Evrendeki Uzaklıklar Nasıl Ölçülür?

450
Yüzüklerin Efendisi romanında yer alan en önemli karakterlerin hangi mitolojilerden alındığını karşılaştırmalı ve detaylı olarak anlatan inceleme-araştırma çalışması "Orta Dünyanın Analizi" çıktı.Yazarından imzalı satın almak için Tıklayın

Evren’deki uzaklıkları olabildiğince kesin bilmenin büyük önemi vardır. Çünkü uzaklıkları doğru bilmek yalnızca Evren’in ne kadar büyük olduğunu değil, aynı zamanda onun birtakım temel özelliklerini de anlamamızı sağlar. Her şeyden önce, bu sayede onun genişleme hızını ve yaşını doğru biliriz. Ayrıca uzaklıklar Evren’de ne kadar geçmişe baktığımızı da söyler.

Evren’de uzaklıklar ışık yılı birimiyle ölçülür. Bir ışık yılı çok büyük bir uzunluktur; yaklaşık 9,4 trilyon kilometreye karşılık gelir. Evren’deki uzaklıklar da, onlarca, yüzlerce, hatta milyonlarca ışık yılı düzeyindedir. Acaba bu kadar kolay yazılan, ama gerçekte bu kadar büyük olan uzaklıkları nasıl ölçüyoruz? Gece gökyüzünde yalnızca küçük birer ışık noktası olarak görünen yıldızların uzaklığını nasıl hesaplıyoruz?

Evren’de uzaklıklar ölçülürken tek bir yöntem kullanılmaz. Yakın gökcisimlerinin uzaklıklarını ölçerken kullanılan yöntemler ayrıdır, uzak gökcisimlerinin uzaklıklarını ölçerken kullanılan yöntemler ayrıdır. Bazı gökcisimlerinin uzaklıklarıysa hem yakın hem de uzak ölçümlerde kullanılan yöntemlerle bulunabilir. O zaman uzak gökcisimlerinin uzaklıklarını ölçerken kullanılan yöntem, yakın ölçme yöntemiyle kalibre edilmiş olur. O da daha uzak gökcisimlerinin ölçümünde kullanılan yöntemlerin kalibrasyonunda kullanılır. Böylece birbirlerinin kesinliğine dayanan yöntemlerden oluşan bir “uzaklık merdiveni” ortaya çıkar. Bu merdivenin en alt basamağında en yakın gökcisimlerinin uzaklıklarını ölçmede kullanılan paralaks ya da üçgenleme yöntemi bulunur.

Paralaks yöntemi

Kolunuzu öne uzatın ve başparmağınıza önce sol gözünüzü kapatıp sağ gözünüzle bakın; sonra tersini yapın. İki bakışınızda başparmağınızı arka plandaki nesnelere göre farklı noktalarda görürsünüz. Parmağınızı gözünüze yaklaştırdığınızda, bu iki nokta arasındaki uzaklık açılır, parmağınızı uzaklaştırdığınızda açıklık kapanır. Elinizde çok küçük tabanlı (göz açıklığınız), çok uzun bir yüksekliği olan (kolunuz) ve çok dar açılı bir üçgen vardır. Lise geometrisine dayanarak, bunlardan ikisi bilindiğinde, üçüncü hesaplanabilir. Yakın yıldızların uzaklığı işte, bu basit yöntemle hesaplanır. Üçgene taban olarak Dünya’nın Güneş’e uzaklığının iki katı (yörünge üzerinde altı ay arayla bulunduğu konumların arasındaki uzaklık) kullanılır: 2 AB. Arkadaki yıldızlara göre yakın bir yıldız belirlenir. Dünya, Güneş’in çevresinde dönerken altı ay aralıklı, Güneş’e göre simetrik iki noktadan yıldıza bakılır ve arka plandaki yıldızlara göre değişen görüntülerinin arasındaki açı belirlenir. Dünya’nın iki konumu arasındaki 2 AB’lik uzaklıktan ve bu aşırı küçük açıdan yararlanılarak, çok çok dar açılı üçgenin yüksekliği (yani Güneş’e olan uzaklığı) hesaplanır. Bu, kuramsal olarak son derece basit olmasına karşın, uygulaması çok zor bir yöntemdir. Çünkü çok küçük açıların büyük duyarlılıkla ölçülmesini gerektirir.

paralaks-yontemi

1838’de Alman matematikçi ve gökbilimci Friedrich Bessel dönemin en duyarlı gözlem aygıtlarını son derece özenle kullanarak ilk paralaks ölçümlerini yapmıştı. Böylece en yakın yıldızların da birkaç ışık yılı ötede olduğu ortaya çıkmıştı.

