Evrenin Genleşmesi

[bluemoon24]

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 ZorluklarSefeidleri 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 GelişmelerSon

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 Gruptan 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.



Siyaset, Bilim Ve Tarih Bilinci (Doğan Özlem )The Benefits Of TreesEnerji TasarrufuAlternatif Ucuz Enerji KaynaklarıErozyonun Tanımı Ve ÇeşitleriDünyamızın HareketleriDoğalgazDeve KuşlarıTeknolojik CellatlarımızKüresel IsınmaÇimento İşkolu Ve SorunlarıAtmosferin Başlıca Gaz KirleticileriNükleer EnerjiYapay KristallerHyrogen Fuel  The Fuel Of FutureKentiçi Ulaşımı Ve Çevre SorunlarıPrcı HakkındaÇevre Kirliliği Ve SonuçlarıSivil SavunmaUluslararası Hukuk Ve Çevre