Galaksilerin Uzaklıkları Nasıl Ölçülür?

Galaksimiz Samanyolu yüz milyarca yıldızı içerisinde barındırıyor, fakat evren bu kadar devasa bir çeşitlilikle dahi sınırlı kalmamış. Aynı zamanda, yalnızca görünür evrende, yüz milyarlarca da galaksi olduğunu düşünüyoruz. Üstelik bunlar kayda değer büyüklükte olanlar, eğer büyüklüklerini biraz daha aşağıya çekersek, sayı trilyonlara yaklaşabiliyor.
Yıldızlar, belirli bir noktadan sonra çok sönük kaldıklarından dolayı, görebildiğimiz en uzak cisimler galaksiler oluyor. Yani görünür evrenin boyutunu anlamada bu galaksilerden faydalanabiliriz, tek yapmamız gereken onların uzaklıklarını ölçmek. Fakat bu kadar uzak bir şeyin uzaklığı nasıl ölçülür?
Aslında bunun için çok sayıda yöntem var. Biz şimdilik, fazla detaya boğulmadan en sık kullanılan üç yöntemi ele alalım: Tip Ia süpernovalar, Cepheid değişen yıldızları ve Tully-Fisher ilişkisi. Eğer daha detaylı bir inceleme istiyorsanız, şu yazımıza göz atabilirsiniz.

Tip Ia Süpernovalar

Tip Ia süpernovalar, bileşenlerden birinin beyaz cüce olduğu çiftli sistemlerde gerçekleşir. Diğer bileşen herhangi türden bir yıldız olabilir. Beyaz cüce, eğer bu yıldızdan madde çalabilirse, kütlesi artmaya başlar ve bir eşik noktasına gelir. Bu noktada birden başlayan nükleer reaksiyonlar, beyaz cücenin belirli bir kütle değerinde aniden patlamasına neden olur. Bu patlama sırasında ortaya çıkan ışıma ise, standart bir mum görevi görür. Çünkü bu patlamalar evrenin neresinde olursa olsun, aynı mekanizma tarafından gerçekleştiğinden ötürü, aynı parlaklıkla ortaya çıkar. Fakat ne kadar uzakta olursa, bize o kadar sönük görünecektir. Bu da aslında tam istediğimiz şeydir, mesele onun salt parlaklığını belirleyebilmektir.
1 metre uzaktaki parlaklığının ne kadar olduğunu bildiğiniz bir el feneri düşünün, 10 metre öteye gittiğinde size ne kadar parlak görünmesi gerektiğini bilebilirsiniz. Burada da tam olarak bu ilişkiden faydalanılır. Tip Ia süpernovalar standart mumlar olarak kabul edilirler, belirli bir uzaklıktaki ışımaları bilindiğinden dolayı, gözlenen ışımaları ile hesap yapılarak uzaklıkları bulunabilir.
Tip Ia süpernovaların galaksi ile ne alakası diye yerinde bir soru sorabilirsiniz. Aslında bu tam olarak ihtiyacımız olan şey, çünkü süpernova patlamaları, yıldızların olduğu yerde, yani galaksilerde gerçekleşir. Eğer süpernovanın uzaklığını ölçerseniz, galaksinin de uzaklığını ölçmüş olursunuz. Aradaki devasa mesafeye oranla, galaksinin boyutu çok önemsiz kaldığından, süpernova patlamasının galaksinin neresinde olduğu çok da bir şeyi değiştirmez, fakat bu da pekala hesaplanabilir.
Tip Ia süpernovalar çok şiddetli patlamalar olduğundan dolayı (Güneş'in ömrü boyunca yayılan enerji çok kısa bir sürede salınır), gözlenebilir evrenin en uç köşelerinden bile görünebilir. Bu sebeple Tip Ia süpernovalar, kozmolojik uzaklık ölçümlerinin vazgeçilmez aracıdır.