Uzaydaki uzak gökcisimlerinin paralaks açılarını bulmak çok ince bir iştir. Ancak bu iş için de çok duyarlı bazı aygıtlar geliştirilmiştir. Atmosferin olumsuz etkilerine karşın, yeryüzünden yapılan ölçümlerde, bir saniyenin yüzde biri büyüklüğündeki açılar ölçülebilmektedir. Atmosferin üstüne çıkıldığındaysa bu duyarlılık daha da artar. 1990’lı yıllarda ESA’nın Hipparcos adlı gözlem uydusu 1000 parsec çapındaki bir kürede 120.000 yıldızın paralaks açısını saniyenin binde biri duyarlılıkla ölçmüştür. 2012’de fırlatılacak olan Gaea adlı uyduysa, bir milyar yıldızı (gökadamızın yüzde birini) inceleyecek ve bir saniyenin 20 milyonda biri duyarlılıkta ölçümler yapacaktır.

Uzaklık merdiveninin bundan sonraki basamakları, gökcisimlerinin uzaklıklarının, parlaklıklarına göre belirlenmesine dayanır. Birbirinin aynı, 100 Watt’lık beş ampulü birbirlerinden üçer metre arayla bir hizada dizelim. Gece olunca ampulleri yakalım. Bize uzak olan ampullerin uzaklıkla orantılı olarak parlaklıklarının da azaldığını hemen fark ederiz. Ampullerin gerçek (mutlak) parlaklıklarını bildiğimiz ve görünür parlaklıklarını da ölçebildiğimiz sürece, yine basit bir denklemle uzaklıklarını hesaplayabiliriz.

Bir yıldızın 10 parsec öteden algılanan parlaklığı o yıldızın mutlak parlaklığıdır. Gökbilimciler mutlak parlaklıklarını bildikleri yıldızları “standart ışık kaynağı” olarak kullanır. Aslında uzak gökcisimlerinin uzaklıklarının hesaplanmasında da bu yaklaşım kullanılır; ancak yararlanılan standart ışık kaynakları, uzaklığa göre değişir

Sefeit değişkenleri yöntemi

Çıplak gözle gece gökyüzüne baktığımızda, yıldızların parlaklıkları hep aynıymış, hiç değişmiyormuş gibi gelir. Halbuki bir dürbün ya da küçük bir teleskopla yapılan gözlemlerde, yıldızlardan bazılarının parlaklıklarının periyodik olarak değiştiği hemen fark edilebilir. Parlaklığı değişen yıldızlardan en ünlüsü 1700’lü yılların sonunda keşfedilen, 891 ışık yılı ötedeki Delta Sefeus’tur ve kendi adıyla “sefeitler” (ya da “sefeit değişkenleri”) olarak anılan bir grup oluşturur. Bunlar yaşamlarının son evresine girmiş, kararsızlaşmış ve düzenli aralıklarla (periyodik olarak) küçülüp büyüyen, bir anlamda “zonklayan” yıldızlardır. Küçülüp büyüme dönemlerinde doğal olarak parlaklıkları da değişir. 1908’de bu yıldızların parlaklıklarıyla değişim periyotları arasında bir ilişki olduğu fark edilmiştir: Parlak olanlar yavaş yavaş değişir, periyotları uzundur; sönük olanlarsa hızlı değişim gösterir, periyotları kısadır. Bu çok değerli bilgi sayesinde uzak yıldızların uzaklıklarını da ölçmek kolaylaşmıştır.

sefeit-yontemi

Paralaks yöntemi kullanılarak yakındaki sefeitlerden bazılarının gerçek uzaklıkları saptanmış ve bu yeni yöntemin kalibrasyonu yapılmıştır. Sefeitler çok güçlü yıldızlardır. Güneş’ten ortalama olarak 100-1000 kat daha güçlüdürler. Örneğin Kutup Yıldızı (Polaris) 4 günlük periyotta parlaklığı yüzde 10 değişen bir sefeittir. Sefeitler çok uzaktan görülebilir. Samanyolu’nun komşusu olan gökadalardaki sefeitleri saptamak hiç zor değildir. Zaten Edwin Hubble da ünlü çalışmasında Andromeda’nın Samanyolu’nun içindeki bir bulutsu olamayacak kadar uzakta yer aldığını sefeitlerden yararlanarak ortaya çıkartmıştır. Bu yöntemin zor yanlarından biri, yıldızlar arası ortamdaki tozun etkilerinin üstesinden gelmektir. Toz, yıldızın görünür parlaklığının daha az algılanmasına yol açar. Farklı dalga boylarındaki ışıklarla yapılan gözlemler sayesinde bu sorun giderilir.

Hubble Uzay Teleskopu’nun (HUT) temel görevlerinden biri, yakın gökadalardaki sefeitleri bulup uzaklıklarını hesaplamaktı. Onun sayesinde sefeitlerin görülebilme uzaklığı 10 kat arttı; yani 1000 kat daha büyük bir hacimdeki sefeitler görülebilir oldu. 1999’da sonlandırılan bu görevde HUT, 65 milyon ışık yılı içindeki 18 gökadada 800 sefeit saptayıp uzaklıklarını ölçmüştür. Uzaklıkları oldukça duyarlı bir şekilde hesaplanan bu 18 gökada, uzaklık merdiveninde bir üst basamakta yer alan yöntemin kalibrasyonunda kullanılmıştır.

