Standart Mumlar ile Evrenin Genişlemesini Ölçüyoruz

Bilim insanları evrendeki uzaklıkları ve uzayın genişleme hızını standart mumlar olarak adlandırılan gökcisimleri ile ölçüyor. Sonuçta evren büyük patlamadan beri sürekli genişliyor. Oysa kuasar ölçümleri, evrenin eskiden çok yavaş genişlemiş olduğunu gösteriyor. Öyle ki karanlık enerji zamanla güçleniyor olabilir ve bu da gelecekte evreni parçalayarak yok edebilir. Peki kusarlar haklı mı?

Büyük uyuşmazlık

Kuasar ölçümlerine göre evren eskiden sandığımızdan çok daha yavaş genişliyordu. Bu durumda, evrenin son 5 milyar yılda hızlanarak genişlemesinden sorumlu olan karanlık enerjinin şiddeti de zamanla artıyor olabilir. Bu doğruysa evren 22 milyar yıl sonra parçalanarak yok olacak.

Bizler karanlık enerjinin şiddetini astronomik uzaklıkları ölçerek hesaplıyoruz. Kuasar ölçümleri de bunu yapmanın en yeni yolu. Dolayısıyla astrofizikçiler evrendeki uzaklıkları farklı tekniklerle tekrar ölçecek ve kuasar ölçümlerinin doğruluğunu test edecekler.

Buna bakarak da karanlık enerjinin zamanla güçlenip güçlenmediğini anlayacak ve evrenin 22 milyar yıl sonra yok olup olmayacağını görecekler. Standart mumlar burada devreye girecek; çünkü astronomik uzaklıkları standart mum denilen gökcisimleriyle ölçecekler.

Peki standart mum olarak hangi gökcisimlerini kullanıyor ve evrendeki uzaklıkları nasıl ölçüyoruz? Dahası karanlık enerji evrenin gerçekten de aşırı hızlı genişleyerek parçalanmasına yol açacak mı? Üç bölümlük karanlık enerji yazı dizimizin son bölümünde bütün bunları birlikte görelim.

İlgili yazı: Gerçek Adem: ilk insan ne zaman yaşadı?

 

Evrenin mumlarını yakıyoruz

Standart mumlar saniyede ne kadar enerji yaydığını, yani enerji çıktısını kesin olarak bildiğimiz gökcisimleridir. Bunu da gerçek parlaklarını ölçerek hesaplarız. Sonuçta bir yıldızın bize uzaklığı değişebilir; ama enerji çıktısı uzak, yakın aynı kalır. Gerçek parlaklık bunu gösterir.

Örneğin Güneş’in saniyede ne kadar enerji yaydığını biliyoruz: Saniyede 3,846 × 10²⁶ watt, başka bir deyişle 3,846 yotta watt; yani 100 trilyon trilyon watt enerji yayıyor. Bunu Güneş’in saniyede ne kadar ısı ve ışık saçtığına bakarak hesaplıyoruz.

Ancak, Güneş’in Dünya’ya ortalama uzaklığını bilmeseydik gerçek parlaklığını ölçemez ve buna bakarak da enerji çıktısını hesaplayamazdık. Gerçek parlaklık bir cismin tümüyle kendi ışımasına (kara cisim ışımasına) karşılık gelen ortalama parlaklık değeridir.

Ayrıca gerçek parlaklığını bildiğimiz bir gökcismini baz alarak diğer cisimlerin de Dünya’ya uzaklığını ölçebiliriz (Önemli not: Gezegenler ve aylar ışık saçmadığı, bunun yerine güneşin ışığını yansıttığı için standart mum olarak kullanılamazlar).

Uzaklık merdiveni

Uzayda bir cismi baz alarak diğer gökcisimlerinin uzaklığını ölçme yöntemine uzaklık merdiveni diyoruz. Peki Güneş’in uzaklığını nasıl hesapladık? Aslında astronomi tarihinin başlangıcından bu yana, açı saniyesinden tayf ölçümüne kadar birçok farklı teknik kullandık. Başlıca teknikleri sırayla göreceğiz, ama önce astronomik uzaklıklardan söz edelim; çünkü evren çok büyük:

İlgili yazı: Kodlama İçin En Gerekli 16 Programlama Dili

 

Astronomik uzaklıklar

Yazı dizimizin önceki bölümlerinde (Hubble sabiti zamanla değişiyor ve Karanlık enerjinin şiddeti artıyor) bu konuya giriş yaptık. Birinci yazıda, Hubble sabitinin uzayın genişleme hızını verdiğini ve aslında zamanla değişen Hubble parametresi olduğunu anlattım.

Buna karşın evrenin genişleme oranını gösteren Hubble parametresinin zamanla değişmesinin, evrenin gençliğinde sandığımızdan çok daha yavaş genişlemiş olmasını açıklamaya yetmediğini de ekledim.

İlgili yazı: Düz Dünya Teorisini Çürüten 12 Kanıt

 

İkinci bölümde ise

Karanlık enerji dediğimiz bilinmeyen bir enerji alanının, evrenin son 5 milyar yılda gittikçe daha hızlı genişlemesinden sorumlu olduğunu anlattım.

Ancak, evrendeki uzaklıkları ve dolayısıyla uzayın genişleme hızını ölçmek için standart mumlar arasında süpernovaları baz alan ölçümlere göre, karanlık enerji şiddetinin sabit olması gerektiğini de ekledim.

