g u t x .com.tr İpek yolu - Çin'i anlamaya götürürüm

Evrenin mesafe merdiveni: engin evrenin boyutunu nasıl ölçebiliriz

Bilim adamları, uzak galaksilerin mesafesini belirlemek için yavaş yavaş çeşitli yöntemler geliştirdiler.

Gözlemleyebildiğimiz en uzak gökada, evrenin başlangıcında doğmuştur ve son derece eskidir.

Evren mesafe merdiveni 1: radyo yansıması

Bugün, Samanyolu'nun çapının yaklaşık 100.000 ışıkyılı olduğuna büyük bir güvenle inanabiliriz. Elbette gözlemleyebileceğimiz evrenin kapsamı bu ölçeğin çok ötesinde. En son teoriye göre, gözlemleyebildiğimiz, sözde "gözlemlenebilir evren" olan tüm evrenin çapı yaklaşık 93 milyar ışıkyılıdır. Peki bu sonucu nasıl elde ettik? Tozlu dünyada yaşayan biz küçük yaratıklar, bu kadar büyük bir mesafe değerini nasıl ölçebiliriz?

Polonyalı gökbilimci Copernicus günmerkezli teoriyi ortaya koyduğundan, evreni anlamada kendi önyargılarımızdan kurtulmamız bizim için zor görünüyor ve bu özellikle evrenin ne kadar büyük olduğu konusunda belirgindir. Bugün bile, en son verilerin elde edilmesiyle birlikte, evrenin büyüklüğü hala önceki anlayışımızı altüst ederek bizi sürekli olarak kendi fikirlerimizi güncellemeye zorluyor.

Caitlin Casey (Caitlin Casey), Teksas, Austindeki Teksas Üniversitesinde kozmoloji alanında uzman bir astronomdur. Gökbilimcilerin, yalnızca dünya ile güneş sistemindeki diğer gök cisimleri arasındaki mesafeyi hesaplamak için değil, aynı zamanda galaksiler arasındaki mesafeyi ve hatta tüm gözlemlenebilir evrenin büyüklüğünü ölçmek için bir dizi dahice araç ve yöntem geliştirdiklerini belirtti. .

Tüm bu mesafeleri ölçme yöntemine "kozmik mesafe merdiveni" denir. Bu merdivenin ilk seviyesi en kolay olanıdır ve günümüzde bu merdiven seviyesi aynı zamanda modern ileri teknolojide yaygın olarak kullanılmaktadır.

Cassie, "Yakın mesafedeki gezegenlerin yüzeyine doğrudan radyo dalgaları gönderebilir ve Venüs ve Mars gibi yansıyan sinyalleri alabilir ve sinyalin ileri geri gitmesi için gereken süreyi ölçebiliriz. Bu çok doğru bir mesafe değeri verecektir."

Porto Riko adasındaki Arecibo teleskopu gibi büyük radyo teleskopları bu tür işleri yapabilir, ancak bu tür ekipmanlar daha fazlasını yapabilir. Örneğin, Arecibo Radyo Teleskopu uzaktaki asteroitleri gözlemleyebilir ve bu asteroitlerin yüzeyindeki radyo sinyallerinin yansıma özelliklerine dayanarak yüzey morfolojilerinin bir haritasını çizebilir.

Bununla birlikte, güneş sistemi dışındaki gök cisimlerinin mesafelerini ölçmek için radyo teleskopları kullanmak biraz pratik görünmüyor. Bu noktada üçgen paralaks yöntemini kullanmamız gerekiyor.

Porto Riko adasındaki Arecibo radyo teleskopu 305 metre açıklığa sahiptir ve şu anda dünyanın en büyük radyo teleskopudur, ancak yakında Çin, Guizhou'daki 500 metrelik FAST radyo teleskopu tarafından aşılacaktır.

Evren mesafe merdiveni 2: Üçgen paralaks yöntemi

Aslında bu yöntemi her zaman kullandık ama tamamen farkında değiliz. İnsanlar, birçok hayvan gibi, içgüdüsel olarak kendileriyle uzaktaki nesneler arasındaki mesafeyi yargılayabilir, her şeyden önce iki gözümüz sayesinde.

