cemagraphics / iStock
İçindekiler
Gök Adamızın Ötesindeki Nesnelerin Uzaklığını Nasıl Belirleriz? (Sesli Yayın)
Bir önceki sesli yayınımızda, uzaydaki gök cisimlerinin Dünya’dan uzaklıklarını belirlemek için kullanılan paralaks yönteminden bahsetmiştik. Gök adamızın dışında, evrenin çok daha uzak köşelerinde bulunan gök cisimlerinin uzaklıkları ise farklı yöntemlerle hesaplanabiliyor. Peki bu yöntemler neler? Bu yöntemlerle hangi gök cisimlerinin uzaklıkları belirlenebilir?
Bilim Genç sesli yayınlarını SoundCloud, YouTube, Spotify, Google ve Apple podcast kanallarımız üzerinden dinleyebilir ve güncel içeriklerimizden anında haberdar olmak için kanallarımızı takip edebilirsiniz.
Bu sesli yayını
Sesli Yayın Metni:
Uzaya ve bilime meraklı dostlar merhaba. Önceki sesli yayınımızda, astronomide uzaklık belirleme yöntemlerine bir giriş yapmış ve gök adamız Samanyolu içindeki ışık kaynaklarına olan uzaklığı belirlememizi sağlayan paralaks yöntemi hakkında konuşmuştuk. Bu bölümde ise gök adamız dışında, evrenin çok daha uzak köşelerinde bulunan yıldızların, gök adaların ve diğer ışık kaynaklarının uzaklığını hangi yöntemleri kullanarak hesapladığımızı anlatacağım.
Nasıl ki bir yıldızın uzaklığını paralaks yöntemiyle hesaplayabilmek için öncelikle o yıldızın ışığını almamız gerekiyorsa, birazdan bahsedeceğim diğer yöntemler de ışığı kullanır. Ancak bu kez bakış açımızı değiştirmek yerine ışığın parlaklığındaki değişimi ölçeriz. Bu değişim ile yıldızın uzaklığı arasında bir bağıntı vardır. Bu sayede bir yıldızdan, gök adadan veya süpernova patlamasından gelen ışığı ölçerek o nesnelerin uzaklığını hesaplayabiliriz.
Birazdan anlatacağım uzaklık hesaplama yöntemleri cisimlerin parlaklığına bağlı olduğu için öncelikle astronomideki parlaklık kavramı hakkında bazı bilgiler vermem gerekiyor.
Hepimizin günlük hayatta deneyimlediği gibi size uzak olan bir ışık kaynağı yakın olana kıyasla daha sönük görünür. Örneğin sokağın sonundaki bir sokak lambasının ışığı ile hemen tepenizdeki sokak lambasının ışığı arasındaki parlaklık farkını bilirsiniz.
Işığın şiddeti uzaklığın karesiyle ters orantılı değişir. Yani bir ışık kaynağı sizden iki kat uzağa yerleştirilirse parlaklığı, önceki konumuna kıyasla, dörtte bire düşer. Veya uzaktaki bir ışık kaynağı ile aranızdaki mesafe yarıya inerse ışık kaynağının parlaklığı dört kat artar. Bunun nedeni ışık kaynağının uzaklaştıkça daha az, yaklaştıkça daha fazla ışık yayması değildir. Yani 100 W’lık bir lamba evrenin öbür ucuna koysanız da aynı miktarda enerji yayacaktır. Ancak sizden çok daha uzakta olacağı için onu görmekte zorlanırsınız. Uzaklık arttıkça ışık kaynağının giderek daha sönük hâle gelmesinin veya yaklaştıkça daha parlak hâle gelmesinin nedeni ışığın nasıl yayıldığı ile alakalıdır. Işık her yönde eşit miktarda yayılır. Işık kaynağından uzaklaştıkça ışık giderek daha büyük bir alana yayılacak ve bu nedenle uzaklık arttıkça birim yüzeye düşen foton sayısı giderek azalacaktır. Sizden uzaktaki bir ışık kaynağından çıkan fotonların sadece minik bir kısmı gözünüze ulaşabilirken size yakın olan ışık kaynağından ise daha fazla sayıda foton size ulaşabilir. Ancak burada önemli bir soru sormamız gerek. Bir ışık kaynağı sırf sizden uzakta olduğu için mi yoksa parlaklığı gerçekten düşük olduğu için mi sönük görünüyor olabilir? Bundan nasıl emin olabiliriz? Astronomide “uzaklık modülü” denilen ve bir cismin görünür ve gerçek parlaklığı arasındaki fark ile o cismin uzaklığı arasındaki ilişkiyi gösteren bir eşitlik bulunur. Öncelikle bu iki parlaklık kavramı hakkında konuşalım.
