöntem ise 18. yüzyılda James Bradley tarafından keşfedilen ve açıklanan ışık sapmalarını kullanmaktır. [91] Bu etki, uzak bir kaynaktan (yıldız gibi) gelen ışığın hızının ve gözlemcisinin hızının vektör eklenmesinden kaynaklanır (sağdaki diyagrama bakın). Böylece hareket eden bir gözlemci ışığın biraz farklı bir yönden geldiğini görür ve sonuç olarak kaynağı orijinal konumundan kaymış bir konumda görür. Dünya Güneş'in yörüngesinde dolanırken Dünya'nın hızının yönü sürekli değiştiğinden, bu etki yıldızların görünen konumlarının hareket etmesine neden olur. Yıldızların konumlarındaki açısal farklılıktan (maksimum 20.5 yay saniyesi) [92] ışık hızını, Dünya'nın Güneş etrafındaki hızı cinsinden ifade etmek mümkündür ve bu hız, bilinen bir yıl uzunluğu ile zamana dönüştürülebilir. Güneş'ten Dünya'ya seyahat etmek için gereklidir. 1729'da Bradley, ışığın yörüngesinde Dünya'dan 10 210 kat daha hızlı hareket ettiğini (modern rakam 10 066 kat daha hızlıdır) veya eşdeğer olarak, Güneş'ten 8 dakika 12 saniye süreceğini türetmek için bu yöntemi kullandı. Dünya'ya. [91]

Astronomik birimi

Bir astronomik birim (AU), yaklaşık olarak Dünya ile Güneş arasındaki ortalama mesafedir. 2012 yılında tam olarak 149 597 870 700 m olarak yeniden tanımlanmıştır. [93] [94] Daha önce AU, Uluslararası Birimler Sistemine değil, Güneş'in klasik mekanik çerçevesinde uyguladığı yerçekimi kuvvetine dayanıyordu. [Not 11] Mevcut tanım, ölçümle belirlenen astronomik birimin önceki tanımı için önerilen metre cinsinden değeri kullanır. [93] Bu yeniden tanımlama, metreninkine benzer ve aynı şekilde ışık hızını astronomik birim/saniye cinsinden kesin bir değere sabitleme etkisine sahiptir (ışık hızının metre/saniye olarak tam hızı aracılığıyla).

Daha önce, tersi C astronomik birim başına saniye cinsinden ifade edilen radyo sinyallerinin Güneş Sistemi'ndeki farklı uzay araçlarına ulaşma süreleri, Güneş'in ve çeşitli gezegenlerin yerçekimi etkilerinden hesaplanan konumlarıyla karşılaştırılarak ölçülmüştür. Bu tür birçok ölçümü birleştirerek, birim mesafe başına ışık süresi için en uygun değer elde edilebilir. Örneğin, 2009 yılında Uluslararası Astronomi Birliği (IAU) tarafından onaylanan en iyi tahmin şuydu: [96] [97] [98]

birim mesafe için ışık süresi: Tben = 499.004 783 836 (10) sn C = 0.002 003 988 804 10 (4) AU/s = 173.144 632 674 (3) AU/gün.

Bu ölçümlerdeki nispi belirsizlik, interferometri ile Dünya bazlı uzunluk ölçümlerindeki belirsizliğe eşdeğer, milyarda 0.02 kısımdır (2 × 10 −11). [99] Metre, ışığın belirli bir zaman aralığında kat ettiği uzunluk olarak tanımlandığından, ışık süresinin astronomik birimin önceki tanımına göre ölçülmesi, bir AU'nun (eski) uzunluğunun ölçülmesi olarak da yorumlanabilir. tanım) metre cinsinden. [Not 12]

Uçuş zamanı teknikleri

Işığın hızını ölçmenin bir yöntemi, ışığın bilinen bir uzaklıktan ve geriye doğru bir aynaya gitmesi için gereken süreyi ölçmektir. Hippolyte Fizeau ve Léon Foucault tarafından geliştirilen Fizeau-Foucault aygıtının arkasındaki çalışma prensibi budur. [ kaynak belirtilmeli ]

Fizeau tarafından kullanıldığı şekliyle kurulum, 8 kilometre (5 mil) uzaklıktaki bir aynaya yönlendirilen bir ışık huzmesinden oluşur. Kaynaktan aynaya giderken, ışın dönen bir dişli çarktan geçer. Belirli bir dönüş hızında, kiriş çıkışta bir boşluktan ve dönüşte diğerinden geçer, ancak biraz daha yüksek veya daha düşük hızlarda kiriş bir dişe çarpar ve tekerlekten geçmez. Çark ile ayna arasındaki mesafe, çarktaki diş sayısı ve dönme hızı bilinerek ışığın hızı hesaplanabilir. [100]

Foucault'nun yöntemi, dişli çarkı dönen bir ayna ile değiştirir. Işık uzaktaki aynaya gidip geri giderken ayna dönmeye devam ettiğinden, ışık döner aynadan çıkarken geri dönerken olduğundan farklı bir açıyla yansır. Bu açı farkından, bilinen dönme hızı ve uzak aynaya olan mesafe, ışık hızı hesaplanabilir. [101]

Günümüzde, bir nanosaniyeden daha az zaman çözünürlüğüne sahip osiloskoplar kullanılarak, ışığın hızı, bir lazerden veya bir aynadan yansıyan bir LED'den gelen bir ışık darbesinin gecikmesinin zamanlanmasıyla doğrudan ölçülebilir. Bu yöntem diğer modern tekniklerden daha az kesindir (%1'lik hatalarla), ancak bazen üniversite fizik derslerinde laboratuvar deneyi olarak kullanılır. [102] [103] [104]

Elektromanyetik sabitler

türetmek için bir seçenek C Elektromanyetik dalgaların yayılmasının bir ölçümüne doğrudan bağlı olmayan, arasındaki ilişkiyi kullanmaktır. C ve vakum geçirgenliği ε0 ve vakum geçirgenliği μ0 Maxwell'in teorisi tarafından kurulan: C 2 = 1/(ε0μ0). Vakum geçirgenliği, bir kapasitörün kapasitansı ve boyutları ölçülerek belirlenebilir, oysa vakum geçirgenliğinin değeri, amper tanımı yoluyla tam olarak 4π × 10 −7 H⋅m-1'de sabitlenir. Rosa ve Dorsey bu yöntemi 1907'de 299 710 ± 22 km/s değerini bulmak için kullandılar. [105] [106]