Tully-Fischer yöntemi

Brent Tully ve Rick Fischer’in geliştirdiği ve Tully-Fischer Yöntemi olarak bilinen uzaklık hesabı, gökadaların mutlak parlaklıklarıyla kendi eksenlerindeki dönüş hızları arasındaki ilişkiye dayanır. Büyük ve parlak gökadalar daha hızlı dönerken, küçük ve sönük gökadalar daha yavaş döner. Doppler etkisi kullanılarak gökadanın dönüş hızını saptamak kolaydır. O hızdaki bir gökadanın mutlak parlaklığı grafikten çıkartılır. Gözlem sırasında gökadanın görünür parlaklığı zaten elde edilir. Basit denklemimiz sayesinde çok uzak gökadaların uzaklıkları da kolayca hesaplanır.

Spiral galaxy
Spiral galaxy

Ne var ki Tully-Fischer yöntemiyle ancak birkaç yüz milyon ışık yılı içindeki gökadaların uzaklıkları doğru hesaplanabilmektedir. Kuşkusuz bunlar çok büyük uzaklıklardır; ancak gözlemlenebilir Evren’in 13,7 milyar ışık yıllık yarıçapı göz önüne alındığında, ilk binde birlik hacimden bile küçük bir bölge içinde kaldıkları görülür. Gerçekten uzak, örneğin 10 milyar ışık yılı ötedeki gökadaların uzaklıklarını ölçmek için muazzam parlaklıkta ve mutlak parlaklığını bildiğimiz yeni standart ışık kaynaklarından yararlanmak gerekir.

1a tipi süpernovalar

Yaklaşık 20 yıl boyunca yürütülen araştırmaların sonunda böyle bir ışık kaynağı bulunmuştur: 1a tipi süpernovalar ya da beyaz cüce süpernovaları. Bu tip süpernovalar eşsiz bir ışık kaynağıdır; milyarlarca ışık yılı öteden görülebilirler. Birkaç gün boyunca çok parlak kalırlar, sonra birkaç ay içinde yavaş yavaş sönükleşirler. Zor olan şey, çok uzak gökadalarda gerçekleşen 1a tipi süpernovaları yakalayabilmektir. Bu amaçla büyük teleskoplar bazen günler boyunca Evren’in belli bir köşesine odaklanır ve sürekli fotoğraf çeker. Çekilen fotoğraf bir öncekiyle karşılaştırılır. Eğer aynılarsa, süpernova olmamış demektir. Eğer sonraki fotoğrafta ek bir ışık kaynağı görülürse, o zaman bir süpernova yakalanmış demektir. Hemen o ışığın tayfı incelenir ve parlaklık değişim grafiği çıkartılır. Eğer 1a tipi süpernovaysa uzaklık ölçümünde kullanılır.

1a-tipi-supernova

Evren’deki uzaklıkların ölçümü kozmoloji açısından çok önemlidir. Uzaklıklar içinde yaşadığımız Evren’in en temel özelliklerini bize söyler. Ama uzaklık ölçmek hiç de kolay değildir. Bu yöntemlerin geliştirilmesi ve uzaklık merdiveninin kurulması yüzyılı bulmuştur. Ölçüm duyarlılığı da sürekli arttırılmıştır. Çok değil 20 yıl önce, ölçülen uzaklıklardaki hata payı yüzde 50’ler düzeyindeydi; Evren’in yaşı için 10-20 milyar arasında deniyordu. Günümüzde Hipparkos astrometri uydusu gibi yüksek teknolojili gözlem aygıtları sayesinde bu oran yüzde 5-10 arasına çekilmiştir. Uzaklık ölçmek için yeni yöntem arayışları sürüyor. Yeni yöntemler geliştirildikçe eskileri yeniden sınanıyor ve kalibre ediliyor. Her geçen gün Evren’deki uzaklıklar daha kesin olarak hesaplanıyor. Üzerinde çalışılan bazı yöntemlerle on yıl içinde yüzde 2’lik hata payına inilmesi bekleniyor.

PAYLAŞ
Önceki İçerikEvren Kaç Yaşındadır?
Sonraki İçerikTürklerin Gizemli Yada Taşı
36 yaşındayım. Yıldız Teknik Harita Mühendisliği mezunuyum. Taşınmaz değerlemesi yapıyorum. Bilim,uzay, tarih,arkeoloji konularına ilgi duyuyorum. Ön Türk Tarihini araştırmaktan keyif alıyorum. Yüzüklerin Efendisi ve Türkler üzerine (Orta Dünya'nın Analizi) kitap çalışmam tamamlandı. Yakın zamanda yayımlanacak.

HENÜZ YORUM YOK

CEVAP VER