Gözlerinizin önüne bir cisim koyup, sonra bir gözünüzü açıp diğer gözü kapatırsanız ve ardından başka bir gözle tekrarlarsanız, gözlerinizin önüne koyduğunuz cismin hafifçe hareket ettiğini göreceksiniz. Bu paralaks. Bu şekilde, iki gözlem arasındaki fark, gözlemlenen nesnenin mesafesini hesaplamak için kullanılabilir.

Beynimiz, iki gözün sağladığı gözlem sinyallerine göre mesafeyi otomatik olarak değerlendirecektir Gökbilimciler, daha yakın olan yıldızların mesafesini ölçmek için aynı yöntemi kullanırlar. Tek fark onlarda olabilir. Kullanılan reseptörler farklıdır, gözler değil teleskoptur.

Lütfen uzayda özgürce yüzen iki gözün olduğunu ve konumlarının güneşin her iki tarafında olduğunu hayal edin - aslında tam da bunu yapıyoruz - dünyanın devrimi nedeniyle, her yıl altı ay geçireceğiz. Zaman güneşin bir tarafında ve yılın diğer yarısı güneşin diğer tarafında. Bu şekilde, kışın ve yazın yıldızları gözlemlediğimizde, uzaktaki kozmik arka plana göre konum değişikliklerini mesafelerini ölçmek için kullanabiliriz.

Cassie şöyle dedi: "Gökyüzündeki bir yıldızın konumunu yılın belirli bir zamanında, örneğin Ocak ayında belirliyoruz. Sonra 6 ay daha beklememiz gerekiyor ve sonra 7'de Aynı yıldız aynı ayda ölçülür ve biz Dünya'nın yörüngesindeki güneşin diğer tarafındayız. "

Bununla birlikte, bu yöntemin kendi sınırlamaları da vardır, yani yıldızların uzaklığı çok uzak olduğunda - yaklaşık 100 ışıkyılı uzaklıkta, bu yıldızların gösterdiği paralaks değerleri anlamlı olamayacak kadar küçüktür. Hesaplama. Ancak bu mesafede bile, galaksimizin kenarından hala çok uzaktayız.

Bu noktada, "ana dizi uydurma" adlı bir yönteme ihtiyacımız var. Bu, farklı boyutlardaki yıldızların (sözde "ana dizi yıldızları") zaman içindeki evrimini anlayışımıza bağlıdır.

Üzerinde yaşadığımız güneş bir ana dizi yıldızıdır

Evren mesafe merdiveni 3: ana sıra uydurma yöntemi

Kesin olan bir şey var, yani zamanla bu yıldızların rengi giderek daha kırmızı olacak. Bu yıldızların rengini ve parlaklığını doğru bir şekilde belirleyerek ve bu yıldızları, mesafeleri paralaks yöntemiyle ölçülen ana dizi yıldızlarıyla karşılaştırarak, kozmik ölçümümüzü büyük ölçüde genişletebileceğiz. Cetvel, birçok uzak yıldızın mesafesini tahmin etmek için.

Bu yöntemin arkasındaki temel dayanak, benzer kütleli ve benzer yaştaki yıldızların aynı mesafede iseler aynı parlaklığa sahip olmaları gerektiğine inanmamızdır. Ama gerçek şu ki, bu yıldızların hepsi farklı görünüyor, bu da onların mesafelerinin farklı olduğu anlamına geliyor.

Bu tür analizde kullanıldıklarında, ana sekans yıldızları genellikle bir tür "evrensel standart mum ışığı" olarak kabul edilir - sadece büyüklüklerini (parlaklıklarını) ölçerek mesafelerini hesaplayabiliriz. Bu tür standart mum ışığı, evreni tahmin edilebilir bir şekilde aydınlatarak tüm alana yayılır. Ancak ana sekans yıldızı hikayenin tamamı değil.

Yıldız parlaklığı ve uzaklık arasındaki ilişkinin bu tür bir anlayışı, diğer galaksilerin içinde bulunanlar gibi daha uzak gök cisimlerinin mesafesini ölçerken hala kritik öneme sahiptir. Bununla birlikte, bu kadar uzakta, ana dizi uydurma menzil yöntemi zayıf görünmeye başladı, çünkü bu gök cisimleri genellikle milyonlarca ışıkyılı uzaklıkta, hatta daha uzakta ve onları doğru bir şekilde ölçmek giderek zorlaşıyor.