Boşluk rezonansı

Işığın hızını ölçmenin başka bir yolu, frekansı bağımsız olarak ölçmektir. F ve dalga boyu λ vakumda bir elektromanyetik dalganın Değeri C daha sonra ilişki kullanılarak bulunabilir C = . Bir seçenek, bir boşluk rezonatörünün rezonans frekansını ölçmektir. Rezonans boşluğunun boyutları da biliniyorsa, bunlar dalganın dalga boyunu belirlemek için kullanılabilir. 1946'da Louis Essen ve A.C. Gordon-Smith, kesin olarak bilinen boyutlarda bir mikrodalga boşluğunun çeşitli normal mikrodalga modları için frekansı belirledi. Boyutlar, interferometri ile kalibre edilmiş göstergeler kullanılarak yaklaşık ±0,8 μm'lik bir doğrulukla oluşturulmuştur. [105] Modların dalga boyu, boşluğun geometrisinden ve elektromanyetik teoriden bilindiği için, ilgili frekansların bilgisi, ışık hızının hesaplanmasını mümkün kıldı. [105] [107]

Essen-Gordon-Smith sonucu, 299 792 ± 9 km/s, optik tekniklerle bulunanlardan önemli ölçüde daha kesindi. [105] 1950'de Essen tarafından tekrarlanan ölçümler 299 792 .5 ± 3.0 km/sn'lik bir sonuç ortaya koydu. [108]

Bir mikrodalga fırın ve marshmallow veya margarin gibi yiyecekler kullanılarak bu tekniğin ev tipi bir gösterimi mümkündür: eğer döner tabla, yiyeceklerin hareket etmemesi için çıkarılırsa, en hızlı şekilde antinodlarda (dalga genliğinin olduğu noktalar) pişecektir. en büyüğü), erimeye başlayacağı yer. Bu tür iki nokta arasındaki mesafe, bu mesafeyi ölçerek ve dalga boyunu mikrodalga frekansıyla çarparak (genellikle fırının arkasında gösterilir, tipik olarak 2450 MHz), mikrodalgaların dalga boyunun yarısıdır. C "genellikle %5'ten daha az hatayla" hesaplanabilir. [109] [110]

Interferometri

İnterferometri, ışığın hızını belirlemek için elektromanyetik radyasyonun dalga boyunu bulmak için başka bir yöntemdir. [Not 13] Bilinen bir frekansa sahip tutarlı bir ışık huzmesi (örneğin bir lazerden gelen) (F), iki yolu takip etmek için bölünür ve ardından yeniden birleştirilir. Girişim desenini gözlemlerken yol uzunluğunu ayarlayarak ve yol uzunluğundaki değişikliği dikkatlice ölçerek ışığın dalga boyu (λ) Belirlenebilir. Işığın hızı daha sonra denklem kullanılarak hesaplanır C = λf.

Lazer teknolojisinin ortaya çıkmasından önce, ışık hızının interferometrik ölçümleri için uyumlu radyo kaynakları kullanılıyordu. [112] Bununla birlikte, dalga boyunun interferometrik tayini, dalga boyu ile daha az hassas hale gelir ve bu nedenle deneyler, uzun dalga boyu ile kesinlik açısından sınırlandırılmıştır (

4 mm (0,16 inç)) radyo dalgaları. Daha kısa dalga boyuna sahip ışık kullanılarak hassasiyet artırılabilir, ancak daha sonra ışığın frekansını doğrudan ölçmek zorlaşır. Bu sorunu aşmanın bir yolu, frekansı kesin olarak ölçülebilen düşük frekanslı bir sinyalle başlamak ve bu sinyalden, frekansı daha sonra orijinal sinyale bağlanabilen daha yüksek frekanslı sinyalleri aşamalı olarak sentezlemektir. Bir lazer daha sonra frekansa kilitlenebilir ve dalga boyu interferometri kullanılarak belirlenebilir. [113] Bu teknik, Ulusal Standartlar Bürosu'ndaki (NBS) (daha sonra NIST oldu) bir gruba bağlıydı. Bunu 1972'de 3.5 × 10 -9'luk bir kesirli belirsizlikle ışığın boşluktaki hızını ölçmek için kullandılar. [113] [114]

Ölçüm tarihi C (km/s olarak)
<1638 Galileo, kapalı fenerler sonuçsuz [115] [116] [117] : 1252 [Not 14]
<1667 Accademia del Cimento, kapalı fenerler sonuçsuz [117] : 1253 [118]
1675 Rømer ve Huygens, Jüpiter'in uyduları 220 000 [90] [119] ‒%27 hata
1729 James Bradley, ışığın sapması 301 000 [100] +0.40% hata
1849 Hippolyte Fizeau, dişli çark 315 000 [100] +%5.1 hata
1862 Léon Foucault, dönen ayna 298 000 ± 500 [100] ‒%0,60 hata
1907 Rosa ve Dorsey, EM sabitleri 299 710 ± 30 [105] [106] ‒280 ppm hatası
1926 Albert A. Michelson, dönen ayna 299 796 ± 4 [120] +12 ppm hatası
1950 Essen ve Gordon-Smith, boşluk rezonatörü 299 792 .5 ± 3.0 [108] +0.14 ppm hatası
1958 K.D. Froome, radyo interferometrisi 299 792 .50 ± 0.10 [112] +0.14 ppm hatası
1972 akşam ve diğerleri, lazer interferometrisi 299 792 .4562 ± 0.0011 [114] ‒0,006 ppm hatası
1983 17. CGPM, sayacın tanımı 299 792 .458 (tam) [88] kesin, tanımlandığı gibi

Erken modern döneme kadar ışığın bir anda mı yoksa çok yüksek bir sonlu hızla mı hareket ettiği bilinmiyordu. Bu konunun ilk kayıtlı incelemesi antik Yunanistan'da yapıldı. Eski Yunanlılar, Müslüman bilginler ve klasik Avrupalı ​​bilim adamları, Rømer ışık hızının ilk hesaplamasını yapana kadar bunu uzun süre tartıştılar. Einstein'ın Özel Görelilik Teorisi, kişinin referans çerçevesine bakılmaksızın ışık hızının sabit olduğu sonucuna vardı. O zamandan beri, bilim adamları giderek daha doğru ölçümler sağladılar.

Erken tarih

Empedokles (c. 490-430 BC) bir ışık teorisi öneren ilk kişiydi [121] ve ışığın sınırlı bir hızı olduğunu iddia etti. [122] Işığın hareket halindeki bir şey olduğunu ve bu nedenle seyahat etmenin biraz zaman alması gerektiğini savundu. Aristoteles, aksine, "ışık bir şeyin varlığından kaynaklanmaktadır, ancak bu bir hareket değildir" diye savundu.[123] Öklid ve Ptolemy, Empedokles'in ışığın gözden yayıldığı ve böylece görüşün mümkün olduğu emisyon teorisini geliştirdi. Bu teoriye dayanarak, İskenderiyeli Heron, ışık hızının sonsuz olması gerektiğini, çünkü yıldızlar gibi uzak nesnelerin gözleri açar açmaz ortaya çıktığını savundu. [124] İlk İslam filozofları başlangıçta, ışığın seyahat hızının olmadığı yolundaki Aristotelesçi görüşle aynı fikirdeydiler. 1021 yılında Alhazen (İbn el-Heysem) Optik KitabıBurada, ışığın bir nesneden göze hareket ettiği, şimdi kabul edilen intromisyon teorisi lehine, emisyon vizyonu teorisini reddeden bir dizi argüman sundu. [125] Bu, Alhazen'in ışığın sonlu bir hızı olması gerektiğini, [123] [126] [127] ve ışığın hızının değişken olduğunu, daha yoğun cisimlerde azaldığını önermeye yöneltti. [127] [128] Işığın, duyularımızdan gizlenmiş olsa bile, yayılması zaman gerektiren tözsel bir madde olduğunu savundu. [129] Yine 11. yüzyılda, Ebû Reyhân el-Bîrûnî, ışığın sonlu bir hızı olduğunu kabul etti ve ışık hızının ses hızından çok daha hızlı olduğunu gözlemledi. [130]

