Evrenin Genişlemesi

Amerikalı gökbilimci Edwin Hubble, 1929’da gerçekten çığır açan bir keşfe imza attı: Evren genişliyordu. Uzak galaksilerin ışığını gözlemleyen Hubble, bunların dalga boylarının genişlediğini (ışık, tayfın kırmızı ucuna kaydığı için buna kızıla kayma deniyor) ve galaksiler bizden ne kadar uzaksa ışıklarının kırmızıya doğru o kadar kaydığını öğrendi. Bu gözlem ancak evren genişliyorsa anlamlıydı.

Bir galaksinin kırmızıya ne kadar kaydığı, hareket hızını gösteriyor. Hubble bir galaksinin uzaklığının ve hızının, dolayısıyla da evrenin genişleme hızının doğrudan sabit bir değere bağlı olduğunu ortaya çıkardı. Bu değer, Hubble sabiti olarak biliniyor.

1929’da sabitin değeri megaparsek başına saniyede 500 km idi (bir megaparsek yaklaşık 3,26 milyon ışık yılı) ama bu rakama kısıtlı verilerle ulaşılmıştı. Gökbilimciler daha sonra Hubble’ın yaklaşık on kat yanıldığını keşfettiler ve yıllar içinde gelişen veriler ve teknikler sayesinde Hubble sabitinin değerini hassaslaştırabildiler.

2016’da bilim insanları şu ana kadarki en hassas tahmini yaptılar: Megaparsek başına saniyede 73,2 kilometre. Bu daha hassas veri, evrenin önceki tahminlere kıyasla % 5-9 daha hızlı genişlemekte olduğunu ortaya çıkardı.

Hubble Sabitinin Bulunuşu

1. Hubble Gözlemleri: Hubble teleskopu, gezegenimizdeki Sefe Değişken yıldızlarını altı ay aralıklarla gözlemliyor.

2. Paralaks: Bu yıldızların iki ölçümündeki görünür konumlarına bakarak gökbilimciler geometri hesabı yapıyor ve Güneş‘ten uzaklıklarını hesaplıyor.

3. Parlaklık Konfigürasyonu: Yıldızların uzaklığı bilindikten sonra gerçek parlaklıklarını hesaplamak mümkün. Bu bilgi, daha uzak Sefe Değişkenlerinin uzaklığını hesaplarken kullanılabilir.

4. Civardaki Galaksiler: Gökbilimciler hem Sefe Değişkenleri’ni hem de la tipi süpernovaları barındıran galaksileri arıyorlar . İkisinin parlaklığını karşılaştıran gökbilimciler, patlamanın gerçek parlaklığını hesaplayabiliyor.

5. Galaktik Ölçümler: Süpernovanın gerçek parlaklığını bilmek, gökbilimcilerin onların uzaklığını hesaplamasına yardımcı oluyor. la türü patlamalar daima benzer miktarda ışık saçıyor.

6. Uzak Galaksiler: Süpernovalar çok uzaktan görülebilecek kadar parlak, o yüzden gökbilimciler la tipi süpernovaların gerçek ve görünür parlaklıkların karşılaştırarak uzaklıklarını saptıyor.

7. Kırmızıya Kayma: Uzak galaksilerden gelen ışığın dalga boyu, evrenin genişlemesi yüzünden uzuyor.

Sefe Değişkenleri Nedir?

Sefe değişkenleri çok parlak ve çok büyük bir grup yıldıza verilen ad. Bu yıldızların büyük kısmı, ömürlerinin sonuna doğru kırmızı dev aşamasındayken Sefe değişkeni oluyor, genleşip büzüldükçe nabız gibi atıyor ve düzgün aralıklarla bir parlayıp bir sönüyorlar.

Bir Sefe yıldızının sönme ve parlama periyodu 1 ila 100 gün arasında değişiyor ve daima gerçek parlaklığıyla ilgili oluyor. Yıldızın gerçek parlaklığıyla görünürdeki parlaklığının (yani Dünya’dan görülen parlaklığının) karşılaştırılması, gökbilimcilerin yıldızın uzaklığını anlamasını sağlıyor.

Sefe değişkenleri, Amerikalı gökbilimci Henrietta Leavitt’in 1912’de periyot ile parlaklık arasındaki ilişkiyi keşfetmesinden bu yana çok yararlı ölçüm araçları.

Kaynak: How It Works