Evrenin Genleşmesi

1920'lerde, Edwin Hubble, Wilson Dağı Gözlemevi'ndeki 100" lik yeni inşa edilmiş teleskopu kullanarak, birkaç nebuladaki (bulutsu) değişen yıldızları, doğası astronomi çevrelerinde hararetli bir tartışma konusu olan, dağınık cisimleri ortaya çıkarmıştır O'nun Sefeid Değişkenleri olarak adlandırılan bir yıldızlar sınıfına benzeyen karakteristik bir kalıba sahip bu değişen yıldızlar için keşfi devrimyaratmıştır

Daha önceden, Harvard Koleji Gözlemevi'nde çalışan bir kadın astronomlar grubunun üyesi, Henrietta Levitt, bir Sefeid Değişken Yıldız'ın bu periyotları ve bunun parlaklığı arasında yoğun bir korelasyon olduğunu göstermişti Bu yüzden, Hubble, bu yıldızların ve akılarının periyodunu ölçerek, bu nebulaların kendi galaksimiz içindeki bulutlar olmadığını, fakat kendi galaksimizin kıyısının çok ötesinde dış galaksiler olduklarını gösterebilmişti

Hubble'ın ikinci devrimsel keşfi, O'nun Sefeid'e dayalı galaksi mesafe belirlemeleri ve bu galaksilerin göreli hızlarının ölçümleri planıdır Daha uzak galaksilerin bizden daha hızlı bir şekilde uzaklaştıklarını göstermiştir: Evren statik değildir, ancak genleşmektedir Bu keşif, modern kozmoloji çağının başlangıcını belirlemiştir

Bugün, Sefeid Değişkenleri, galaksilere olan uzaklıkları ölçmek için en iyi metot olarak kalmıştır ve bunlar genleşme oranı ve Evren'in yaşını belirlemede çok önemlidir

Sefeid Değişkenleri Nedir?

Güneş ve Sefeid Değişen Yıldızlar dahil, bütün yıldızların yapısı yıldızdaki maddenin donukluğu (opaklığı) ile belirlenir Eğer madde çok donuksa, o zaman fotonların yıldızın sıcak merkezinden dışa dağılması uzun sürecektir ve güçlü sıcaklık ve basınç eğimleri yıldızın içinde gelişebilir

Eğer madde neredeyse saydam ise, o zaman fotonlar yıldızın içinde kolaylıkla hareket ederler ve herhangi bir sıcaklık eğrisini silerler Sefeid Yıldızlar, iki hal arasında salınırlar: Yıldız, yoğun haldeyken, atmosferindeki bir tabakadaki helyum tek başınaiyonlaşır Fotonlar, tek başına iyonlaşmış helyum atomlarındaki bağlı elektrondan dışa saçılırlar, bu yüzden, tabaka çok donuktur ve tabaka boyunca büyük sıcaklık ve basınç eğimleri oluşur

Bu büyük basınçlar, tabakanın (ve tüm yıldızın) genleşmesine sebepolur Yıldız, genleşmiş haldeyken, tabakadaki helyum iki kat iyonlaşır, böylece tabaka ışınıma daha geçirgen olur ve tabaka boyunca daha zayıf basınç eğimleri olur Yıldızı çekim gücüne karşı destekleyecek basınç eğimi olmaksızın, tabaka ve (tüm yıldız) büzülür ve yıldız sıkıştırılmış haline geri döner

Sefeid Değişken Yıldızlar, beş ila yirmi Güneş kütlesi arasında kütlelere sahiptirler Daha kütleli yıldızlar, daha parlaktırlar ve daha genişlemiş kaplamalara sahiptirler Kaplamaları daha genişlemiş olduğundan ve kaplamlarındaki yoğunluk daha düşük olduğundan, tabakadaki yoğunluğun ters kare köküne orantılı olan değişebilirlik periyotları daha uzundur

Sefeidleri Kullanmadaki Zorluklar

Sefeidleri mesafe belirteçleri olarak kullanmakla birlikte, çok sayıda zorluk da olmaktadır Yakın geçmişe kadar, astronomlar, yıldızlardan gelen akıları ölçmek için fotoğraf klişeleri kullanmışlardır Klişeler, yüksek derecede doğrusal değildi ve sıklıkla hatalı akış ölçümleri ortaya çıkıyordu