13. yüzyılda Roger Bacon, Alhazen ve Aristoteles'in yazılarıyla desteklenen felsefi argümanları kullanarak, ışığın havadaki hızının sonsuz olmadığını savundu. [131] [132] 1270'lerde Witelo, ışığın boşlukta sonsuz hızda hareket etme, ancak daha yoğun cisimlerde yavaşlama olasılığını düşündü. [133]

17. yüzyılın başlarında Johannes Kepler, ışığın hızının sonsuz olduğuna inanıyordu, çünkü boşluk ona hiçbir engel teşkil etmiyordu. René Descartes, ışığın hızı sonlu olsaydı, Güneş, Dünya ve Ay'ın bir ay tutulması sırasında gözle görülür şekilde uyumsuz olacağını savundu. Böyle bir yanlış hizalama gözlemlenmediği için Descartes, ışık hızının sonsuz olduğu sonucuna vardı. Descartes, ışık hızının sınırlı olduğu tespit edilirse, tüm felsefe sisteminin yıkılabileceğini düşündü. [123] Descartes'ın Snell yasasını türetmesinde, ışığın hızının anlık olmasına rağmen, ortam ne kadar yoğunsa ışığın hızının o kadar hızlı olduğunu varsayıyordu. [134] Pierre de Fermat, karşıt varsayımı kullanarak Snell yasasını türetmişti, ortam ne kadar yoğunsa ışık o kadar yavaş hareket ederdi. Fermat ayrıca sonlu bir ışık hızını desteklediğini savundu. [135]

İlk ölçüm denemeleri

1629'da Isaac Beeckman, bir kişinin yaklaşık 1,6 km uzaklıktaki bir aynadan yansıyan bir topun parlamasını gözlemlediği bir deney önerdi. 1638'de Galileo Galilei, bir fenerin ortaya çıkması ile biraz uzaktaki algılanması arasındaki gecikmeyi gözlemleyerek ışığın hızını ölçmek için, birkaç yıl önce gerçekleştirmiş olduğu açık bir iddiayla bir deney önerdi. Işık yolculuğunun anlık olup olmadığını ayırt edemedi, ancak değilse bile olağanüstü hızlı olması gerektiği sonucuna vardı. [115] [116] 1667'de, Floransa'daki Accademia del Cimento, Galileo'nun deneyini, fenerler arasında yaklaşık bir mil mesafe bırakarak gerçekleştirdiğini, ancak herhangi bir gecikme gözlemlenmediğini bildirdi. Bu deneydeki gerçek gecikme yaklaşık 11 mikrosaniye olurdu.

Işık hızının ilk nicel tahmini 1676'da Rømer tarafından yapıldı. [89] [90] Jüpiter'in en içteki ayı Io'nun dönemlerinin, Dünya Jüpiter'e yaklaşırken ondan uzaklaşırken olduğundan daha kısa göründüğü gözleminden, ışığın sınırlı bir hızda hareket ettiği sonucuna vardı ve ışık aldığını tahmin etti 22 Dünya yörüngesinin çapını geçmek için dakikalar. Christiaan Huygens, gerçek değerden %26 daha düşük olan 220.000 km/s'lik bir ışık hızı tahmini elde etmek için bu tahmini Dünya'nın yörüngesinin çapı için bir tahminle birleştirdi. [119]

1704 kitabında optik, Isaac Newton Rømer'in sonlu ışık hızı hesaplamalarını bildirdi ve ışığın Güneş'ten Dünya'ya seyahat etmesi için geçen süre için "yedi veya sekiz dakika" değerini verdi (modern değer 8 dakika 19 saniyedir). [136] Newton, Rømer'in tutulma gölgelerinin renkli olup olmadıklarını sorgulayarak, farklı renklerin aynı hızda hareket ettiği sonucuna vardı. 1729'da James Bradley yıldız sapmalarını keşfetti. [91] Bu etkiden, ışığın yörüngesinde Dünya'dan 10 210 kat daha hızlı hareket etmesi gerektiğini (modern rakam 10 066 kat daha hızlıdır) veya eşdeğer olarak, Güneş'ten 8 dakika 12 saniye süreceğini belirledi. Dünya'ya. [91]

Elektromanyetizma ile bağlantılar

19. yüzyılda Hippolyte Fizeau, Dünya üzerindeki uçuş süresi ölçümlerine dayalı olarak ışığın hızını belirlemek için bir yöntem geliştirdi ve 315 000 km/sn değerini bildirdi. [137] Yöntemi, 1862'de 298 000 km/s değerini elde eden Léon Foucault tarafından geliştirildi. [100] 1856 yılında, Wilhelm Eduard Weber ve Rudolf Kohlrausch, elektromanyetik ve elektrostatik yük birimlerinin oranını ölçtüler, 1/ √ ε0μ0 , bir Leyden kavanozunu boşaltarak ve sayısal değerinin doğrudan Fizeau tarafından ölçülen ışık hızına çok yakın olduğunu buldu. Ertesi yıl Gustav Kirchhoff, dirençsiz bir teldeki bir elektrik sinyalinin tel boyunca bu hızda hareket ettiğini hesapladı. [138] 1860'ların başlarında, Maxwell, üzerinde çalıştığı elektromanyetizma teorisine göre, elektromanyetik dalgaların boş uzayda [139] [140] [141] yukarıdaki Weber/Kohlrausch oranına eşit bir hızda yayıldığını gösterdi. ve bu değerin Fizeau tarafından ölçülen ışık hızına sayısal yakınlığına dikkat çekerek, ışığın aslında bir elektromanyetik dalga olduğunu öne sürdü. [142]

"Işıklı eter"