Görünür parlaklık ışık kaynağının uzaklığına bağlıdır. Işık kaynağına ne kadar yakınsanız görünür parlaklık artar, uzaklaşırsanız azalır. Parlaklık birimine “kadir” denir. Kadir değerini gösteren sayı ne kadar büyürse ışık kaynağı o derece sönükleşir. Örneğin 10. kadirden bir yıldız 6. kadirden bir yıldızdan daha sönüktür. Kadir değeri negatif de olabilir. Mesela Güneş bize en yakın yıldız olduğu için görünür parlaklığı en yüksek olan cisim de odur. Güneş’in görünür parlaklığı -26,7 kadirdir. Yani parlaklığı belirten kadir değeri ile parlaklığın miktarı arasında ters orantı vardır. Bir cismin parlaklığı azaldıkça onu temsil eden kadir değeri büyürken parlaklık arttıkça kadir değeri küçülür.
Gerçek parlaklık ya da bir diğer ifadeyle mutlak parlaklık ise bir cisim 10 parsek yani yaklaşık 300 trilyon km uzaklıkta iken sahip olabileceği parlaklığı temsil eder. Bir ışık kaynağının mutlak parlaklığı, o kaynağın tüm yüzeyinden saniyede uzaya yaydığı enerji miktarı ile ilişkilidir. Bu enerji miktarına ışınım gücü denir. Bir yıldızın görünür parlaklığını mutlak parlaklığa dönüştürebilmek için o yıldızın uzaklığını bilmemiz gerekir. Ancak uzaklığı hesaplayabilmek için ise mutlak parlaklığı bilmemiz gerekir. Bu durum sanki kendini tekrarlayan bir kısır döngü gibi görünüyor, öyle değil mi? Ancak merak etmeyin! Bir çözüm yolumuz var.
Uzaklık modülü üç parametre içerir. Görünür parlaklık, mutlak parlaklık ve uzaklık. Uzaklık modülü için gerekli olan mutlak parlaklık değerini hesaplayabilmek için ışığının nasıl değiştiğini çok iyi bildiğimiz özel ışık kaynaklarına ihtiyaç vardır. Böyle ışık kaynaklarına “standart mumlar” veya “standart ışık kaynakları”, İngilizce adıyla standard candles denir. Standart ışık kaynağı olan özel tür yıldızlar vardır. Bu yıldızların ışığındaki değişim o kadar düzenlidir ki onları bir uzaklık belirteci olarak kullanabilirsiniz. Bu özel yıldızların adı Cepheid yıldızlarıdır.
Cepheid yıldızları zonklar yani parlaklıkları dönemli olarak değişir. Ve bu değişim yıldızın ışınım gücü ile ilişkilidir. Işınım gücü yıldızın içsel, kendine özgü bir özelliğidir. Yani yıldızın ışınım gücü uzaklığa bağlı olarak değişmez. Işınım gücü ile mutlak parlaklık arasında bir ilişki olduğundan bahsetmiştim. Bu sayede bu türden yıldızların görünür parlaklığı ile mutlak parlaklığı arasındaki fark hesaplanabilir. Bu bilgi uzaklık modülünde kullanılırsa uzaklık hesaplanabilir. Ancak öncelikle uzaklığını paralaks yöntemiyle hesaplayabildiğimiz Cepheid yıldızlarına ihtiyacımız var. Yani önce gök adamız içindeki Cepheid yıldızlarını gözleyerek bu türden yıldızların uzaklıkları ile parlaklık değişimleri arasındaki ilişkiyi belirlememiz gerekir.
