Evrende Uzaklık Ölçümü

Arkadaşlar hepimiz çeşitli kaynaklarda, evrendeki bir cisim için verilen uzaklık ölçülerine rastlamışızdır. Örneğin bir yıldızın uzaklığı ifade edilirken falanca milyon, ya da falanca milyar ışık yılı uzaklıkta olduğu söylenebiliyor. Acaba hiç düşündük mü bu uzaklığı nasıl hesap ediyorlar diye? Acaba yalnızca çeşitli araçlar kullanılarak gözlem yoluyla belirlenen bu cisimlerin uzaklıkları nasıl hesap edilebiliyor?

Bunun için çeşitli yöntemler kullanılıyor. Bunlar ;

* Doppler Kayması

* Paralaks Yöntemi

* Sefeid Değişen Yıldızları

* Süpernovalar

Dopler Kayması : Evrenin genişlediği, uzak gökadalardan bize ulaşan ışığın Doppler kaymasına uğradığının gözlenmesi sayesinde keşfedildi. Eğer bir ışık kaynağı gözlemciye göre uzaklaşıyor ya da yaklaşıyorsa, ondan kaynaklanan ışığın dalgaboyu, olduğundan farklı görünür. Bunun nedeni, ışığın gözlemciye göre hep aynı hızla hareket etmesidir. Eğer cisim gözlemciden uzaklıyorsa, cisimden kaynaklanan ışığın dalgaboyu uzar. Buna "kırmızıya kayma" denir. Çünkü kırmızı, görünen tayf içinde uzun dalgaboyuna sahiptir. Eğer cisim gözlemciye yaklaşıyorsa, cisimden kaynaklanan dalgaboyu kısalır. Buna "maviye kayma" denir. Çünkü ışık görünen tayfın mavi tarafına doğru kayar. Doppler kaymasından yararlanılarak, bir cismin gözlemciye göre hızı hesaplanabilir.

Paralaks Yöntemi : Yakın çevremizdeki yıldızların uzaklıkları "Paralaks" adı verilen bir yöntemle bulunabiliyor. Bu yöntem keşfedilmeden önce kimse yıldızların ne kadar uzak olduklarını bilmiyordu. Dünyanın yörüngesi üzerinde birbirine en uzak iki noktada (6 ayda bir) yapılan gözlemlerde, yakındaki yıldızlar uzak yıldızlardan oluşan fonun önünde yer değiştiriyor görünürler. Bu yer değiştirme, yıldızın bize uzaklığıyla ters orantılıdır. Yıldızın uzaklığı, trigonometri hesaplamaları kullanılarak bulunabilir. Paralaks yöntemiyle sadece 3000 ışık yılı uzaklığa kadar olan yakın yıldızların uzaklıkları bulunabiliyor.

Sefeid(*) Değişen Yıldızları : Kırmızıya kayma yönteminin düşük duyarlılığı, paralaks yönteminin de çok sınırlı bir uzaklığa kadar sonuç vermesi, bu yöntemleri kullanarak evrenin genişleme hızını, dolayısıyla da yaşını duyarlı biçimde bulmamıza yetmiyor. Bu konuda gökbilimcilerin önemli bir silahı daha var: Sefeid değişen yıldızları. Sefeid'lerin çok önemli bir özelliği, ışıma güçlerinin "zonklama" periyotlarıyla ilişkili olmasıdır. Işıma güçleri arttıkça, periyotları da uzar. Periyodu ölçülebilen bir Sefeid yıldızının parlaklığı hesaplanabilir. Parlaklığı bilinen bir yıldızdan bize ulaşan ışıma miktarına bakılarak ne kadar uzakta olduğu bulunabilir.

Gökbilimci Edwin Hubble, bu ilişkiyi gökcisimlerinin uzaklıklarını hesaplamada kullanmaya başladı. Hubble, öncelikle Andromeda gökadasının içindeki Sefeidleri gözledi ve gökadanın uzaklığını yaklaşık olarak 1 milyon ışık yılı olarak hesapladı. O sırada Sefeidlerin özellikleri çok iyi bilinmediğinden bu hesap hatalıydı. Ancak yine de o zamanlar sanıldığı gibi, Andromeda'nın Samanyolu'nun içinde bir gökcismi olmadığı anlaşıldı.

Süpernovalar : Süpernovalar, büyük kütleli yıldızların ölümü sırasında olurlar. Bir süpernovanın parlaklığı, içinde bulunduğu gökadanın parlaklığından bile fazla olabilir. Tip l süpernova olarak adlandırılan görece küçük yıldızların patlamasıyla oluşan süpernovalar ise farklıdır. Bunlar, Güneş benzeri yıldızların ölümünden artakalan beyaz cücelerin bazılarının üzerlerine yığılan maddenin etkisiyle patlar ve hemen hemen aynı düzeye enerji salarlar. Bunun yanında, aynı hız ve oranda sönükleşirler. Bu da Tip l süpernovaları tanımada kolaylık sağlar. Parlaklığı bilinen süpernovadan bize ulaşan ışık, onun uzaklığının karesiyle ters orantılı olduğundan, süpernovanın yer aldığı gökadanın uzaklığı hesaplanabilir.

Kaynak : http://www.biltek.tubitak.gov.tr/

(*) Sefeidler, çok düzenli bir şekilde değişken aydınlığa sahip olan, ender ve çok parlak yıldızlardır.Onlar ,Cepheus Kuyruklu Yıldızları’ndaki Cephei Yıldızı’ndan isimlerini almış olup, bu yıldız değişken yıldız cinsinin bilinen ilk örneğidir ve çıplak gözle görünen bir cisimdir.