RS Pupero, tipik bir Sefeid değişken yıldız. Harvard Üniversitesi'nde bir kadın gökbilimci olan LeWitt, bu özel değişken yıldızın ışık döngüsü ile gerçek parlaklık arasındaki ilişkiyi keşfeden ilk kişi oldu.

Evren mesafe merdiveni 4: Cepheid değişken yıldızlar ve evrensel standart mum ışığı

Ancak 1908'de, Amerika Birleşik Devletleri'ndeki Harvard Üniversitesi'nde kadın bilim adamı olan Henrietta Swan Leavitt, astronomların çok uzaktaki gök cisimlerini ölçmelerine yardımcı olacak son derece önemli bir keşif yaptı. . LeWitt, evrende "Cepheid değişkeni" (Cepheid değişkeni) adı verilen özel bir yıldız sınıfı olduğunu fark etti.

Cassie işaret etti: "LeWitt, bu tür özel yıldızların parlaklığının zamanla değişeceğini keşfetti ve parlaklık değişim periyodu ile gerçek parlaklığı arasında doğrudan bir ilişki var."

Özetle, Sefeid değişken bir yıldızın ışık döngüsü ile parlaklığı arasında bir korelasyon vardır ve ışık döngüsü ne kadar uzunsa, parlaklık da o kadar büyük olur. Başka bir deyişle, bu parlak Sefeid değişken yıldızları, bu sönük Sefeid değişken yıldızlarından daha uzun bir "titreşim" periyoduna (genellikle ışık döngüsü birkaç gün kadar uzun olabilir) sahiptir. Gökbilimciler ışık değişim periyodunu nispeten daha kolay belirleyebildikleri için yıldızın gerçek parlaklık verilerini alabilirler. Yani, tersine, bir Sefeid değişken yıldızının parlaklığını gözlemleyerek, onların gerçek mesafesini hesaplayabiliriz.

Esasen, Cepheid değişken yıldız yöntemi, parlaklığın özünde olduğu ana dizi uydurma yöntemine benzer. Ancak sorunun özü, uzaktaki gök cisimlerinin mesafesini ölçmenin yeni bir yolunu bulmuş olmamızdır. Ve sahip olduğumuz "metre cetvelleri" ne kadar fazla olursa, evrenin gerçek ölçeğini o kadar iyi anlayabiliriz.

Shapley için, sonunda onu Samanyolu'nun çok büyük olduğuna ikna eden şey, Cepheid değişken yıldızlarının keşfi oldu.

1920'lerde Amerikalı gökbilimci Edwin Hubble, yakınlardaki Andromeda Gökadasında Cepheid değişken yıldızları tespit etti ve bu hesaplamaya dayanarak Andromeda Gökadasının bizden sadece 1 milyon ışık yılı uzaklıkta olduğunu hesapladı.

Bugün, Andromeda Gökadası'nın uzaklığına ilişkin en iyi tahminimiz yaklaşık 2,54 milyon ışıkyılıdır. Ancak böyle bir hata Hubble'ın itibarına en ufak bir zarar vermez. Aslında, şimdiye kadar, Andromeda Gökadası'nın kesin mesafesine ilişkin ölçümlerimizi düzeltmek için hâlâ çok çalışıyoruz. Yukarıda bahsedilen 2,54 milyon ışık yılı, aslında en son birkaç farklı ölçümün sadece ortalamasıdır.

Bu, evrendeki gök cisimleri arasındaki mesafenin ölçülmesinin bugün bile ne kadar zor olduğunu gösteren sadece bir durum. Görece güvenilir bazı tahminler yapabiliriz, ancak evrendeki galaksiler arasındaki mesafeyi doğru bir şekilde hesaplamak aslında son derece zordur. Evren o kadar büyük ki burada bitmeyecek.

Hubble ayrıca Tip Ia süpernova adı verilen bir beyaz cüce yıldız patlaması sınıfının parlaklığını da ölçtü. Bu gök cisimleri son derece parlaktır ve çok uzun mesafelerden gözlemlenebilir ve ölçek milyarlarca ışıkyılı uzağa uzanabilir.

