Karadelikler

Konu: Karadelikler Salı Mart 02, 2010 12:18 am

Zaman Yolculuğunu Araştırma Merkezi

2005
Cetin BAL - GSM:+90 05366063183 -Turkey/Denizli

Karadelikler

Karadelikler Blackholet

Kara delik kavramının kökeni nedir? Kara delik
kuramı ile genel göreliliğin ilişkisi nedir? Kara delik,bir varsayımdan öteye geçebilmiş midir?
Evren bilimin(kozmolojinin) gündemini oluşturan kavramlardan
biri de kara deliklerdir. Bu adı bulan John
Wheler'dir. Konu, Einstein'ın genel görelilik kuramından
türetilmiştir. Bu konuda iki büyük öncü S.W.Hawking ve R.Penrose'dur. Hawking'in vurguladığı gibi "genel
görelilik,yapılmış her gözlemle uyumlu olan güzel bir kuramdır".Kara deliklerin
varlığı hemen hemen gözlendi(R.Penrose,1994).
Doğa anlayışımız değişti. Eskiden,bundan iki-üç yüz yıl
önce,kendisinin gözlenmesini bekleyen nesnel madde olduğu,bunun keşfedilmesiyle
bir madde bulunduğu sanılırdı. Şimdi önce kuram geliyor,önce matematik
geliyor.20.yy biterken başka yıldızlar çevresinde dolaşan kırk kadar gezegen
keşfedildi. Bu gezegenlerin hiçbiri gerçekte gözlenmiş değildir,yani gözlenerek
bulunmamıştır. Bunların varlığı,bağlı oldukları yıldıza yaptıkları kütle çekim
etkisinden öngörülmektedir. Hem de Newton yasalarından yararlanarak bunu
başarabiliyoruz. Kısacası matematiksel araçlarla,görülmeyen gezgenin varlığını
ve yörüngesini belirleyebiliyoruz. Kara delik kuramı da böylesi bir temele
dayanıyor. Modern bilimin araç ve içeriğindeki değişmeyi göremeyenler,kuramın ya
da matematiğin tuttuğu ışığı anlamayanlar,bilimin gelişmesine karşı kuşku
tohumları ekmeye çalışıyor.
Bu konuda önce her şeyi bildiğini sanan felsefi bir görüşle sizi
tanıştıracağım. Bu tanışmanın sizin konu üzerinde daha çok yoğunlaşmanızı
sağlayacağını sanıyorum.
Şimdi Alan Woods ve
Ted Grant Aklın İsyanı adlı
kitaplarında Kara delikler konusunda da pes perdeden yazıyorlar. Kendilerinden
başka herkesi kör ve ahmak sandıkları için bol keseden atıyorlar. Bizzat uzay ve
zaman kavramlarımız hakkında en köklü değişiklikleri getiren görelilik
hakkında"Tuhaftır ama görelilik teorisinde zamanın ve uzayın ne olduğuna
dair bir tanım aramak boşunadır." diyebilmekteler. Yine aynı sayfada
"Kara delikler hakkındaki tüm yaygaralardan sonra, Einstein tarafından bu
konuya hiç değinilmediğini keşfettiğinizde şaşırabilirsiniz. O esasen çok
karmaşık bir matematiğe dayalı dikkatli bir yaklaşıma bel bağlamış ve gözlem ve
deneyle doğrulanabilecek öngörülerde bulunmuştu. Kara delik fiziği, açıkça
saptanmış ampirik verilerin yokluğunda,son derece spekülatif bir karaktere
sahiptir." (s:172) Einstein'ın kara delikler konusuna değinmemiş olması,ne
Einstein için ne de kara delikler kuramı için bir özür ya da eksiklik değildir.
Kaldı ki aşağıda Einstein'le kara delik kuramı arasındaki ilişkiyi
göreceksiniz."Açıkça saptanmış ampirik verilerin yokluğunda" ne demek?
Yazarlar,Einstein'le kendini gösteren bilimsel devrimi anlamamış görünüyorlar.
Einstein,genel görelilik kuramını ortaya atarken "hiç bir ampirik veriye"
dayanmadı. Paul Dirac,1920'lerin sonuna doğru
pozitronun varlığını keşfederken "hiçbir ampirik veriye" dayanmadı ve hatta
pozitron kozmik ışınlarda "gözlenince"(ampirik veri olunca),"denklemim benden
daha akıllı" demişti. Günümüzdeki bilimsel buluşlarda "nesnel gerçeğe" bakıp
gazel okuma devri geçti. Elbette Copernicus,Kepler,Galileo,Newton, bilimin büyük
öncüleri olarak,bilim tarihinin parlak sayfalarında bize ışık tutuyorlar;ama
bilim adamları onlardan aldığı meşaleyi çok yükseklere tırmandırdı.
Gerçeği,kuramın gözüyle,matematiğin gözüyle görme aşamasına yükseldik.
Yazarlar,bizim gibi çorak topraklarda salyangoz satmaya çalışıyor,ama
salyangozları öylesine bayat ki!
Einstein: "Karadeliğin Gönülsüz
Babası"
Herkes kara delikleri duymuştur.
Haşmetli bir yıldız ölünce uzayla zamanın birleştiği ölü bir ana hoş
geldiniz.
Jeremy Bernstein' in yazısından
özetliyorum:

