Mesafe ölçümleri günlük hayatta alışık olduğumuz boyutlarda kolaydır; bir masanın uzunluğunu basit bir cetvel kullanarak rahatlıkla ölçebiliriz. Ancak mesafeler küçüldükçe veya büyüdükçe, elimizdeki cetvellerin hassasiyeti yetersiz olmaya başlar. Güneş’in Dünya’ya olan uzaklığını hiçbir cetvelle ölçemeyiz. Yapılması gereken, fizik yasalarını kullanarak elde edilmiş yeni bir astronomik cetvel icat etmektir. Ancak bu astronomik cetvel de daha uzak mesafeler için yeteri kadar hassas olmayabilir… Şanslıyız ki, fizikçi ve astronomlar farklı ölçme teknikleri geliştirerek çok uzaktaki nesnelerin bile uzaklığını bulabilmektedir.
Olguları bilimsel çerçeveye oturtup genel açıklama biçimleri ortaya koyabilmenin yolu gözlem yapmaktan geçer. Bilimin amacı, eski gözlemlerle uyumlu, olası yeni gözlemleri açıklama yetisine sahip teoriler geliştirmektir. Gözlem yapmanın zorunluluğu da, ihtiyaç duyulan niceliksel özelliklerin ölçümlerindeki hassasiyeti önemli kılar. Deney ve gözlemsel ölçümlerdeki hassasiyet, daha doğru sonuçlar elde etmeyi sağlayıp, halihazırda olan teorilerin doğruluğunu, eksikliğini veya yanlışlığını ortaya çıkarır.
Konum, incelenmek istenen fiziksel nesneler için önemli bir parametredir. Nesnelerin birçok fiziksel özelliği, gözlem yapılan nokta ile nesne arasındaki mesafeyle doğrudan ilişkilidir. Bu durumda mesafe ölçümleri özellikle fizik bilimi açısından son derece önemlidir.
Mesafe ölçümleri günlük hayatta alışık olduğumuz boyutlarda kolaydır; bir masanın uzunluğunu basit bir cetvel kullanarak rahatlıkla ölçebiliriz. Ancak mesafeler küçüldükçe veya büyüdükçe elimizdeki cetvellerin hassasiyeti yetersiz olmaya başlar. Güneş’in Dünya’ya olan uzaklığını hiçbir cetvelle ölçemeyiz. Yapılması gereken, fizik yasalarını kullanarak elde edilmiş yeni bir astronomik cetvel icat etmektir. Ancak bu astronomik cetvel de daha uzak mesafeler için yeteri kadar hassas olmayabilir… Şanslıyız ki, fizikçi ve astronomlar farklı ölçme teknikleri geliştirerek çok uzaktaki nesnelerin bile uzaklığını bulabilmektedir.
Evrende mesafe ölçümleri; Güneş Sistemi, yakın yıldızlar, Samanyolu ve yakın galaksiler, diğer galaksiler ve çok uzaktaki nesneler için olmak üzere 5 başlık altında toplanabilir.
Güneş Sistemi’ndeki mesafe ölçümleri
Güneş Sistemi astronomik açıdan bakıldığında çok küçük boyuttadır. Buradaki mesafe ölçümleri, radar tekniği ile ışığın yansıma özelliğinden yararlanılarak yapılabilir: Öncelikle uzaklığı ölçülmek istenen objeye ışık dalgası gönderilir. Gönderilen ışık nesnenin üzerine çarpar; bir kısmı Dünya’ya geri yansır ve böylece yansıyan ışık, ölçülmek istenen mesafeyi iki kez seyahat etmiş olur. Seyahat süresi kayıt edilip ışığın uzaydaki hızının saniyede yaklaşık 300.000 kilometre olduğu göz önüne alındığında Güneş Sistemi’ndeki nesnelerin Dünya’ya olan uzaklığı hesaplanabilir.
Yakın yıldızların mesafe ölçümleri
Güneş’ten sonra Dünya’ya en yakın yıldız olan Proxima Centauri’nin uzaklığı 4,2 ışık yılıdır. Yani Proxima Centauri’den gelen ışık Dünya’ya 4,2 yılda ulaşır. Eğer radar yöntemi ile o civardaki nesnelerin uzaklığını bulmak isteseydik 8,4 ışık yılı beklememiz gerekirdi. Bunun yanı sıra bu denli uzak mesafelere ışık gönderip, gönderilen ışığın Dünya’ya geri yansımasını beklemek oldukça anlamsız bir çaba olacaktır. Bu sebepler göz önüne alındığında başka bir ölçüm yönteminin gerekliliği aşikârdır. Fizik ve geometrinin işbirliğiyle, 100 ışık yılından daha yakındaki yıldızlar için doğru sonuçlar veren paralaks yöntemi bu gerekliliği karşılar.