Cepheid Değişen Yıldızları

Cepheid adınızı verdiğimiz değişen yıldızlar, zaman içerisinde parlaklıklarında değişim gösterirler. Bunun sebebi yıldızın çeşitli astrofiziksel süreçler dolayısıyla şişip büzüşmesidir. Yıldız periyodik olarak genişler ve büzüşür. Bu da yıldızın parlaklığının periyodik olarak değişmesi demektir.
Yapılan çalışmalar, Cepheid yıldızlarının zonklama dönemleri ile salt parlaklıkları arasında bir ilişki olduğunu ortaya çıkarmıştır. Salt parlaklık bizim tam olarak bilmek istediğimiz şey, çünkü elimizde olan, gözlemle elde ettiğimiz görünür parlaklık. Görünür parlaklık ve salt parlaklık biliniyorsa, uzaklık bilinebilir (fener örneğini hatırlayın).
Yani sadece yıldızın parlaklığının değişim periyodunun gözlenmesi, onun ne kadar uzakta olduğunu belirlememize olanak tanır. Müthiş bir fırsat! Fakat ne yazık ki Cepheid değişenleri Tip Ia süpernovalar gibi çok uzaklardan görünemez, bu yüzden yalnızca yakın galaksilerin uzaklıklarının ölçümünde kullanılabilir.

Tully-Fisher İlişkisi

Bazen galaksilerin kendileri de bir uzaklık belirteci olarak kullanılabilir. Sarmal galaksiler, dönme hızları ile salt parlaklıkları arasında bir ilişki gösterirler. Bir sarmal galaksi ne kadar hızlı dönüyor ise, özünde o kadar parlaktır ve sarmal galaksinin dönmesi, ölçebildiğimiz bir niceliktir. Bu sayede galaksinin salt parlaklığını yaklaşık olarak belirleyebilir, yani uzaklığını ölçebiliriz. Eliptik galaksiler için ise durum biraz daha karmaşıktır, çünkü onlar belirgin bir dönme göstermezler.
Elbette burada kısaca bahsettiğimiz durumlar, uygulaması o kadar da kolay durumlar değildir. Çok karmaşık analizler gerektirir ve hala bazı noktaları ciddi tartışmalar barındırmaktadır. Fakat elimizdeki tek yöntem bunlar olmadığı için, aynı galaksinin uzaklığını farklı yöntemlerle ölçüp, yöntemler arasındaki uyuşmazlığı da test edebiliriz. Bunun gibi çeşitli bilimsel yöntemler izlenerek, günümüzde birçok uzaklık ölçümü hassas bir biçimde yapılabilmekte, olası sorunlar tespit edilebilmektedir.
*Bu yazı konuyu basit düzeyde merak edenler için çok yüzeysel olarak ele alınmıştır. Eğer daha çok detay merak ediyorsanız, yazının içerisinde verdiğimiz bağlantılara tıklayarak daha detaylı bilgiye ulaşabilirsiniz. Eğer bunlar da sizi tatmin etmiyorsa, size çok daha kapsamlı olan şu yazımızı öneriyoruz. Keyifli okumalar.

---

Hazırlayan:Ögetay Kayalı
Referanslar
1. Livio, M., & Riess, A. G. (2013). Measuring the Hubble constant. Physics Today, 41(66), 1–80. https://doi.org/10.1063/PT.3.2148
2. Freedman, W. L., & Madore, B. F. (2010). The Hubble Constant. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 48, 673–710. https://doi.org/10.1146/annurev-astro-082708-101829
3. Mazzali, P. A., Röpke, F. K., Benetti, S., & Hillebrandt, W. (2007). A common explosion mechanism for type Ia supernovae. Science (New York, N.Y.), 315(5813), 825–8. https://doi.org/10.1126/science.1136259
4. Mould, J., & Sakai, S. (2008). The Extragalactic Distance Scale Without Cepheids, (2003), 2006–2009. https://doi.org/10.1088/0004-637X/694/2/1331