Albert Einstein ' in kütle çekim denklemleri karadelik
anlayışının temelini oluşturur; ancak ilginç olan Einstein' in bu denklemleri,
karadeliklerin varolamayacağını kanıtlamak için kullanmasıdır.

Einstein 1939' da "Annals of mathematics" adlı dergide Çok Sayıda Kütleden
Oluşan Küresel Simetrik Durağan Bir Sistem Üzerine adlı bir makale
yayınladı. Einstein bu makalesinde karadeliklerin, yani çok yoğun olduğu için
içinden ışığın bile kaçmasını önleyen göksel cisimlerin bulunamayacağını
belirtiyordu. Bunun için de kendisinin 1916' da yayınladığı genel görecelilik ve
kütle çekim kuramını kullandı. İlginç olan şu: Bu kuram, kara deliklerin
yalnızca olası değil, aynı zamanda birçok gökcismi için kaçınılmaz olduğunu
göstermek için kullanılan kuramdır. Einstein' in kara delikleri reddinden birkaç
ay sonra, ona atıfta bulunmadan J. Robert Oppenheimer ve öğrencisi Snyder,
Sürekli Kütle çekimsel Büzülme adlı bir makale yayınladılar. Bu çalışma,
Einstein' in görelilik kuramını modern fizikte ilk kez karadeliklerin nasıl
oluştuğunu göstermek için kullanıyordu. Eğer basınç, çöküşe dayanacak kadar
güçlü değilse, yıldızın yarıçapının yavaş yavaş küçülmesi beklenir. 1939' da
Oppenheimer ve Snyder' in yaptıkları kuramsal hesapların söylediği de işte
buydu. Einstein denklemlerinin çözümlerinin bir karadeliği belirten ilk açık
örneği bu çalışmaydı. Burada örnek çöken bir toz bulutuyla ilgili olarak
verilmişti. İçeride bir tekillik bulunmakla birlikte bu, olay ufku ile çevrili
olduğu için dışarıdan görülemez. Bu ufuk, kendi içerisindeki olayların,
dışarıdaki sonsuza sinyal gönderemediği bir yüzeydir.
Einstein,
kuantum istatistiğini yaratırken, o zamanlar pek tanınmayan Hintli fizikçi
Satyendra Nath Bose� den Haziran 1924' te aldığı bir mektuptan etkilendi.
Bose' nin mektubuyla birlikte, bir İngiliz bilim dergisinin reddettiği bir
makale metni de geldi. Einstein, makaleyi okuduktan sonra, Almanca'ya çevirdi ve
prestijli bir fizik dergisine postaladı. Einstein neden makalenin önemli
olduğunu düşündü?20 yıl boyunca elektromanyetik ışımanın doğasıyla uğraşıyordu,
özellikle çeperiyle aynı sıcaklıktaki bir kabın içine sıkıştırılmış ışımayla.
Yüzyılın başında Alman fizikçi Max Planck, bu "siyah cisim" ışımasının farklı
dalga boylarının ya da renklerinin genlikle nasıl değiştiğini tanımlayan
matematiksel bağıntıyı bulmuştu. Işıma spektrumunun (tayfının) biçiminin, kabın
çeperlerinin yapıldığı maddeden bağımsız olduğu anlaşıldı. Işımanın sadece
sıcaklığa bağlı( siyah cisim ışımasının bir örneği bütün evrenin kabın yerine
geçtiği bir durumda büyük patlamadan arta kalan fotonlardır. Bu fotonların
sıcaklığı 2. 7260002 Kelvin olarak ölçülmüştür).

