Anasayfa / Astronomi / SPITZER UZAY TELESKOPU EVRENİN GENİŞLEME HIZINI TESPİT ETTİ

SPITZER UZAY TELESKOPU EVRENİN GENİŞLEME HIZINI TESPİT ETTİ

Evrenin büyüklüğü ve yaşı kozmolojide  kritik öneme sahip bir konu değildir. Ancak kozmolojik sorunların en çok tartışılanları arasındadır. Nasa’nın Spitzer Uzay teleskobu kullanılarak yapılan kızılötesi gözlemler, bize evrenin hangi oranda genişlemekte olduğunun kesin tahminini vermiştir. Anahtar mesafeyi ölçmek için yeni bir metot değildi..Bunun yerine, Astronomlar parlaklığın nasıl daha yüsek doğrulukla  ölçülebileceğini keşfetti. Yüzde üç’e kadar iyi bir Hubble sabiti için yeni değer, megaparsaniye başına saniyede 74.3 kilometre (km / sn / Mpc) ‘dir.

1912 yılında Lowell Gözlemevi’ nde (Flagstaff, Arizona, ABD) Vesto Slipher tarafından  galaksilerin kırmızıya kayma (redshift) keşfedildi. İlk önce M31 (Andromeda galaksisi) spektrumunu ölçüp, galaksimize yaklaşmakta olduğunu keşfetmiştir. Ayrıca, 15 galaksinin daha spektrumunu ölçülerek, çoğu galaksinin uzaklaştığını ve önemli hızlara sahip olduğunu gözlemlenmiştir.

Yaklaşık 15 yıl sonra California Mount Wilson Gözlemevi’ nde, Edwin Hubble yakın galaksilerle mesafeyi belirlemek için çeşitli yollar icat etmiştir.  Slipher ve diğerleri tarafından ölçülen galaktik kırmızıya kayma ile bu mesafeler arasındaki ilişkilerin belirlenebileceği düşünülmüştür. Hangi açıdan bakılsa da,  kırmızıya kayma ve mesafenin  orantılı olduğu keşfedilmiştir.( Hubble yasası olarak bilinen doğrusal bir ilişki ) Hubble yasası en genel kozmolojik ölçüm aleti olup,  sahip olduğumuz nesneler ve olaylar arasında değişen mesafeyi 20 Mpc (65 milyon ışık yılı Mly) uzaklık bölgesinde en erken görünür olaylara kadar tespit etmemizi sağlar.

Hubble yasası saptanmasında, temel gözlemsel konuların özellikle, kırmızıya kayma ve kozmolojik mesafe arasındaki bağıntının formu ve boyutu bilgimizi geliştirmek için vardır. İlişkide (1.63 gigaışık-yıl veya gigalight-year) yaklaşık 500 Mpc ye kadar olan aralıkları sadece doğrusaldır. Bundan sonra lineer uzaklaşmanın bulunduğu şekilde iyi gözlemsel verilerin sığması  lambda-CDM modeli (standart kozmolojik model) parametrelerine bağlıdır.

Kırmızıya kayma-mesafe ilişkisi boyutu Hubble parametresi olarak bilinen bir genişleme hızıdır. (Şimdi Hubble sabitinin zamanla değiştiğini biliyoruz.). Hubble parametresinin büyüklüğü son olarak 1996’ da astronomi topluluğun yürüttüğü resmi bir  tartışmada gözlemsel  tahminler sonucunda  50- 100 km/s/Mpc olduğunu tespit etmek son derece zor olmuştur.

Hubble parametresi için yeni değerler (74.3 km/s/Mpc) , bugün Spitzer kızılötesi gözlemleri kullanılarak geliştirilmiş, Hubble uzay teleskopu ölçümlerinin sonucudur. Wilkinson Mikrodalga Yönlülük Sondası (WMAP), 3K kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu küçücük anizotropileri ölçen bir uydu kullanılarak bağımsız bir yaklaşımla  bunu doğrulamıştır. Genleşme oranı günümüzde saniyede bir milyar kere milyarda sadece 2,41 parçalardır. Bu küçük bir etki gibi görünüyor ama Evren büyük bir yerdir.

Evren dev ölçülere sahip olarak meydana gelmemiştir- Gökbilimciler Hubble yasasının kozmik mesafelerini nasıl belirler ? Hubble parametresinin doğru ve kesin tespitini yapmak zor olmuştur.Bu başarı, gök cisimlerinin belirli türde mesafe standartlarını kullanarak karakteristik özelliklere sahip olduğunun tesadüfen bulunmasına bağlı uzun bir süreç olmuştur.

Polaris, kuzey yıldızı, özel özellikleri nedeniyle kozmik uzaklık merdiveni üzerindeki ikinci aşamaya göre değişir, Sefeid değişken yıldızlar sınıfının en yakın üyesidir.1908 yılında  Henrietta Leavitt, büyük macellan bulutu içindeki değişken yıldızları çalışması sırasında Sefeidleri keşfetmiştir. Edwin Hubble ve diğerleri tarafından derin uzaya yakın bölgeler için ölçüm araçları olarak kullanılmıştır.

