Evren Nedir? Uzaklıkların Ölçümü

Evren, yıldızları, gökadaları, yıldız küme­lerini, gaz ve bulutları kapsayan maddeyle dolu uzayın bütünü. Kopernik’e (1473-1543) kadar insan­lar, Yer’in hareketsiz ve çevresinde dönmekte olan küçük boyutlu bir Evren’in merkezinde yer alan bir cisim olduğunu sanıyorlardı. Günümüzdeyse Yer. artık sonsuz değilse bile, uçsuz bucaksız bir Evren’in içine serpilmiş bir kum taneciği gibi düşünülmektedir. Merkür, Venüs ya da Mars gibi Yer de küçük hacimli bir gezegendir ve Güneş çevresinde, ortalama 150 milyon kilometre uzak­lıkta, aşağı yukarı dairesel bir yörünge çizer. Güneş, hiçbir özelliği olmayan, Gökadanın milyarlarca yıldızı arasında yitip gitmiş ve gökada merkezinden 27 000 ışık yılı uzaklıkta, dışmerkezliği az bir yörünge çizen, sarı bir yıldızdır.

Gökadamız da, milyonlarca ışık yılma yayılan yöresel bir gökadalar kümesinin ancak bir öğesidir. Ev­ren, gözleyebildiğimiz kadar, yani günümüze göre birkaç milyar ışık yılı uzaklığa kadar, gökadalarla ya da gökada kümeleriyle dolu gibi görünmektedir.

Evrende her şey sürekli hareket halindedir; yıldızlararası boşlukta milyonlarca yıldız doğar, gelişir, söner ve ölür. Bazı yıldızlar yok olurken bazıları genişler, patlar, bazıları genişleyip büzülür, ama hepsi uzaya ışık ve madde boşalta­rak tükenirler. Çok büyük yıldız sistemleri yeniden kümelenirken, bazıları dağınık halde bulunur. Bulutsular, gökadalararası boşlukta yuvarlanırlar. Evren, bir bütün olarak genişliyormuş gibi görünür­ken, gökadalar, dev tekerlekler gibi döner, biçim değiştirir, bölünür, birleşir ya da çarpışırlar.

Uzaklıkların Ölçümü

BİRİMLER. Güneş sistemini incele­mek için kullanılan uzunluk birimi gök birimidir (G.B.), yani Yer’in Gü­neş’e ortalama uzaklığıdır; yaklaşık değeri 150 milyon km’dir. Yıldızlar ve gökadalar, bu birimin kullanılamıyacağı kadar uzakta bulunurlar. Işık yılı (ı.y.; ışığın bir yılda aştığı yola “ışık yılı” denir ve değeri 9 160 milyar km’dir) ve Yer yörüngesinin yarıçapının bir yay saniyelik açı altında görüldüğü uzaklık olan parsek, uzak gökcisimleri için kullanı­lan birimlerdir. Bunların arasında şu bağıntılar vardır: 1 parsek = 3,26 ı.y. = 206 265 G.B.

GEOMETRİK YÖNTEMLER. Evren’i araştırmak, ilk olarak, gözlenen cisimlerin boyutlarını ve uzaklıkla­rını saptamaktır. Bu nedenle gökbilimciler Evren’in içine yavaş yavaş “girmeyi” sağlayan bir dizi yöntem ortaya koymuşlardır. Hareket nok­tası Güneş sistemidir; geometrik yöntem, geodezide kullanılan yön­teme benzer. Bir gökcismi, birbirin­den olabildiğince uzak iki noktadan gözlenirken, doğrultusundaki değiş­me ölçülür. Çıkış noktası Yer yörün­gesidir; altı aylık bir aralıkla, Yer birbirinden 300 milyon km uzakta olan iki konumda bulunur. Bize çok yakın olan Centaurus’un Proxima yıldızı için, görünen kayma 2,6 yay saniyesidir, yani uzaklığı 1,3 parsek ya da 4,3 ışık yılı olmaktadır. Centaurus’un Proxima’sı Yer’den, Güneş’in bize olan uzaklığından 2500 kez daha çok uzaklıktadır. Uzaklığı saptanmış olan yıldızların sayısı yaklaşık 10 000’dir. Bu yön­temle ölçülebilen en büyük uzaklık­lar yüz parsek düzeyindedir.

İkinci aşamada, bu geometrik yön­tem korunmakta, ama yararlanılan çıkış noktası Güneş’in bazı yıldızlara göre görünen kayması olmaktadır; ayrıca, fiziksel yöntemler de kulla­nılmaya başlanır. Her yıldız akımı için şunlarm saptanması gerekir: Gök küresi üstündeki görünür hız; Doppler-Fizeau olayı yardımıyla uzaklaşma ya da yaklaşma hızı; yıldızın yönelmiş göründüğü doğrul­tu. Bu yöntem, Hyades yıldızlarının uzaklığının doğru olarak saptanmasim sağlamış ve bir sonraki aşama için önemli bir adım oluşturmuştur.