Karadelikler BLCKHOLE

Bose, az çok
rastlantıyla siyah cisim ışımasının istatistiksel mekaniğini hesap etmiş
oluyordu. Yani Bose, Planck yasasını, matematiksel olarak kuantum mekaniğinden
çıkarmıştı. İşte bu çıkarım Einstein' in ilgisini çekişti. Ancak o, Einstein
olarak olayı bir adım ileri götürdü. Bose' nin fotonlar için kullandığı yönteme
benzer bir yolla, ağır moleküllerin gazının istatistiksel mekaniğini incelemede
kullandı. Planck yasasının benzerini bu durum için türetti. Böylece ilginç bir
şey buldu: parçacık gazı, Bose-Einstein istatistiğine uygun olarak soğutulursa,
belli bir kritik sıcaklıkta bütün moleküller, aniden kendilerini dejenere ya da
tekil duruma toplarlar. Bu durum Bose- Einstein yoğunlaşması diye anılır( Bose'
un bununla bir ilgisi olmasa da).
İlginç bir örnek helyum
gazıdır. Helyum gazı, 2.18 Kelvinde acayip özellikler gösteren süper akışkan
(sürtünmesiz akışkanlık) sıvıya dönüşür. 1995 yılında Amerikalı araştırmacılar,
başka atom çeşitlerini 1 Kelvin derecenin birkaç milyarda birine kadar soğutmayı
başardılar. Buna karşın her gaz, bu yoğunlaşmayı göstermiyor. 1925' te Einstein,
yoğunlaşma üstüne makalelerini yayımladıktan hemen sonra, Avusturyalı fizikçi
Wolfgang Pauli, proton, nötron, elektron gibi ikinci parçacık sınıfının aynı
nitelikleri taşımadıklarını gösterdi. Bu sınıftan özdeş iki parçacığın, örneğin
iki elektronun aynı kuantum durumunda bulunamayacağını keşfetti. 1926' da Enrico
Fermi ve P.A.M. Dirac, Bose- Einstein istatistiğinin benzerini yaratarak
parçacıkların kuantum istatistiğini buldular. Pauli ilkesine göre bu parçacıklar
düşük sıcaklıkta en çok yoğunlaşmalıydılar. Eğer elektron gazını sıkıştırıp
düşük sıcaklığa kadar soğutursanız ve hacmini küçültürseniz, elektronlar
birbirlerinin yerlerini istila etmeye başlar. Ancak Pauli' nin ilkesi bunu
yasaklamıştır, dolaysıyla ışık hızına yaklaşan hızlarla birbirlerinden
uzaklaşırlar. Elektronlar ve diğer Pauli parçacıkları için bu kaçan parçacıklar
tarafından yaratılan basınç- dejenereyik basıncı- gaz, mutlak sıfıra kadar
soğutulsa da devam eder. Bunun elektronların birbirlerini elektriksel olarak
itmeleriyle bir ilgisi yoktur. Çünkü hiçbir yükü olmayan nötronlar için de aynı
şey geçerlidir. Bu, saf kuantum fiziğidir.

