buzlu.org

1920′lerde, Edwin Hubble, Wilson Dağı Gözlemevi’ndeki 100″ lik yeni inÅŸa edilmiÅŸ teleskopu kullanarak, birkaç nebuladaki (bulutsu) deÄŸiÅŸen yıldızları, doÄŸası astronomi çevrelerinde hararetli bir tartışma konusu olan, dağınık cisimleri ortaya çıkarmıştır. O’nun Sefeid DeÄŸiÅŸkenleri olarak adlandırılan bir yıldızlar sınıfına benzeyen karakteristik bir kalıba sahip bu deÄŸiÅŸen yıldızlar için keÅŸfi devrimyaratmıştır.

Daha önceden, Harvard Koleji Gözlemevi’nde çalışan bir kadın astronomlar grubunun üyesi, Henrietta Levitt, bir Sefeid DeÄŸiÅŸken Yıldız’ın bu periyotları ve bunun parlaklığı arasında yoÄŸun bir korelasyon olduÄŸunu göstermiÅŸti. Bu yüzden, Hubble, bu yıldızların ve akılarının periyodunu ölçerek, bu nebulaların kendi galaksimiz içindeki bulutlar olmadığını, fakat kendi galaksimizin kıyısının çok ötesinde dış galaksiler olduklarını gösterebilmiÅŸti.

Hubble’ın ikinci devrimsel keÅŸfi, O’nun Sefeid’e dayalı galaksi mesafe belirlemeleri ve bu galaksilerin göreli hızlarının ölçümleri planıdır. Daha uzak galaksilerin bizden daha hızlı bir ÅŸekilde uzaklaÅŸtıklarını göstermiÅŸtir: Evren statik deÄŸildir, ancak genleÅŸmektedir. Bu keÅŸif, modern kozmoloji çağının baÅŸlangıcını belirlemiÅŸtir.

Bugün, Sefeid DeÄŸiÅŸkenleri, galaksilere olan uzaklıkları ölçmek için en iyi metot olarak kalmıştır ve bunlar genleÅŸme oranı ve Evren’in yaşını belirlemede çok önemlidir.

Sefeid DeÄŸiÅŸkenleri Nedir?

Güneş ve Sefeid Değişen Yıldızlar dahil, bütün yıldızların yapısı yıldızdaki maddenin donukluğu (opaklığı) ile belirlenir. Eğer madde çok donuksa, o zaman fotonların yıldızın sıcak merkezinden dışa dağılması uzun sürecektir ve güçlü sıcaklık ve basınç eğimleri yıldızın içinde gelişebilir.

Eğer madde neredeyse saydam ise, o zaman fotonlar yıldızın içinde kolaylıkla hareket ederler ve herhangi bir sıcaklık eğrisini silerler. Sefeid Yıldızlar, iki hal arasında salınırlar: Yıldız, yoğun haldeyken, atmosferindeki bir tabakadaki helyum tek başınaiyonlaşır. Fotonlar, tek başına iyonlaşmış helyum atomlarındaki bağlı elektrondan dışa saçılırlar, bu yüzden, tabaka çok donuktur ve tabaka boyunca büyük sıcaklık ve basınç eğimleri oluşur.

Bu büyük basınçlar, tabakanın (ve tüm yıldızın) genleşmesine sebepolur. Yıldız, genleşmiş haldeyken, tabakadaki helyum iki kat iyonlaşır, böylece tabaka ışınıma daha geçirgen olur ve tabaka boyunca daha zayıf basınç eğimleri olur. Yıldızı çekim gücüne karşı destekleyecek basınç eğimi olmaksızın, tabaka ve (tüm yıldız) büzülür ve yıldız sıkıştırılmış haline geri döner.

Sefeid Değişken Yıldızlar, beş ila yirmi Güneş kütlesi arasında kütlelere sahiptirler. Daha kütleli yıldızlar, daha parlaktırlar ve daha genişlemiş kaplamalara sahiptirler. Kaplamaları daha genişlemiş olduğundan ve kaplamlarındaki yoğunluk daha düşük olduğundan, tabakadaki yoğunluğun ters kare köküne orantılı olan değişebilirlik periyotları daha uzundur.

Sefeidleri Kullanmadaki Zorluklar

Sefeidleri mesafe belirteçleri olarak kullanmakla birlikte, çok sayıda zorluk da olmaktadır Yakın geçmişe kadar, astronomlar, yıldızlardan gelen akıları ölçmek için fotoğraf klişeleri kullanmışlardır. Klişeler, yüksek derecede doğrusal değildi ve sıklıkla hatalı akış ölçümleri ortaya çıkıyordu.