FİZİKSEL YÖNTEMLER. Birkaç yüz parsek üstündeki uzaklıklar için geometrik yöntemler yetersiz kalır; o zaman fiziksel yöntemlerin kulla­nılması gerekir. Bu üçüncü aşama­nın temel düşüncesi şudur: Bir yıldızın görünürdeki parlaklığı, ya da m kadiri, mutlak parlaklığına, ya da M mutlak kadirine ve uzaklığına bağlıdır. Pek çok yıldızın m kadiri ölçülebilmektedir. M mutlak kadir biliniyorsa, buradan uzaklık çıkarı­lır. XX. yy. başında Hertzsprung ve Russell’in.bir yıldızın tayf özellikle­rinin, mutlak parlaklığına bağlı olduğunu ortaya koymalarıyla,geriye Hertzsprung-Russell diyagramının başlangıç noktasının saptanması kalmış, bunun için, tayf özellikleri iyi bilinen ve uzaklığı da yıldız akımlarından geometrik yöntemle saptanmış olan Hyades yıldızları kullanılmıştır. Demek ki, bir yıldızın tayf özellikleri kesin biçimde bilinir­se, artık, bu yıldızı Russell diyag­ramına yerleştirmek ve buradan mutlak parlaklığını bulmak olanağı vardır; görünürdeki parlaklığıyla karşılaştırılması.uzaklığı verir.(m-M) farkı, uzaklık modülüdür; uzaklık parsek cinsinden olursa, uzaklık modülüyle arasında log D = ^m ~ ^M + 1 bağıntısı bulunur.

Gökada dışına çıkılmasını sağlayan dördüncü aşama da, yıldızların fiziksel bir özelliğine bağlıdır. Bura­da söz konusu olan, mutlak parlaklıkların çokluğu oranında büyük devirleri olan devirsel değişen yıl­dızlardır. 1913 yılında, Macellan bulutlarını gözlediği sırada Leavitt’in ortaya çıkardığı bu bulgu, devirleri aynı olan iki değişen yıldızın mutlak kadirlerinin de aynı olduğu varsayımına götürmüş, Ma­cellan bulutlarının uzaklığı o dö­nemde henüz bilinmediğinden, temel sorun, bu devir-parlaklık bağıntısı­nın vereceği grafiğin sıfır noktasını saptamak olmuştur. Gökadamızın merkezindeki çok kısa devirli değiş­ken R.R. Lyrae yıldızları topluluğu, yıldız akımları yönteminden esinle­nen istatistik bir yöntem yardımıyla buna olanak vermiş, böylece Macel­lan bulutlarının (55 000-45 000 parsek) ve Andromeda bulutsusu­nun (550 000 parsek) uzaklıkları saptanmıştır. Söz konusu yöntem son derece güçlüdür ve Evren’in milyonlarca parsek derinliğine ka­dar araştırılmasına olanak verir, ama geçerliliğinin, devir-parlaklık bağıntısının evrenselliği anlamına geldiğini anlamak gerekir. Üstelik, sıfırlama çok duyarlıdır ve yüzyılın başından bu yana, erişilmek istenen uzaklıklar arttıkça, pek çok düzelt­meye yol açmıştır. Aynı zamanda yeni düzeltmeler de yapılabilir; ama uzaklıkları az etkilemeleri ve her durumda, uzak gökadalar için gü­nümüzde önerilmiş uzaklık oranla­rını bozmamaları gerekir. Bu yön­tem, bizi Evren’in içinde milyarlarca ışık yılma kadar ulaştıracak olan gökadaların bir dizi uzaklık ölçütü­nün hareket noktası oldukça, devir- parlaklık bağıntısının sıfırlanması da önemli olmaktadır. Hubble’ın açıklığa kavuşturduğu bu birbirini izleyen ölçütler şöyle özetlenebilir;

a) Kısa devirli değişkenlerin ince­lenmesiyle yakın gökadaların uzak­lığının saptanması;b) bu gökadala­rın her türü için, en büyük parlak­lıkta olan yıldızların mutlak kadirle­rinin her zaman aynı olduğunun gösterilmesi; c) parlaklığı fazla olan bu yıldızlar yardımıyla, daha uzak­taki gökadaların uzaklığının saptan­ması; d) bir kümenin en parlak gökadalarının toplam parlaklığının her zaman aynı olduğunun gösteril­mesi (bu kümenin içinde yeterli gökada bulunmalıdır); e) oldukça yakın kümeler üstünde bu toplam ışığın ayarlaması yapıldıktan sonra, daha uzaktaki kümelerin uzaklıkla­rının saptanması.

KIRMIZIYA DOĞRU TAYF KAY­MASI. Günümüzde elde edilebilen en büyük uzaklıkların saptanması, Humason ve Hubble’ın çalışmasıyla gerçekleşmiştir. Bir gökcisminin tayfının incelenmesi, radyal hızını (dikey hız) verir. Gökcismi bize doğru yaklaşırsa, bu tayf mora, bizden uzaklaşırsa kırmızıya doğru yer değiştirir. Bu olay, yani Doppler-Fizeau olayı, yalın bir bağıntıyla belirlenir: 4r burada AA, a _ )L X cdalga boyu için kayma miktarı, v gökcisminin radyal hızı, c de ışık hızıdır. Slipher, 1912 yılında, gök­ada tayflarının incelenmesine baş­lamış, 1925’te, elinde yalnızca 50 kadar tayf olduğu halde, bunların çoğunda bir kızarma sapta­mıştı.

Az sayıdaki kızarmamış olanlar da yakın gökadaların tayflarıyla ilgiliy­di ve gökadamızın dönmesiyle açım­lanmaktaydı. Hubble 1923 yılında komşu gökadalardaki kısa devirli değişkenleri ortaya çıkarınca, Slip­her’ın radyal hızlarını elde etmiş olduğu gökadaların uzaklığını ölç­müş ve 1928’de gökada ile radyal hızı arasında bir bağıntıyı ortaya koymuştur. Hız her milyon parsekte saniyede 100 km artmaktadır, bu sabitin pek çok kez düzeltilmiş olan değeri tam anlamıyla kesin bir değer değildir; gelecekte bu değerin belirlenmesine yeni düzeltmeler ge­tirilebilir. Ama, gökadaların kaçış hızı ile uzaklığı arasındaki bu bağıntı, en derin sondajlara yardım­cı olmakta ve hem zor hem de heyecan verici olan, Evren’in geniş­lemesi sorununu birlikte getirmekte­dir.