Kaybolan Yıldızın Esrarı…

Kaybolan Yıldızın Esrarı…

23 Şubat 1987 günü, daha önce hiç kimsenin ilgisini çekmemiş olan ve Sanduleak -69°202 olarak adlandırılan bir yıldız, birden bire, son üç yüzyılda görülmüş en belirgin supernova olarak parladı. Süper-nova 1987A (SN 1987A) bugüne kadar, modern teleskoplarla gözlenen en yakın süper-novaydı ve astronomlara eşi görülmemiş bir şekilde bir yıldızın öüümûrrj olanak tarımeraynı zarraıda, cmam süpsrrcsa üatar^sa’-mn Kask acğr^.’jğii-nu dramas* hfr ş6Knae gösterdi Ortada sadece bir sorun var: SN1987A’da dokuz yıldır bir şeyler eksik.

KLASİK TEORİYE GÖRE, bu patlamadan sonra, San-duleak’ın yerinde bir nötron yıldızı olmalıydı. Nötron yıldızları, ölü bir yıldızın küllerinden oluşmuş, çok yoğun bir şekilde sıkışmış oldukları için sadece nötronları içeren çok yoğun cisimlerdir. Yaklaşık 16 km çapındaki bir nötron yıldızı, Güneş’in kütlesi kadar maddeyi içerebiliyor. Fizikçiler de bu cisimlerin nasıl davrandıklarını tam anlamıyla bilmiyorlar. Nötron yıldızları, kendilerini genellikle, birer atarca (pulsar) olarak gösteriyorlar. Atarcaları, kozmik deniz fenerlerine benzetebiliriz; dönen nötron yıldızının yaydığı yoğun radyo dalgaları, eğer bizim bakış doğrultumuzdan geçiyorsa, onları atmalar olarak görürüz. Ancak, SN 1987A’da henüz bir nötron yıldızına rastlanmadı.

Klasik teoriye alternatif bir teori ise, Sanduleak’ın bir nötron yıldızı olmak yerine, bir karadelik olabileceği. Ancak, astronomlar buna pek sıcak bakmıyorlar.
Çünkü, Sanduleak bir karadelik olmak için yeterli kütleye sahip değil. Bunun yanında, karadelikler, süpernovalar da dahil olmak üzere yakınlarındaki herşeyi yutarlar. Eğer, şu anda bir zamanlar San-duleak’ın bulunduğu yerde bir karadelik yer alsaydı, süpernovayı görmemiz mümkün olmazdı. Oysa bugün patlamanın kalıntıları hala silik bir şeklide görülebiliyor.

Alışılmış düşünce, astronomların neden bir şey göremediğini açıklayamadığına göre, yeni bir takım fikirler üretmek gerekiyor. Bu tip fikirler ise, genellikle, eski problemlere yeni bir görüş açısıyla bakabilen, genç araştırmacılardan çıkar. Ancak, şaşırtıcı olarak, bu sefer bu konudaki açıklamalar astronominin en kıdemli bilim adamlarından geldi.

Hans Bethe ve Gerry Brown, fizik araştırmalarında toplam 120 yıl deneyime sahipler. Bethe, 1967 yılında, yıldızlardaki nükleer reaksiyonlar üzerine oluşturduğu bir teoriyle Nobel ödülü almış bir
bilim adamı. Şu anda 90 yaşında ve New York Ithaca’da Cornell Üniversitesi’nde fizik profesörü. Brown ise 70 yaşında ve New York Eyalet Üniversitesi’nde fizik profesörü. Brown, bir anısını şöyle anlatıyor: “Birkaç yıl önce bir konferansa katılmıştık. Birisi benim ilk makalemi oradaki konuşmacıların çoğu henüz doğmadan önce yayınlamış olduğumu, Hans’ın ise henüz ben doğmadan önce yayınladığını belirtti.” Geçmişteki tecrübelerine ve biraz da elde edilen yeni verilere dayanarak, Brown ve Bethe, SN 1987A bilmecesine basit bir çözüm önerdiler. Eğer bu önerilerinde haklılarsa, nötron yıldızlarının fiziği yeniden yazılmış olacak demektir.