Oysa evrenin 1 milyar yaşında iken ne kadar hızlı genişlediğini gösteren kuasar ölçümlerine göre, evren gençliğinde o kadar yavaş genişledi ki bunu sabit karanlık enerji teorisiyle açıklamamız imkansız.

Bu durumda karanlık enerjinin sadece miktarının değil, şiddetinin de zamanla arttığını kabul etmek zorundayız. Öyleyse evren 22 milyar yıl sonra aşırı hızlı olarak genişlemeye başlayacak ve yeni bir büyük patlamayla parçalanıp yok olacak. Buna büyük yırtılma diyoruz.

İlgili yazı: İnternetinizi Uçuracak En İyi 10 Modem

 

Peki ya kuasarlar yanılıyorsa?

Öyle ya, neden astrofizikçiler kuasarlar ile evrendeki uzaklıkları yanlış ölçtüğümüzü söyleyerek işin içinden çıkmıyorlar? Sonuçta fizik bilimine ve süpernova gözlemlerine göre karanlık enerjinin şiddeti sabit olmak zorunda; yani büyük patlamadan bu yana hiç değişmemesi gerekiyor.

Üstelik karanlık enerjinin şiddetinin zamanla arttığını gösteren kuasar ölçümleri o kadar kesin ki uzayın genişleme hızını yanlış ölçtüğümüzü söyleyerek bu sorundan kurtulamayız.

Öte yandan, karanlık enerji zamanla güçleniyorsa bunu açıklamak için bize yeni bir fizik gerekiyor. Bu çelişkiyi çözmek için standart mumlar ile evrenin genişleme oranını nasıl ölçtüğümüze bakalım:

İlgili yazı: Dünyanın Derinliklerinde Yeraltı Okyanusu Bulundu

 

Uzay Dünya değildir

Ayrıca uzay Dünya’dan çok büyüktür. Bir örnek verecek olursak Dünya’nın çapı yaklaşık 12 bin, çevresi 40 bin km. Türkiye’nin genişliği yaklaşık 1600 km. Güneş bize ortalama 150 milyon ve Mars da şu anda yaklaşık 262 milyon km uzakta.

Güneş rüzgarına göre Güneş Sistemi’nin çapı 36 milyar km; ancak Güneş’in yerçekimine göre 3 ışık yılı. Bize en yakın yıldız olan Proxima Centauri 4,24 ışık yılı uzakta.

Samanyolu diskinin parlak kısmı 100 bin ışık yılı çapında ve biz, galaksinin merkezindeki Sagittarius A* adlı süper kütleli kara deliğe 25 bin 618 ışık yılı uzaktayız. Samanyolu’nun gerçek çapı 200 bin ışık yılı. Bize en yakın büyük galaksi Andromeda ise yaklaşık 2,2 milyon ışık yılı uzakta.

Virgo galaksi kümesinin merkezine 53 milyon ışık yılı uzaktayız. Laniakea süper galaksi kümesinin çapı 520 milyon ışık yılı. Evrendeki en büyük oluşumlar 1-1,5 milyar ışık yılı uzunluğunda. Gözlemlenebilir evrenin çapı ise 90-92 milyar ışık yılı.

Kısacası

Evrendeki uzaklıklar çok büyük ve biz bunları başparmağımızı kaldırıp (açı saniyesi ile) karşıdaki dağın uzaklığını ölçer gibi ölçemeyiz. Evrendeki uzaklıkları Dünya yörüngesindeki gözlem uydularıyla da ölçemeyiz. Astronomik uzaklıkları ölçmek için bize astronomik objeler, yani gökcisimleri lazım.

İlgili yazı: Renk Körlüğünü Düzelten Gözlük EnChroma

 

İşte size standart mumlar

Standart mumlar gerçek parlaklığını bildiğimiz gökcisimleridir dedik. Böylece bize ne kadar yakın veya uzak olurlarsa olsunlar bunların gerçek uzaklığını ölçebiliriz. Peki bir cismin gerçek parlaklığını nasıl ölçeriz? Birçok yöntem var, ama işin temelinden başlayalım:

Bir yıldızın rengi ve parlaklığı yüzey sıcaklığına bağlıdır. Yıldız ne kadar sıcaksa o kadar parlak olur ve ışığı o ölçüde mavi ile morötesine kayar. Bir yıldız ne kadar soğuksa o kadar soluk olur ve ışığı o ölçüde kırmızıya, hatta kızılötesine kayar. Mavi devler ile kırmızı cüce yıldızları böyle ayırt ederiz.

Astronomik uzaklıkları ölçmek için gereken gerçek gökcismi parlaklığını, yani mutlak parlaklığı da bu tür tekniklerle buluyoruz ve elimizde üç ana teknik var: 1) Evrenin 380 bin yaşında iken ne kadar hızlı genişlediğini ölçmemizi sağlayan kozmik mikrodalga artalan ışıması (CMB) yahut ilk ışık.

2) Süpernovalar, yani yıldız patlamaları (Evren 13,78 milyar yıl yaşında ve bunlarla 8-9 milyar yıl öncesini görebiliyoruz) ve 3) Kuasarlar, yani eski galaksilerin merkezinde yer alan aşırı aktif süper kütleli kara delikler (bunlarla 11-12 milyar yıl öncesini görebiliyoruz).

İlgili yazı: Evren Bir Simülasyon mu?

 

Astronomik uzaklıkları nasıl ölçeriz?