O zamanlar, boş uzayın, içinde elektromanyetik alanın var olduğu, ışık saçan eter adı verilen bir arka plan ortamı ile doldurulduğu düşünülüyordu. Bazı fizikçiler, bu eterin ışığın yayılması için tercih edilen bir referans çerçevesi olarak hareket ettiğini ve bu nedenle, ışık hızının izotropisini ölçerek Dünya'nın bu ortama göre hareketini ölçmenin mümkün olması gerektiğini düşündüler. 1880'lerden başlayarak, bu hareketi saptamaya çalışmak için çeşitli deneyler yapıldı, en ünlüsü Albert A. Michelson ve Edward W. Morley tarafından 1887'de gerçekleştirilen deneydir. [143] [144] Tespit edilen hareket her zaman gözlem hatası. Modern deneyler, ışığın iki yönlü hızının izotropik olduğunu (her yönde aynı) saniyede 6 nanometre içinde olduğunu göstermektedir. [145] Bu deney nedeniyle Hendrik Lorentz, aygıtın eter içindeki hareketinin, aygıtın uzunluğu boyunca hareket yönünde büzülmesine neden olabileceğini öne sürdü ve ayrıca hareketli sistemler için zaman değişkeninin de değiştirilmesi gerektiğini varsaydı. buna göre ("yerel saat"), bu da Lorentz dönüşümünün formülasyonuna yol açtı. Lorentz'in eter teorisine dayanarak, Henri Poincaré (1900), bu yerel zamanın (v/c'de birinci mertebeden) sabit ışık hızı varsayımı altında senkronize olan eter içinde hareket eden saatler tarafından gösterildiğini gösterdi. 1904'te, Lorentz'in teorisinin tüm varsayımlarının doğrulanması koşuluyla, ışık hızının dinamikte sınırlayıcı bir hız olabileceğini düşündü. 1905'te Poincaré, Lorentz'in eter teorisini görelilik ilkesiyle tam gözlemsel uyuşmaya getirdi. [146] [147]

Özel görelilik

1905'te Einstein, başlangıçtan itibaren, ivmelenmeyen bir gözlemci tarafından ölçülen ışığın boşluktaki hızının, kaynağın veya gözlemcinin hareketinden bağımsız olduğunu öne sürdü. Bunu ve görelilik ilkesini temel alarak, ışık hızının boşlukta olduğu özel görelilik kuramını türetti. C ışıkla ilgisi olmayan bağlamlarda da ortaya çıkan temel bir sabit olarak öne çıkar. Bu, (Lorentz ve Poincaré'nin hâlâ bağlı olduğu) durağan eter kavramını işe yaramaz hale getirdi ve uzay ve zaman kavramlarında devrim yarattı. [148] [149]

Artan doğruluk C ve metre ve saniyenin yeniden tanımlanması

20. yüzyılın ikinci yarısında, önce boşluk rezonans teknikleri ve daha sonra lazer interferometre teknikleri ile ışık hızı ölçümlerinin doğruluğunun arttırılmasında çok ilerleme kaydedilmiştir. Bunlara metre ve saniyenin yeni, daha kesin tanımları yardımcı oldu. 1950 yılında Louis Essen kavite rezonansını kullanarak hızı 299 792 ,5 ± 3,0 km/s olarak belirlemiştir. [108] Bu değer 1957'de Radyo-Bilimsel Birliğin 12. Genel Kurulu tarafından kabul edildi. 1960'da sayaç, kripton-86'nın belirli bir spektral hattının dalga boyu açısından yeniden tanımlandı ve 1967'de ikinci sezyum-133'ün temel durumunun aşırı ince geçiş frekansı açısından yeniden tanımlandı. [150]

1972'de, lazer interferometre yöntemini ve yeni tanımları kullanarak, Colorado, Boulder'daki ABD Ulusal Standartlar Bürosu'ndaki bir grup, ışığın boşluktaki hızını, C = 299 792 456 .2 ± 1.1 m/s . Bu, daha önce kabul edilen değerden 100 kat daha az belirsizdi. Kalan belirsizlik esas olarak metrenin tanımıyla ilgiliydi. [Not 15] [114] Benzer deneyler için karşılaştırılabilir sonuçlar bulduğu için C1975 yılında yapılan 15. Ağırlıklar ve Ölçüler Genel Konferansında ışık hızı için 299 792 458 m/s değerinin kullanılması tavsiye edilmiştir. [153]

Açık bir sabit olarak ışık hızını tanımlama

1983'te Ağırlıklar ve Ölçüler Genel Konferansı'nın (CGPM) 17. toplantısında, frekans ölçümlerinden elde edilen dalga boylarının ve ışık hızı için verilen bir değerin önceki standarttan daha fazla tekrarlanabilir olduğu bulundu. 1967'deki saniye tanımını korudular, böylece sezyum aşırı ince frekansı şimdi hem saniyeyi hem de metreyi belirleyecekti. Bunu yapmak için sayacı yeniden tanımladılar: "Metre, ışığın boşlukta 1/299 792 458 saniyelik bir zaman aralığında kat ettiği yolun uzunluğudur." [88] Bu tanımlama sonucunda ışığın boşluktaki hızının değeri tam olarak 299 792 458 m/s [154] [155] olup SI birim sisteminde tanımlanmış bir sabit haline gelmiştir. [13] 1983'ten önce, ışık hızını ölçecek olan geliştirilmiş deneysel teknikler, artık SI birimlerinde bilinen ışık hızı değerini etkilemez, bunun yerine dalga boyunu daha doğru bir şekilde ölçerek metrenin daha kesin bir şekilde gerçekleştirilmesine izin verir. Krypton-86 ve diğer ışık kaynakları. [156] [157]

2011'de CGPM, yedi SI temel biriminin tümünü, "açık-sabit formülasyon" olarak adlandırdığı şeyi kullanarak yeniden tanımlama niyetini belirtti; ışık hızı için yapılmıştır. Metre tanımının yeni, ancak tamamen eşdeğer bir ifadesini önerdi: "Metre, sembol m, büyüklüğünün boşluktaki ışık hızının sayısal değerini tam olarak 299 792'ye eşit olarak sabitleyerek belirlenen uzunluk birimidir. 458, SI birimi ms -1 olarak ifade edildiğinde." [158] Bu, SI temel birimlerinin 2019 yeniden tanımlanmasına dahil edilen değişikliklerden biriydi. Yeni SI.


5. Ekzosfer

Çoğunlukla birbirinden ayırt edilebilen diğer katmanların aksine, ekzosferin gezegenin yüzeyinden ne kadar uzakta olduğunu söylemek zor.

Çoğunlukla birbirinden ayırt edilebilen diğer katmanların aksine, ekzosferin gezegenin yüzeyinden ne kadar uzakta olduğunu söylemek zor. Bir yerde 100.000 km civarındadır, ancak deniz seviyesinden 190.000 km'ye kadar genişleyebilir. Buradaki hava son derece ince ve buradaki koşullar, Dünya atmosferini tamamen terk ettiğimizde bulduğumuz koşullara daha çok benziyor.


Arrhenius – Dünya Kaynayacak

Ve 115 yıl sonra, Stephen Hawking aynı saçmalığı tekrarlıyordu.

Arrhenius, H2O'nun bir sera gazı olduğunu anlamayarak temel bir hata yaptı. Knut Angstrom 1901'de buna işaret etti ve deneysel olarak CO2 eklemenin iklim üzerinde çok az etkisi olduğunu gösterdi.

Rasool ve Schneider bunu 1971'de doğruladı.