Kütleli yıldızlar, daha kısa ömürlü olduklarından, daima kendi tozlu doğum yerlerinin yakınında konumlanmış olurlar Özellikle çoğu fotoğraf görüntüsünün çekildiği mavi dalga boylarındaki toz ışığı emer ve eğer uygun bir şekilde düzeltilemezse, bu toz emilmesi hatalı parlaklık belirlemelerine yol açabilir

Sonuç olarak, uzak galaksilerdeki Sefeidleri, yerden tespit etmek çok zor olmaktadır: Yerküre'nin dalgalanan atmosferi, bu yıldızları ana galaksilerinin yayılan ışığından ayırmayı imkansız hale getirmektedir

Sefeidleri, mesafe belirteçleri olarak kullanmaktaki bir diğer tarihi zorluk, yakınındaki bir Sefeid modeline olan mesafeyi belirleme problemi olmuştur Son yıllarda, astronomlar kendi Samanyolu Galaksimizin uydu galaksilerinden ikisi olan Büyük Magellan Bulutu (LMC) ve Küçük Magellan Bulutu'na (SMC) mesafeleri belirlemede, birkaç çok güvenilir ve bağımsız metot geliştirmişlerdir LMC ve SMC büyük sayıda Sefeid içerdiğinden dolayı, bunlar mesafe ölçeğini ayarlamak için kullanılabilir

Son Gelişmeler

Son teknolojik ilerlemeler, astronomların çok sayıdaki diğer eski zorluğun üstesinden gelmesini sağlamıştır CCD'ler (şarj bağlı cihazlar) olarak adlandırılan yeni detektörler, doğru akı ölçümlerini mümkün kılmıştır Bu yeni detektörler, aynı zamanda, kızılötesi dalga boylarında da hassastır Toz, bu dalga boylarında çok daha fazla saydamdır Çoklu dalga boylarındaki akıları ölçerek, astronomlar, toz etkilerini düzeltebilmiş ve çok daha doğru mesafe belirlemeleri yapabilmişlerdir

Bu ilerlemeler, "Lokal Grup"tan oluşan yakın galaksiler üzerine doğru bir çalışmayı sağlamıştır Astronomlar, Sefeidleri hem metal zengini M31 iç bölgesinde (Andromeda) hem de metali zayıf dış bölgede gözlemlemişlerdir Bu çalışma, Sefeidlerin özelliklerinin hassas olarak kimyasal miktarlara bağlı olmadığını göstermiştir

Bu ilerlemelere rağmen, astronomlar, Yerküre'nin atmosferi ile sınırlı olarak, sadece en yakın galaksilerin mesafelerini ölçebilmişlerdir Evren'in genleşmesine bağlı olarak harekete ilaveten, galaksiler komşuların kütle çekimine bağlı olarak "izafi hareketlere" sahiptirler Bu olağandışı hareketlerden dolayı, astronomların, Hubble Sabiti'ni belirleyebilmek için uzak galaksilere mesafeleri ölçmeleri gerekmektedir

Evren'in daha derinlerine inmeye çalışırken, astronomlar, galaksilere izafi mesafeleri belirlemek için bir dizi yeni teknik geliştirmiştir: bu bağımsız izafi mesafe ölçekleri şu anda 10'dan daha iyisinde anlaşmışlardır Örneğin, spiral galaksinin dönme hızı ve parlaklığı arasında Tully-Fisher Bağıntısı olarak adlandırılan, çok sıkı bir ilişki vardır

Astronomlar aynı zamanda, bir beyaz cücenin patlayıcı yanmasına bağlı olduğu düşünülen, hepsi hemen hemen aynı tepe parlaklığına sahip, Tip Ia Süpernovası'nı bulmuşlardır Bununla beraber, büyük sayılardaki prototip galaksilere mesafelerin doğru ölçümleri olmaksızın, astronomlar, bu izafi mesafe ölçümlerini ayarlayamazlardı Bu yüzden, Hubble Sabiti'nin doğru belirlemelerini yapamamışlardır

Geçen birkaç on yıl içinde, önde gelen astronomlar, farklı veri setlerini kullanarak, Hubble Sabiti için 50 km/sn/Mpc ila 100 km/sn/Mpc arasında değişen değerler rapor etmişlerdir 1 faktör 2 belirsizliğe karşılık gelen bu farklılığı çözmek, gözleme dayalı Evren Bilim'deki göze çarpan en önemli problemlerden biridir