Brown ve Bethe, SN 1987A’daki sorunun o kadar da anormal olmadığını düşünüyorlar ve bilinen süpernova kalıntılarının yaklaşık yarısında nötron yıldızlarının gözlenmediğini belirtiyorlar. Peki eğer bu kadar çok süpernova kalıntısında nötron yıldızlarının varlığına dair hiçbir
Magellan Bulutsusu nda yer alan ve Sanduleak -69°202 olarak adlandırılan bir yıldız 1987 yılında bir süpemova olarak patlayana dek (sağdaki fotoğraf), yıldızın bulunduğu bölge oldukça sakin bir yerdi (soldaki fotoğraf).
Kaybolan Yıldızın Esrarı…

Sanduleak -69°202

■ ■ r-?jnamjyorsa, bunun sebebi ne „ ■ Brown ve Bethe’ye göre, bu so-• ‘ cevabı, klasik teorinin önerdiğin-

.: – . daha farklı olarak meydana gel-

■ ‘\ 1987A’nın merkezindeki küçük

• ■ -.ıradeliğin varlığıdır.

Dışarıdan bakıldığında, Sanduleak’ın Tanışları, ölmekte olan ve Güneş’in I katı kütleye sahip sıradan bir yıldız-^ ne beklenirse onu gösteriyordu. Çe-

¿irdeğindeki nükleer füzyonu sağlayan

yakıtın tükenmesiyle birlikte kendi küt-îeçekimiyle çökmeye başladı ve silikon, karbon, oksijen ile birlikte diğer ağır elementlerden oluşan çekirdek, önceden olduğundan çok daha küçük bir hacme sıkıştı. Sıkışmanın etkisiyle, protonlar ve elektronlar birleşerek nötronlara dönüştü ve büyük bir çekirdek halindeki proto-jötron yıldızı ortaya çıktı.

Çekirdek sıkışmaya devam ettikçe, bir atom çekirdeğinden 10 kat daha yoğun hale geldi; bu suyun yoğunluğundan vaklaşık 10 000 trilyon kere daha fazla 3İr yoğunluktur. (Brown, Hans’m bunu -asıl hesapladığını bilmediğini; ancak, bu yoğunluktaki maddenin bir çay kaşığı miktarının Manhattan’daki bütün binalar L-iadar ağırlığa sahip olduğunu söylüyor.) Yıldızın çekirdeği, bir kere bu kritik yo-îanluğa ulaşınca, güçlü nükleer kuvvet bu, protonları ve nötronları atom çekir-isğinde bir arada tutan kuvvettir) bir arara gelen nötronların daha fazla sıkışmasını engeller ve yıldızın çekirdeğinin çökmesi bir anda durur. Bu aşamada, yıldızın
çekirdeği, yoğun bir lastik top gibi davranır. Onu ne kadar güçlü sıkarsanız, o da size o kadar tepki verir. Yıldızın dış katmanlarını oluşturan hidrojen ve helyum gazları, bu güçlü itici kuvveti aşarak çekirdeğin içine girebilecek kadar büyük kütleye sahip olmadıklarından, çekirdeğe çarparak, çok büyük hızlarla uzaya fırlatılırlar. İşte gerçekleşen süpernova olayı budur.

Bu aşamadan sonra, Sandukak’tan geriye kalan yıldıza neler olduğu konusunda bazı anlaşmazlıklar var. Çekirdek,
1987’deki süpernovanın aksine, yaklaşık 900 yaşında olan Yengeç Buiutsusu’nun merkezinde bir nötron yıldızı yer alıyor.
bir nötron yıldızı olarak kalmış olabilir, ancak, bunu görmek mümkün değil.

Kozmik bir lastik topa dönüşmek yerine, çekirdek çökmeye devam ederek, karadelik olmuş olabilirdi. Bunun için klasik teoriye göre, dış katmanlardan çekirdeğe düşen maddenin, yaratabildiği güçlü nükleer kuvvetin çok üstünde bir güce erişmesi gerekirdi.

Brown ve Bethe, üçüncü bir fikir sunuyorlar; Kozmik “Jasriğin”, poğu ascrofi-çikçinin tahmihlerinden çok daha “yumuşak” olabileceğini düşünüyorlar. Bm “sertlik” ya da “yumuşakiik” için astrofizikçiler. “durum denklemi” ıcrimin; kınlanıyorlar. California t riverskesr eden bir süpernova uzmanı Sian Woosky. dana “yumuşak” bir durum denklemi, bir şeyi sıkıştırdığınızda, onun aynı sertlikte karşılık vermediği anlamına geldiğini söylüyor. Bir diğer deyişle, yumuşak bir durum denklemi, Sanduleak gibi, büyük kütleli sayılabilecek bir yıldızın, çökme aşamasında, güçlü nükleer kuvvetlerin üstesinden gelebileceği ve bir karadelik olabileceği anlamına geliyor.