Bu grafiği, CO2 ve CH4'ün dünyanın ışınım dengesi üzerinde ne kadar az etkisi olduğunu gösteren RRTM-LW modelini kullanarak oluşturdum. CO2 veya CH4'teki büyük bir artışın bile iklim üzerinde minimum etkisi vardır. H2O, dünyadaki baskın sera gazıdır.

48 Yanıt Arrhenius – Dünya Kaynayacak

Atmosferik basıncı 14,7 psi ve CO2 seviyesi sadece %0,04 olan Dünya nasıl Venüs gibi bir kaynama noktasına kadar ısınabilir? Venüs, Mekür'den daha sıcak çünkü bir atmosferi, kalın bir atmosferi var. Yani Venüs'ün Güneş'e daha yakın olduğu için daha sıcak olduğunu söyleyemezsiniz. Temel fizik bize Venüs üzerindeki yüksek hava basıncının ısı ürettiğini söyler.

Venüs üzerindeki ısı, herhangi bir GHG etkisi değil, tamamen gaz yasalarıyla açıklanır.
Evet 100bar – 450C! Venüs'e ulaşan IR (belirtildiği gibi çok yüksek albedo) yüzeyi, Güneş'e daha yakın olmasına rağmen çok küçüktür. Civanın atmosferi yoktur, bu nedenle gazlar açısından yüzey sıcaklığı anlamsızdır.

Öyleyse laboratuvarımdaki silindirlerdeki nitrojen (2.000 psi) neden sıcak değil?
Venüs'ün yüzeyinin yakınında, CO2 süper kritik olduğundan, atmosfer kesinlikle hiçbir gaz yasasına (ideal olmayan gaz yasalarına bile) uymaz.

Çünkü nitrojeni silindire sokmak için üretilen ısı, onu oraya götürmek için harcanan çalışma sırasında dağıldı. Ayrıca, gaz tüpünüz, sürekli bir zorlayıcı pompa görevi gören akkor halindeki bir Güneş'in yakınında yörüngede dönen, uzayda sürekli dönen büyük, yerçekimi bir cisim değildir. Azotun silindirinizden hızla çıkmasına izin verin ve oluşan dondurucu soğuğu (eşit, zıt reaksiyon) görün. Akışkanlar dinamiğini ve kafa basıncını anlıyor musunuz? Mantığınıza göre, bir ısı kaynağına maruz kalan CO2 ile dolu silindirler, nitrojen veya diğer gazlarla dolu olanlardan daha sıcak olacaktır.

Tam olarak benim amacım, yanıt verdiğim RealUniverse, Venüs'teki sıcaklığın “tamamen gaz yasalarıyla açıklandığını” ve �bar-450ºC” olduğunu iddia etti. Senin gibi ben de bunun yanlış olduğunu biliyorum.

Sıkıştırmadan sonra soğuyacağından, tek başına yüksek basıncın ısıyı ne kadar açıklayabileceği konusunda hala net değilim. Atmosfer, ısıyı içeride tutan yalıtkan bir battaniye gibi davranmıyor mu?

Araba lastiklerimi pompaladığımda, onları yaklaşık 40 PSI'ye kadar dolduruyorum. Sebep olunan sürtünme biraz sıcaklık ekler ve evet bu sıcaklık kaçar.

Venüs üzerindeki atmosferik basınç,

1330 PSI veya yaklaşık 14.5 PSI olan Mama Gaia'daki deniz seviyesindeki basınçtan yaklaşık 90 kat daha fazla.

Ne stratosferde ne de troposferin tepesinde, ekvatorda tahmin edilen karbondioksitin neden olduğu “sıcak noktanın” “sera etkisinin kanıtı olması gereken yüksek bir battaniye yoktur. yok. Isı her zaman olduğu gibi uzaya yayılıyor.

CAGW büyük bir başarısızlıktır. Başarısız bilimsel hipotezler dağının tepesine fırlatmanın zamanı çoktan geçti.

Bunu yapan, artan basıncın kendisi değildir, bununla birlikte artan “optik kalınlık”'dir. Yani, belirli bir atmosferik bileşim için, atmosferin iki katı “tutar” yüzey basıncının iki katı ve ayrıca yüzey radyasyonunun iki katı absorpsiyon ile sonuçlanır.

Bir atmosfer, uzun dalga yüzey radyasyonuna kısa dalga güneş radyasyonuna göre daha opak olduğunda (ve bu, bildiğimiz tüm gezegen atmosferleri için geçerlidir), genellikle altta (veya altta) enerji kazanır ve onu kaybeder. üst. Genellikle gördüğümüz negatif atlama oranını (yükseklikle azalan sıcaklık) yaratan budur.

Ancak temel fizik bize, negatif atlama hızının büyüklüğü adyabatiği aşarsa, konveksiyonun meydana geleceğini ve daha sıcak havayı hızla daha düşük yüksekliklerden daha yüksek yüksekliklere taşıyacağını ve burada uzaya çok daha kolay bir şekilde yayılabileceğini söyler. Adyabatikten daha büyük olan gecikme oranları bu nedenle “kararsız” olarak adlandırılır.

Bu fenomen, belirli bir atmosferde ne kadar “sera ısınmasının” gerçekleşebileceği konusunda kesin bir üst sınır belirler. Temel olarak, atmosferin adyabatik gecikme hızının ve “emisyon yüksekliği”'nin ürünüdür.

CO2 gibi emici gazların konsantrasyonunun arttırılmasının emisyon yüksekliğini biraz yükseltmesi kesinlikle mümkün olsa da, bu marjinal bir etkidir. Venüs, Dünya'dan çok daha fazla atmosfere sahiptir ve emisyon yüksekliği dünyadakinden onlarca kat daha fazladır. Dolayısıyla gördüğümüz CO2 artışlarından “kaçak” bir ısınma elde etmek mümkün değil.

Kontrolden çıkmış bir ısınmayla karşı karşıya kalabileceğimizi iddia eden insanlar, basitçe altta yatan fiziksel mekanizmaları anlamıyorlar.

Ed Bo,
İyi açıklama.
Venüs'ün atmosferine 1 bar yükseklikten bakıldığında, sıcaklık ve sıcaklık profilinin deniz seviyesinden Dünya'nınkine oldukça benzediğini eklemek isterim. Bana göre bu, sıcak yüzey sıcaklığının büyük ölçüde Venüs atmosferinin yoğunluğu tarafından yönetildiğinin ve yüksek CO2 konsantrasyonunun alakasız olduğunun bir göstergesi. CO2 yerine eşdeğer bir Azot kütlesine sahip Venüs atmosferi de benzer şekilde sıcak olacaktır.

Pek katılmıyorum. İlk etapta negatif atlama oranını ayarlamak için uzun dalga yüzey radyasyonunun absorpsiyonunun, kısa dalga güneş radyasyonununkinden daha büyük olması gerekir. Azot bunu sağlamaz.

Ancak, adyabatikten daha büyük bir gecikme hızının devam edemeyeceği gerçeği, ısınma etkisine sağlam bir üst sınır koyar. Birçok alarmcı bunu anlamıyor.

