Bilim adamları uzak gök cisimlerinin mesafesini nasıl ölçer? Görünüşe göre evrenin bir de "hükümdarı" var, sadece ölçün
Astronomik makaleleri okuduğumuzda, genellikle bir dış gezegenin veya belirli bir galaksi veya kara deliğin kaç ışık yılı uzakta olduğunu görebiliriz. Bazı insanlar duyguyla iç çekiyor: Bilim adamları o kadar güçlü ki bu kadar uzun bir mesafeyi ölçebiliyorlar Diğerleri diyor ki: Her neyse, ölçemiyoruz ve bilim adamları sadece barışıyor.
Öyleyse, gerçekten bilim adamları tarafından mı uyduruldu? Gök cisimlerinin mesafesini nasıl ölçüyorlar?
Bilmiyorum ama şok oldum.
Bir önceki sayıda da bahsettiğimiz gibi, üçgen paralaks yöntemini kullanarak gök cisimlerinin uzaklığını 100 ışıkyılı içinde hesaplayabiliriz.
Ve bu yöntem de tartıştığımız nedenlerden dolayı 100 ışıkyılı ötesinde kullanılamaz. Öyleyse bilim adamları, 100 ışıkyılı uzaklıktaki gök cisimlerinin mesafesini nasıl hesaplarlar? Neyse ki, bilim adamları evren-Sefeid değişken yıldızlarına adanmış bir "hükümdar" keşfettiler.
Evrende parlaklığı sabit olmayan ve periyodik olarak değişecek bir tür yıldız vardır ve bu tür yıldızlara değişken yıldızlar denir. Değişken yıldızlar arasında en özel olanı, temsilci - Cepheid'in adını taşıyan Cepheid değişken yıldızları olarak adlandırılır.
Yaklaşık 100 yıl önce, bilim adamları Cepheid değişken yıldızları üzerinde çalışırken, kendi parlaklıklarının doğrudan ışık döngüsüyle ilişkili olduğunu keşfettiler.Bu parlaklık astronomide "mutlak büyüklük" kavramı ile temsil edilebilir. Sözde mutlak büyüklük, bir gök cismi bizden 10 parsek uzağa yerleştirildiğinde çıplak gözle görülen parlaklıktır (32.6 ışıkyılı, parsek kavramı da bir önceki sayıda tanıtılmıştı).
Elbette, tüm gök cisimleri 32.6 ışıkyılı uzaklıkta değildir. Bu mesafeden daha uzaksa gerçek parlaklık mutlak büyüklükten daha koyu olur ve bu mesafeden daha yakınsa mutlak büyüklükten daha parlak olur. Tüm gök cisimleri gerçek konumlarında olduklarında, parlaklıklarını çıplak gözle görebiliriz ki bu görünür büyüklük olarak adlandırılır.
Gökbilimciler, gök cisimlerinin görünen büyüklüğü ona bakarak öğrenebilirler. Aynı zamanda, gökbilimciler gök cisimlerinin mutlak büyüklüğünü ve görünen büyüklüğünü hesaplayabilirler. Bu nedenle, mutlak büyüklüğünü bilmek için yalnızca belirli bir Sefeid değişken yıldızının ışık döngüsünü kaydetmeleri ve sonra onunla aramızdaki mesafeyi ölçmeleri gerekir. O andan itibaren, bilim adamları bir gök cismi arasındaki mesafeyi bilmek istedikleri sürece, sadece yakınlardaki Cepheid değişken yıldızını bulmaları gerekir ve ayrıca galaksideki belirli bir Cepheid değişken yıldızının mesafesini de bilebilirler.
Elbette bu tüm evren için geçerli değil. Samanyolu'nun yanında olmayan galaksi dışı bir galaksi olduğu sürece, içindeki yıldızları doğru bir şekilde görmek bizim için zordur ve bu yöntemi ölçmek için kullanamayız.
Sadece Cepheid değişken yıldızı güncel değil ve yeterince parlak değil, bu yüzden göze çarpan değil.
Daha parlak bir şey var mı?
Evet, süpernova.
Ve bu sıradan bir süpernova değil, bir tip la süpernovadır. Bu süpernovanın özelliği, bir ikili yıldız sisteminde olması ve beyaz bir cüce ve diğerinin yanan bir yıldız olmasıdır. Beyaz cüce çok yerçekimi olduğu için, kendisine eşlik eden yıldızın malzemesini kendi etrafında emebilir, bu nedenle başka bir takma adı vardır: "zombi yıldızı" veya "vampir yıldızı".