Mesafeleri belirlemek için Sefeidleri bu kadar değerli kılan onların öngörülebilir özellikleridir.Onların parlaklığı (toplam ışık çıkışı anlamına gelir) ve nabız dönemi arasında güçlü bir doğrusal ilişki vardır. Çok parlak değişken yıldızlardır. Eğer periyod-parlaklık ilişkisini ve Sefeidlerin  en belirgin olarak görüldüğü parlaklığı biliyorsanız,kolaylıkla mesafe hesaplayabilirsiniz.

Nitekim,NGC 4603, bir spiral galaksinin takımyıldızı Erboğa’ nın, uzaklık bazı 33 Mpc (MLY 108 ) için kırmızıya kayma ve mesafesi geçtiğimiz günlerde galakside Sefeid’ lerin Hubble gözlemi tarafından yürütülmüştür. Periyot-parlaklık ilişkisi kurularak ve kalibre edilerek mesafeler nasıl ölçüldü ? Bağımsız Sefeid periyot-parlaklık ilişkisini kalibre etmek ve  Sefeid’ lerin uzaklığını belirlemek için çeşitli yöntemler vardır. Pek çok açıdan en genel ve kullanışlısı yakındaki bir Sefeid’ in ıraklık açısını ölçmektir.

Paralakslar bu örnekte görüldüğü gibi, suda yansıyan sokak lambasının üstündeki güneş gibi görünür.
Paralakslar bu örnekte görüldüğü gibi, suda yansıyan sokak lambasının üstündeki güneş gibi görünür.

 

Kozmik uzaklık merdiveni üzerindeki ilk adım, ıraklık açısı yakınındaki yıldıza olan uzaklığın doğrudan ölçülmesidir. Dünya’nın Güneş etrafındaki bir yörüngede hareketi yakınındaki yıldızın mesafesine uygun olarak yıllık paralaks ölçümleri kullanılarak doğruluğu veya göklerde taşıdıkları pozisyon değişikliği ile ölçülebilir.  Bir yıllık gözlem sırasında yay bir saniye (bir derecenin 1/3600) tarafından bir nesnenin değişikliklerin görünen konumu, nesnenin 3.26 ışıkyılı uzaklıkta ise, bir mesafe, bir parsek (pc) denir.

 

ESA’nın Hipparcos uydusu, 273 Sefeid’e olan uzaklığı ölçme çalışması sırasında, yaklaşık 1,000 Pc mesafedeki 100,000’den fazla yıldızın uzaklıklarını ölçtü. ESA Gaia’nın sıradaki misyonu, 100 KPc uzaklığındaki yıldızların, paralaks (ıraklık açısı) sayesinde uzaklığını ölçmeyi mümkün kılacak.

Sefeid değişkenlerine olan uzaklığı tespit etmek için yapılan özel girişimler, Sefeid’e bağlı olan bir yıldız kümesine olan uzaklığı ölçmeyi de kapsıyor – büyük yıldız gruplarına olan uzaklığı belirlemek tek bir yıldızınkini belirlemekten daha kolaydır. Delta Sefeid’ ine olan uzaklığın, bir başka Sefeid’e göre daha kesin bir şekilde bilinmesinin sebebi de budur. Bu girişimin bir amacı da, uzaklıkları başka yollarla saptanmış, yakın galaksilerdeki Sefeid değişkenlerine olan uzaklığı da inceleyebilmektir.

Bir başka teknik, parlaklık darbelerinin tozun dışına doğru hareket ettiği yerlerdeki oranı ölçerek, tozla çevrili Sefeid’ lere olan uzaklığı saptar. Bu ışık hızında meydana geldiğinden, bu nedenle genişlemenin açısal hızı, kolaylıkla yıldıza olan uzaklığa çevrilebilir. Bu yöntem şu ana kadar, 6,500 ışık yılı uzaklığındaki RS Pupa Takım Yıldızı’nın uzaklığını saptamak amacıyla sadece bir kere kullanılmıştır. Bununla birlikte bulgular, birçok (muhtemelen en çok) Sefeid’in, dönümler sırasında yıldızdan kurtulan bir gaz bulutu ve toz ile çevrildiği önerisini doğuruyor ve bu, bu doğrudan ölçüm yönteminin yaygın bir şekilde kullanılması gerektiğini gösteriyor.

Kozmik uzaklık merdivenindeki üçüncü adım, Ia-Tipi süpernovaların incelenmesini kapsar. Bu süpernovaların maksimum parlaklığı, yaklaşık %3 olarak sabittir, bu sayede bunlar, görünebildikleri yerin ötesindeki uzaklıkları hesaplamakta kullanılabilirler. Temelde, evrendeki yaklaşık olarak belirsizliği giderilmiş herhangi bir yerden. Karakteristik parlaklıkları, Sefeid uzaklık ölçeği kullanılarak yapılan karşılaştırmalar sonucu elde edilmiştir. Ia-Tipi bir süpernovanın uzaklığının 35 MPc’den (115 Mly) daha yakın olduğu, süpernovanın gözlemlendiği galaksinin içindeki Sefeid’ lerin periyodunu (ve dolayısıyla parlaklığını) ölçerek tespit edilebilir.