Archie, Yüzey ısısı, gece ve gündüz, ekvatora kadar yaklaşık 460 C'de neredeyse sabittir. Venüs'ün en yüksek noktasında sıcaklık yaklaşık 380 C'dir, yani Dünya'ya benzer bir tepkidir. Isı sabit olduğu için kesinlikle iddia edildiği gibi kaçak bir küresel ısınmaya sahip değildir. Venüs'te Dünya tipi bir basınca yaklaşmak için en az 50 km yüksekliğe çıkmanız gerekir.

Peki CO2 ısıyı hapsediyorsa neden artmıyor?

CAGW'nin (felaket antropojenik küresel ısınma) ampirik olarak test edilmesi/çürütülmesi elbette ki esastır.

CAGW'yi çürüten çok önemli ampirik sonuçlar üretildi ve Real Climate Science tarafından bolca dile getirildi.

Bununla birlikte, konuya yaklaşılması gereken başka bir açı daha vardır: CO2'nin kimyası ve fiziği.

CAGW'yi doğrudan reddetmenin anahtarı olan CO2'nin fiziğine ve kimyasına yeterince dikkat etmedikleri için şüpheci arkadaşlarımı eleştirdim.

Bırakın bu tür çabalara öncülük etmek şöyle dursun, dahil olacak kadar doğa bilimci değilim, bunun yerine bu cepheden çok yavaş içgörüler biriktiriyorum - bu aslında büyük ölçüde uzun süredir devam eden bilgiye dayanıyor gibi görünüyor. Bu bilimsel bulguların neden CAGW için ölümcül devre kesiciler olarak hareket etmediği merak ediliyor.

Hey Georg! Gerçekler, siyasi ve duygusal inançları çürütmez. CAGW asla bilimle ilgili değildi.

Bazı ülkelerde hala iyi bir haber kanalı kaldı.

Jeolog ve yer bilimcisi Ian Plimer, Sky News'e “aslında hala bir buz çağında yaşıyoruz” diyerek, dünyanın bir iklim acil durumuyla karşı karşıya olmadığını söylüyor.

Teşekkürler Robertv. Bay Plimer'ı her izlediğimde yüzümde kocaman bir sırıtış oluyor. Muhafazakarlar verileri biliyor. Alarmunistler sadece propagandanın konuşma noktalarını bilirler. CAGW yürüyen ölü bir hipotezdir.

Sky News sunucusu Chris Kenny.

Bir bakıma, görüşünüze sempati duyuyorum. Almanya'daki insanlar, bir şeyin çevreye zarar verdiğini iddia etmek için yeterli olacak ve bunu kontrol etmeden kabul edecek kadar duygusal bir koşullanma durumuna hapsolmuş durumdalar. Aslında, herhangi bir sözde ekolojik saçmalığı kabul edeceklerdir.

Bu şekilde, Yeşiller Almanya'da çevre bilincini/sezgisini/yeterliliğini/endişesini yok etmeyi başardılar ve onun yerine tamamen ekolojik olmayan bir din koydular.

Bununla birlikte, Tony gibi ekolojik gerçekleri ve bunun arkasındaki bilimsel yöntemi önemseyen insanlar olduğu için şanslıyız.

Çevre sorunlarıyla başa çıkmanın doğru yönteminin durmaksızın yayılması, bilime gereken saygıyı göstermede önemli bir faktördür.

Alarmizm çelişkilerle doludur ve insanları gerçek hayatlarında incitmeye başlar.

Çoğu insan, “katastrofik küresel ısınma”'yi vekaleten yaşar. Ancak burada Almanya'da bile, alarmcılık somut bir olay haline geldiği anda alarmcı inançları çok zayıf olduğunu kanıtlıyor: aniden bir rüzgar türbininin gürültüsü oturma odalarında duyulduğunda hızla buna karşı çıkıyorlar.

Çoğu için, CGW'ye inanmak, herkes gibi olmak için uygun bir yoldur ve bu, kendi içinde hayatı kolaylaştırır (mutlak gerçeğe, herkesin inandığına inanmaktan daha fazla yaklaşamazsınız ve kendiniz için düşünme çabasından tasarruf edersiniz).

Alarmizm insanları giderek daha fazla incitecek ve bu artan acı, alarmist inançların ne kadar sığ olduğunu kanıtlayacaktır. Bu eğilimi benimseyen ve pekiştiren siyasi güçler ortaya çıkacak ve domino taşları devrilmeye başlayacak.

Manabe & Möller, kızılötesi spektrumdaki aktif gazlar ve atmosferin ısı dengesi hakkında harika bir makale yaptı:

Ayrıca bkz. Kondratyev – Atmosferdeki radyasyon – bölüm. 11, Radyasyonlu ısı alışverişi nedeniyle atmosferdeki sıcaklık değişimi.

Tüm bu çalışmalar, CO2'nin atmosferi soğuttuğu sonucuna varmıştır (bkz. Manabe & Möller makalesi s.525'teki ısı bütçesi bölümü).
Bazılarının aynı fikirde olmadığı tek alan (örneğin Plass, Goody) tropikal enlemlerdeki tropopozdaydı (bkz. Manabe & Möller makalesi).

Daha sonra GCM modellerinin kiracıları bize aynı bölgede CO2'nin ısınma etkisinin çok önemli olması gerektiğini ve bunun atmosferdeki CO2 konsantrasyonunun artmasıyla gözlenmesi gerektiğini söylediler.

Son 40 yılda gözlemlenen CO2 konsantrasyonu artışına rağmen, 40 yıllık uydu verileri (UAH'den) tropikal tropopoz bölgesinde böyle bir ısınma göstermedi.

Evet! Kontrol dışı ısınma taleplerini yansıtan iklim modellerinin varsayımlarının ve fiziğinin asla göstermediği, tropikler üzerindeki üst troposferdeki sürekli sıcak nokta. Ve hala o modellerin öngörüleri doğruymuş gibi devam ediyorlar.

Sorun su buharının bir sera gazı olması ve çok fazla emmesi değil, sorun albedo'nun su yoğunlaşması ile modüle edilmesidir. Albedo 0.305'te sabit bir değer değildir, gün içinde güneşi gerektiği gibi yansıtmak için değişir. Tüm gezegen albedo kontrollüdür ve HİÇBİR gaz bu konuda hiçbir şey yapmayacaktır. Daha fazla ısıtma, katlanarak daha fazla buharlaşma sağlar, bu da daha yüksek bulut ortalama kapsamı ve daha yüksek yağış devri ile sonuçlanır.

