Evrenin Genişleme Hızına Hassas Ayar
Amerikalı gökbilimci Edwin Hubble’ın 1929 yılında evrenin genişlediğini keşfetmesinden bu yana tartışma konusu olan genişleme hızı, NASA’nın Spitzer Uzay Teleskopu’nun gözlemleriyle duyarlı biçimde ölçüldü.
O zamana kadar evrenin duragan olduğunu kabul etmiş olan kozmoloji camiası Hubble’ın keşfiyle ilk şokunu yaşarken, ikincisi de 20. yüzyılın sonlarına doğru bir grup gökbilimcinin evrenin kütleçekiminin tersine, itici etki yapan ve gizemi henüz çözülemediği için “karanlık enerji” diye adlandırılan bir kuvvetin etkisiyle ivmelenerek genişlediğini belirlemesiyle geldi.
Şimdiyse Spitzer’in elektromanyetik tayfın uzun kızılaltı bölgesindeki dalga boylarıyla yaptığı gözlemler, 13.7 milyar yıl önce Büyük Patlama’yla ortaya çıkan evrenimizin 2.1 km yanılma payıyla, her megaparsekte saniyede 74.3 km hızla genişlediğini ortaya koydu. Bir gökbilim birimi olan mega parsek (yani milyon parsek) 3.26 milyon ışıkyılına karşılık geliyor (bir ışıkyılı da yaklaşık 10 trilyon km). Hubble sabiti denen bu genişleme hızının anlamı, bir parsek boyunca 74.3 km genişleyen evrenin, bir sonraki parsekte bu artmış hızın da 73.4 km hızla genişlediğini ortaya koyuyor. Yani evren, Hubble’ın öngördüğü gibi, uzak gökadaların yakınlardakilere göre daha büyük hızla uzaklaştığı biçimde genişliyor.
Görünür (optik) ışık dalgaboylarında gözlem yapan Hubble Uzay Teleskopu’nca elde edilenden üç kat daha duyarlı olan yeni değer, Spitzer Teleskopu’nun, görünür ışığı perdeleyen toz bulutlarını geçen uzun kızılaltı dalga boylarıyla gözlem yapması sayesinde elde edildi.
Bu donanımıyla Spitzer’i kullanan Carnegie Kurumu’ndan Wendy Freedman’ın yönetimindeki gökbilimciler, ilk kez Cepheus (Kral) Takımyıldızı bölgesinde keşfedildikleri için Cepheid (Sefeid okunur) Değişkenler diye tanımlanan yıldızlardan 10 tanesini gökadamız Samanyolu’nda, 80 yıldızlık bir başka grubuysa Samanyolu’nun uydu gökadalarından Büyük Magellan Bulutu’nda gözlemişler.
Sefeid değişkenleri, ömürlerinin sonuna yaklaştıkları için parlaklıklarının düzenli aralıklarla artıp eksildiği “zonklama” sürecini yaşayan Güneş benzeri yıldızlar. 1908 yılında Henrietta Leavitt adlı Amerikalı bayan gökbilimci, bu yıldızların parlaklıklarındaki düzenli değişimin, yıldızların gerçek parlaklıklarıyla doğru orantılı oldıuğunu keşfetmişti.
Yıldızların gerçek parlaklığı, kütlelerince belirlenen bir değer. Yani bir yıldızın kütlesini biliyorsanız (ki, bu ışığının elektromanyetik tayftaki renginden, yani dalgaboyundan kolaylıkla belirlenebilir) yaydığı ışığın gücünü (parlaklığını) hesaplayabiliyorsunuz. Bu “gerçek parlaklık”, aynı kütle ve yaştaki yıldızlar için aynı şiddette oluyor. Dolayısıyla değişimi aynı periyodda olan değişken yıldızların gerçek parlaklıklarının da aynı olması gerekiyor. Bundan yola çıkarak gökbilimciler, Samanyolu dışındaki gökadalarda Sefeid Değişkenleri saptadıklarında, bunların kütleleri nedeniyle olması gereken gerçek parlaklıklarıyla, bizim algıladığımız “görünür parlaklıkları” arasındaki farktan, o gökadanın uzaklığını hesaplayabiliyorlar. Tıpkı ellerinde aynı mumu tutan kişilerin hangi uzaklıkta olduklarını, tuutukları mum ışığının uzaklaştıkça soluklaşmasından çıkartabildiğimiz gibi.
1. “Expansion of space measurement improved”, Carnegie Institution, 3 Ekim 2012