Brown ve Bethe, olayın gözlemsel yanından çok teorik yanıyla ilgileniyorlar. Fikirleri, en temel seviyede, doğanın nasıl davrandığına dair sezgilerinden ortaya çıkıyor. Denklemleri çözmek dışında, bu da teorik bilimle uğraşanlar için oldukça önemli bir özelliktir. Bu önseziyi teoriye dökmek için, Brown ve Bethe, durum denklemini yumuşatan bir takım fiziksel mekanizmalara ihtiyaç duydular.
ice-«:’!= zâtiamasından kaynaklanan yoğun ışınım, SN1987A’nın etrafındaki gaz bulutunun bir halka şeklinde genişlemesine ve parlamasına neden sıucr • -*2T3ak/ görüntüler, patlamadan iki yıl sonra bir Avusturya teleskobundan (sağda) ve önceki yıl Hubble Uzay Teleskobu’ndan (solda) alınmıştır.

Avm zamanda SN 1987A’da bir kara-i£:>; ılnşr-ish vömündeki iddialarını giz-„• . ic’ r:r ^an sskıcı gözlemi açıkla-;r’r£. Supernova pada-
S::n W:-3İey. “Bir karadeîik. bütün nöt-~zzlâ~ yatardı“ diyor. “Eğer SN 1957A’mn içerisinde bir karadeîik oluşuyor olsaydı, herhalde, en azından 10 saniye boyunca, nötrinoların kaçmasını beklerdi”. Brown ve Bethe, bu fikrin işe yaradığım göstermek için, bir nötron yıldızını “yumuşatabilecek”; ancak, bunu yapmadan önce yaklaşık 10 saniye bekleyebilecek maddenin bilinmeyen yapısı hakkında bir takım ip uçları yakalamak durumundaydılar.

Her ocak ayında, Brown ve Bethe Pa-sadena’da buluşurlar ve yaklaşık bir aylarını süpernovalar ve nükleer fizikle ilgili problemler üzerinde çalışarak geçirirler, iki fizikçi bu “yumuşak” nötron yıldızları üzerinde çalışmaya 1993 yılında başladılar. Bir akşam üzeri, üniversite kampü-sü içerisindeki tepelerde dolaşırken, Brown’un aklına mükemmel bir fikir geldi. Bu fikir, onların SN 1987A üzerinde yaptıkları çalışmalarda önemli bir basamak oldu. Washington Üniversitesi’nden karı-koca iki fizikçi David Kaplan ve Ann Nelson, kaon yoğunlaşmasıyla ilgili bir teori üretmişlerdi. Brown, bunu Bet-
he’ye söylediğinde, Bethe, bunun çökmekte olan bir yıldızda nasıl işleyeceğini hemen kavradı. Kaplan ve Nelson’un teorileri atomaltı geçişleri zincirinin, bir nötron yıldızının içerisinde nasıl gerçekleşebileceğini acıklıvcrdu. Fikir, karar’:
Kaonlar, birçok alışılmadık özellikler gösteren, egzotik ve çok ağır parçacıklardır. Bu özelliklerden, Brown ve Bet-
f Nötrino
Nötron

Elektron +
Proton

Elekton ve protonun çarpışması, bir nötron ve nötrinonun ortaya çıkmasına neden olabilir. Elektron ve proton eşit ve zıt elektrik yüklerine sahip oldukları için, ortaya çıkan nötron ve nötrino yüksüz olur.
he’nin ilgisini çeken iki ya da daha çok kaonun aynı zamanda aynı enerji seviyesinde bulunabilmeleridir. Bu, kaonların, fizikçilerin dilinde, dışlama ilkesi olarak bilinen kuantum yasasına uymadıkları anlamına geliyor. Oysa, elektronlar bu yasaya uyarlar; ne kadar elektronu bir araya getirirseniz, onlar daha yüksek enerji seviyelerine geçerler. Bu nedenle, çökmekte olan bir yıldızın çekirdeğinde, aynı yeri işgal eden ne kadar çok elektrona sahipseniz, onlar, çekirdeğin üzerine düşen gaza o kadar çok direnç göstereceklerdir; bu da çekirdeğin daha “sert” olmasına neden olacaktır. Buna karşın, kaonlar, çekirdekte barışçıl bir şekilde en düşük enerji seviyelerini paylaşarak düşen maddeye hemen hemen hiç direnç göstermezler. Gerçekte, bir Bose-Einste-in yoğuşumu (maddenin çoktan beri bilinen. ancak geçen yıl laboratuvarda ger-lekîeşririien bir durumu) yaratırlar. Kanlarla ilgili ilginç olgu ise “sıfır” sıcaklığa sahip olmaları ve bu yüzden de, bir n:‘:ron yıldızını taşıyamadıklarıdır. Çekirdek. bu durumda yumuşak olmalıdır.

