Evren Kaç Yaşında? [1 ed.] 9786051712048

Citation preview

2888

I

ALFA

1 BİLİM 1

106

EVREN KAÇ YAŞINDA? DAVID A. WEINTRAUB Tennessee (ABD),Vanderbilt Üniversitesinde Fizik ve Astronomi Bölü­ münde profesör olarak görev yapan David Weintraub, doktorasını 1989 yılında California Üniversitesinden almıştır. Amerikan Yayıncıları Koz­ moloji ve Astronomi Ödülünü (2011) kazanan Evretı Kaç Yaşında? kita­ bının yanı sıra Is Plııto a Plaııet? [Pliito Bir Gezegen midir?], Religioııs aııd Extrater restrial Life [Ditıler ve Diiııya Dışı Yaşam] ile A Historical Jourııey

Tlı r o ııglı Tiıe Solar Systeııı [ Giiııeş Sisteıııiııde Tarihsel Bir Gezıl isimli popü­

ler bilim kitaplarının yazarıdır.

ULAŞ APAK 1978'de İstanbul'da doğdu. Bilkent Üniversitesi Uygulamalı İngilizce­ T ürkçe Çevirmenliği ve Hacettepe Üniversitesi İngilizce Mütercim­ Tercümanlık bölümlerinden mezun oldu. 2004 yılından bu yana çevir­ menlik yapmaktadır. Daha önce çevirdiği popüler bilim kitapları ara­ sında James Watson ve Francis Crick: Hayatııı Yapıtaşlan, Kara Cisimler ve Kııaııtıım Kedileri, Kıyaıııetitı El Kitabı, Geleceğin Bilimi ve Farklı Bir Evren

sayılabilir. Bunların dışında 15'e yakın fantezi ve biliınkurgu roman çe­ virisi bulunmaktadır.

Evren KaçYaşınıla?

© 2013, ALFA Basım Yayım Dağıtım San. ve Tic. Ltd. Şti.

Hoıv Olıl Is The Universe7

© 2011, Princeton University Press

Yayıncı ve Genel Yayın Yo netmeni M. Faruk Bayrak Genel Müdür Vedat Bayrak

Yayın Yonetmeni Mustafa Küpüşoğlu Dizi Editörü Kerem Cankoçak

Redaksiyon Mehmet Ata Arslan

Kapak Tasarımı Füsun Turcan Elmasoğlu

Sayfa Tasarımı

Mürüvet Durna

ISBN 978-605-171-204-8

1. Basım : Aralık 2015

Baskı ve Cilt Melisa Matbaacılık

ÇifıehavuzlarYolu Acar Sanayi Sitesi No: 8 Bayrampaşa-İstanbul Tel: 0(212) 674 97 23 Faks:0(2 12) 674 97 29 Sertifika no: 12088

Alfa Basım Yayım Dağıtım San. ve Tic. Ltd. Şti.

Alemdar Mahallesi Ticarethane Sokak No: 15 34 1 1 O Fatih-İstanbul Tel:0(212) 511 53 03 Faks:0(2 12) 519 33 00 www.alfak.itap.com - [email protected] Sertifika no: 10905

DAVID A. WEINTRAU�

EVREN

l\AC YASINDA? -

1 j

)

-

.

Büyük Patlamadan Günümüze Ne Kadar Zaman Geçti?

Çeviri Ulaş Apak

ALF�ıelLIM

�, ,

Mark ve Judith ile Erica ve Bruce'a

İÇİNDEKİLER

1. B ölüm :

GİRİŞ- 1 3,7 MİLYAR YIL

9

GÜNEŞ SİSTEMİMİZDEKİ CİSİMLERİNYAŞI, 15 2 . B ölüm:

MÔ 4004

17

3. B ölüm:

AY TAŞLARI VE GÔKTAŞLARI

24

4. B ölüm:

KÜTLE ÇEKİME MEYDAN OKUMAK

34

EN YAŞLI YILDIZLARIN YAŞLARI, 47 5. B ölüm:

DIŞARI ADIM ATMAK

49

6. B ölüm: 7. B ölüm:

UZAKLIKLAR VE IŞIK

61

BÜTÜN YILDIZLAR AYNI DECİLDİR

67

8. B ölüm: 9. Bölüm:

DEV VE CÜCE YILDIZLAR

83

B İR HERTZSPRUNG-RUSSELL (H- R)