Peki kuantum
istatistiğinin yıldızlarla ilgisi ne? Yüzyılın başında gökbilimciler, küçük ve
belirsiz olan tuhaf bir yıldız sınıfı tanımlamaya başladı: Beyaz Cüceler. Bunlar
Güneş' le aynı kütleye sahipti; ışığının 360 da birini yayan en parlak yıldız
olan Sirius' a eşlik eden yıldızlardı. Beyaz cüceler muazzam derecede yoğun
olmalıydı. Sirius' un eşi sudan 61 bin kat daha yoğundu. neydi bu garip gök
cisimleri? İşte burada Sir Arthur Eddington devreye giriyor. Sir Eddington,
kimileri için yanlış sebeplerle kahramandı. 1944' te ölen Eddington, evren
hakkındaki önemli her şeyin insanın kafasında neler döndüğü araştırılarak
anlaşılabileceğine inanan bir yeni- Kantçıydı ve bununla ilgili popüler
kitapları vardı. Eddington, Einstein' in uzak yıldızlardan gelen ışığı Güneş' in
eğdiği yolundaki görüşünü doğrulayan iki araştırmacıdan biriydi. 1926' da
yayınladığı klasik kitabının başlığı olan Yıldızların İç Yapısı konusunun
anlaşılmasını sağlayan araştırmalara öncülük etti.

Eddington
1924' te beyaz cüceyi sıkıştıran kütle çekim basıncının elektronları
protonlardan ayırdığını öne sürmüştü. Atomlar bu şekilde "sınırlarını"
kaybedecekler ve belki de küçük, yoğun bir pakete sıkıştırılacaklar. Böylece
Pauli dışarlama ilkesine göre elektronların birbirini geri tepmesiyle oluşan,
Fermi- Dirac dejenerelik basıncının etkisiyle cücenin çökmesi duracak. Beyaz
cücelerini anlaşılması 1930' da henüz 19 yaşındaki bir gencin Subrahman
Chandraekhar ' ın çalışmalarıyla ilerledi. Chandrasekhar, İngiliz fizikçi
R.H.Fowler� in kuantum istatistiği, Eddington' un yıldızlar üzerine kitaplarını
okumuş, beyaz cücelerden büyülenmişti. Fowler ile çalışmak üzere Cambridge
Üniversitesi' ne gidiyordu. Eddington da oradaydı. Yolda giderken zaman geçirmek
için kendi kendine sordu: Bir cüce kendi kütle çekiminin etkisiyle çökmeden önce
ne kadar ağır olabilirdi; bu ağırlığın bir üst sınır var mıydı. Yanıtı bir
devrim başlattı.

Bir beyaz cüce, elektriksel olarak yüksüzdür. Öyleyse
herbir elemktronu için ondan yaklaşık iki bin kat ağır bir de proton bulunması
gerekir. Sonuç olarak, protonlar kütle çekim basıncının yükünü karşılamalıdır.
Eğer beyaz cüce çökmüyorsa, elektronların dejenerelik basıncı ile protonların
kütle çekimi dengelenmelidir. Bu denge, proton sayısını ve bu nedenle de cücenin
kütlesini sınırlar. Bu maksimum kütle değeri Chandrasekhar limiti olarak bilinir
ve Güneş' in kütlesinin 1.4 katına eşittir. Bundan daha büyük kütleli bir cüce,
durağan olamaz. Chandrasekhar' ın buluşu Eddington' u tedirgin etti. Yıldızın
kütlesi, Güneş kütlesinin 1.4 katından büyük olursa ne olur? Yanıttan hoşnut
kalmadı. Yıldızın yoğunlaşarak cüceye dönüşmesini önleyen bir mekanizma yoksa ya
da Chandrasekhar' ın sonucu doğruysa, büyük kütleli yıldızlar kütle çekimi
olarak bir bilinmeyene düşüp siliniyorlar. Eddington bunu dayanılmaz buldu ve
Chandrasekhar' ın kuantum istatistiğini kullanışını eleştirmeye ve değiştirmeye
karar verdi. Bu eleştiri Chandrasekhar' ı yıktı. Ancak onun imdadına Danimarkalı
fizikçi Niels Bohr yetişti. Bohr, Eddington' un yanlış olduğunu söyledi ve
dikkate almamasını istedi.