Elektron gibi çok hafif bir parçacığın nasıt olup da kaon gibi çok, ağır bir par-dönüştüğü merak konusu olabilir. Fizikçilere göre, Kaplan ve Nelson’un cneriîeri. köpeğinizin birden bire postacınıza dönüşmesi kadar şaşırtıcı bir olay. Çok hafif bir cismi, çok ağır bir cisme dönüştürmek, çok miktarda enerji gerektirir. Fakat bu olay nasıl gerçekleşiyor? Kaplan ve Nelson cevabı, Einste-in’ın ünlü mirası, enerji ve kütlesinin birbirine çevrilebilir oluşuydu.

Eğer, kütle ve enerjiyi banka hesabı olarak düşünürsek, elektronun çok fakir ve ağır olan kaon’un çok zengin olduğunu söyleyebiliriz. Ancak, bu değer yargısı sadece Dünya’da geçerlidir. Bir nötron yıldızının çekirdeğinde, durum çok daha farklıdır. Yoğun nükleer maddenin içerisindeki kaon, yakınındaki nötronlara bir çekim kuvveti uygular. Bu çekim bir tür enerjidir. Bu durumda, kaonu oluşturmak için gereken enerji ilk aşamada azaltılmış olur ve olayın gerçekleşmesi mümkün hale gelir. Eğer, elektronların daha hafif kaonlara dönüşebilmesi için potansiyel varsa, bu da gerçekleşebilir. Bir nötron yıldızının içinde, çekirdeğin derinliklerinde kaonlar daha hafiftir. Yani, elektronlar çok daha kolay dönüşebilirler.

Kaonlar, Dünya’da parçacık ivme-lendiricilerinde yanlızca saniyenin 10 milyarda biri süresince yaratılabiliyorlar;
Çökmekte olan bir yıldızın bu canlandırmasında, nötron bakımından zengin olan madde (kırmızı renkle gösterilen) büyük bir hacim kaplar. Ancak çok kısa bir süre sonra madde çökerek proto-nötron yıldızını oluşturur.
r

nötron yıldızının içerisindeki _ – rrörronların oluşturduğu kuvvet-.: -T nedeniyle sürekli kalabiliyorlar, •’ırlam, “Kaon Dünya’da o kadar ka-; 3İT parçacıktır ki, bu egzotik ve ■; ^rJaşılamayan madde şeklinin nöt-

■ ■ • ı’itzında en önemli rollerden birisi-vnaması oldukça şaşırtıcıdır. Bir fi-için gerçekten zevk veren bir olay-; -” diyor.

Brown ve Bethe, kaonlarm yoğunlaş–1 ısorisinin, nötron yıldızlarının durum ; r’kJemini yumuşatacağını hemen kav–,i:iar. Diğer arkadaşlarıyla birlikte iki •’ :;kçi, bir nötron yıldızının bir karadeli-dönüşebilmesinde bu kaonların nasıl :_r rol oynayabileceği üzerinde detaylı kısmaya başladılar. Teori, oldukça güçlü: aynı zamanda da şıktı. Ancak, SN 1987A’nm açıklanmasında hâlâ bir zamanlama sorunu vardı. Kaonlar oluşurken, hangi mekanizma nötronoların 10 saniye boyunca kaçabilmelerine olanak tanıdı?

Sorunun cevabını nötrinolar dışlama ilkesine göre kendileri veriyorlar. Nötrinolar, ölmekte olan bir yıldızın kaçınılmaz yan ürünleridir. Çekirdeğin sıkışması sırasında, protonlar ve elektronlar, çok hızlı bir kuantum mekaniksel değişime uğrayarak nötronlara dönüşürler. Aynı zamanda, kaonlara dönüşen elektronlar da nötrinoların ortaya çıkmalarına neden olurlar; çekirdek kaon oluşmasına izin verecek kadar yoğunlaştığı zaman…

Bu sırada, nötron yıldızı aşırı miktardaki nötrinolar sayesinde bir krizle karşı karşıyadır. Nötrinolar, dışlama ilkesine uydukları için, bir nötron yıldızına sığabilecek miktar bellidir. Bir kere limit değere ulaşıldıktan sonra, nötrino üretimi durur. Aynı şekilde, nötrino üretmeden kaon oluşması mümkün olmadığı için, kaon oluşumu da durur. Yani, yeni nötrinolar için yer atılmadığı sürece, yeni ka-onların oluşması mümkün değildir.