1 0 . Bölüm:

KÜTLE

10 5

1 1 . B ölüm:

YILDIZ KÜMELERİ

115

KÜTLE ÖNEMLİDİR

1 29

BEYAZ CÜCELER VE EVRENİN YAŞI

1 36

DİYAGRAMINI OKUMAK

1 2 . Bölüm: 1 3. Bölüm: 1 4. B ölüm:

98

KÜRESEL KÜMELERİN YAŞLARI VE E VRENİN YAŞI

161

EVRENİN YAŞI, 175 1 5. Bölüm: 1 6. Bölüm: 1 7.Bölüm: 1 8.Bölüm: 1 9. Bölüm: 20.Bölüm: 21. Bölüm: 22.B ölüm: 23. Bölüm: 24. Bölüm: 25. Bölüm: 26. Bölüm: 27.Bölüm:

SEFE DEGİŞENLERİ DÜZENSİZ BİR !CORESEL KÜMELER SİSTEMİ SAMANYOLU DERECE KAYBEDİYOR KÜTLEÇEKİMİN SORUNU GENİŞLEYEN EVREN EVRENİN HUBBLE ÇAGI İVMELENEN EVREN KARA MADDE EGZOTİK KARA MADDE SICAK ŞEYLER İKİ TÜR DERT CMB'NİN WMAP HARİTASI VE EVRENİN YAŞI TUTARLI BİR YANIT DİZİN, 359

1 77 193 204 211 2 19 236 245 260 280 299

31 6 329 355

1.

Bölüm

GİRİŞ-13,7 MİLYAR YIL

Bize duyular, mantık ve zeka b ahş etmiş olan Tann'nın bizi bun­ l arın kullanmaktan mahrum bırakmayı planladığına inanmayı zorunlu görmüyorum .. . O bizden doğrudan deneyim ya da ge­ rekli g ö sterimler yoluyla gözlerimizin ve zihnimizin önüne s e­ rilen fiziksel konularda s ağduyu ve mantığı inkar etmemizi is­ temeyecektir. -Galileo Galilei, "Madam Christina'ya Mektup"ta (1 6 1 5), çe­ viren Stillman Drake, Discoveries and Opinions of Galileo

[Galileo'nun Keşifleri ve Görüşleri] (1 957)

Gökbilimciler diğer bilim ins anlarıyla karşılaştırıldığında çok bü­ yük bir dezavantaja sahiptirler. Bir biyolog topladığı meyve sinek­ lerini laboratuvarına getirebilir, o sinekler arasında belli bir davra­ nışı teşvik edebilir ve o davranışı incelemek için mesleğinin bütün yöntemlerini kullanabilir. Bir kimyager kimyasalları birbirine ka­ rıştırabilir, ısıtabilir ya da soğutabilir ve laboratuvarının kontrol­ lü ortamında nasıl tepki verdiklerini inceleyebilir. Bir jeolog yürü­ yerek bir dağa tırmanabilir, belli bir çıkıntıdan taşlar toplayabilir ve bu örnekleri laboratuvarına götürüp inceleyebilir. Bir fizikçi bir lazeri çalıştırıp yeni oluşturulmuş bir polimerin mekanik özellik­ lerini test edebilir ve bunu titreşim yalıtımlı deney masasında ya­ p abilir. Peki, ya gökbilimciler? Yıldızlan laboratuvarlarına getire­ mezler. Sıcaklıkları değiştiğinde nasıl davrandıkl arını görmek için yıldızlan ısıtıp soğutamazlar. Gökadalan kesip açarak çekirdekle­ rine b akamazlar. Gökbilimciler yalnızca evrenin sunduklarını (ışık ve birkaç küçük taş) alıp bundan en iyi şekilde yararlanabilirler.

EVREN KAÇ YAŞ I N DA ?