Uzakta bulunan bir cisme parmağımızı hizalayıp önce sol, sonra sağ gözle baktığımızda, parmağımızın uzaktaki cisme nazaran konum değiştirdiğini görürüz ve bu konum değişikliği parmak gözlere yaklaştıkça artar. Uzaktaki cisim referans alındığında, bu konum değişikliği ile parmağımızın gözlerimize olan uzaklığı arasında trigonometrik bir ilişki söz konusudur. Cisimlerin uzaklıklarına bağlı bu açı değişimleri, yakın yıldızlar için uzaklık ölçümlerini olanaklı kılar.
Paralaks adı verilen bu ölçüm metodunda fon yıldızları olarak adlandırılan açı değişiminden etkilenmeyecek denli uzak yıldızlar referans alınarak, uzaklığı hesaplanmak istenen yakın yıldızın ilk konumu işaretlenir. Dünya, Güneş etrafındaki dönüşünü 12 ayda tamamladığından, ilk ölçümden 6 ay sonra bulunduğu yerin Güneş’e göre tam zıt konumuna gelir. Buradan yine fon yıldızları referans alınarak yıldızın yeni konumu işaretlenir. Son olarak iki konum arasındaki paralaks açısı kullanılarak da yıldızın uzaklığı tayin edilir. Paralaks açısı küçük olduğundan birimi genellikle yay saniyesi olarak verilir ve yıldızların uzaklığı arttıkça bu açı giderek küçülür. Paralaks değerleri 0,02 yay saniyesine yaklaştığında, ölçüm hataları ortaya çıkmaya başlar ve yöntem güvenilirliğini yitirir. Ancak yeni teknoloji uydularla yapılan paralaks ölçümleri, 100 ışık yılından çok daha uzaktaki yıldızları da gözlemleyebilme kapasitesine sahiptir.
1989 ve 1993 yılları arasında faaliyet gösteren Avrupa Uzay Ajansı’nın fırlattığı Hiperkus adlı uydu, 1600 ışık yılı uzaklıkta, 118.000’den fazla yıldızın uzaklığını paralaks yöntemiyle bulmuş ve kataloglamıştır. Yine Avrupa Uzay Ajansı tarafından 2013 yılında görevlendirilen Gaia uydusu da yay saniyesinin yüz binde birindeki hassaslıklara inerek, on binlerce ışık yılı uzaktaki yıldızları gözlemlemeye devam etmektedir.
Samanyolu ve yakın galaksilerde mesafe ölçümleri
Paralaks açıları küçüldükçe hataların artması, paralaks yöntemini belli bir uzaklıkla sınırlandırır. Samanyolu ve yakın galaksilerde mesafe ölçümleri yapabilmek için farklı bir ölçüm metodu kullanılmalıdır.
Bir cismin parlaklığı ile uzaklığı arasında ters orantı vardır; uzaklık arttıkça cisimlerin parlaklıkları azalır. Dünya’dan bakıldığında -çok daha parlak yıldızlar olmasına rağmen- en parlak yıldız Güneş olarak görülür. Peki farklı mesafelerdeki yıldızların gerçek parlaklıkları nasıl belirlenir?
Elimizde farklı parlaklıklarda ve farklı uzaklıklarda ampuller olsun. Bu ampullerin parlaklık sıralamasını yapmanın en basit yolu onları yan yana getirmektir. Böylece hangi ampulün daha parlak olduğu kolaylıkla belirlenebilir. Astronomide de bu yöntem kullanılarak yıldızların görünen parlaklıklarının yanı sıra mutlak parlaklık tanımı yapılmıştır. Mutlak parlaklık, bir yıldızın Güneş’ten 10 parsek (pc) uzakta olduğu zaman sahip olacağı parlaklık değeridir (Parsek, 1 yaysaniyelik paralaks açısındaki cisim ile Güneş arasındaki mesafedir). Görünen parlaklığın yanında mutlak parlaklığı da bilinebilen bir cismin -parlaklığın uzaklıkla ilişkisi hesaba katılarak- uzaklığı hesaplanabilir. Ancak bunun için mutlak parlaklığı değişmeyen yıldızlara ihtiyacımız var.
