Bütün uzaklık ölçümlerinin temeli, yeryüzünün ölçümünde de kullanılan üçgenleme (triangulation) yöntemidir. Uzaklığı ölçülmek istenen (Y) noktası, aralarındaki (AB) uzaklığı bilinen iki A ve B gözlemci tarafından gözlenerek, (YAB) üçgeninin açıları ölçülür. Ancak sıra yıldızların uzaklık ölçümüne gelince, yeryüzündeki hiçbir (AB) uzunluğu (baz) bu işlem için yeterli değildir. Daha büyük bir baz elde etmek için, yerkürenin Güneş çevresindeki yörüngesi üzerinde, altı ay ara ile bulunduğu (A) ve (B) noktaları (yani yerküre-Güneş uzaklığının iki katı) kullanılır. Astronomide bugün uzaklık ölçümlerinde, fotografik yöntem kullanılmaktadır. Uzaklığı ölçülmek istenen (Y) yıldızının bulunduğu bölgenin altı ay ara ile fotoğrafı çekilir. Fotoğraf plakları üst üste konduğu zaman, çok uzak olan yıldızların görüntüleri çakışır (üst üste gelir). Daha yakın olan ve uzaklığı ölçülmek istenen (Y) yıldızının ise, paralaksal yer değişiminden dolayı, birbiriyle çakışmayan farklı iki görüntüsü vardır. Plak üzerinde, bu görüntüler arasındaki uzaklık ölçülerek, (dürbünün odak uzaklığı bilindiğinden) (AY) ile (BY) doğrultuları arasındaki açı bulunur. Bu açının yarısı, yıldızın p paralaks açısı olarak tanımlanır (Yunanca paralaksis, yer değişimi).
Paralaks açısının maksimum değeri, Güneş’i (Y) yıldızına birleştiren (GY) doğrusu ile (AB) doğrusunun dik olduğu zamandır. Bunun için gözlem zamanları, Güneş’in ekliptik üzerinde ölçülen boylamının, yıldızın boylamından 90º ile 270º büyük olduğu (aralarında altı ay süre geçen) zamanlar seçilir.
Paralaks açısı bir yay saniyesi olan uzaklık, birim olarak kabul edilmiş ve bu birim uzaklığa parsek (parallax-second’ın kısaltılması) adı verilmiştir. Trigonometriden kolayca bulunacağı gibi, bu uzaklık, Güneş-Yerküre uzaklığının 206265 katıdır. En yakın yıldızların bile paralaks açıları bir yay saniyesinden küçük olduğundan, bir yıldızın parsek cinsinden uzaklığı, p paralaks açısının tersi, yani uzaklık = 1/p olur. (Şekil 1)
Örneğin Güneş’e en yakın yıldız “Proxima Centauri”nin paralaksı p=0,76 yay saniyesi, yani uzaklık 1,3 parsektir. Yıldız uzaklıklarında kullanılan bir uzaklık birimi de, ışığın bir yılda gittiği yol olan “ışık yılı”dır. 1 parsek = 3,26 ışık yılı eder. İlk trigonometrik yıldız paralaksı ölçümleri, 1836 yılında, Almanya’da Friedrich Wilhelm Bessel (1784-1846) ve Rusya’da Friedrich Georg Wilhelm von Struve (1793-1864) tarafından gerçekleştirilmiştir.
Avrupa Uzay Ajansı (ESA) tarafından 1989 yılında yörüngeye yerleştirilmiş ve 1993 yılına kadar çalışmış olan HIPPARCOS (High Precision Parallax Collecting Satellite) uydusu ile yapılan paralaks ölçümleri, yeryüzünden yapılan ölçümlere göre çok daha duyarlıdır ve daha uzak yıldızların paralaks açıları ölçülebilir. Ancak söz konusu galaksiler olunca, o kadar uzaktadırlar ki, trigonometrik paralaks ölçümleriyle bir sonuç elde etmek olanaksızdır. Evvelce de belirtmiş olduğumuz gibi, Hubble, galaksilerin uzaklığını saptamak için, değişken Sefeid (Cepheid) yıldızların parlaklık değişimlerinin periyodu ile mutlak parlaklıkları (gerçek parlaklıkları) arasındaki bağlantıdan faydalanarak geliştirilmiş olan yöntemi kullanmıştır.
Sefeid değişken yıldızlarındaki parlaklık-periyot bağlantısını, ilk kez, Amerikalı kadın astronom Henrietta Swan Leawitt (1868-1921) Harvard Gözlemevi’nde, Arequipa (Peru) Gözlemevi’nde elde edilmiş olan fotoğraflar üzerinde Magellan Bulutları’ndaki değişken yıldızları incelerken 1912 yılında saptamıştır.
Magellan Bulutları’nın uzaklığı o zaman bilinmediğinden, Leawitt’in yapmış olduğu gözlem, Sefeidlerin ışık-değişim periyodu ile “görünen” parlaklıkları arasındaki bağlantıdır. Bu yıldız topluluklarındaki yıldızların hemen hemen hepsinin aynı uzaklıkta oldukları varsayılabileceğinden, Leawitt haklı olarak, bu periyot-görünen parlaklık bağlantısının, aynı zamanda periyod-mutlak parlaklık arasında da geçerli olacağına dikkati çekmiştir. Ancak bu bağlantının “kalibrasyonu” (yani görünen parlaklıkların mutlak parlaklıklara dönüştürülmesi) işlemi kalmıştır.
Onu da, Wilson Dağı Gözlemevi’nden Harlow Shapley, başka yöntemler kullanarak, Samanyolu içerisindeki bazı Sefeidlerin uzaklıklarını saptamak yolu ile 1918 yılında gerçekleştirebilmiştir. Değişken Sefeid yıldızlarının ışık değişim periyodu kolayca gözlenir. Işık şiddeti de uzaklığın karesi ile ters orantılı olarak değiştiğine göre, periyot-mutlak parlaklık bağlantısından elde edilen mutlak parlaklık ile görünen parlaklık kıyaslanarak, uzaklık hesaplanabilir. Sefeidler genelde çok parlak yıldızlar olduklarından, galaksiler gibi çok uzak gökcisimlerinin uzaklık tayininde çok önemli rol oynamaktadırlar.
Sefeidlerin bile gözlenemeyeceği kadar uzak olan galaksiler için ise, süpernovalar veya galaksinin toplam parlaklığı gibi değişik yöntemler geliştirilmiştir.
Kaynak: Metin Hotinli, 50 Soruda Büyük Patlama Kuramı, Bilim ve Gelecek Kitaplığı, 2. Baskı, Aralık 2012, S. 70-73