Yüzyıllar boyunca ardı ardına gökbilimci nesilleri gökte par­ layan uzak cisimlerin tabiatı ve davranışını anlamak amacıyla gece göğündeki cisimlerin parlaklıklarını, renklerini ve konum­ larını ölçtü. Gökbilimciler temel geometri ilkelerini ve ışığı, ısıyı ve kütleçekimi tarif eden fizik kanunlarını kullanarak gökteki bu ışıldayan cisimlerden bazılarının Güneşimizle akraba, yani yıldız oldukları çıkarımını yaptılar. Ayrıca yıldızların büyüklük, kütle ve sıcaklıklarının geniş bir yelp azeye yayıldığını ve yıldızların doğduklarını, hayatlarını yaşadıklarını, sonra da öldüklerini keş­ fettiler. Fakat yıldızların uzak olması gibi aşikar görünen ş eyle­ ri ispat etmek son derece zordu, bu da ne kadar uzak oldukları gibi çetrefilli bir soruyu da beraberinde getiriyordu. Yıldızların ne kadar uzakta olduğu -ayrıca ne kadar sıcak, ne kadar büyük kütleli ve ne kadar büyük ya da küçük olduğu- sorularına cevap vermek için gökbilimcilerin teleskoplanmızdan çok büyük uzak­ lıklarda bulunan gökyüzü cisimlerinin ayrıntılı ölçümlerini yap­ mayı öğrenmeleri gerekti. Yıldızlar tartılmak ve ölçülmek üzere Dünya'ya getirilemeyecekleri için, gökbilimcilerin önce yıldızlan ölçmek için doğru araçları geliştirmeleri gerekti. Sonra Doppler kaymaları, radyoaktivite ve nükleer füzyon gibi kavramlarla ilgili bilgilerini yıldızların ölçülmüş öze�liklerine uygulayabildiler ve daha önce yanıtlanamayan çok çeşitli soruların yanıtları -eski çağlardan beri gökbilimcilerin sinirini bozmuş olanların yanıt­ lan dahil- gökyüzünden yağmaya başladı. Bu kanıt seli s onunda düşünülebilecek en büyük ölçekteki hayret uyandırıcı ve zorluk­ la kazanılan bir entelektüel zafere yol açtı. Bu ins anlığın zihnini meşgul etmiş en temel sorulardan birinin cevabıydı: Evren kaç yaşında? Gökbilimciler büyük ilerlemeler kaydettiler. Daha 200 yıl önce yıldızların özelliklerini kullanarak yüzlerce milyon ışık yılı mesa­ fedeki gökadaların uzaklıklarını ölçmek bir yana, en yakın yıldız­ ların uzaklıklarını bile ölçemiyorlardı. Şimdiyse göğüslerini gere gere evrenin yaşını yüzde birden iyi bir hassasiyetle bildiklerini söylüyorlar: 1 3 ,7 milyar yıl.Şimdi bu kitabın kapağında yer alan sorunun cevabını biliyorsunuz, yani ellerinizde tuttuğunuz kita­ bın bir gizem olmadığı ortada. Ama bir gizemi konu alıyor. Nasıl oldu da 400 yıllık bilim bizi gökbilimcilerin, kozmologların ve fi­ zikçilerin evrenin 1 3 ,7 milyar yıl önce özel bir anda ortaya çıktığı10

