Astronomi evrim teorisini nasıl destekliyor ve evrenin tarihini nereden biliyoruz?
Evreni nasıl biliyoruz Büyüklüğü, yaşı, kökeni ve doğası, Sonra Astronomi evrim teorisini nasıl destekler? Bu konuyu bugün tartışacağız.
Amerika Birleşik Devletleri'ndeki Pew Araştırma Merkezi'nde yapılan bir araştırma, insanların üçte birinin İnsanlar ve diğer canlılar eski çağlardan beri bugünkü halleriyle var olmuşlardır. Yetişkinlerin üçte biri Evrim teorisine karşı, evrim teorisi biyolojinin temel teorisidir Bu yüzden dolaylı olarak jeoloji, fizik ve astronominin mevcut temellerini kabul etmeyi de reddettiler. Bu anketteki yorumların çoğu din ve felsefeye odaklandı. Öyleyse bugün astronominin kozmolojik evrim teorisinin evrim teorisini nasıl desteklediğinden bahsedeceğiz? Galaksinin bizden ne kadar uzakta olduğunu nasıl bileceğiz? Evrenin on milyarlarca yıllık bir geçmişe sahip olduğunu nereden biliyoruz? Bunların hepsi gökyüzündeki yıldızlarla başlamalı ...
Gök cisimlerinden uzaklığa göre evrenin yaşını hesaplayın
Eminiz Evrenin yaşı Bir yol geçmektir Evrendeki gök cisimleri arasındaki mesafe belirlenir . Işık sınırlı bir hızda hareket ettiğinden, uzak yıldızlardan gelen ışığın bize ulaşması gerekir. zaman . Ne görebiliriz Uzaklaştıkça , O zaman evren daha yaşlı olmalı. Peki 10.000 yıl ne kadar ileri gidecek? Çok uzak değil, sadece yukarıdaki resimde görülen sarı daire. Sarı dairenin dışındaki her şey için, Işığın konumumuza ulaşması 10.000 yıldan fazla sürüyor. Evren sadece 10.000 yaşında ise, sarı dairenin dışında hiçbir şey görmeyeceğiz. O zaman karanlık gece gökyüzündeki Samanyolu'nun zayıf ışığının çoğu kaybolacak. Büyük Macellan Bulutu? Tamamen eksik. Andromeda Galaksisi mi? Ben de göremiyorum. Bir Genç bir evrenin gece gökyüzü daha da karanlık olacak.
Evrendeki gök cisimleri arasındaki mesafeyi nasıl belirleriz
Peki evrendeki yıldızlar arasındaki mesafeyi nasıl belirleyeceğiz? Aslında, evrendeki yıldızlar arasındaki mesafeyi belirlememize yardımcı olabilecek birkaç yöntem var. Kozmik mesafe merdiveni.
Q1, paralaks ofset etkisi-ilk kademeye uzaklık
En doğrudan yol kullanmaktır Paralaksın özellikleri . Bir nesneye biraz farklı iki konumdan baktığınızda paralaks oluşur. Bir nesneye baktığınızda, her bir gözünüzün biraz farklı bir perspektifi vardır. Beyniniz, hangi nesnelerin size daha yakın ve hangilerinin daha uzakta olduğunu belirlemek için bu bilgiyi kullanır. Bu yüzden 3D film izlemeye gittiğimizde özel gözlük takmalıyız. Bu gözlük, her bir gözümüzün biraz farklı bir perspektife sahip olmasını sağlar ve bu da bize derinlik yanılsaması verir. Film izlerken gözlüğümüzü çıkarırsak, resim bulanıklaşacaktır. Bunun nedeni, paralaks efektinin olmaması ve filmdeki resimlerin üst üste binmesidir.
