Kozmik Uzaklık Merdiveni Nedir? Kozmolojide Büyük Uzaklıklar Nasıl Ölçülür?

Kozmolojide uzaklıkların hassas bir şekilde ölçülebilmesi oldukça önemlidir. Çünkü Hubble sabiti gibi parametrelerin hassas bir şekilde belirlenebilmesi için, uzaklıkların sağlıklı bir şekilde belirlenebilmesi gerekir. Hubble sabitinin de birçok diğer parametrenin belirlenmesinde önemli bir rolü olduğunu düşünecek olursak kozmolojik açıdan, uzaklık belirleme çok önemli bir konudur. Fakat uzaklığı doğrudan ölçmek oldukça problemlidir. Bunun için çeşitli uzaklık ölçüm yöntemleri, birbirlerini teyit etme ve geliştirme amacıyla farklı kombinasyonlar şeklinde kullanılır. Her bir yöntemin bir basamağı oluşturduğu bu yönteme, uzaklık merdiveni adı verilir.

Astronomide belki de 20'den fazla uzaklık ölçüm yöntemi vardır, fakat bunların çoğu benzer bir mantıktan faydalanır ve çok da uzağı ölçmemize olanak tanımaz. Yöntemlerin birçoğu kendi gökadamız içerisinde sınırlıyken, birçoğu da yerel kümenin dışına çıkamaz. Ancak süpernova, maser gözlemleri gibi ender yöntemler bu sınırları aşabilir.

Fakat buna rağmen, bu kadar fazla yöntemin olması önemli bir avantajdır. Bu durum, uzaklık merdiveninin mantığında yatar. Her bir basamak bir yöntem olduğuna göre, farklı yöntemlerle farklı merdivenler kurabilirsiniz. Böylece birinde öngöremediğiniz bir sistematik hata bulunuyorsa, bu durumdan kurtulmuş olursunuz.

Astronomide Uzaklık Ölçümleri

Astronomide uzaklık ölçümü genelde çok basit bir prensibe dayanır: Işığın uzaklaştıkça daha sönük görünmesi. Önünüzde bir fener olduğunu ve belirli bir mesafeden buna baktığınızı düşünün, eğer fenerden uzaklaşırsanız, gördüğünüz parlaklık da düşecektir, halbuki fenerin kendi parlaklığı değişmemiştir. Eğer fenerin kendi parlaklığını bilirseniz ne kadar uzaktan size ne kadar parlak görüneceğini de bilebilirsiniz.

Astronomik gözlemlerde biz, cismin görünür parlaklığını ölçüyoruz. Eğer o cismin salt parlaklığını bilirsek, cisme olan uzaklığı ölçebiliriz. Lakin bir cismin salt parlaklığını nasıl bilebiliriz? Bunu bilebilmek için, en azından o cismin uzaklığını bir kere ölçebilmiş olmamız gerekir. Örneğin Tip Ia Süpernovalar nerede olurlarsa olsunlar aynı ışıtmaya sahiptir. Eğer bir kere bir Tip Ia süpernovanın uzaklığını ölçebilirsek, evrenin diğer yerinde gözlediğimiz Tip Ia Süpernovaların uzaklıklarını, artık onların salt parlaklıklarını bildiğimizden ötürü ölçebiliriz.

Uzaklık merdiveni ile ilgili anlaşılması gereken bir diğer önemli nokta, merdivenin ilk basamağının, ikinci basamağın olmasına olanak tanımasıdır. Yani ilk basamak olmadan, ikinci basamağı koyamazsınız. Örneğin, Tip Ia Süpernovalar uzaklık belirlemede çok sık kullanılır, çünkü belirli bir salt parlaklıkları vardır ve çok uzaklardan görünebilirler. Böylelikle ışığın ne kadar azalmış olduğundan uzaklığını bulabilirsiniz. Fakat o salt parlaklık değerini bilebilmek için, en az bir kere, bir süpernovanın uzaklığını ölçmüş olmanız gerekir. Bunu da diğer yöntemler sayesinde yapabilirsiniz.

Diğer yöntemler yakınlar mesafelerde çalışıyor, lakin yakınlarda bir Tip Ia Süpernova öyle kolay kolay gerçekleşmez, şimdi ne yapacağız? Basamak basamak ilerleyeceğiz.

Quora

Paralaks yöntemiyle, bir Cepheid yıldızının uzaklığını belirleyerek ve Cepheid yıldızlarının periyot-ışıtma ilişkisinden faydalanarak, evrenin herhangi bir yerindeki Cepheid'in uzaklığını ölçebiliriz. Şanslıyız ki Cepheid yıldızları yerel grup içerisinde görülebilecek kadar parlaktır ve Tip Ia Süpernova gerçekleşen bir gökadadaki bir Cepheid'i kullanarak, artık o süpernovanın uzaklığını bulabiliriz. Bir Tip Ia Süpernovanın uzaklığını ölçerek salt parlaklıklarını belirlediğimize göre, artık evrenin herhangi bir yerindeki Tip Ia Süpernovaların uzaklıklarını bulabiliriz. Böylelikle üç basamaklı bir merdiven oluşturmuş olduk: Paralaks, Cepheid ve Tip Ia Süpernova.

Eğer herhangi bir yönteminizde bir hata varsa, bu durum bir üst basamakta yaptığınız ölçümlere de yansıyacaktır. Bu yüzden farklı yöntemleri farklı kombinasyonlar şeklinde kullanarak farklı uzaklık merdivenleri tanımlanır ki, sistematik hatalardan kurtulabilelim. Ayrıca bu şekilde bir hata tespit edilirse, elimizdeki bir yanlışı da fark edip yeni bir bilimsel keşfin de önünü açmış oluruz.

Uzaklık belirlemede en sık kullanılan yöntemler Paralaks, anakol çakıştırma, RR Lyrae ve Cepheid değişen yıldızları, TRGB yöntemi, Sunyaev-Zel'dovich etkisi, Tully-Fisher ilişkisi, yüzey parlaklık dalgalanmaları, küresel küme ışıtma fonksiyonu, gezegenimsi bulutsu ışıtma fonksiyonu, MASER'lar ve Tip Ia Süpernovalardır.