GI RIŞ-13,7 MiLYAR YIL m

söyleyebildikleri bu noktaya getirdi? Ve bu önermeye ne kadar

güvenebilirsiniz? Herhangi bir gökbilimciye neden evrenin 1 3 ,7 milyar yaşında olduğuna inandığını sorarsanız size evrenin 13,7 milyar yaşında olduğuna inanmadığını, 1 3 ,7 milyar (artı eksi birkaç yüz milyon) yaşında olduğunu bildiğini söyleyecektir. Gökbilimciler neden bu kadar emindir? Bu kesinliğin kibirden ileri gelmediği anlaşılıyor. Gökbilimciler bu sayının evrenin yaşı sorusunun tek geçerli yanıtı olduğunu biliyorlar,çünkü insanlığın yüzyıllar boyunca topladığı verilerin (kayalardan,yıldızlardan,gökadalardan, bütün evrenden veriler) titizlikle yorumlanması sonucu ortaya çıktı. Bu bildiğimiz fizik kanunlarıyla ve matematiğin sıkı mantığıyla tutarlı olan ve gökbilimcilerin, aynca kimyagerlerin,matematikçilerin,jeologla­ nn ve fizikçilerin toplu emeklerinin gerekçelendirdiği tek yanıttır. Aslınca bu yanıtın çok sağlam temelleri vardır. Ama 2 1. yüzyıl gökbilimcilerinin 13,7 milyar yılın doğru cevap olduğunu düşünmelerinin sebebi tam olarak nedir? Neden yirmi milyar yıl değil? Neden 6000, 50 milyon ya da 1 000 trilyon yıl de­ ğil? Gökbilimciler evrenin bir yaşının olduğunu,ebedi olmadığını nereden biliyorlar? Evrenin yaşı sorusuna kapsamlı ve ikna edici bir yanıt ver. mek için Galileo'nun ve bizden önce yaşamış başka birçok meraklı bilim insanının izinden gitmemiz ve modern gökbilimin çekirde­ ğinde bulunan büyük bilgi dağarcığını keşfe çıkmamız gerekiyor. Kitabın ;başlığındaki sorunun cevabı tıpkı sağlam bir duvarın tabanındaki temel taşlan gibi birbirine uyan birçok araştırma al anından edinilmiş bilgilerden elde edilir. Genel olarak bilim meraklı insanların zekice sorular sorup sonra da onlara cevap vermeleriyle,ya da sorunları (bir temeldeki iyi uymayan ve sonuç olarak duvarı dengesiz hale getiren taşlan) tanımlayıp sonra da çözmeleriyle, böylece bütün bilimsel yapının sağlamlığı ve güve­ nilirliğini artırmalarıyla ilerler. Evrenin yaşını keşfetmemize yol açan en büyük başarılardan bazılarını elde etmiş olan gökbilim­ cilere ve diğer bilim insanlarına bu sayfalarda yer verilecektir. Bunlardan bazıları çoğu okuyucuya çok yabancı gelebilir,diğer­ lerininse isimlere tarihe altın harflerle yazıldı. Bunlar William Herschel, Joseph Fraunhofer, Friedrich Wilhelm Bessel, Edward Charles Pickering, Anni e Jump Cannon, Henrietta Leavitt, Ejnar 11

EVREN KAÇ YAŞ I N DA?

Hertzsprung, Henry Norris Russ ell, Vesto Slipher, Harlow Shap­ ley, E dwin Hubble, Fritz Zwicky, George Gamow, Walter B aade, Vera Rubin, Arno Penzias, Robert Wilson, Rob ert Dicke ve James Peebles 'tır. Bu bilim ins anları ve daha birçokları çalışmaları vasıtasıyla evren hakkındaki bilgilerimizi ilerlettiler, sık sık toplu aklımızda­ ki hataları düzelttiler ve bütün gökbilim alanının ileri atılmasına imkan sağladılar. Bu sayfalarda bu keşifler ve önemleri hakkında bilgi edineceksiniz. Evrendeki b elirli cisimlerin yaşlarını b elirle­ yen ve böylece evrenin kendisinin yaşını çıkars ayan gökbilimci­ lerin izinden giderek gökbilimsel bilgilerimizin temellerinin ne kadar sağlam olduğunu öğreneceksiniz. Bu kitabı b itirdiğinizde evrenin yaşının 14 milyar yıldan biraz az olduğu s onucunu güçlü bir şekilde destekleyen b aşlıca s avlan anlayacaksınız: Güneş sistemindeki bilinen en eski göktaşlan 4,56 milyar yaşın­ dadır. Gökbilimciler yıldızların, gezegenlerin ve asteroidlerin (gök­ taşlannın kaynağı olan cisimler) oluşma ş ekli hakkın daki bütün bilgilerimize dayalı olarak Güneş'in ve güneş sistemindeki bütün diğer cisimlerin bu göktaşlarıyla yaklaşık aynı zamanda doğdu­ ğundan emindirler. Güneş 'in bu yaşı bütün gözlemlerle ve kuram­ cıların Güneş'in, diğer yıldızların ve yıldızların yaş am döngüsünün fiziksel özellikleriyle ilgili anlayışıyla tutarlıdır. Evrenin güneş sistemimiz de dab.il içindeki bütün cisimlerden daha yaşlı olması gerektiğine göre, en az 4,56 milyar yaşında olması gerektiği açıktır. Samanyolu Gökadamızdaki en yaşlı b eyaz cüce yıldızlar yakla­ şık 12,7 milyar yıldır soğumaktadır (b eyaz cüceler olarak) . Yıldız­ lar yaş ayıp sonra da ölen yıldızlardan oluştuğu ve o ölen yıl dızlar da birkaç yüz milyon yıllık ömürlere s ahip oldukları için, bu yaş Samanyolu'nun ve kesinlikle evrenin yaklaşık 13 milyar yıldan yaşlı olmasını gerektirir. Samanyolu'ndaki en yaşlı küresel kümelerin yaşı yaklaşık 13,4 milyar yıl olarak ölçülmüştür. Dolayısıyla Samanyolu ve evrenin kendisi bu en yaşlı küres el kümelerden en azından b iraz daha eski olmalıdır. 30 megap arseke ( 100 milyon ışık yılı) kadar uzaklıklardaki gö­ kadalarda bulunan Sefe değişen yıldızlan evrenin genişlemesini takip eder. Bu yıldızlar Gökbilimcilerin gökadalann şu anki ayrıl­ ma uzaklıklarını elde edebilmeleri için evrenin ne kadar zaman12