Bu beyaz cüce yıldız, güneşin 1,4 katı maddeyi emdiğinde, tekrar nükleer füzyona uğrayacak, bu da dahili karbon ve oksijen elementlerini "patlatacak" ve nikel gibi ağır elementlere kaynaşacaktır. Süpernova patlamalarının parlaklığı sıra dışıdır ve Tip Ia süpernovalarının patlamaları insanları neşelendirebilir. Bu nedenle, onu çok uzaktan bile görebiliriz.
Akıllı bilim adamları, beyaz cücelerin orijinal unsurlarının aynı olduğunu ve patladıklarında kütlelerinin de aynı olduğunu fark ettiler.Bu nedenle, Tip Ia süpernovalarının hepsi patladıklarında aynı parlaktırlar.
Bu şekilde, önceki yönteme geri dönüyoruz: parlaklık, mutlak büyüklüğe eşdeğerdir ve görünen büyüklük, gözlerle veya bir teleskopla gözlemlenir.Aynı hesaplama adımları gerçekleştirildiği sürece, bu tür bir süpernova olduğunu bilebiliriz ve Mesafemiz galaksimiz ile aramızdaki mesafedir.
Sorun, Tip Ia süpernovalarının bile sınırlı parlaklığa sahip olmasıdır. Mesafe daha uzaksa, Tip Ia süpernovasını bile görmeyeceğiz. Öyleyse, daha parlak gök cisimleri var mı?
Evet var, ancak mesafeyi ölçmek için evrenin "hükümdarı" olarak kullanılamazlar. Ancak bilim adamları hala bir yol buldu. Bu yöntem aynı zamanda optik bir yöntemdir, ancak basit bir parlaklık gözlemi değil, bir spektrumdur.
Lise fiziği bir kavram öğretti: Doppler etkisi. Prensip çok basittir: Bir dalganın yayılması sırasında dalganın kaynağı alıcıya yakınsa, dalganın frekansı yükselir, aksi takdirde uzaktayken frekans düşer. Hayatımızda en sık karşılaştığımız şey, yanımızdan geçen bir arabanın kornasıdır, yaklaştığımızda ses perdesi gittikçe yükselir ve uzaklaştığımızda ses donuklaşır, aynısı uçakların uğultusu için de geçerlidir.
Bilim adamları bize şunu söylüyor: Işık aynı zamanda bir tür dalgadır ve ışık kaynağı bizden uzaklaştığında frekans da azalacaktır. Görünür ışıkta, en düşük frekans kırmızıdır. Bu nedenle, eğer bir gök cismi bizden uzaktaysa, spektrumu astronomide "kırmızıya kayma" olarak adlandırılan kırmızımsı hale gelecektir.
Elbette evren genişliyor ve tüm gök cisimleri bizden uzaklaşıyor. Ama bunun mesafeyle ne ilgisi var?
Ne kadar uzakta olurlarsa, bizden o kadar hızlı uzaklaşırlar ve spektrum o kadar kırmızı olur. Başka bir deyişle, bu yöntemi kullanmak, gök cismi çok uzaktadır, sadece ölçüm yapmamıza neden olmaz, aynı zamanda kırmızıya kayma değeri daha büyük ve gözlemlenmesi daha kolaydır. Bu nedenle, evrendeki en uzak gök cisimleri için hepimiz mesafeyi bu şekilde ölçeriz.
Bu nedenle, uzak gök cisimlerinin mesafelerini duyururken, bilim adamları her zaman haklı olmuştur. Elbette bilim adamlarının gök cisimlerine olan mesafeleri hesaplamalarının temeli kendileri de güvenilir olmalıdır. Üç yöntem arasında, kırmızıya kayma yöntemi nispeten güvenilir görünmektedir, Cepheid değişken yıldızlarının yöntemi sorgulanamaz ve Tip Ia süpernovalarının standardı biraz tartışmalı olmuştur. Özellikle son zamanlarda, Koreli bilim adamları, bir Tip Ia süpernovasının parlaklığının mutlaka sabit olmadığına ve çevresi, selefinin dönüş hızı ve yoldaşı yıldızın doğası gibi birçok faktörle ilişkili olabileceğine dikkat çekti. Tip Ia süpernovalarının parlaklığı gerçekten sabit değilse, belki bu aralıklandırma yöntemi tekrar tartışılabilir.
Kısacası, bilim gelişiyor ve bilim adamları, elde etmenin imkansız olduğunu düşündüğümüz verileri ölçmenin her zaman daha fazla yolunu bulacaklar. Tam da bilim insanlarının bilimimizin bugüne kadar geliştirebileceği "imkansız" bir görevi tamamladıkları içindir, değil mi?