Einstein, kendi denklemlerinin
çözümlerini bulmak için çok da çaba harcamamıştı. Maddenin etrafındaki kütle
çekimini ele alan bölüm tamamlanmıştı. Çünkü kütle çekimi bir parçacığın bir
eğri boyunca bir noktadan başka bir noktaya gitmesini sağlayarak zaman ve uzay
geometrisini değiştirmekteydi. Einstein için daha önemli olan şey, kütle
çekiminin kaynağı olan maddenin sadece kütle çekim denklemleriyle
açıklanamamasıydı. Einstein bulduğu denklemlerin tamamlanmamış olduğunu
düşünüyordu. Yine de yıldızlardan gelen ışığın bükülmesi gibi etkileri yaklaşık
hesaplayabiliyordu. 1916' da Alman gökbilimci Karl Schwarzschild� in bir
yıldızın yörüngesindeki bir gezgen gibi gerçek bir duruma uyarlanabilen kesin
bir çözüm bulması Einstein' i etkilemişti. İşlemler sırasında Schwarzschild
rahatsız edici bir şey fark etmişti. Yıldızın merkezinden belli bir mesafede
matematik anlamsızlaşıyordu. Şimdi Schwarzschild yarıçapı denen bu uzaklıkta
zaman siliniyor ve uzay sonsuz oluyordu. Yani denklem matematikçilerin deyişiyle
tekil oluyordu. Bu yarıçap, çoğunlukla cismin yarıçapından küçüktür. Örneğin
Güneş için bu yarıçap 3 km. Bunun yanında 1 gramlık bir bilye içinse 10-28 cm.
Schwarzschild, yılmadı. Bir yıldızın basitleştirilmiş bir modelini yaptı ve
kritik yarıçapa kadar çökmesi için sonsuz bir basınç gradyanı gerektiğini
gösterdi. Böylece, bulduğu tekilliğin pratik bir sonucunun olmadığını söyledi.
Ancak bu tartışma herkesi yatıştırmadı. Einstein çok rahatsız oldu. Çünkü yıldız
modeli görecelik kuramının belli teknik gereksinimlerini karşılamıyordu. Ta ki
1939 yılına dek konu küllenmiş olarak kaldı.

Einstein' in
1939'da yayınladığı makale şöyle diyordu: " Bu makalenin temel sonucu,
Schwarzschild tekilliğinin neden fiziksel gerçeklikte yerinin olmadığının
anlaşılması olmuştur."
Başka bir deyişle karadelikler
varolamaz.

Einstein, küresel yıldız kümesine benzer, birbirinin
çekimi etkisinde dairesel yörüngelerde hareket eden küçük parçacıklar toplamına
dikkatini verdi. Sonra böyle bir şekillenmede yıldızın kritik yarıçapla kendi
çekimi altında durağan bir yıldıza çöküp çökmeyeceğini sordu. Sonuç olarak bunun
olamayacağına karar verdi; çünkü yıldızlar böyle bir büyük çaplı
şekillenmelerini durağan tutmak için ışık hızından daha hızlı hareket etmek
zorunda kalacaklardı. Aslında Einstein' in açıklaması doğru olsa bile konuyla
ilgili değildir Çünkü kritik yarıçapa çöken bir yıldızın durağan olup olmaması
fark etmez. Yıldız nasıl olsa yarıçaptan daha küçük mesafelere
çökmekte. Einstein bu araştırmalarını yaparken Kaliforniya' da
tamamıyla farklı bir girişim ilerlemekteydi.