Burada bilmemiz gereken birkaç detay var:

• Uzayın genişleme hızı ile evrenin genişleme oranı aynı şey değildir.
• Uzayın genişleme hızı ŞU ANDA uzayın ne hızda genişlediğini gösterir.
• Evrenin genişleme oranı ise uzayın genişleme hızının zaman içinde ne kadar arttığı veya yavaşladığını gösterir (Son 5 milyar yıldır artıyor).
• Hubble sabiti veya yeni adıyla Hubble parametresi evrenin genişleme oranını gösterir.
• Evrenin genişleme oranı zamanla değişiyor; yani eskiden daha yavaş genişliyordu.
• Bunu uzayın genişleme hızını gösteren süpernova gibi standart mumlar ile hesaplarız.

Ayrıca

• Kuasarlar ve süpernovalar gibi farklı standart mumlar, farklı uzaklıkları ölçmemizi sağlayarak bize evrenin farklı zamanlardaki çapını verir.
• Evrenin eski çaplarıyla yeni çapını karşılaştırarak uzayın genişlemesinin zaman içinde ne kadar hızlandığını; yani evrenin genişleme oranını (genişleme ivmesini) ölçeriz. Sonuçta Hubble parametresini ölçeriz. Demek ki Hubble parametresi bir hızlanma parametresidir.

Son olarak

• Süpernovalara göre evren gençliğinde daha hızlı genişliyordu. Ancak, kuasarlara göre evren gençliğinde daha yavaş genişliyordu.
• Bu farkı açıklamanın bir yolu da karanlık enerjinin zamanla güçlendiğini kabul etmek. Bu doğruysa yeni bir fizik geliştirmemiz gerekecek.

İlgili yazı: Mobil İnternette Video İzleme Rehberi

 

Liste tamam

Sıra evrendeki uzaklıkları standart mumlar ile nasıl ölçtüğümüzde… 🙂 Bunun için de tüm standart mumlar için ortak olan ölçüm teknikleri ile başlayalım: Öncelikle astronomik uzaklıkları ışıkla ölçüyoruz. Sonuçta ışık ışınları ister kızılötesi dalga boyu olsun ister morötesi, yıldızlar ve diğer gökcisimlerinin fotoğrafını çekmemizi sağlıyor.

Buna ek olarak ışık hızı saniyede 299 bin 792 km ile sabittir. Bu da evrende ne kadar uzağa bakarsak o kadar eskiyi görmemiz demek (Sanılanın aksine, ışık camın içinden geçerken yavaşlamaz ama bu ayrı konu. Işın kılıçları ve ışığı dondurmakla ilgili ayrı bir yazıda anlatırım).

Örneğin güneş ışığı Dünya’ya yaklaşık 8 dakikada ulaşıyor ve biz de Güneş’i 8 dakika önceki haliyle görüyoruz. Keza 5 milyar ışık yılı uzaktaki bir süpernova aslında 5 milyar yıl önce patlamış oluyor; ama ışığı bize daha yeni ulaşıyor.

Öyleyse 30 milyar ışık yılı uzaktaki bir kuasara bakarak evrenin 11 milyar yıl önceki çapını ve 5 milyar ışık yılı uzaktaki bir süpernovaya bakarak da evrenin 5 milyar yıl önceki çapını ölçebiliriz. Böylece evrenin eski ve yeni çapını karşılaştırabiliriz.

Evrenin çapı artıyor

Bu sayede evrenin çapının 11 milyar yıl öncesinden 5 milyar yıl öncesine dek ne kadar genişlediğine bakarız. Aradaki fark bize evrenin genişleme oranını (ivmesini) verir. Nitekim evrenin eskiden ne hızda genişlediğini ve genişlemenin son 5 milyar yılda hızlanmakta olduğunu buna bakarak ölçüyoruz. Aynı teknikle 6 milyar öncesine dek genişlemenin yavaşlamakta olduğunu da biliyoruz!

İlgili yazı: 18 Ayda Nasıl 24 Kilo Verdim?

 

Kırmızıya kayma

Ancak, bu veriler evrenin genişleme hızını ölçmek için yeterli değil. Standart mumların gerçek parlaklığını bilmemiz yeterli değil. Böylece bize olan uzaklıklarını ölçmemiz de tek başına yeterli değil.

Bir de bizden ne hızda uzaklaştıklarını, hatta bizden uzaklaşma hızının zamanla ne ölçüde değiştiğini bilmemiz lazım. Örneğin 10 milyar ışık yılı uzaktaki bir kuasarın, 5 milyar yıl önce bizden ne hızda uzaklaştığını ölçmemiz lazım.

Işığın kırmızıya kayması bize bunu gösteriyor: Sonuçta evren genişledikçe aslında uzay boşluğu genişliyor ve içinden geçen ışık ışınlarını lastik gibi gererek dalga boyunu uzatıyor. Dalga boyunun uzaması, ışığın frekansının azalması ve dolayısıyla kırmızıya kayması demek:

Biz de süpernova ve kuasarların şu andaki uzaklığını belirledikten sonra bunların ışık tayfına bakıyoruz. Işığın bugün ve geçmişte ne ölçüde kırmızıya kaydığını saptıyoruz. Böylece bu cisimlerin bugün ve geçmişte bizden ne hızda uzaklaştıklarını ölçüyoruz.

Nasıl mı?