Evrendeki bazı yıldız ve yıldız olaylarında ortaya çıkan parlaklıklığın büyüklüğü, mekândan bağımsızdır. Bu tür nesneler veya gök olayları, standart mum olarak adlandırılır. Standart mumlar, mutlak parlaklıkları evrenin her yerinde aynı olan gökcisimleridir ve uzak mesafe ölçümlerinin en önemli araçlarıdır. Cepheid değişkenler olarak adlandırılan yıldızlar da birkaç 10 milyon ışık yılına kadar mesafe ölçümü yapabilmeyi sağlayan standart mumlardan bir tanesidir.
Zonklayan yıldızlar olarak da tanımlanan cepheid değişkenler, 1-70 gün gibi belirli kısa periyotlarla genişleyip küçülen yıldızlardır. Parlaklıkları ile zonklama periyotları arasında ilişki bulunan cepheid değişkenlerinin bu özelliği kullanılarak mesafe tayini yapılabilir: Öncelikle uzaklığı hesaplanmak istenen galaksideki cepheidlerin periyotları bulunur. Daha sonra periyot ile mutlak parlaklık arasındaki ilişkiden mutlak parlaklık bulunur ve buradan da mutlak ve görünen parlaklıklar kullanılarak uzaklık hesaplanır.
Cepheidler oldukça parlak yıldızlar olduklarından galaksimizde ve yakın galaksilerde gözlemlenebilirler. Dünya’daki teleskoplar, azami 13 milyon ışık yılı uzaklığındaki cepheidleri gözlemleyebilirken; uzay gözlemleri 56 milyon ışık yılına kadar çıkabilir.
Diğer galaksilerde mesafe ölçümleri
Cepheid değişkenlerin standart mum olarak uzaklık limitinin olması, daha güçlü bir standart mum ihtiyacını doğurur. Şanslıyız ki, 1 milyar ışık yılı uzaklıklara kadar sonuç veren böyle bir standart mum evrende mevcut. Süpernova adı verilen yıldız patlamaları, ortalama bir yıldızın yaşamı boyunca yayabileceği enerjiyi kısa bir sürede açığa çıkarabilir. Çok uzak mesafelerden gözlemlenebilmesi ve karakteristik parlaklığı, süpernovaları mesafe ölçümlerinde gerekli kılar.
Yıldızlar, hidrostatik dengedeki dev plazma toplarıdır. Kütleçekimi içeriye doğru basınç uygulayıp yıldızı çökertmeye çalışırken, yıldız içerisindeki nükleer reaksiyonlar neticesinde oluşan ışınım basıncı da buna karşı koyar. Bir yıldız ömrünün büyük kısmında hidrojeni helyuma dönüştürerek ışınım basıncı elde eder. Helyuma dönüştürecek hidrojen kalmadığında ise yakıt olarak helyum kullanılır ve helyumdan karbon füzyonu elde edilir. Yıldız, kırmızı dev olarak adlandırılan bu dönemde önceki boyutlarının birkaç yüz katına ulaşır. Güneş gibi görece küçük kütleli yıldızlar ömrünü bu dönemde sonlandırır ve yıldızın dış katmanları gezegensel nebula olarak uzaya salınırken, iç kısımlar kütleçekimini dengeleyecek bir basınç olmadığından beyaz cüce denilen; karbon ve oksijenden meydana gelen forma çöker. Güneş’ten 10 kat kütleli yıldızlar için ise farklı bir senaryo mevcuttur: Kırmızı dev olan yıldız element yakmayı devam ettirir. Element üretiminde periyodik cetvelde ilerledikçe her defasında daha az enerji açığa çıkar ve hidrostatik denge için yeterli basınç sağlanmamaya başlar. Ömrünün son 10 milyon yılında silikonu demire dönüştüren bu yıldızlar, bu noktadan sonra yeterli ışınım basıncı üretemez ve yıldızın iç kısımları nötron yıldızına çökerken, dış kısımlar Tip II süpernova adı verilen patlamayla uzaya saçılır. Tip II süpernovalar çoğunlukla galaksilerin spiral kollarında gözlenirken eliptik galaksilerde gözlenmez.
