Evren Ne Kadar Hızla Genişliyor?
Evrenin genişlemesi ya da büzülmesi, içeriğine ve geçmiş tarihine bağlıdır. Yeterli madde varsa, genişleme yavaşlayacak hatta bir noktada daralmaya dönüşecektir. Diğer yandan, karanlık enerji ise, evreni artan genişleme oranlarına doğru şekillendirir. Mevcut genişleme hızı, Hubble Sabiti olarak ifade edilir.(Megaparsec başına kilometre/saniye ya da yalnız saniye cinsinden)
Hubble bizlere, evrenin durağan olmadığını, aksine genişlediğini gösterdi!
Evrene Tarihsel Bakış
Bir yıldızın periyoduyla içsel parlaklığı arasında sıkı bağ vardır. Bir kaynağın parlaklığını ve bize ne kadar parlak göründüğünü hesaplayarak o kaynak ile olan mesafe ölçülebilir. Ne kadar sönük görünüyorsa o kadar uzaktadır.
Hubble, bu yıldızların periyodunu dolayısıyla parlaklıklarını ve görünür parlaklıklarını ölçerek, bu bulutsuların kendi galaksimizin içindeki bulutlar olmadığını, Samanyolu sınırlarının çok ötesindeki dış galaksiler olduklarını buldu.
Hubble’ın ikinci devrim niteliğindeki keşfi ise, Sefeid tabanlı gökada mesafe belirlemelerine ilişkin ölçümlerini bu gökadaların göreli hızlarının ölçümleriyle karşılaştırması ile ortaya çıktı. Bizden daha uzak galaksiler bizden daha hızlı uzaklaşır:
v = Ho d
Formüldeki “v” bir galaksinin bizden uzaklaşma hızı ve “d” ise uzaklığıdır. Formüldeki orantılılık sabiti “Ho” Hubble sabiti olarak isimlendirilir. Bir galaksinin hızını ölçmek için kullanılan yaygın hız birimi km/sn iken, yakındaki galaksilere olan mesafeyi ölçmek için en yaygın kullanılan birim Megaparsec’tir (Mpc). Megaparsec 3,26 milyon ışık yılı ya da 30,800,000,000,000,000,000 km’ye eşittir! Böylece Hubble sabitinin birimleri (km/sn)/Mpc olur.
Bu keşif, modern kozmoloji çağının başlangıcına oldu. Sefe değişkenleri, galaksiler arası mesafeleri ölçmek için en iyi yöntemlerden biridir. Genişleme oranını (Hubble sabiti) ve evrenin yaşını belirlemek için çok büyük önem taşır.
Sefe Değişkenleri Nedir?
Güneş ve sefe değişken yıldızlar da dahil tüm yıldızların yapısı, yıldızlardaki maddelerin opaklığı ile tespit edilir. Eğer çok opaksa, fotonların yıldızın sıcak çekirdeğinden yayılması uzun zaman alır. Eğer saydama yakınsa, fotonlar yıldız boyunca kolayca hareket eder. Sefe değişkeni yıldızları 2 durum arasında salınır. Yıldız kompakt haldeyken, atmosferinin bir katmanındaki helyum tek başına iyonize hale gelir. Tek tek iyonize olan helyum atomlarında bağlı elektron foton saçar. Katman boyunca büyük sıcaklık ve basınç gradyanları oluşur. Bu büyük basınçlar, katmanın dolayısıyla tüm yıldızın genişlemesine sebeb olur. Yıldız genişlemiş haldeyken, katmandaki helyum iki kat iyonize hale gelir, böylece katman radyasyona karşı daha şeffaf olur ve katman boyunca çok daha zayıf basınç gradyanı oluşur. Yıldızı yerçekimine karşı destekleyecek basınç gradyanı olmadan, katman yıldız büzülür ve yıldız sıkıştırılmış durumuna geri döner. Sefeid değişken yıldızların kütleleri 5 ila 20 Güneş kütlesi aralığındadır. Daha büyük kütleli yıldızlar daha parlaktır.
Sefe Değişkenini Kullananın Zorlukları
Mesafe göstergesi olarak Sefe değişkeni kullanmanın bir çok zorlukları vardır. Bilim insanları, geçen yüzyılda yıldızların parlaklığını ölçmek için fotoğraf parlaklıklarını kullandılar. Kullanılan plaklar tutarlı değildi ve hatalı ölçümleye sıklıkla karşılaşılıyordu. Büyük kütleli yıldızlar kısa ömürlü olduklarında, her zaman tozlu doğum bölgelerin yakınında yer alır. Bu toz genellikle fotoğrafik görüntünün çekildiği mavi dalga boylarında ışığı eğer ve toz emilimi doğru bir yöntemle düzeltilmez ise, hatalı parlaklık belirlenmesine neden olur. Ayrıca Dünya’dan uzak galaksilerdeki Sefe değişkenini tespit etmek çok zordur. Dünya’nın dalgalanan atmosferi, bu yıldızları galaksilerin dağınık ışığından ayırmayı mümkün kılmıyor.