1) Bir süpernovanın ışık tayfının ne kadar büyük kısmı kırmızıya kaymışsa (bunu kırmızı filtreli güneş gözlüğüyle bakmak gibi düşünün) o süpernovanın patladığı andan bu yana evren o kadar genişlemiş demektir. 2) Ayrıca ışığın dalga boyu tayf üzerinde ne kadar hızlı sağa kayıyor ve uzuyorsa (frekansı ne kadar hızlı azalıyorsa) evren o andan itibaren o kadar hızlı genişlemiş demektir.

İlgili yazı: Yapay Zeka Nedir ve Nasıl Çalışır?

 

Gelelim standart mumlara

Buraya kadar standart mumlar ile uzaklıkları nasıl ölçtüğümüzü genel olarak anlattık. Oysa süpernovalar (patlayan yıldızlar) ile kuasarlar (aşırı aktif süper kütleli kara delikler) farklı şeyler. Şimdi evrendeki uzaklıkları farklı gökcisimleri ile nasıl ölçtüğümüzü görelim.

En yakın yıldızlar

Bunların uzaklığını ölçmek için trigonometrik paralaks yöntemini, yani açı saniyesini kullanıyoruz. Kulağa yabancı gelen ismine bakmayın. Bu aslında doğuştan aşina olduğunuz basit bir parmak hesabı: İşaret parmağımızı dik olarak burnunuza değdirin.

Sağ gözünüzü kapayınca parmağınızı sol yandan, sol gözün bakış açısıyla göreceksiniz. Sol güzünüzü kapayınca da parmağınızı sağdan, sağ gözün bakış açısıyla göreceksiniz. Aslında iki gözün bakış açısını beyniniz birleştiriyor. Tek bir geniş ekran (16:9) görüntü yaratıyor. İnsan beyni 600 metreye kadar olan uzaklıkları bakış açısı farkına göre ölçüyor.

Bunu Caddebostan’dan Adalara bakarak test edebilirsiniz. Adalar sahile 600 metreden uzak olduğu için Burgazada ve Kınalıada’nın yan yana durduğunu göreceksiniz; ama hangisinin daha yakın olduğunu anlayamayacaksınız. Yalova’nın daha uzak olduğunu ancak bulanık gözükmesi belli eder.

İlgili yazı: Bilinç Bilinçsiz Beynin Ürünü mü?

 

Kör gözüne parmağım

İşte beyninizin otomatik olarak yaptığı, ama eğitim sistemimiz sağ olsun, okulda öğrencilere bir türlü yaygın olarak öğretemediğimiz bu işleme trigonometrik paralaks, yani üçgenleme ile açı saniyesi ölçümü diyoruz. Örneğin bir yıldıza teleskopla sağdan ve soldan bakıyoruz.

Arkadaki uzak yıldızlar ise hareketsiz kalarak sabit art alan referansı sağlıyor. Böylece baktığımız yakın yıldızlar fonda yer değiştirmiş gibi oluyor ve biz de yıldızların uzaklığını ölçüyoruz.

Şimdi teleskopların insan gibi iki gözü yok. Ayrıca Dünya’nın çapı da iki farklı kıtadaki iki teleskopun bakış açısı farkıyla uzak yıldızlar için derinlik ölçümü yapmaya yeterli değil.

Ancak, Dünya gezegeni Güneş çevresinde dönüyor ve uzaydaki konumu sürekli değişiyor. Dolayısıyla bir yıldızın fotoğrafını yılın farklı aylarında çekersek aslında o yıldıza farklı açılardan bakmış oluyoruz.

İlgili yazı: Karanlık Sıvı Evreni Açıklayabilir mi?

 

Derinlik hileleri

Öyleyse trigonometrik paralaksa günlük dilde stereoskopik bakış veya en basit anlatımıyla derinlik ölçümü diyebiliriz. Tabii çıplak insan gözünün derinlik ölçüm menzilinin 600 metre ile sınırlı olması gibi, uzayda bu yöntemle uzaklık ölçmenin de bir sınırı var.

Derinlik yöntemiyle komşu yıldızların Güneş Sistemi’ne uzaklığını ölçebiliriz (~3000 ışık yılı menzili var); ama galaksilerin mesafesini ölçemeyiz. Nitekim Canis Major adlı mini galaksi bize en yakın gökada, ama 42 bin ışık yılı uzakta yer alıyor.

Hatta resimde gördüğünüz gibi hali hazırda Samanyolu ile çarpışıyor ve Samanyolu’nun yerçekimi etkisiyle parçalanarak yumurta şeklinden çıkmış ve içindeki yıldızlarla birlikte yüz binlerce ışık yılı çapındaki bir şerit halinde uzamış bulunuyor (Bkz. Andromeda ve Samanyolu Nasıl Çarpışacak?)

İlgili yazı: SpaceX Mars’a Terleyen Yıldız Gemisi ile Gidecek

 

Yeni standart mumlar gelsin

Standart mumlar gerçek parlaklığını bildiğimiz gökcisimleridir dedik ya, bu kez de el fenerini düşünelim.

Örneğin, bir arkadaşınıza el feneri verirseniz ve yakından gözünüze ışık tutarsa fenerin ışığı gözünüzü alacak kadar parlak olacaktır. Öte yandan, el fenerini uzaktan tutarsa ışığın parlaklığı uzaklığın karesine oranla görünüşte azalacaktır.

Buna karşın bir el fenerinin ya da LED ampulün lümen cinsinden ölçülen gerçek parlaklığı vardır.  Gökcisimlerinin parlaklığını lümen cinsinden ölçmüyoruz; ancak çok basit bir yöntemle gerçek parlaklarını hesaplayabiliyoruz.