Kütleli yıldızlar, daha kısa ömürlü olduklarından, daima kendi tozlu doğum yerlerinin yakınında konumlanmış olurlar. Özellikle çoğu fotoğraf görüntüsünün çekildiği mavi dalga boylarındaki toz ışığı emer ve eğer uygun bir şekilde düzeltilemezse, bu toz emilmesi hatalı parlaklık belirlemelerine yol açabilir.

Sonuç olarak, uzak galaksilerdeki Sefeidleri, yerden tespit etmek çok zor olmaktadır: Yerküre’nin dalgalanan atmosferi, bu yıldızları ana galaksilerinin yayılan ışığından ayırmayı imkansız hale getirmektedir.

Sefeidleri, mesafe belirteçleri olarak kullanmaktaki bir diÄŸer tarihi zorluk, yakınındaki bir Sefeid modeline olan mesafeyi belirleme problemi olmuÅŸtur. Son yıllarda, astronomlar kendi Samanyolu Galaksimizin uydu galaksilerinden ikisi olan Büyük Magellan Bulutu (LMC) ve Küçük Magellan Bulutu’na (SMC) mesafeleri belirlemede, birkaç çok güvenilir ve bağımsız metot geliÅŸtirmiÅŸlerdir. LMC ve SMC büyük sayıda Sefeid içerdiÄŸinden dolayı, bunlar mesafe ölçeÄŸini ayarlamak için kullanılabilir.

Son GeliÅŸmeler

Son teknolojik ilerlemeler, astronomların çok sayıdaki diÄŸer eski zorluÄŸun üstesinden gelmesini saÄŸlamıştır. CCD’ler (ÅŸarj baÄŸlı cihazlar) olarak adlandırılan yeni detektörler, doÄŸru akı ölçümlerini mümkün kılmıştır. Bu yeni detektörler, aynı zamanda, kızılötesi dalga boylarında da hassastır. Toz, bu dalga boylarında çok daha fazla saydamdır. Çoklu dalga boylarındaki akıları ölçerek, astronomlar, toz etkilerini düzeltebilmiÅŸ ve çok daha doÄŸru mesafe belirlemeleri yapabilmiÅŸlerdir.

Bu ilerlemeler, “Lokal Grup”tan oluÅŸan yakın galaksiler üzerine doÄŸru bir çalışmayı saÄŸlamıştır. Astronomlar, Sefeidleri hem metal zengini M31 iç bölgesinde (Andromeda) hem de metali zayıf dış bölgede gözlemlemiÅŸlerdir. Bu çalışma, Sefeidlerin özelliklerinin hassas olarak kimyasal miktarlara baÄŸlı olmadığını göstermiÅŸtir.

Bu ilerlemelere raÄŸmen, astronomlar, Yerküre’nin atmosferi ile sınırlı olarak, sadece en yakın galaksilerin mesafelerini ölçebilmiÅŸlerdir. Evren’in genleÅŸmesine baÄŸlı olarak harekete ilaveten, galaksiler komÅŸuların kütle çekimine baÄŸlı olarak “izafi hareketlere” sahiptirler. Bu olaÄŸandışı hareketlerden dolayı, astronomların, Hubble Sabiti’ni belirleyebilmek için uzak galaksilere mesafeleri ölçmeleri gerekmektedir.

Evren’in daha derinlerine inmeye çalışırken, astronomlar, galaksilere izafi mesafeleri belirlemek için bir dizi yeni teknik geliÅŸtirmiÅŸtir: bu bağımsız izafi mesafe ölçekleri ÅŸu anda 10′dan daha iyisinde anlaÅŸmışlardır. ÖrneÄŸin, spiral galaksinin dönme hızı ve parlaklığı arasında Tully-Fisher Bağıntısı olarak adlandırılan, çok sıkı bir iliÅŸki vardır.

Astronomlar aynı zamanda, bir beyaz cücenin patlayıcı yanmasına baÄŸlı olduÄŸu düşünülen, hepsi hemen hemen aynı tepe parlaklığına sahip, Tip Ia Süpernovası’nı bulmuÅŸlardır. Bununla beraber, büyük sayılardaki prototip galaksilere mesafelerin doÄŸru ölçümleri olmaksızın, astronomlar, bu izafi mesafe ölçümlerini ayarlayamazlardı. Bu yüzden, Hubble Sabiti’nin doÄŸru belirlemelerini yapamamışlardır.

Geçen birkaç on yıl içinde, önde gelen astronomlar, farklı veri setlerini kullanarak, Hubble Sabiti için 50 km/sn/Mpc ila 100 km/sn/Mpc arasında deÄŸiÅŸen deÄŸerler rapor etmiÅŸlerdir. 1 faktör 2 belirsizliÄŸe karşılık gelen bu farklılığı çözmek, gözleme dayalı Evren Bilim’deki göze çarpan en önemli problemlerden biridir.