Bir kere, eski nötrinolar çekirdeği terk ettikleri zaman, elektronlar kaonlara dönüşürler ve kaonlar yoğuşurlar. Burada tek gerekli şey bu nötrinolardan kurtulmaktır.

Sıradan bir yıldızda, nötrinolar maddenin içerisinen geçebilirler; ancak, yoğun çekirdekte merkezden dışarıya doğru yollarını bulmaları yavaş ve zor olur. Tucson Üniversitesi’nden bir süpernova uzmanı Adam Burrows, nötrinoların genç bir nötron yıldızından dışarı çıkmaları için gereken zamanı hesaplamıştı.
Brown, Burrows’un sonucunu kendi hesaplarında kullanarak, zamanı şaşırtıcı bir şekilde 10 saniye olarak hesapladılar. Yoldaki bu 10 saniyelik gecikme, Brown ve Bethe’nin SN 1987A’nın merkezinde neden bir karadelik olması gerektiğini açıklamalarına yardımcı oldu. Aynı zamanda, Brown ve Bethe, galaksimizde tahmin edilenden 50 kat daha fazla karadelik olması gerektiğini söylüyorlar.

Ancak bu konuda herkes tatmin olmuş görünmüyor. Stan Woosiey, SN 1987Ada bir nötron yıldızının varlığına dair kanıt bulunamamasının, gerçekten onun olmadığı anlamına gelmediğini söylüyor ve orada henüz tespit edilememiş bir nötron yıldızının var olabileceği yargısında olduğunu ekliyor.

Brown, Bethe’yle birlikte tasarladıklarım hala spekülatif olduğunu söylüyor. “Nükleer yoğunluktaki maddenin neye benzediğini kimse anlamış değil diyor ve biz burada bahsedilenden beş ya da on katı yoğunluklardan bahsediyoruz” diyor. Kimsenin, hatta kendilerinin bile, bu yoğunlıiîffarla ilgili kendilerine inanmadığını söylüyor. İleri sürdükleri senaryoya göre, kaon yoğuşumunun oluşması, gerçekten nitel bir etkiye sahip.
Brown, tabii ki, mütevazi davranıyor. Bethe’yle birlikte ortaya attıkları nötron yıldızlarıyla ilgili teorileri, bazı kusurları olsa da, bu alandaki en bütün ve olabilecek teorilerden birisi. Bütün belirsizliklere rağmen, çalışmaları, nükleer fizik ve astrofizik arasında yeni başlayan ortaklığın ilk ürünü olabilir. Örneğin, ağır iyon çarpıştıncısı olarak adlandırılan yeni makineler. şu anda parçacıklar dışında, çekirdekleri çarpıştırarak, fızikçi’ere nükleer yoğunluktaki madde ile ilgili yeni görüşler sunuyor. Brown, yeni bir döneme girildiğini söylüyor ve nükleer maddenin üç-dört katı yoğunluklarda neler olduğunu doğrudan doğruya görebileceklerini ekliyor. Bu bilgiler astrofizikçilerin, yıldız evriminin en uç aşamalarını anlamalarına yardımcı olacak.

Bethe, “Dr. Brown, beni 20 yıl önce süpernovaların içerisine sürükledi.” diyor ve şöyle devam ediyor: “İşte şimdi 90 yaşındayım ve hâlâ onlar üzerinde çalışıyorum.” Brown, yıllardan sonra bile daha çok etkilendiğini ve hâlâ tek isteğinin evreni keşfetmek olduğunu söylüyor.