Son olarak, kırmızıya kayma ve uzaklık arasındaki ilişki, Ia-Tipi bir süpernovanın gözlemlendiği galaksilerde kırmızıya kayma ölçümleri kullanılarak saptanır. Süpernovanın görünür parlaklığı, galaksiye olan uzaklığına bağlıdır. Süpernova uzaklık ölçeğinin, kozmologların böyle çalışmalarla Evren’in genişleme hızını tespit edebilmesi için yeterince hassas olduğu kabul edilir

Ancak, kozmik uzaklık merdiveni, kendi karakteristik hatalarıyla birlikte bir önceki adımın karakteristik hatalarını ve belirsizliklerini de alır. Kozmik uzaklık ölçeğindeki yayılım hataları konusunun, daha hassas kozmolojik özelliklerin keşfedilmesiyle birlikte önemi artmıştır.

Örneğin, Sefeid periyodu ve parlaklığı ilişkisinin, birçok  Sefeid’in etrafındaki gaz ve toz bulutu tarafından gizlenmesine bağlı olarak kısmen sistematik bir hataya sahip olduğu anlaşılmaya başlamıştır. Sefeid’lerin, çok artmış olan yıldız rüzgarları şeklinde bizim Güneş’imizden bir milyon kat daha büyük olabilen yıldız kütlesi kaybı yaşadıklarını gösteren yeni bir kanıt vardır.

Aşağıdaki Delta Sefeid şekli, yıldızlar arası gaz ve toz çevresi ve muazzam yıldız rüzgarıyla ilişkili dinamik etkiler arasındaki güçlü ilişkiyi göstermektedir. Toz ve gaz, Sefeid’den gelen ışığı kısmen soğurduğundan bu olaylar, Sefeid’lerin görünür büyüklüklerinin beklenenden daha küçük olduğunu gösterir. Soğurma Sefeid’ler arasında farklılık gösterir, bu yüzden uzaklık ölçeği, bu çevrelerindeki gaz ve tozla ilişkili olarak hem sistemsel hem de sistemsel olmayan hatalara sahiptir.

Spitzer uzay teleskobuyla yapılan en son gözlemler, Sefeid periyod-parlaklık ilişkisine dayanarak uzaklık bilgimizi büyük ölçüde arttırmıştır. Bunun sebebi toz tarafından kısmen gizlenen Sefeid’lere etki edebilen orta kızılötesi görüşünün, periyod-parlaklık ilişkisinde daha etkili ölçümler sağlayabilmek için toz ve gazın içini görebilmesidir.

Spitzer, bizim Samanyolu galaksimizde 10, Büyük Macellan Bulutu olarak adlandırılan yakın komşumuz olan galakside ise 80 Sefeid gözlemlemiştir. Kozmik toz ve gaz görüşü engellemediğinde, Sefeid’lerin görünür parlaklıklarının daha kesin ölçümleri elde edildi. Bu gözlemler araştırmacıların, tam kozmik uzaklık merdiveninde değişim yapmak suretiyle Hubble parametresinin daha yeni ve gelişmiş bir tahminini elde etmelerini sağladı ve bu gözlemler, Evren’imizin genişleme hızının daha yeni ve gelişmiş bir tahmini için yol açıyor.

Carnegie Fen Bilimleri Enstitüsü (Pasadena) Rasathanesi’nden yeni çalışmanın başyazarı Wendy Freedman; “Spitzer’ı kozmolojinin temel problemlerini aşmak için kullanabilmeye başlamamız heyecan vericiydi: Evren’in şu anki büyümesinin kesin hızı ve bir başka açıdan Evren’in içindeki karanlık enerjinin ölçümü” dedi. Freedman, 2001 yılında Hubble sabitinin ölçümünü sağlayarak çığır açan Hubble Uzay Teleskobu çalışmalarına öncülük etmiştir.

Dr. Freedman; “Sadece 10 yıl önce aynı cümle içerisinde, kozmoloji ve kesinlik kelimelerinin kullanılması mümkün değildi ve evrenin yaşı ve büyüklüğü iki faktörden birisi yüzünden bilinmiyordu” dedi. “Artık yüzdesel hata oranlarından bile bahsedebiliyoruz ve bu harikulade bir şey”.

Kaynak : NASA

 

Facebook Yorumları

Hakkında Cansu Akcay

Bilgisayar Teknolojisi ve Programlama mezunu, Fizik 4. sınıf öğrencisi.

İLGİNİZİ ÇEKEBİLİR

Bilim İnsanları CERN LHC’deki Uzay-Zaman Boyut Problemini Çözüyor

Valensiya ve Floransa Üniversitelerinden araştırmacılar Büyük Hadron Çarpıştırıcı (LHC) tarafından elde edilen deneysel verileri işleyerek …

Bir Cevap Yazın

E-posta hesabınız yayımlanmayacak. Gerekli alanlar * ile işaretlenmişlerdir


*