Tip II süpernovaların dışında, beyaz cücelerin patlamasıyla oluşan süpernova türü astronomik açıdan daha ilgi çekicidir. Çift yıldız sistemindeki bir beyaz cüce, yanındaki eşinden kütle aktarımı sonucunda tekrar çöküşe geçebilir. Karbon ve hidrojenden oluşan beyaz cüce, çöküşün yarattığı çok yüksek sıcaklık sonucunda saniyeler içinde patlayarak uzaya saçılır. Nadir gerçekleşen bu türdeki patlamalar ise Tip Ia süpernova olarak adlandırılır. Tip II’lerden 10 ila 100 kat daha parlak olup çok uzak mesafelerden gözlenebilen Tip Ia süpernovaların karakteristik bir parlaklığa sahip olması da onları eşsiz bir mesafe ölçücü yapar.
Tıpkı cepheid değişkenlerde olduğu gibi Tip Ia süpernovaların mutlak ve görünen parlaklıkları karşılaştırılır ve uzaklık ile parlaklık arasındaki ilişki göz önüne alınırsa, süpernovanın gerçekleştiği galaksinin uzaklığı hesaplanabilir.
Uzak mesafe ölçümleri
1 milyar ışık yılından daha uzak mesafelerde yukarıda bahsedilen yöntemlerden hiçbiri çalışmaz. Bu noktadan itibaren gözlemin yanında teori de devreye girmektedir.
Ambulans sirenlerini yaklaştıkça daha tiz; uzaklaştıkça daha bas duyarız. Hareketli kaynağın frekansının gözlemciye göre değişmesi, Doppler etkisi olarak adlandırılan fiziksel bir fenomendir ve aynı şey ışık dalgaları için de geçerlidir: Gözlemciden uzaklaşan ışığın frekansı azalırken, yaklaşan ışığın frekansı ise artar. Frekanstaki azalma kızıla kayma; artma ise maviye kayma olarak adlandırılır.
Bunun yanı sıra başka önemli nokta da kuantum fiziğinin bir sonucundan karşımıza çıkar: Her elementin belirli bir ışıma spektrumu vardır ve bu spektrum evrenin her noktasında aynı olmalıdır. Karakteristik ışıma spektrumları incelenerek, incelenen maddenin içeriği hakkında bilgi sahibi olunabilir. Doppler etkisi ve karakteristik spektrumlar bir araya getirildiğinde, cisimlerin uzaklığı hakkında fikir sahibi olabiliriz.
1929’da Edwin Hubble, galaksilerden gelen ışık spektrumlarını incelediğinde, kızıla kayma gözlemledi. Bunun ötesinde, uzak galaksilerdeki kızıla kayma oranı yakınlara nazaran daha fazlaydı. Kızıla kaymanın sebebi olan Doppler etkisi gereğince yakın galaksiler daha düşük, uzak galaksiler ise daha yüksek hızlarda uzaklaşmaktaydı ki, bu da evrenin genişlemesi anlamına gelmekteydi.
Galaksilerin uzaklaşma hızlarının uzaklığa bağlı grafiğini çizen Hubble, şimdi Hubble yasası olarak bildiğimiz bağıntıyı ortaya koydu. Bağıntıya göre galaksilerin uzaklaşma hızları, uzaklığın Hubble parametresi ile çarpımına eşittir. Hubble parametresi hâlâ tartışılmakla birlikte, megaparsek başına saniyede yaklaşık 65 kilometre olduğu düşünülmektedir. Buna göre 1 megaparsek (1 mega parsek =3.260.000 ışık yılı) uzaktaki bir nesne, bizden saniyede 65 kilometre hızla uzaklaşacaktır. Mesafe büyüdükçe uzaklaşma hızı daha da artar.
Hubble yasasına göre, bir galaksinin uzaklığını bulabilmek için sadece uzaklaşma hızını bulmak yeterli olacaktır. Uzaklaşma hızı da spektrumlardaki kızıla kaymaya bakılarak basit bir şekilde elde edilebilir. Sonuç olarak galaksilerin kızıla kaymaları gözlenerek uzaklığı hesaplanabilir.
Kaynaklar
1) http://www.nrao.edu/pr/2007/mercury/mercradar.jpg
2) http://80.251.40.59/science.ankara.edu.tr/selam/TR/ast404/Bolum_11a_Yildizlarin_Uzakliklari.pdf
3) http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/imgast/maslumcep.gif
4) http://cseligman.com/text/stars/cepheid.jpg
5) http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/astpic/supnovform.jpg
6) http://www.teachastronomy.com/astropediaimages/Doppler_effect_diagrammatic.png
7) http://www.wwu.edu/depts/skywise/img/hubbles_law.gif
8) http://telescopes.stardate.org/images/research/scaling_the_universe_ladder.jpg