Bu tür özel süpernova patlamalarının parlaklığı teorik olarak hesaplanabildiğinden, astrofizikçiler tüm Tip Ia süpernovalarının parlaklığının temelde aynı olduğu sonucuna vardılar. Böylelikle, Cepheid değişken yıldızları gibi, parlaklıklarını gözlemleyerek uzaklık değerlerini doğrudan alabiliriz. Yukarıdaki nedenlerden dolayı, hem tip Ia süpernova hem de Cepheid değişken yıldızları, gökbilimciler tarafından sevgiyle evrende "standart mum ışığı" olarak adlandırılır.

Ama evrende, son derece uzak gök cisimlerinin mesafesini ölçmemize yardımcı olabilecek çok özel bir araç da var Bu araç kırmızıya kaymadır.

Evren mesafe merdiveni beş: kırmızıya kayma

Günlük hayatınızda şu deneyimi yaşayabilirsiniz: Önünüzden bir ambulans veya polis arabası geçtiğinde, araba konumunuza yaklaştığında, sirenin keskinleştiğini ve arabanın uzaklaştığını göreceksiniz. Gittikçe alarmın tonu yavaş yavaş azaldı. Bu fenomenin arkasında aslında "Doppler etkisi" adı verilen fiziksel bir ilke vardır - bir araç size yaklaştığında ses dalgası sıkıştırılır, frekans artar ve ses keskinleşir; aksine ses dalgasının dalga boyu yukarı çekilir ve ton olur. azaltın.

Işık dalgaları için durum benzerdir, ancak ölçek çok daha incedir. Bu etkiyi, uzak gök cisimlerinden gelen ışığın spektral analizi yoluyla tespit edebiliriz. Yıldızların tayfında, ışık kaynağı tarafından yayılan ışıkta belirli tipteki elementlerin soğurulmasıyla oluşan soğurma çizgileri olan bazı koyu çizgiler olacaktır.

Gözlemler gösteriyor ki tüm galaksiler bizden uzaklaşıyor ve galaksiler ne kadar uzaklaşırsa o kadar hızlı uzaklaşıyorlar.Bu meşhur Hubble kanunu ve bunun arkasındaki öz evrenin genişlemesi. Yukarıdaki alarm sesine benzer şekilde, galaksi bizden ne kadar hızlı uzaklaşırsa, dalga boyu o kadar belirgin olur ve spektrumdaki performansı kırmızıya kayma denen kırmızı uca kayar. Daha sonra Hubble yasasına göre, galaksiler bizden ne kadar uzakta olursa, spektrumlarında sergiledikleri kırmızıya kaymanın o kadar büyük olduğu görülebilir. Bu nedenle, sırayla, uzak galaksilerin spektral kırmızıya kaymalarının gözlemlenmesi, evren genişlemesi teorisi için de sağlam gözlemsel kanıtlar sağlar.

NASA proje bilimcisi Kartik Sheth şunları söyledi: "Bu, bir balonun yüzeyine çok sayıda nokta çizmek gibidir - her nokta bir galaksiyi temsil eder, sonra balonu patlatırsanız tüm noktaları bulacaksınız. Aralarındaki karşılıklı mesafe artıyor. Bu evrendeki duruma biraz benziyor. Evren genişledikçe her galaksi birbirinden uzaklaşıyor. "Temelde gök cisimlerinden yayılan elektromanyetik dalgaların dalga boyu farklıdır. Değişecek, ancak uzay-zamanın genişlemesi nedeniyle elektromanyetik dalgaların dalga boyu uzuyor. "

Galaksilerin uzaklaşma hızı ne kadar yüksekse, bizden o kadar uzaklaşır ve spektral kırmızıya kayma özellikleri o kadar barizdir. Edwin Hubble, uzak galaksilerde Cepheid değişken yıldızlarını gözlemledi ve gözlemlerini bu yıldızların tayfsal kırmızıya kaymalarıyla ilişkilendirdi.

Şimdi kritik bir bağlantıya ulaştık. En büyük kırmızıya kayma ile aldığımız elektromanyetik sinyal, 13,8 milyar ışıkyılı uzaklıktan geldiğini gösterdi. Başka bir deyişle, bu gözlemleyebildiğimiz en eski ışıktır ve bize evrenin yaşını da belli bir dereceye kadar gösterir.