Evrendeki uzaklıklar nasıl hesaplanır?
Güneşe gidilememesine rağmen güneşin dünyaya uzaklığı, gezegenlerin diziliş sırası vb. uzaklıklar nasıl hesaplanır?Düzenle
Bunun çeşitli yöntemleri var:
Doppler Kayması: Evrenin genişlediği, uzak gökadalardan bize ulaşan ışığın Doppler kaymasına uğradığının gözlenmesi sayesinde keşfedildi. Eğer bir ışık kaynağı gözlemciye göre uzaklaşıyor ya da yaklaşıyorsa, ondan kaynaklanan ışığın dalgaboyu, olduğundan farklı görünür. Bunun nedeni, ışığın gözlemciye göre hep aynı hızla hareket etmesidir. Eğer cisim gözlemciden uzaklıyorsa, cisimden kaynaklanan ışığın dalgaboyu uzar. Buna "kırmızıya kayma" denir. Çünkü kırmızı, görünen tayf içinde uzun dalgaboyuna sahiptir. Eğer cisim gözlemciye yaklaşıyorsa, cisimden kaynaklanan dalgaboyu kısalır. Buna "maviye kayma" denir. Çünkü ışık görünen tayfın mavi tarafına doğru kayar. Doppler kaymasından yararlanılarak, bir cismin gözlemciye göre hızı hesaplanabilir.
Paralaks Yöntemi: Yakın çevremizdeki yıldızların uzaklıkları "Paralaks" adı verilen bir yöntemle bulunabiliyor. Bu yöntem keşfedilmeden önce kimse yıldızların ne kadar uzak olduklarını bilmiyordu. Dünyanın yörüngesi üzerinde birbirine en uzak iki noktada (6 ayda bir) yapılan gözlemlerde, yakındaki yıldızlar uzak yıldızlardan oluşan fonun önünde yer değiştiriyor görünürler. Bu yer değiştirme, yıldızın bize uzaklığıyla ters orantılıdır. Yıldızın uzaklığı, trigonometri hesaplamaları kullanılarak bulunabilir. Paralaks yöntemiyle sadece 3000 ışık yılı uzaklığa kadar olan yakın yıldızların uzaklıkları bulunabiliyor.
Sefeid Değişen Yıldızları: Kırmızıya kayma yönteminin düşük duyarlılığı, paralaks yönteminin de çok sınırlı bir uzaklığa kadar sonuç vermesi, bu yöntemleri kullanarak evrenin genişleme hızını, dolayısıyla da yaşını duyarlı biçimde bulmamıza yetmiyor. Bu konuda gökbilimcilerin önemli bir silahı daha var: Sefeid değişen yıldızları. Sefeid'lerin çok önemli bir özelliği, ışıma güçlerinin "zonklama" periyotlarıyla ilişkili olmasıdır. Işıma güçleri arttıkça, periyotları da uzar. Periyodu ölçülebilen bir Sefeid yıldızının parlaklığı hesaplanabilir. Parlaklığı bilinen bir yıldızdan bize ulaşan ışıma miktarına bakılarak ne kadar uzakta olduğu bulunabilir.
Süpernovalar: Süpernovalar, büyük kütleli yıldızların ölümü sırasında olurlar. Bir süpernovanın parlaklığı, içinde bulunduğu gökadanın parlaklığından bile fazla olabilir. Tip l süpernova olarak adlandırılan görece küçük yıldızların patlamasıyla oluşan süpernovalar ise farklıdır. Bunlar, Güneş benzeri yıldızların ölümünden artakalan beyaz cücelerin bazılarının üzerlerine yığılan maddenin etkisiyle patlar ve hemen hemen aynı düzeye enerji salarlar. Bunun yanında, aynı hız ve oranda sönükleşirler. Bu da Tip l süpernovaları tanımada kolaylık sağlar. Parlaklığı bilinen süpernovadan bize ulaşan ışık, onun uzaklığının karesiyle ters orantılı olduğundan, süpernovanın yer aldığı gökadanın uzaklığı hesaplanabilir.
987 Görüntülenme6 Takipçi1 Yanıt