Yani size yakın olan yıldızlar için elde edeceğiniz bilgileri daha uzaktaki aynı türden yıldızlara uygulayabilmek için bir kalibrasyon işlemi yapmamız gerekir. Bize yakın olan Cepheid yıldızlarının uzaklığı ile parlaklık değişimi arasındaki ilişkiyi bulduktan sonra evrenin çok daha uzak köşelerindeki Cepheid yıldızlarının uzaklığını hesaplayabiliriz. Lamba örneğine dönersek, 100 W’lık bir lambanın uzaklık arttıkça ne derece sönükleştiğini bilirseniz, o lambanın ışığını alabildiğiniz sürece, uzaklığını da hesaplayabilirsiniz.
Şimdi daha net bir örnek vererek bu işlem nasıl yapılıyor anlatayım. Örneğin gök adamız içindeki bir Cepheid yıldızının uzaklığını paralaks yöntemiyle 1.000 ışık yılı olarak hesapladınız. Cepheid yıldızının ışığındaki değişimin ise 5 günlük bir döneme sahip olduğunu buldunuz. Yani 5 günde bir ışığı maksimum bir değere yükselip sonra tekrar minimum bir değere düşüyor. Başka bir gök adada aynı döneme sahip başka bir Cepheid yıldızı varsa, onun ortalama ışınım gücü ile, 1.000 ışık yılı uzaklıkta olduğunu hesapladığınız gök adamız içindeki o Cepheid yıldızının ortalama ışınım gücü aynı olacaktır. Aralarında belli bir mesafe bulunan özdeş iki lamba gibi. Uzaktaki yıldızın görünür parlaklığının size yakın olanın milyonda biri olduğunu düşünelim.
Görünür parlaklık uzaklığın karesiyle ters orantılı olarak değiştiği için, sönük olan yıldız, size yakın olana kıyasla 1.000 kat daha uzakta olacaktır. Gök adamız içinde gözlediğiniz yıldız 1.000 ışık yılı ötedeydi. 1.000’in karesi 1 milyondur. O hâlde uzaktaki Cepheid yıldızı 1.000 kat daha ötede yani 1 milyon ışık yılı uzaklıkta olacaktır. Nitekim, uzaklık 1.000 kat artmalı ki görünür parlaklık milyonda bire düşsün.
Eğer başka bir gök adada Cepheid yıldızı gözlemişseniz o yıldızın uzaklığını hesaplamak, yıldızın içinde bulunduğu o gök adanın uzaklığını da hesaplamak anlamına gelir. Ancak Cepheid yıldızları kullanarak hesaplanabilecek uzaklığın bir sınırı vardır. Bu türden yıldızları kullanarak yakın evrene dağılmış gök adalara olan uzaklık hesaplanabilmektedir. Ancak ortalama olarak 100 milyon ışık yılından daha uzaktaki gök adalar için başka yöntemler gerekir.
Bir diğer uzaklık belirleme yöntemi olan Tully-Fisher ilişkisi ile daha ötedeki galaksilerin uzaklığı hesaplanabilir. Tully-Fisher ilişkisi şu gözlemsel gerçeğe dayanır: Disk yapısına sahip gök adaların dönüş hızı ile ışınım güçleri arasında bir ilişki vardır. Bir galaksi ne kadar hızlı dönüyorsa o kadar yüksek ışınım gücüne sahiptir. Işınım gücü de mutlak parlaklık ile ilişkili olduğu için, eğer bir galaksinin dönüş hızı elde edilen tayflardan hesaplanabilirse, mutlak parlaklığı ve dolayısıyla uzaklığı belirlenebilir. Tully-Fisher yöntemi kullanarak birkaç yüz milyon ışık yılı mesafeye kadar uzaklık hesabı yapılabilir.