Gölgeleme birinci kontrol, gizli ısı ise 2. kontroldür. Gizli ısı 1 milyon watt/m^2'nin üzerine çıkabilir (en yüksek yağmur hızında) (ve bu oranda yayılamaz, bu nedenle ısı bitişik “şebeke hücrelerine” hareket eder). Toplam boyut, yağmurlu alana kıyasla toplam gök gürültüsü alanını açıklar (saatte 1″'te yaklaşık 500x alan)

Arrhenius hikayesiyle hemfikir olan bir diğer bilim adamı da Albert Einstein'dı.
Albert Einstein, 1917 tarihli makalesinde:

bir gazın ışınımsal ısınması hakkında şunları söylüyor:

Radyasyonun absorpsiyon ve emisyonu sırasında moleküllere bir momentum transferi de mevcuttur. Bu, yalnızca radyasyon ve moleküllerin etkileşiminin, ikincisinin hız dağılımına yol açtığı anlamına gelir. Bu kesinlikle moleküllerin çarpışmalar yoluyla karşılıklı etkileşimleri sonucunda elde ettikleri hız dağılımı ile aynı olmalı, yani Maxwell dağılımı ile örtüşmelidir. Bir molekülün sahip olduğu ortalama kinetik enerjiye ihtiyacımız var.
T sıcaklığındaki bir Plank radyasyon alanında elde edilen serbestlik derecesi başına

bu, moleküllerin doğasından bağımsız olarak ve moleküllerin emdiği ve yaydığı frekanslardan bağımsız olarak geçerli olmalıdır.

"Moleküllerin doğasından ve moleküllerin absorbe ettiği ve yaydığı frekanslardan bağımsız olarak."

İnsanlar, Einstein'ın ne demek istediğini, CO2 ısınma varsayımının kalbindeki absorpsiyon-emisyon fenomeninin, atmosferik ısı dinamiklerinin yalnızca küçük bir kısmını hesaba kattığını ancak şimdi anlamaya başlıyor. Isı hareketinin çoğu, Maxwellian momentum transfer etkileşimlerinin yanı sıra konveksiyon ve buharlaşma ile gerçekleşir.

Gerçekten de, Einstein'dan temel bir makale.

Kesinlikle “kim aynı fikirde değil” … demek istedin

Bir fotonu emen molekül uyarılır ve kısa bir süre sonra yeniden ışıma yapabilir. Bu, enerji kaybı olmadığı sürece esnektir ve tüm enerji, girdiği aynı biçimde dışarı çıkar. Ancak entropi artar çünkü yeni radyasyon rastgele bir yöne gider ve bunun genel adı “saçılmadır. 8221.

Saf bir vakumda bir kızılötesi radyatörünüz (yani Dünya) varsa, tüm radyasyon radyatörden uzaklaşacaktır. Aynı kızıl ötesi radyatör, saçılan bir atmosfer tarafından çevrelenirse, o zaman biraz daha az verimli bir şekilde yayacaktır çünkü saçılma, orijinal radyatöre doğru bir miktar radyasyonun yönünü değiştirir. NOT: radyatör hala soğur, termodinamik kutuda ne yazıyorsa onu yapar ve ısı sıcak radyatörden serin çevredeki alana doğru hareket eder. Bununla birlikte, sadece biraz daha az verimli bir şekilde soğur.

Bununla birlikte, fotonu soğuran molekül (uyarılmış molekül), yeniden yayılmadan önce başka bir molekülle çarpışmaya başlarsa, o zaman bu enerjiyi gaz içinde ısıya aktarabilir ve asla fotonu yaymaz. Bu, fotonun içindeki enerjidir ve kinetik enerjiye dönüştürülür ve daha sonra mekanik serbestlik dereceleri arasında standart enerji dağılımınıza dağılır. Ters süreç de gerçekleşebilir: gaz, rastgele bir şansla, tam çarpışma kümesinin bir molekülde uyarılma elde etmeyi başardığı için hafifçe ışıma yapar (ters enerji dönüşümü). Bu süreç esnek değildir ve ayrıca entropi artar. Bu nedenle, toplamda Dünya, aksi takdirde olacağından biraz daha uzun dalga boyunda ışıyacaktır. Bu etkinin ne kadar önemli hale geldiği, uyarılmış molekülün çarpışma olasılığının daha yüksek olup olmadığına veya yeniden yayılma olasılığının daha yüksek olup olmadığına bağlıdır. Düşük atmosferik yoğunlukta çarpışmalar nadirdir, bu nedenle çoğu saçılma esnektir.

Tüm bu etkiler oldukça küçüktür ve büyük ölçüde alakasızdır. Aslan'ın Dünya'dan gelen yüzey ısısındaki payı, buharlaşmanın gizli ısısını taşıyan suyun konveksiyonu ile hareket ettirilir. Bunun bir takım etkileri vardır, yüzey ısısını tropopoza kadar yükseltir (böylece radyatörün yüzey alanını arttırır, daha verimli soğumasını sağlar) ve ayrıca ısıyı güneşin parladığı yerden uzağa ve yanlara doğru daha soğuk bölgelere yönlendirir ( böylece radyatörün yüzey alanını da arttırır ve ısıyı yeniden dağıtarak Dünya yüzeyinin çok daha büyük bir bölümünü yaşam için konforlu hale getirir).

Atmosfer olmadan Dünya'nın yüzeyindeki sıcaklığın nasıl olacağına dair deneysel bir testimiz var. Şaşırmış olabilirsiniz ama hiçbir şey sözde 'iklim bilimcilerinin' dediği gibi değil. Sıcak yama 400K (çok sıcak) ve soğuk bölgeler 120K (dondurucu soğuk) civarında olacak ve yüzeyin neredeyse yüzde sıfırı yaşam için rahat olacak. Bu, ayın yüzeyinden ölçülen sağlam bir ampirik sonuçtur.

Bu nedenle, Dünya'daki yaşam açısından, neredeyse tamamen önemli olan, su taşınımının ısı taşınımı ve sıcaklık dengeleyici etkisidir. Kızılötesi saçılma etkisi (gerçek iken), her şey düzeninde onda iki bugger'dır. Su son derece doğrusal değildir, bu nedenle denizin yüzey sıcaklığındaki çok küçük bir artış, buharlaşmada büyük bir artışa sahiptir. Bu nedenle, Dünya'nın okyanuslarının yüzey sıcaklığı 303K'dan önemli ölçüde daha sıcak olamaz ve bunun için de Argo şamandıralarından gelen mükemmel deneysel ölçüm verilerimiz var.

Bir fotonu emen molekül uyarılır ve kısa bir süre sonra yeniden ışıma yapabilir. Bu, hiçbir enerji kaybı olmadığı sürece esnektir ve tüm enerji, girdiği formda dışarı çıkar.

Doğru değil, esnek değil, flüoresans durumunda yayılan fotonun enerjisi, heyecan verici fotonun enerjisinden daha düşüktür.