GIR IŞ-13,7 MiLYAR YIL

dır şu anki hızda genişlemesi gerektiğini hesaplamalarına imkan tanırlar. Evrenin genişleme hızının evrenin tarihi boyunca aynı olduğu varsayılarak (ki bütün kanıtlar bunun doğru bir varsayı­ ma çok yakın olduğunu göstermektedir), evrenin yaşı 13,5 milyar yıldan biraz fazladır. Kozmik mikrodalga ardalan ışıması haritaları evrenin bu ışı­ ma yayıldığı andaki sıcaklık aralıkları ve yapıların büyüklükleri hakkında bilgiler içerir. Bu bilgiler kara madde ve kara enerji hak­ kındaki bilgilerle ve evrenin genişleme hızıyla birleştirildiğinde, kozmik mikrodalga ardalanı haritalarının en kapsamlı ve titiz analizi evrenin yaşının 13,7 milyar yıla yakın olduğunu göster­ mektedir. Bu savlar ancak kişi beyaz cüceler, küresel kümeler, Sefe de­ ğişen yıldızlan ve kozmik mikrodalga ardalanının ne olduğunu bildiğinde anlamlıdır. Hikayemiz yüzyıllara yayılan bir entelektü­ el yolculuktur ve bu gök cisimlerinin tabiatını tarif eden ve gökbi­ limcilerin onların yaşlarını nasıl öğrendiğini ve böylelikle evrenin tam yaşını bilme iddiasında bulunabildiklerini açıklayan bilimle birlikte verilecektir. Peki, nereden başlayacağız? Evrenin yaşını ortaya çıkarma arayışının tam burada, evimizde, Dünya'nın yaşı gizemiyle başladığı anlaşılıyor.

1

GÜNEŞ SİSTEMİMİZDEKİ CİSİMLERİN YAŞI

2. Bölüm

MÖ

4004

Başlangıçta Tanrı Göğü ve Yeri Yarattı, Yaratılış I. V.I. Zamanın bu başlangıcı bizim kronolojimize göre Jülyen takviminin 710 .

yılında Ekimin yirmi üçüncü gününden önceki geceye girişe denk gelmiştir. -James Ussher, The Annals of the World'de [Dünyanın Tari­ hi

Olaylan] (1650-1654)

Dünya kaç yaşında? Evrenin geri kalanından yaşlı olamayacağı açıktır, bu yüzden eğer Dünya'nın yaşını tespit edebilirsek, evren için de bir minimum yaş elde ederiz. Bu da evrenin toplam yaşını araştırmak için mükemmel bir başlangıç noktası olur. Dünya'da yaşıyoruz. Bu konumumuz sayesinde Dünya hakkın­ da evren bir yana, güneş sistemimizin diğer yerlerine göre bile çok daha fazla bilgi edinebiliyoruz. Bu yüzden çevremizdeki dün­ yayı gözlemleyip Dünya'nın yaşını ölçmeye çalışarak başlayalım. Bu başlangıçtan sonra gökbilimin araçlarını kullanarak dışarıya bakabilir, ölçümler alarak gök cisimlerinin ve sonunda bütün ev­ renin yaşını belirleyebiliriz. Tam olarak nereden başlayacağız?