Basit bir deneyle görebiliriz Paralaksın etkisi . Baş parmağınızı bir kol mesafesi kadar kaldırın, şimdi tek gözünüzle bakın. Başparmak hareket etmiyorken gözlerimizi değiştirelim. Şu anda başparmağınızın uzaktaki nesneye göre hareket ettiğini göreceksiniz. Bu geçiş denir Paralaks kayması . Başparmağınızı gözünüze yakın tutarak başka bir deney yaparsanız, paralaks kaymasının daha büyük olduğunu göreceksiniz. Böylece mesafe ne kadar uzak olursa, paralaks kayması o kadar küçük olur.
Trigonometrik fonksiyonların bilgisi ile, bir nesnenin paralaksını ölçerek hesaplayabiliriz Bu nesne ile aramızdaki mesafe. Gökbilimciler, yakındaki yıldızların mesafesini ölçmek için dünyanın hareketini bu şekilde kullanırlar. Güneşin etrafında dönen dünyanın yarıçapı 150 milyon kilometredir. Belirli bir yıldızın içindeki bir yıldızı gözlemleyerek Gece pozisyonu Ve sonra Bir kaç ay sonra Gökbilimciler bir gece içinde yıldızın Paralaks kayması . Paralaks kayması ne kadar büyükse, yıldız bize o kadar yakın olur. Şu anda insanlar tarafından başlatıldı Gaia Uzay Aracı Paralaksı birkaç mikrosaniye hassasiyetle ölçme yeteneği, bu da iyi bir doğrulukla ölçüm yapmamızı sağlar Yıldızın 30.000 ışıkyılı ötesindeki uzaklık.
Q2, Cepheid değişken yıldızlar - evren mesafesinin ikinci kademesi
30.000 ışıkyılından fazla mesafe paralaks değişimi kullanılamayacak kadar küçüktür, bu nedenle yıldızların mesafesini gözlemlemek için başka bir yöntem kullanabiliriz, bunlardan birine Sefeid değişken yıldızlar . Cepheid değişken yıldızlar, parlaklıkları bir süre içinde değişen yıldızlardır. Gözlemlenen bu tür ilk yıldız, 1784'te Delta Cephei'dir (Cephei'deki en parlak dördüncü yıldız). Çince adı Zao Fu Yi , Bu nedenle adı Cepheid değişken yıldızdır. Yakındaki bir Cepheid değişken yıldız için, mesafesini paralaks yoluyla belirleyebiliriz ve ayrıca gözlem yoluyla görünür parlaklığını (ne kadar parlak göründüğünü) belirleyebilir ve ardından bir nesnenin parlaklığının mesafeyle arttığı bir fiziksel yasa kullanabiliriz. Artan ve azaldıkça, ters kare yasası olarak adlandırılan mutlak parlaklıklarını (gerçekte ne kadar parlak olduklarını) belirleyebiliriz.
20. yüzyılın başlarında gökbilimciler Henrietta Levitt Az önce analiz edildi 1.700'den fazla değişken yıldız , Sefeid değişken yıldızını keşfetti Mutlak parlaklık-dönem ilişkisi . Belirli bir Macellan Bulutu'ndaki Cepheid değişken yıldızlarını gözlemleyerek, Mutlak parlaklık (parlaklık) ile periyot arasındaki doğrusal ilişki, Şekil 2'de gösterildiği gibi. Bu, Cepheid değişken yıldızlarının " Standart mum ışığı "Değişken periyotlarını gözlemleyerek, mutlak parlaklıklarını belirleyebiliriz. Ardından, mutlak parlaklığı görünen parlaklıkla karşılaştırarak, mesafelerini belirleyebiliriz. Hubble Teleskobu'ndan, yakındaki birçok galaksiyi gözlemleyebiliriz. Sefeid değişken yıldızındaki değişiklikler, böylece yaklaşık olarak ölçebiliriz 100 milyon ışıkyılı içinde galaksi mesafesi .