İlgili yazı: İnsanlar Artık İki Anneden Doğacak

 

Uzaklık merdiveni ile

1) Dünya’ya e yakın yıldızların uzaklığını derinlik ölçümüyle hesaplarız. Sonra içlerinden birini mutlak parlaklık için baz alırız. Mesela deriz ki ben 4,24 ışık yılı ile Dünya’ya en yakın olan Proxima C uzaklığını, diğer yıldızlar için standart ölçü birimi olarak ele alacağım (metre yerine ayak kullanan İngilizleri düşünün).

2) Yıldızların rengi ve parlaklığının iç sıcaklığına bağlı olmasından hareketle Proxima C’ye bir de mutlak parlaklık değeri atayacağım. Diğer yıldızların parlaklığını da buna göre hesaplayacağım. Bilgisayarla düzeltme algoritmaları kullanarak 100 ışık yılı mesafeye kadar bir uzaklık basamağı belirleyeceğim.

3) 1000 ışık yılı uzaktaki yıldızların uzaklığını buna göre ölçeceğim (ikinci basamak) 3000 ışık yılı uzaktakileri de ikinci basamağa göre ölçeceğim vb… Elbette düzeltme algoritmalarına rağmen, mesafe arttıkça açı saniyesi daralacak ve yıldızların uzaklığını ölçmek zorlaşacak. Hata payı artacak (Not: Bunlar birebir örnekler değil, benzetmeler).

İlgili yazı: Tuzlu Salda Gölü Mars’ta Hayata Işık Tutuyor

 

Neyse ki sefeitler var

Sefeit değişkenleri çapı değişen yıldızlar ve bunları standart mumlar olarak kullanarak daha uzak yıldızların mesafesini ölçebiliyoruz. Evet, bunlar gerçekten dengesiz yıldızlar: Balon gibi şişip sönüyorlar, yani çapları periyodik olarak büyüyüp küçülüyor.

Bir yıldızın çapı aynı zamanda parlaklığını belirlediği için sefeit değişkenlerinin düzenli aralıklarla daralan ve genişleyen çapına bakarak gerçek parlaklığını ölçebiliriz (Yıldızlar büzülürken parlaklığı azalıyor ve şişerken artıyor).

Ayrıca parlak yıldızların daha yavaş şişip söndüğünü ve soluk yıldızların da daha hızlı küçülüp büyüdüğünü biliyoruz. Aslında yıldız çapının daralmasını sağ göz-sol göz bakış açısı farkı gibi derinlik ölçümü için kullanıyoruz!  

Özetle yıldızların ne kadar hızlı şişip söndüğünü ve bu süreçte yıldız çapının ulaştığı minimum/maksimum değeri ölçüyoruz. Sonra da bunları bir denklemle birbirine oranlayarak bir baz parlaklık belirliyoruz. Böylece sefeit değişkenlerinin gerçek parlaklığını saptıyoruz.

40 milyon ışık yılı

Sefeitler evrendeki uzaklıkları 40 milyon ışık yılına kadar ölçmemizi sağlıyor. Bu kesinliği de sefeitlerin çok düzenli aralıklarla şişip büzülmesine borçluyuz. Ancak, daha uzakta yıldızlar en güçlü teleskopların aynasında bile öyle küçülüyor ki artık çap farkını ölçemiyoruz. Evrende daha uzağı ölçmek için bize başka bir yöntem gerekiyor.

İlgili yazı: Dünyanın Çekirdeği 4 Milyar Yıl Genç Çıktı

 

Tip Ia süpernova

Tip Ia süpernovalar ölü yıldız çekirdekleri olan beyaz cücelerin patlamasıyla oluşuyor. Bu da iki şekilde gerçekleşiyor:

• Beyaz cüce kendisine çok yakın olan komşu yıldızdan gaz çalarak kütlesini artırıyor. Zamanla kendi ağırlığı altında ezilerek çöküyor ve nötron yıldızına dönüşüyor. Bu sırada dış katmanları süpernova halinde patlayarak uzaya saçıyor.
• Birbirine çok yakın dönen iki beyaz cüce çarpışarak birleşiyor ve birleşirken patlayarak dış katmanlarını uzaya saçıyor. Geriye kalan ağır çekirdek kendi üzerine çökerek nötron yıldızına dönüşüyor.

Ne işe yarıyorlar?

9 milyar yıl geçmiş ve ~15 milyar ışık yılı uzaklığa kadar galaksilerin mesafesini ölçmemizi sağlıyorlar; çünkü süpernovalar çok parlak oluyor. Aslında 400 milyar yıldız içeren koca bir galaksiden daha parlak oluyor. Bu da evrende çok uzağı görmemize ve büyük mesafeleri ölçmemize izin veriyor.

İlgili yazı: İlk Kara Delikleri Karanlık Madde Oluşturdu

 

Yine standart mumlar

Tip Ia süpernovalar ne kadar parlaksa gökyüzünde o kadar geç sönüyor. Ayrıca Tip Ia süpernovaların uzaya maksimum ne kadar enerji saçabileceğini biliyoruz. Bu iki parametreyi birbirine oranlayarak Tip Ia süpernovaların gerçek enerji çıktısına denk gelen bir baz parlaklık belirliyoruz. Kısacası onları sefeit değişkenleri gibi kullanıyoruz.