Frank, A. Discover, Aralık 1996 Çeviri: Alp Akoğlu
___Işınım demeti
Dönüş ekseni
Manyetik alan
Dönmekte olan bir nötron yıldızı, etrafında yoğun bir manyetik alan yaratır. Kutuplarda ivmelenen yüklü parçacıklar, kutuplardan dışarıya güçlü bir ışınımın fışkırmasına neden olur. Eğer, bu ışınım demeti, bir şekilde bizim bakış doğrultumuzda yer alırsa, yıldızı bir atarca olarak görürüz.

mdakı Kaya Katmarma Basıyor _ Ross Bij7 Şelfi
Çevresi okyanuslarla çevrili olan Antarktika Kıtası, alçak basınç etkisine tümüyle acık* rüzgar hızının

\ T
DOGU ANTARKTİKA
Ortalama Y4Wc Kar Serpintisinin Su KarsıMğr
—1 —2
Kıtanın ıc kısımları $4hra
WEDDEL

DENİZİ
BAT! ANTARKTİKA
GÜNEY

AMERİKA
BUZ SAPKASİ

Antarktika’daki buz kütlesi var olan toplam tat» su miktarının yüzde 70’ını ti’m buzların yüzde 90’mı Kapsıyor Buz kalınlığı b»r kilometre ile 4 kilometre arasında kalınlıklara Ulaşabiliyor.
O \
RONNE BUZ KATMANI
-Liüdt jnvyg
. .

■ .. . ,, ‘
1
*

O
ROSS BUZ KÄTVAN’
OCÔ-
BATI ANTARKTİKA
\
o
ROSS BUZ KATMANI
Ferrer Buzulu ’

{VADİUER

McMurdo Ussü
Buz Katmanının Minimum Sınırı
aytor

Buzulu
BOYUT KARŞILAŞTIRMASI
»•■”i

ümEÊÊm
mm
GUNEV OKYANUSU
*Durağanalar”, savlarını destekleyecek , etiler toplamak üzere, volkanik kül katmanının altına bakıyorlar.
PASİFİK OKYANUSU

nurken. ılc-ğişkencilcr, 3 mib mı \ ıl dik c-ki hafit’ bir sıcaklık artışıyla buzların eridiğini ve bunun kolaylıkla tekrarlanabileceğini savlıyorlar.

Herşey 1983’te jeolog IVtcr Webb Transantarktik dağlarındaki Sirius katmanlarında, ılıman koşullarda yaşayabilen, üç milyon yıllık mikrofo-siller bulduğunda başladı. Önceleri bu diatomların, bölgeye rüzgârla taşındığı düşünüldü. 1990’a değin, güney sahilinde bulunan ağaç yaprağı ve kök fosillerine varıncaya kadar bu savı destekleyen sayısız başka fosil ele geçirildi. Bambaşka araştırmalarda, üç milyon yıl önce su seviyesinin 25-30 metre daha yüksek olduğu saptanınca,
“değişkenci” kampın savları iyice güçlenmiş oldu. “Durağanalar” ise kutup noktasına birkaç yüz kilometre daha uzakta, sahile yakın, kuru toprakla kaplı alana kurulmuş bir kampta çalışıyorlar. Kamptaki bilim adamları George Denton ve David Marchant, bölgeyi kaplayan volkanik katmanı ve altında kalan kaya tabakalarını inceliyorlar. Diğer grubun incelediği Sirius Grubu katmanları üzerindeki kül tabakasını kaldırarak inceleyen ekip, bu katmanın hiçbir zaman su ile karşılaşamadığını bulguladıklarını, dolayısıyla üç milyon yıl önce katmanın diatom popülasyonu görmesinin mümkün olmadığını söylöfbr. Ekip, çalıştıkları vadide 8 milyon yıllık buz örnekleri tarihlendirmiş ki bu, üç milyon yıl önce bu bölgede ılıman iklim yaşanma-
dığını gösteriyor. Ekip, “değişkenci” ekibin bulduğu ağaç ve böcek kalıntılarında tarihlendirme hatası yaptığını, diatomların da bölgeye muhtemelen rüzgârlar taşındığını savunuyor. Şimdilik iki grubun savı da yeni bulgulara başvurmadan çürütülemeyecek gibi görünüyor. Belki de insanoğlu neye inanmak istiyorsa ona inanan ve destekleyici bulgular türetebilen bir canlı türü olduğundan tartışma yıllarca sürecek. Önemli olan şu ki, belki de daha yeni olduğundan ve bulgulan daha inandırıcı göründüğünden daha güçlü olan “değişkenci” lerin savı doğruysa, kıtaların sahillerinin suyla kaplanabileceği, daha da önemlisi, dünya ikliminde değişiklik olacağı.

Livermore. B. “Antarctic Meltdown”. Popular Science. Şubat

Çeviri: Özgür Kurtmuş
ANTARKTİK ENLEM.