Aristoteles'in Ebedi Evreni Bir bilgin elinde modern bilimin araçları olmadan Dünya'nın ya­ şını belirlemek için nasıl bir süreç izlerdi? . 2000 yıl boyunca Aristoteles bu soruya cevap arayanların ço­ ğunu tatmin eden bir cevap sundu. MÔ 350 civan yazdığı eseri Gök Cisimleri Üz e ri ne'de "yalnızca bir gök vardır, o da oluştu17

EVR E N KAÇ YAŞ I N DA ?

rulmamış ve ebedidir," diye yazmıştı. Buna göre evren geçmiş­ te her zaman mevcut olmuştur ve gelecekte de sonsuza kadar varlığını koruyacaktır. Yıldızların tekerlek küresi, "tek gök," ebe­ didir. Aristoteles'in başı ve sonu olmayan evren savı onun fizik ve harekete ilişkin fikirlerine dayanıyordu: Gökküre Dünya'nın çevresinde dairesel bir hareketle döner, dairesel hareket kusur­ suz harekettir (yukarı-aşağı ve yana hareketlerin tersine), daire­ ler halinde hareket eden cisimler nihai amaçlarına, telos1anna ulaşmışlardır ve yavaşlama, hızlanma ya da yön değiştirme ka­ · biliyetine sahip değillerdir, bunun için bir nedenleri de yoktur. Aristoteles'e göre cisimler kusursuz hale gelemezler, zira kusur­ ludan kusursuza değişmeleri gerekir, bu da imkansızdır; dolayı­ sıyla gökyüzü her zaman kusursuz olmuş ve ebediyet boyunca şu anki durumunda var olmuş olmalıdır. Ardından Aristoteles Dünya'nın kendisinin de ebedi olduğunu kanıtlayan savlar ekler; Bir küre merkezi olmadan var olamaz ve Dünya'nın gökküresinin merkezi olduğu çok açıktır; dolayısıyla gökküre ebedi olduğuna göre Dünya da ebedi olmalıdır. Aristoteles'in mantığı ve akıl yü­ rütmesi zarif, sofistike, güçlü ve ne yazık ki aynı zamanda yan­ lıştı. Yine de Aristotelesçi doğal felsefe metafiziksel savlarındaki aşikar kusurlara rağmen 17. yüzyıla kadar insanın fiziksel evrene ilişkin anlayışına hakim oldu. Sonunda Aristoteles'in kozmolojisini alaşağı eden devrim­ sel fikirler 1543'te Mikolaj Kopernik'in anıtsal eseri Göksel Kü­ relerin Devinimleri Üzerine'nin yayımlanmasıyla ortaya çıktı ve 1687'de Isaac Newton'un Principia'sının yayımlanmasıyla doru­ ğa ulaştı. Bu iki büyük kitabın yayımlanması arasında geçen bir buçuk yüzyılda Tycho Brahe, Michael Maestlin, Johannes Kepler ve Galileo'nun (1609'da ilk teleskobunu yaptı) ve daha birçoklan­ nın eserlerinden yeni gökbilimsel fikirler ortaya çıktı. 17. yüzyı­ lın başına gelindiğinde doğal filozoflar Aristotelesçi kozmolojiyi ciddi biçimde sorgulamaya başlıyorlardı. Belki de evren ebedi değildi. Eğer evren ebedi değilse, bir başlangıcı olmalıydı. Evre­ nin bir başlangıcı vardıysa, Dünya'nın da bir başlangıcı olmalıy­ dı. Dünya'nın yaşı neredeyse bir günde bilginler için önemli bir konu olarak ortaya çıktı. Fakat Kopernikçi kozmoloji Aristotelesçi kozmolojinin aksine bir cevap sunmaz. Kopernikçilerin anladı­ ğı kadanyla gökyüzü, yaşı konusunda bir şey söylemez. O halde 18

MÖ

4004

Dünya'nın yaşı nedir? Ve 17. yüzyıl bilginleri hangi metodolojiyle o soruya cevap verme denemelerine başlamışlardı?