Gelelim kuasarlara

Kozmik mikrodalga artalan ışıması (CMB) evrenin 1 milyar yaşına kadar ne hızda genişlediğini ölçmemizi sağlıyor. Süpernovalar 9 milyar yıl öncesine dek ne hızda genişlediğini ölçmemizi sağlıyor. Sefeit değişkenleri 40 milyon yıl öncesine kadar bilgi veriyor.

Oysa evrenin 1 milyar yaşından 9 milyar yaşına kadar ne hızda genişlediğini bilmiyoruz; çünkü elimizde bu mesafeyi ve zaman aralığını ölçmemizi sağlayacak bir gökcismi yoktu. Ancak, son birkaç yılda 11-12 milyar yaşındaki kuasarların gerçek parlaklığını ölçmenin de bir yolunu bulduk.

Böylece evrenin bu zaman aralığında ne hızda genişlediğini ölçtük; ama ölçümler, uzayın o sıralarda sandığımızdan yavaş genişlediğini gösterdi. Kısacası yakın mesafeli süpernova ve uzak mesafeli kuasar ölçümleri arasında bir uyuşmazlık var.

İlgili yazı: Çin Ay’dan Helyum 3 Füzyon Yakıtı Getirecek

 

Nasıl bir uyuşmazlık?

Bir kere süpernova ölçümleri çok kesin. İkincisi daha uzağı gösteren kuasar ölçümleri onlardan daha kesin. Dolayısıyla yanlış ölçüm yaptık demek zor; ama yine de bu tekniklerdeki hata payını biliyoruz ve gelecekte bu hataları giderebiliriz; fakat önce kuasarlar bakalım:

Kuasar uzaklık ölçümünü NASA’nın Chandra X-ışını ve Avrupa Uzay Ajansı’nın (ESA) XMM-Newton uzay teleskopları yaptı. Bunlar uzaklıkları görünür ışıkla değil X-ışını ve morötesi ışın bandında ölçtü. Sonuçta kuasarlar aşırı aktif süper kütleli kara delikler ve görünür ışıktan çok X-ışını saçıyorlar.

Bu da iyi bir şey; çünkü X-ışınlarının enerjisi çok yüksek. Bu sayede 35-40 milyar ışık yılı mesafeye kadar uzaklık ölçümü yapabiliyoruz (Evren büyük patlamadan hemen sonra kısa süre için ışıktan hızlı şişti. Bu yüzden evren 13,78 milyar yaşında, ama gözlemlenebilir evrenin çapı 45 milyar km!)

Tabii kuasarları standart mumlar haline getirmeden bunu yapamazdık. Peki gerçek parlaklıklarını nasıl ölçtük?

Dahice bir yöntem

Astrofizikçiler, kuasarların toplam ışığına oranla X-ışını ve morötesi bandındaki parlaklığını ölçtüler. Ayrıca X-ışını ve morötesi parlaklığının birbirine oranını da ölçtüler. Böylece gerçek parlaklığını belirlediler.

İlgili yazı: CERN için 8 Kat Güçlü Çarpıştırıcı Tasarlanıyor

 

Nasıl derseniz

Kuasar sınıfına giren kara delikler aslında yutamayacağı kadar hızlı gaz çekiyor. Yutamadığı gazları da kutuplarından uzaya ışık hızının yüzde 90’ı ile giden gaz jetleri ile püskürtüyor. Bu jetler gama ışınları saçıyor (ışık ışınlarının en şiddetli hali, en yüksek frekanslar).

Tabii biz genişleyen evrende ışığın kırmızıya kayması nedeniyle bunları aşırı kırmızıya kaymış halde görüyoruz. Öte yandan, standart bir aktif süper kütleli kara deliğin ışığı kuasar mesafesinde göremeyeceğimiz kadar solardı. Aşırı enerjik kuasarlar çok parlak olduğu için bu sorunu önlüyor.

İlgili yazı: Güneş Nasıl Sönecek ve Beyaz Cüce Olacak?

 

Gerçi bir sorun var

Gaz jetlerinin parlaklığı kara delik uzaklığını ölçmek için iyi bir yol değil; çünkü bu jetleri standart mumlara dönüştürmeyi bilmiyoruz. Neyse ki kuasarlar başka yollarla da X-ışını saçıyor. Biz de bunlara bakarak kuasar uzaklıklarını ölçtük.

Nasıl derseniz: Kuasarların yuttuğu gazlar, kara deliğin çevresinde eski Barış Manço plaklarına benzeyen bir birikim diski oluşturuyor ve sarmallar çizerek kara deliğe düşüyor. Bu gaz diski çok sıcak oluyor, ama gaz jetleri kadar ısınmıyor. Böylece gama ışınlarından çok X-ışınları saçıyor.

İlgili yazı: Yoksa Kara Delikler Yok mu? İşte Size 5 Çılgın Alternatif

 

Teleskoplar buna bakıyor

Birikim diskinin kara deliğe yakın kenarı, yani iç çeperi, merkezkaç kuvvetinin etkisiyle dış kenarından daha hızlı dönüyor. Bu sırada daha çok sıkışıyor, ısınıyor ve daha çok X-ışını saçıyor. Kara deliğe uzak kenarı ise nispeten düşük sıcaklıkta morötesi ışınlar (UV) saçıyor.

UV ışık saçan enerjik fotonların bir kısmı (ışık foton parçacıklarından oluşuyor ve siz de UV ışığı yukarıdaki çizimde mavi renkte görebilirsiniz), gaz diskindeki atomların çevresinde plazma halinde serbestçe yüzen elektronlarla çarpışıyor.