Q3, Tip 1a ultra yeni tip - kozmik mesafenin üçüncü kademesi
Bu mesafenin ötesinde, Sefeid değişken yıldızının ışığı doğru bir şekilde kullanılamayacak kadar zayıf hale gelir, bu yüzden başka bir yönteme ihtiyacımız var. Bu yöntem genellikle adı verilen başka bir türdür Tip IA Süpernova için Standart Mum Işığı Tamamlamak için. Bu tür bir süpernovanın patlaması genellikle Beyaz cüce ve ana dizi yıldızının ikili yıldız sisteminde.
Güneş büyüklüğündeki bir yıldız, hidrojenden kaçıp çekirdeğinde çöktüğünde, Beyaz cüce. Bu yıldızın bir periyodu olacak Helyum füzyonu, Yıldızın kütlesine bağlı olarak yıldız, çekirdeğinde bazı daha ağır elementleri birleştirecek ve ortaya çıkan ısı ve ışık yıldızın dış malzemesinin çoğunu dağıtarak yıldızın tek bir Kırmızı dev. Ancak bir şey, bu tür yıldızların kütlesinin daha ağır elementleri kaynaştırmaya devam edemeyeceğidir. Bundan sonra, yıldız kalıntıları yerçekimi ile sıkıştırılarak oluşacak Beyaz cüce . Beyaz bir cücede, füzyonun ısısı ve basıncı yerçekimi ile dengelenmez, ancak elektronların dejenere basıncı yıldız yerçekimine direnmek için kullanılır.Elektronlar protonlara bastırılırsa, nötron yıldızları oluşur ve bu da büyük yıldızlara ihtiyaç duyar.
IA tipi süpernovalara genellikle beyaz cüce yıldız ile ana dizi yıldızının çarpışması veya birleşmesinden kaynaklanır. Beyaz cüce, güçlü çekim kuvveti yoluyla yakındaki ana sekans yıldızının malzemesini emecektir. Beyaz cücenin kütlesi güneşin 1.4 katına ulaştığında çekirdek füzyonunu tekrar ateşleyecektir.Hızlı reaksiyon nedeniyle çekirdek şiddetli bir şekilde patlayacak ve 1A tipi bir süpernova oluşturacaktır. Diğeri ise iki beyaz cücenin çarpışması ve bir Tip 1A süpernova patlaması.
Bu tür bir süpernovanın bir özelliği vardır, her zaman Aynı parlaklık hakkında . Bunu, Cepheid değişken yıldızlarından bilinen galaksilerde gözlemledik Tip IA süpernova . Bilinen bir galakside bu tür bir süpernovanın ne kadar parlak göründüğünü gözlemleyebiliriz ve sonra mesafeye dayanarak gerçek parlaklığını belirleyebiliriz. Farklı galaksiler gözlemledik ve IA tipi süpernovaların her zaman aynı parlaklığa sahip olduğunu bulduk.Bunun nedeni, beyaz cücelerin yoldaş yıldızın malzemesini emmesi ve belirli bir kütleye ulaştıklarında patlamaları ve böylece her zaman aynı parlaklığı yaymalarıdır.
Bu özellik, bunları şu şekilde de kullanabileceğimiz anlamına gelir: Standart mum ışığı Uzak galaksilerin mesafesini belirlemek. Uzak bir galakside bir IA süpernovası gözlemlersek, onun parlaklığını gözlemleyebilir ve onu bilinen parlaklığımızla karşılaştırabiliriz, böylece bu galaksinin bizden ne kadar uzakta olduğunu hesaplayabiliriz. Bu, milyarlarca ışıkyılı kozmik mesafeleri ölçmemizi sağlar.
Evrenin yaşını nasıl biliyoruz? Işık hızı son milyarlarca yılda sabit mi?
Şimdi, bir şüpheci olarak, yukarıda bahsedilen her şeyin yalnızca Evrenin uzaklığı, Evren kaç yaşında değil. Elbette uzak galaksilerin ışığının bize ulaşması milyarlarca yıl alabilir. Fakat ışık hızının zamanla değişmeyeceğini nasıl bileceğiz? Ya ışık hızı daha önce daha hızlı giderse? Evrenin yaşını nasıl belirleriz?