Sefe değişkeninin mesafe belirlemek için kullanmanın bir tarihi zorluğu da, yanındakilerin bir örneğe olan mesafeyi belirleme sorunudur. Son zamanlarda bilim insanları, Samanyolu galaksimizin yakın uydu galaksilerin ikisi olan Büyük Macellan Bulutu (LMC) ve Küçük Macellan Bulutu’na (SMC) olan mesafeleri belirlemek için çok güvenilir ve bağısız bir kaç metot geliştirdiler. LMC ve SMC çok sayıda Sefe değişkeni içerdiğinden, mesafe ölçeğini kalibre etmek için kullanılabilirler.
Geçtiğimiz birkaç on yılda, önde gelen astronomlar, farklı bir çok veri kullanarak, Hubble sabiti için 50 (km/sn)/Mpc ile 100 (km/sn)/Mpc arasında değişen değerler bildirdiler. Bu iki tutarsızlık faktörünü çözmek, gözlemsel kozmolojideki en önemli sorunlardan biriydi.
Hubble Anahtar Projesi
Anahtar Proje programı, Hubble Uzay Teleskobu’nun (HST) ana hedeflerinin biridir. Edwin Hubble’ın hedeflerinden biri, yakındaki galaksilere olan mesafeleri ölçme programını tamamlamaktı. Hubble Uzay Teleskobu çap olarak Hubble’ın Wilson Dağı’ndaki teleskopuyla karşılaştırılsa da, Los Angeles’ın eteklerinde olmaktan ziyade Dünya atmosferinin üzerinde olma avantajına sahip.
NASA’nın Hubble Uzay Teleskobu tarafından gözlemlenen yakın gökadalardan biri olan M100’ün öncesi ve sonrası görüntülerini göstermektedir. Yenilenmiş HST ile, Sefe değişkenlerini incelemek için gerekli bir adım olan M100’deki tek tek parlak yıldızları tespit etmek çok daha kolay oldu.
Genel olarak, ana proje yakındaki 20 galaksiye uzaklık elde etmeye çalışıldı. Bu büyük örnekle proje, bir dizi ikincil mesafe göstergesini kalibre edilip, çapraz kontrol edildi. M100 bize, kendine özgü hareketinin Hubble genişleme hızının önemli bir kısmını oluşturacak kadar yakın olduğu için, bilim insanları, M100’ü içeren yakın bir galaksi kümesi olan Başak kümesinden daha uzaktaki Koma kümesine tahminde bulunmak için göreli mesafe göstergelerini kullandı. Hubble sabiti ölçümü %10‘luk bir belirsizlikle 70 (km/sn)/Mpc‘lik elde edildi.
GFR Ellis ve onun yayınlanmış literatürün işbirlikçileri tarafından yapılan istatistiksel bir sentez, 66 ile 82 (km/sn)/Mpc arasında bir değer vermiştir. Fakat, Hubble sabitinin değeri konusunda hala tam bir fikir birliği sağlanmış değildir.
WMAP ve Hubble Sabiti
WMAP, kozmik mikrodalga arka plan dalgalanmalarının ayrıntılı yapısını karakterize ederek, temel kozmolojik parametreleri doğru bir şekilde belirlendi. Buna Hubble sabiti de dahil. Hubble sabitinin mevcut en iyi doğrudan ölçümü, %3 belirsizliğe karşılık gelen 73,8 km/sn/Mpc’dir. Yalnızca WMAP verileri kullanılarak, Hubble sabitinin 70.0 km/sn/Mpc olduğu ve ayrıca %3‘lük bir belirsizlik ölçüm olduğu düşünülmektedir. Bu, evrenin uzamsal olarak düz olduğunu varsayar ki bu da, mevcut tüm verilerle tutarlıdır. Bu ölçüm, Safe değişkenleri ve diğer teknikleri kullanan geleneksel ölçümlerden tamamen bağımsızdır. Bununla birlikte, eğer bir düzlük varsayımı yapılmazsa, WMAP verilerini diğer kozmolojik verilerle birleştirip 69.3 km/sn/Mpc elde edilir.
Yazan: Selim ÖZTEMEL
Bu sayfanın bazı bölümleri “Evrenin yaşı“, DN Spergel, M. Bolte (UC, Santa Cruz) ve W. Freedman (Carnegie Gözlemevleri) makalesinden uyarlanmıştır . Proc. Natl. Acad. bilim ABD, Cilt. 94, s. 6579-6584, Haziran 1997.
More on the Hubble Constant from Space Telescope Science Institute including movies.
Freedman, Wendy L., “The Expansion Rate and Science of the Universe“, Scientific American, Nov. 1992.
Osterbrock, D.E., Gwinn, J.A. & Brashear, R.S., “Hubble and the Expanding Universe“, Scientific American, July 1993.
Bir yanıt bırakın