Oppenheimer ve
öğrencileri kara deliklerin çağdaş kuramını yaratmaktaydılar. Kara delik
araştırmalarıyla ilgili garip olan şey, tümüyle yanlış olduğu anlaşılan bir
fikirden esinlenmesiydi. 1932' de İngiliz fizikçi James
Chadwick, atom çekirdeğinin elektrikçe yüksüz bileşeni olan nötronu
buldu. Ardından nötronların beyaz cücelere alternatif olabileceği
spekülasyonları başladı. Özellikle Kaliforniya teknoloji Enstitüsü'nden Fritz
Zwicky ve parlak Sovyet teorik fizikçisi Lev Landau
başta olmak üzere. tartışmalarına göre, yıldızın kütle çekimi basıncı
yeterli derecede artınca, nötron oluşturmak üzere bir elektronla bir proton
reaksiyona girebiliyor. Zwicky haklı olarak bu işlemin süpernova patlamalarında
gerçekleştiğini tahmin etti; sonuç olarak nötron yıldızları bugün pulsar olarak
tanımlanıyor. O sıralarda, olağan yıldızlarda enerji üretmek için bugün bilinen
mekanizma bilinmiyordu. Bir çözüm, nötron yıldızını olağan bir yıldızın ortasına
yerleştirmekti. Günümüzde pek çok astrofizikçi, kara deliklerin kuasarları
güçlendirdiğini benzer olarak tahmin ediyorlar. Bu durumda akla şu soru geliyor:
Chandrasekhar kütle limitinin bu yıldızlar için karşılığı nedir? Bu yanıtı
belirlemek beyaz cüceler için bir limit bulmaktan daha zor. Bunun nedeni ise
nötronların hala tamamıyla anlayamadığımız nitelikte bir kuvvet aracılığıyla
etkileşmeleri. Kütle çekimi bu kuvvetin üstesinden gelebiliyor ancak kesin bir
kütle limiti ayrıntılara duyarlı. Oppenheimer, öğrencileri Robert Serber ve
Geogre M. Volkoff' la birlikte bu konuda iki makale yayımladı ve nötron
yıldızları için bulunan kütle limitinin Chandrasekhar' ın beyaz cüceler için
olan limitiyle karşılaştırılabilir olabileceği sonucuna vardı. Bu makalelerden
ilki 1938' de, ikincisi 1939' da yayımlandı.
Oppenheimer tam olarak, Eddington'
unun beyaz cüceler hakkında düşündüğü şeyi sorgulamaktaydı: Eğer kütle limitini
aşan kütleye sahip bir yıldız çökerse ne olur? Oppenheimer ve öğrencileri, 5000
km uzakta oldukları için Einstein' in 1939' ka karadelikleri reddeden
çalışmasından haberdar değillerdi. Ancak Oppenheimer, kritik yarıçaptaki durağan
bir yıldızla uğraşmak istemedi. Eğer yıldızın yarıçapı kritik yarıçapın altına
düşerse ne olacağını görmek istedi. Snyder' e bu problem üstünde daha ayrıntılı
çalışmasını önerdi. Snyder' e belirli varsayımlar yapmasını, dejenerelik basıncı
veya yıldızın dönmesi gibi teknik ayrıntıları gözardı etmesini söyledi. Snyder,
çöken bir yıldıza ne olacağının olaya bakan bir gözlemcinin konumuna bağlı
olduğunu buldu.