Burada belirtmeye gerek olmayan bir mekanizma sebebiyle, morötesi fotonlar birikim diskinin genellikle alt ve üst yüzüne çarpıyor. Bu çarpışma UV fotonların enerjisini yükseltiyor ve onları X-ışını frekansına geçiriyor.

Sonuç olarak bir kuasarın gaz yutarken uzaya yaydığı enerji ne kadar büyükse fotonların gaz diskine çarparak X-ışınına dönüşme hızı da o kadar artıyor. Kara deliğin toplam parlaklığı içinde UV fotonlarının X-ışınlarına dönüşme hızı bize kuasarların gerçek parlaklığını veriyor.

İlgili yazı: Büyük Yırtılma Evreni Nasıl Yok Edecek?

 

Gerisini biliyorsunuz

Bilim insanları bu yöntemle 1598 kuasarın uzaklığını yüksek kesinlikle ölçtüler. Kullandıkları teknikten ve deney sonuçlarından çok eminler. Ne de olsa bu teknikle bize nispeten yakın olan kuasarların uzaklıklarını süpernova uzaklık ölçümleriyle karşılaştırdılar ve ölçümler aynı sonuçları verdi.

Evrenin eski genişleme hızı

Şimdi detaycı okurlarımız diyecekler ki “Hocam siz kuasarlara bakarak sadece evrenin bugünkü genişleme hızını ölçebilirsiniz; çünkü kuasar ışığı bize daha yeni ulaşıyor.” Aslında kuasarlara bakarak evrenin eski çağlardaki genişleme hızını da ölçebiliriz; ama şöyle:

Kuasarlar önce evrenin bugünkü genişleme hızını verecek, sonra bunu baz alıp ışığın kırmızıya kaymasıyla birleştirerek evrenin eski çağlardaki genişleme hızını ölçeceğiz. Sonuçta gözlemlenebilir evrenin yarıçapını teorik hesaplamalarla ve en uzak galaksilere bakarak ölçmüş bulunuyoruz.

~46 milyar ışık yılı yarıçapı ve kuasarların bugün bizden uzaklaşma hızlarını baz alarak bunları kuasarların kırmızıya kaymasına oranlıyoruz. Bu da bize örneğin 10 milyar yıl önce bizden ne hızda uzaklaştıklarını ve dolayısıyla evrenin 10 milyar yıl önceki çapını veriyor.

İlgili yazı: Yaşadığımız Evren Nasıl Yok Olacak?

 

Sorun şu ki

1) Kuasarlara göre, evrenin genişleme hızı 1 megaparsekte (her 3,26 milyon ışık yılında) saniyede 67 km (hata payı yüzde 1-2). 2) Ancak, süpernovaları baz alan Hubble uzay teleskopuna göre, evrenin genişleme hızı 1 megaparsekte saniyede 72 km (hata payı yüzde 10).

3) Öte yandan, süpernovaları baz alan en yeni ölçümlere göre, evrenin genişleme hızı 1 megaparsekte saniyede 73 km (hata payı yüzde 2-3).

İşte size uyuşmazlık!

Hubble gözlemleri ile yeni gözlemler hem baz değerde (72’ye 73 km/saniye) hem de hata payında uyuşuyor (Hubble’ın yüzde 10 hata payı yüzde 2-3’lük yeni hata payını kapsıyor). Ancak, kuasar ölçümleri buna uymuyor ve 67 km/saniyelik en yeni genişleme hızı, sahip olduğu yüzde 1-2’lik yüksek kesinlikle birlikte 72 km/saniyeye hiç ulaşmıyor. Uyuşmazlık burada.

İlgili yazı: 180 Resimde Varoluşun Kısa Tarihi

 

Gelelim geçmişe

Hubble gözlemlerini ve diğer yeni yakın mesafe gözlemlerini baz alırsak evrenin eskiden daha hızlı genişliyor olması gerektiğini görüyoruz (örneğin 1 milyar yıl yaşında iken). Yok eğer kuasar değerlerini baz alırsak evrenin eskiden daha yavaş genişliyor olması gerektiğini görüyoruz. Böylece kuasarlar ve süpernovalar ne bugünkü genişleme hızında ne de geçmişte uyuşuyor.

Önemli detay

Dikkat ederseniz burada evrenin genişlemesinden söz edip duruyoruz; ama büyük patlamadan bu yana neden genişlediğini henüz söylemedik. Bunun detaylarını karanlık enerji yazısında anlattığım için konuya girmedim.

Yine şöyle özetleyebilirim: Evren ilk başta büyük patlamanın verdiği itiş gücüyle genişledi. Sonra genişleme yerçekiminin etkisiyle yavaşlamaya başladı. Ardından karanlık enerjinin etkisiyle genişleme son 5 milyar yılda yeniden hızlanmaya başladı.

Yeni gözlemler ise hem karanlık enerjinin miktarının zamanla arttığını (eski fizik) ve hem de karanlık enerjinin zamanla güçlendiğini (yeni fizik?) gösteriyor.

İlgili yazı: Evren İçi Boş Bir Hologram mı?

 

İşte bu tam bir felaket

Yeni fizik bir yana bu durum iki sıkıntıya yol açıyor: 1) Uzay gelecekte beklediğimizden daha hızlı genişleyecek ve galaksiler bizden çok daha yakın bir tarihte uzaklaşacaklar.