Evrenin çok daha ötesindeki nesnelerin uzaklığını hesaplamak istiyorsanız bir süpernova patlamasına ihtiyacınız var. Tip Ia adı verilen bir süpernova patlaması türü bulunur. Bir çift yıldız sisteminde üyelerden biri beyaz cüce ise ve bu beyaz cüce çiftin diğer üyesinden malzeme alıp belli bir kütle değerini aşarsa süpernova olarak patlar. Bu türden süpernova patlamaları tüm süpernovalar içinde en parlak olanlarıdır ve maksimum görsel parlaklığı -19,5 kadirlik bir mutlak parlaklık değerine ulaşır. O nedenle evrenin herhangi bir yerinde Tip Ia türü bir süpernova belirlemek, mutlak parlaklık değeri de bilindiği için, onun uzaklığını kolaylıkla hesaplamamızı sağlar. Bu yöntemle milyarlarca ışık yılı ötedeki gök adaların uzaklığı hesaplanabilir. Ancak Tip Ia türü süpernovaları kullanarak uzaklık belirlemedeki sorun, bu türden süpernovaların çok nadir gerçekleşmesidir. Büyük bir gök adada bile yüzyılda ortalama bir kez gerçekleşir.
Daha da ötedeki cisimlerin uzaklığı ise Hubble – Lemaitre yasası kullanılarak hesaplanır. Evrenin belli bir kısmının hangi oranda genişlediğini belirten bu yasadan “Evreni Ne Kadar Tanıyoruz?” isimli sesli yayınımızda bahsetmiştim. Bildiğiniz gibi evren sürekli genişler. Bu nedenle aralarında yeterince uzaklık bulunan gök adalar birbirinden giderek uzaklaşır. Eğer bir gök adanın bizden uzaklaşma hızını gözlemlerle belirleyebilirsek Hubble – Lemaitre yasasını kullanarak o gök adanın uzaklığını da hesaplayabiliriz.
Bu sesli yayını sonlandırmadan önce önemli bir detaydan bahsetmek istiyorum. Uzaklık ile parlaklık arasındaki ilişkiyi anlatırken bir yıldızın veya gök adanın parlaklığının uzaklığa veya ışınım gücüne bağlı olarak değişiminden bahsettim. Ancak cisimlerin parlaklığını değiştiren ve bakış doğrultumuzda bulunabilecek yıldızlar arası veya gök adalar arası ortamdaki gaz ve tozun etkisinden bahsetmedim. Bu gibi etkileri de göz önünde bulundurarak daha duyarlı uzaklık hesabı yapıldığını unutmayın.
Bilim Genç sesli yayınlarının bir bölümünün daha sonuna geldik. Bu bölümde paralaks dışında astronomide kullanılan dört adet uzaklık belirleme yönteminden bahsettim: Cepheid yıldızları, Tully-Fisher ilişkisi, Tip Ia süpernova patlaması ve evrenin genişlediğini belirten Hubble – Lemaitre yasası. Bilim Genç sesli yayınlarının bir sonraki bölümünde, etrafımızı saran evreni keşfetmeye devam edeceğiz. Şimdilik hoşça kalın!
Kaynaklar:
- https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Willick/Willick3.html
- https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Willick/Willick6.html
- https://phys.libretexts.org/Courses/University_of_California_Davis/UCD%3A_Physics_156_-_A_Cosmology_Workbook/Workbook/17%3A_Parallax_Cepheid_Variables_Supernovae_and_Distance_Measurement
Hazırlayan ve Seslendiren Hakkında:
Doç. Dr. Selçuk Topal
Van Yüzüncü Yıl Üniversitesi Fizik Bölümü
Yüksek Enerji ve Plazma Fiziği Anabilim Dalı