Yapabileceğimiz şey, uzak yıldızlar, bulutsular ve galaksilerdeki atomların ve moleküllerin radyasyon spektrumunu gözlemlemektir. Bu tayflar, tanımlamamızı sağlayan parmak izleri gibidir. Galaksilerden ve yıldızlardan hangi elementler yapılır? . Ancak, spektroskopi yoluyla fiziksel sabitlerin zamanla değişip değişmediğini de test edebiliriz. Sadece ışık hızı değil, aynı zamanda elektronların yükü, Planck sabiti vb. . Bu sabitler zamanla değişirse, farklı mesafelerdeki galaksilerin spektrumlarındaki çizgiler birbirine göre hareket edecektir. Spektral çizgiler bazı alanlarda yayılacak ve diğer alanlarda birlikte küçülecektir. Uzaktaki galaksileri gözlemlediğimizde, spektrumlarının hiçbirinin bu tür değişikliklere uğramadığını görürüz. Ekipmanımızın sınırlamaları hesaba katıldığında, bu, geçmiş milyarlarca yılda ışık hızının bir milyarda birden fazla değişemeyeceği anlamına gelir. Gözlemleyebildiğimiz ve algılayabildiğimiz kadarıyla, Işık hızı değişmedi.
Bu, daha uzağa ve daha uzağa baktığımızda, daha uzak bir zamana geri döndüğümüz anlamına gelir. Doppler etkisi sayesinde, ışık kaynağının göreceli hareketinin gözlemlenen ışığın rengini etkileyebileceğini biliyoruz. Işık kaynağı bize doğru hareket ederse, gördüğümüz ışık maviye kayacaktır. Işık kaynağı bizden uzaktaysa, ışık kırmızıya kayar. Kaynak ne kadar hızlı hareket ederse, yer değiştirme o kadar büyük olur.
Birçok yıldızın, galaksinin ve yıldız kümesinin renk değişimlerini ölçtük. Galaksi mesafesi ile kırmızıya kayması arasındaki ilişkiyi çizdiğimizde böyle bir ilişki bulduk Yukarıda gösterildiği gibi, galaksi ne kadar uzaksa, kırmızıya kayma o kadar büyük olur. Bu, galaksi benden ne kadar uzak olursa, bizden o kadar hızlı uzaklaşacağı anlamına gelir. Tüm yönlerde mesafe ve hız arasındaki ilişki aynıdır, bu da evrenin her yöne genişliyor gibi göründüğü anlamına gelir. Yani evren genişliyorsa, geçmişte herhangi bir an, şimdi olduğundan daha küçük olmalıdır. başka bir deyişle, Evrenin sonlu bir yaşı var, başlangıçta çok küçük, çok yoğun ve çok yüksek sıcaklık olmalı . Bu başlangıç noktasına Büyük Patlama diyoruz. Hesaplarsak, evrenin yaşını 13,8 milyar yıl olarak alacağız.
Evrenin genişlemesi yoluyla evrenin kökenini ve yaşını tersine çevirmek, evrenin başlangıcına giden bir yoldur. . Gezegen bilimi, jeoloji ve biyolojinin yanı sıra kozmik mikrodalga arka plan, yıldız evrimi, baryon sonik salınımlar, hidrojen-helyum oranı gibi birçok başka gözlemsel kanıtımız var. Bu kanıtlar, milyarlarca yıl değil, 13,8 milyar yıllık bir evrene işaret ediyor.
Dolayısıyla astronominin ortaya koyduğu kozmik evrim tablosu, yeryüzü evrimi ve biyolojik evrim teorisini de destekler. Evrenin bir başlangıcı ve bir başlangıç anı olduğu için, o zaman dünyamız ve insanlık da evrenin temel yasalarını izlemelidir.