Mağara Kalıntıları, 400.000 Yıl Önce Sıcaklıkların Bugünkünden Çok Daha Yüksek Olmadığında Çözülen Permafrost'u Ortaya Çıkardı

ABD ve Kanada'dan araştırmacılar, Kanada'daki mağaralardaki maden yataklarında, permafrost erimesinin 400.000 yıl kadar yakın bir tarihte, bugünden çok daha sıcak olmayan sıcaklıklarda gerçekleştiğine dair kanıtlar buldular. Ancak, çözülmenin donmuş arazide depolanan tahmini karbondioksit seviyelerinin salınmasına neden olduğuna dair kanıt bulamadılar. Kredi bilgileri: Jeremy Shakun, Boston College

Mağara tortuları, tahmin edilen CO2 salınımı seviyelerinin bulunmadığı Pleistosen permafrost çözülmesini ortaya koyuyor.

Amerika Birleşik Devletleri ve Kanada'dan araştırmacılar, Kuzey Kutbu permafrostunun uçsuz bucaksız donmuş arazisi, dünyanın ikliminin bugünden çok daha sıcak olmadığı son 1 milyon yıl içinde Kuzey Amerika'da birkaç kez çözüldü. Bilim Gelişmeleri.

Arktik permafrost, atmosferin iki katı kadar karbon içerir. Ancak araştırmacılar, donmuş bitki örtüsünün derinliklerinde tutulan karbondioksit depolarını dışarı atan çözülmelere atmosferdeki artan CO2 seviyelerinin eşlik etmediğini buldular. Şaşırtıcı bulgu, gezegen ısındıkça, bu doğal karbon depolarının hacminin, insan faaliyetleri tarafından üretilen CO2'ye önemli ölçüde katkıda bulunabileceği, bu da iklimsel sera gazlarının etkisini artırabilecek bir kombinasyon olduğu tahminlerine ters düşüyor.

Araştırma ekibi, geçmişte Kanada permafrostunun ne zaman çözüldüğünü ve iklimin ne kadar sıcak olduğunu yanıtlamaya yardımcı olabilecek, mağaralarda (binlerce yıl boyunca biriken maden yataklarında) kalan ipuçlarını aramak için Kanada'daki mağaraları araştırdı. Yer ve Çevre Bilimleri Jeremy Shakun, çalışmanın ortak yazarı.

Ekip, Sibirya'daki mağaralardan örnekler alan 2020 tarihli bir çalışmayı takip ediyordu. Bu araştırma, yaklaşık 400.000 yıl öncesine kadar permafrost çözülme kayıtlarını buldu, ancak o zamandan beri çok az. Paleoklimatolog Shakun, çalışmanın yalnızca tek bir bölgeye odaklandığından, araştırmacıların Arktik bölgesinin daha temsili bir görünümü için araştırmayı genişletmeye çalıştıklarını söyledi.

İki yıl boyunca, araştırmacılar Kanada'da şu anda donmuş birkaç mağaradan 73 mağara tortusu çıkardılar. Tortular, klimatolojik tarihe dair anlatısal ipuçları sunar, çünkü bunlar yalnızca yer çözüldüğünde ve bir mağarada su damladığında oluşur. Bilim adamları, mağaraların yaşını belirleyerek, geçmişte bölgelerin ne zaman çözüldüğünü belirleyebildiler.

Shakun, sonuçların daha önceki Sibirya çalışmasına çok benzer olduğunu ve Arktik permafrost'un son birkaç milyon yılın buzul çağı döngüleri boyunca daha istikrarlı hale geldiğini öne sürdüğünü söyledi.

Ancak, ekibin yüksek Arktik'ten gelen mağara mezarlarının çoğunun beklenenden çok daha genç olduğunu öğrenince şaşırdığını söyledi. Nispeten genç yaşları, dünyanın bugünkünden çok daha sıcak olmadığı zamanlarda oluşan mineral yataklarının kalıcı olarak çözülmesi anlamına gelir.

Arktik Okyanusu'ndaki tortu çekirdekleri, o sırada neler olabileceğine dair ipucu veriyor.

Shakun, '400.000 yıl önce yazlar buzsuzdu' dedi. “Bu, yazın araziyi daha çok ısıtacak ve kışın daha derin karlar altında yalıtarak toprağın çözülmesine neden olacaktı.”

Bu teori, eğer doğruysa endişe nedenidir, diye ekledi. “Kuzey Kutbu deniz buzunun yarısı ben doğduğumdan beri yok oldu, bu yüzden bu, permafrost'u yeniden daha savunmasız hale getiriyor olabilir.”

İkincisi, antik atmosferin kayıtları, tespit ettiğimiz permafrost erimesinin geçmiş aralıklarında sera gazı seviyelerinin daha yüksek olmadığını gösteriyor - bu şaşırtıcı çünkü standart görüş, permafrost çözüldüğünde atmosfere büyük miktarlarda karbon salınması gerektiği yönünde.

Shakun, bulguların, geçmişte çok daha sıcak olmadığı zamanlarda permafrost'un çözülmesine neyin izin verdiğini ve o zamanlarda neden büyük bir karbon salınımı için çok az kanıt olduğunu anlamak için daha fazla araştırma yapılması gerektiğini söyledi.

Shakun, 'Bu bulgular geleceğe yönelik tipik küresel ısınma tahminlerine kolayca uymuyor' dedi. Bilim adamlarının, permafrost erimesinin ileride CO2'de büyük bir artışa neden olmasını önleyecek süreçleri gözden kaçırdıkları anlamına gelebilir. Öte yandan, geçmişteki kademeli çözülme olaylarının, saldıkları CO2'nin okyanuslar veya başka yerlerdeki bitkiler tarafından emilebilmesi için yeterince yavaş olması, bugün çok daha hızlı ısınma için geçerli olmayabilecek bir durum olabilir. ”

Referans: Nicole Biller-Celander, Jeremy D. Shakun, David McGee, Corinne I. Wong, Alberto V. Reyes, Ben Hardt, Irit Tal, Derek C. Ford ve Bernard Lauriol, 28 Nisan 2021, Bilim Gelişmeleri.
DOI: 10.1126/sciadv.abe5799

Shakun'a ek olarak, raporun ortak yazarları arasında MIT'den David McGee, Ben Hardt ve Irit Tal, Alberta Üniversitesi'nden Alberto Reys, McMaster Üniversitesi'nden Derek Ford, Ottawa Üniversitesi'nden Bernard Lauriol, eski BC yüksek lisans öğrencisi Nicole Biller-Celander ve eskiden BC'den jeolog Corinne Wong.


Atmosfer Konuları

Sera ısınması, gökyüzünün bulutlu olduğu gecelerde artar. Yeryüzünden gelen ısı enerjisi, bulutlar tarafından tutulabilir ve bu da açık gökyüzü olan gecelere kıyasla daha yüksek sıcaklıklara yol açar. Bulutlu gökyüzü ile havanın soğumasına izin verilmez. Parçalı bulutlu gökyüzü altında, ısının bir kısmının dışarı çıkmasına izin verilir ve bir kısmı sıkışıp kalır. Açık gökyüzü, en fazla soğutmanın gerçekleşmesine izin verir.


Videoyu izle: Atmosfer katmanlarının hiç bilmediğiniz özellikleri (Haziran 2022).