Şimdi bir yıldızdan yeterince uzakta duran bir
gözlemciden başlayalım. Başka bir gözlemcinin de yıldızın yüzeyi üstünde
durduğunu varsayalım. Bu gözlemci, yıldızla birlikte hareket ederken diğer sabit
gözlemciye ışık sinyali göndersin.
Sabit gözlemci, hareket
halindeki diğer gözlemciden gelen sinyalin elektromanyetik spektrumun kızıl
ucuna doğru kaydığını gözlemleyecektir. Eğer sinyallerin frekansı bir saat gibi
düşünülecek olursa, sabit gözlemci hareket halindeki gözlemcinin saatinin
yavaşladığı kanısına varacaktır.
Gerçekten kritik yarıçapta saat
yavaşlayarak duracak; sabit bir gözlemci yıldızın kritik yarıçapa çökme
sürecinin sonsuz zaman alacağını düşünecekti. Bundan sonra ne olacağını
söyleyemeyiz, çünkü, sabit gözlemciye göre "sonrası" yoktur. Sabit gözlemciye
göre yıldız kritik yarıçapta donup kalacaktır. Fizikçi John A. Wheeler , 1967
Aralığında verdiği derste karadelik ismini kullanana dek, bu nesnelere donmuş
yıldızlar deniyordu. Schwarzschild geometrisindeki tekilliğin gerçek önemi bu
donup kalmadır. Oppenheimer ve Snyder' in makalelerinde gözlemledikleri gibi, bu
çöken yıldız " kendini " uzaktaki gözlemcilerle herhangi bir iletişime kapatıp,
kütle çekim alanıyla başbaşa kalır. Diğer bir deyişle karadelik oluşmuştur. İyi
de çöken yıldız üzerindeki gözlemciye ne olacak? Oppenheimer ve Snyder �a göre
göre bu gözlemci, olayı tamamen değişik biçimde algılayacaktır. Yıl 1939' du;
Dünya ateşler içindeydi; dünya parçalanmak üzereydi. Oppenheimer de savaşa
girdi; insanı yapabileceği en yıkıcı silahı yaptı. Einstein de çalışmadı. Barış
geldiğinde 1947' de Oppenheimer, Princeton' da İleri Araştırmalar Enstitüsü' nün
direktörü oldu. Einstein de aynı enstitüde profesördü. Onların kara delikler
hakkında konuşup konuşmadığı hakkında kayıt yok. Yıldızların gizemli kaderini
öğrenmek isteği 1960' ları bekledi. Genel Görelilik, zamanda geri yolculuk için
bilimcilerin önünde parlamaya başladı.
Kaynakça:
1.Bernstein,Jeremy 1996-
Çevirenler: Tekin Dereli- Selda Arıt; Bilim ve Teknik, Eylül 1996 346.
sayı)
2.Hawking,Stephen,Kara Delikler ve
Bebek Evrenler(1993),Çeviri: Nezihe Bahar,Sarmal Yayınevi(1996)
3.Hawkingi,Stephen,Ceviz Kabuğundaki
Evren(2001) Çev:Kemal Çömlekçi,Alfa yayınları(2002)
4.Osserman,Robert; Evrenin
Şiiri(1995),Çeviren:İsmet Birkan,TÜBİTAK yayınları(2000)
5.Penrose,Roger; Büyük,Küçük ve İnsan Zihni,Çeviri:
Cenk Türkman,Sarmal Yayınları(1998)
6. Penrose,Roger;Fiziğin Gizemi: Kralın Yeni Usu II
(1989)Çeviren Tekin Dereli,TÜBİTAK yayınları(Aralık 2000)
7. White,Michael-Gribbin,John; Stephen Hawking: Yaşamı,Kuramı ve
Son Çalışmaları,Çev: Nezihe Bahar,Sarmal yayınları(1993)
Hazırlayan: Ramazan
Karakale
(orijinal metinler düzenlenmiştir)
Hiçbir
yazı/ resim izinsiz olarak kullanılamaz!! Telif hakları uyarınca
bu bir suçtur..! Tüm hakları Çetin BAL' a aittir. Kaynak gösterilmek şartıyla siteden
alıntı yapılabilir.

The Time Machine Project

2005 Cetin BAL - GSM:+90 05366063183 -Turkiye/Denizli

Ana Sayfa /i ndex /Roket bilimi /

E-Mail /CetinBAL/Quantum Teleportation-2

Time Travel Technology /Ziyaretçi
Defteri /UFO Technology/Duyuru

Kuantum Teleportation /Kuantum Fizigi
/Uçaklar(Aeroplane)

New World Order(Macro Philosophy)

/Astronomy