2) Yerçekiminin etkisi sayesinde, karanlık enerji 3,5 milyon ışık yılına kadar uzayın genişlemesine yol açmazken, gelecekte daha kısa mesafelerde genişlemeye yol açacak.

Bugün galaksilerin içindeki uzay genişlemiyor. Keza gezegenler ve atomların içindeki uzay da genişlemiyor. Ancak, 22 milyar yıl sonra atom çekirdeklerini oluşturan proton ve nötronların içindeki uzay da genişlemeye başlayacak.

Kaçış etkisi

Nihayet evrenin lokal genişleme hızı ışık hızını aşacak ve uzay ikinci bir büyük patlama ile yok olacak. Buna büyük yırtılma senaryosu diyoruz. Peki Çinlilerin hayalet enerji teorisinde tanımladığı bu senaryo gerçekleşecek mi? Standart mumlar olarak kuasar gözlemleri doğruysa evet.

İlgili yazı: Karanlık Enerjinin Şiddeti Artıyor Olabilir

 

Peki ya yanlışsa?

Gerçekten de bilmediğimiz bir nedenden dolayı hem süpernova hem de kuasar gözlemleri yanlış olabilir. Gerçi bu da çift bilinmeyenli ayrı bir kabus; ancak sıra dışı iddialar sıra dışı kanıtlar gerektirir. Öyle ki bütün bilim dallarında bilinmeyen etkenler gözlemleri yanıltabilir.

Bu bilinmeyenleri bulursak yeni bir fizik geliştirebilir ya da kuasar veya süpernova gözlemlerinin birinin, hatta tümünün yanlış olduğunu gösterebiliriz. Karanlık enerjinin ne olduğunu bilmiyoruz; ama gözlemlerin yanlış olduğunu göstererek elimizdeki tutarlı karanlık enerji kozmolojisini koruyabiliriz.

Nasıl yaparız?

En basit çözüm süpernova uzaklık ölçümlerinin yanlış olduğunu göstermek; çünkü bunlar Tip Ia süpernovalar ve bu tür yıldız patlamalarına iki ayrı mekanizmanın yol açtığını biliyoruz: 1) Kendi başına patlayan beyaz cüceler ve 2) Çarpışarak patlayan beyaz cüceler.

Belki de bu ikisinin gerçek parlaklığı bilmediğimiz bir sebeple farklıdır. Böylece süpernova ölçümlerini yeniden yaparız. Sonuçlar kuasarlar ile uyuşursa evrenin geçmişteki ve bugünkü genişleme hızı arasındaki büyük fark ortadan kalkar. Astrofizikçilerin büyük kısmı buna odaklanmış durumda.

İlgili yazı: Sürpriz! Hubble sabiti zamanla değişiyor

 

İkinci çözüm

Standart mumlar olarak kuasar ve süpernova ölçümlerinin hata payını azaltabiliriz. Hatta ikisinin de yanlış olduğunu gösteren yepyeni bir ölçüm tekniği kullanabiliriz. Nitekim elimizdeki algoritmalar ve teleskop teknolojisi yetersiz kaldığı için bugüne dek kullanmadığımız bir teknik var:

Yerçekimi mercek etkisi

Bunu dört kez patlayan süpernova yazısında anlattım. Ancak, yerçekimi mercek etkisinin miyop gözlüğü gibi çalıştığını ve uzak yıldızların ışığını netleştirdiğini söyleyebilirim. Böylece göremeyeceğimiz kadar uzaktaki galaksileri, kuasarları ve süpernovaları görebiliyoruz.

İlgili yazı: Karanlık Enerji Evreni Nasıl Genişletiyor?

 

Süpernova klonlamak

Mercek etkisi sadece uzak gökcisimlerinin görüntüsünü büyütmüyor ve onları daha yakındaymış gibi göstermiyor. Aynı zamanda onların görüntüsünü klonluyor: Böylece 1 milyar yıl önce gerçekleşen bir süpernovayı dört farklı açıdan, dört farklı gezegenden bakıyormuş gibi görebiliyoruz. Dahası bir kuasarın 10 milyar yıl ile 9 milyar yıl önceki halini yan yana görebiliyoruz!

Bu tür bakış açılarını yeni algoritmalar kullanan bilgisayar simülasyonlarında karşılaştırabiliriz. Böylece süpernova ve özellikle de kuasarların gerçek parlaklarını çok daha kesin ölçebiliriz.

Ne de olsa standart mumlar olarak süpernovalar kısa sürede sönüyor, ama kuasarlar milyonlarca yıl boyunca ışık saçıyor. Biz de yerçekimi mercek etkisiyle klonlanan kuasar görüntülerini karşılaştırarak (örneğin 9, 10 milyar yıl öncesine ait iki görüntüyü) zaman içindeki parlaklık değişimlerini ölçebiliriz.

Bu da

Kuasarların gerçek parlaklığını daha kesin ölçmemizi sağlar ve evrenin eskiden ne hızda genişlediğini çok kesin olarak saptarız. Böylece karanlık enerjinin şiddetinin sabit olup olmadığını ve dolayısıyla, evrenin büyük yırtılma ile 22 milyar yıl içinde parçalanarak yok olup olmayacağını görebiliriz. Peki evren boşluktan nasıl oluştu? Onu da ilgili yazıda okuyabilirsiniz. Güneşli bir hafta sonu olsun!

Standart mumlar

¹Cosmological constraints from the Hubble diagram of quasars at high redshifts