İncil Kronolojisi 17. yüzyılda Piskopos James Ussher Adem'in Cennet Bahçesinde ortaya çıkmasından beri geçen süreyi hesapladı. Şu şekilde akıl yü­ rüttü: Yaratılış'ın 1 . Bölümündeki sözler başlangıçtan, "Tann'nın yeri ve göğü yaratmasından" sonraki altıncı günde Adem'in ortaya çıktığını anlatır. Dolayısıyla, Piskopos Ussher'ın kullandığı man­ tığa göre "Tann'nın insanı kendi suretinde yaratmasından" beri geçen süre artı beş gün, Dünya ve muhtemelen bütün Yaratılış için bir yaş sağlamaktadır. Denklemin geri kalanı köklü bir İncil kro­ nolojisi geleneğine dayanıyordu. Daha Hristiyanlık çağının 2. yüzyılında Rabbi Jose ben Halaf­ ta Seder Olam Rabbah [Dünya'nın Düzeni Kitabı] adlı eserinde İncil'deki olaylan Tann'nın Adem'i yarattığı O yılından başlayarak listelemişti. Rabbi Jose'nin "kim kime ne zaman yol açtı" mantı­ ğı, Seth'in doğumunu Anno mundi (dünya yılı) 130'a, Enoş'unkini AM 235'e, Kenan'ınkini de AM 325'e yerleştirir ve Methuselah'ın­ kini AM 687, Lemek'inkini AM 874 ve Nuh'unkini AM 1056'ye yerleştirerek devam eder. Tufan AM 1656'da başlamış, Mısır'dan Çıkış AM 2448'de meydana gelmiş, Yahudi halkı Sinai'nin yabani bölgelerinde kırk yıl dolaştıktan sonra AM 2488'de Kenan ülkesi­ ne girmiş ve İlk Tapınak 850 yıl sonra, AM 3338'de yok edilmiş­ tir. Modern Yahudi takvimi bu mantığı izlemeyi sürdürür: 8 Ey­ lül 20 10'da günbatımında başlayan ve Eylül 2011 'de devam eden takvim yılı AM 5771'di. Tann'nın Adem'i dünyayı yarattıktan tam olarak altı gün sonra yarattığı varsayılırsa, Rabbi Jose'nin krono­ lojisi Yaratılışı yaklaşık MÔ 3760'a yerleştirir. İlk Hristiyan kronologlardan biri olan Julius Africanus (yakla­ şık MS ı 70-240) kronolojisini İncil'in Yunanca versiyonuna dayan­ dırmış ve Seth'in doğumunu Anno Adam (Adem'in Yılı) 230'a, Tu­ fanı AA 2262'ye, Çıkışı AA 3707'ye ve İsa'nın doğumunu AA 5500'e yerleştirmişti. İsa'nın yaklaşık Mô 6-2 arasındaki zamanda doğ­ duğu varsayılırsa, Africanus'un kronolojisi Yaratılışın tarihini yaklaşık MÔ 5504'e yerleştirecektir.

19

EVREN KAÇ YAŞ I N DA ?

En ünlü erken dönem Hristiyan kronolojisi Filistin'de­ ki Kayserya'nın piskoposu olan Eusebius'ın (ölümü MS 339) Jerome'nin Latince çevirisinden bildiğimiz Kronikler'idir. Euse­ bius da Tııfan'ı Africanus gibi AA 2262'ye yerleştirir, ama Çıkışı AA 3689, İsa'nın doğumunu da AA 5199 olarak tarihlendirir. Ama 1 7. yüzyıl kronologumuz James Ussher'a geri dönelim. Kendisi aynı zamanda İrlanda'daki Armagh'ın Baş Piskoposu ve Dublin'deki Trinity College'ın Rektör Yardımcısıydı. Ussher 1000 sayfadan fazla uzunluktaki Annals veteris testamen ti, a prima Mundi origine deducti'yi [Eski Antlaşmanın Tarihi Olayları, za­ manın ilk başlangıcından çıkarsanmıştır] 1 660-1 654 arasında yayımladı. Tarihlendirmeleri Africanus'un ve Eusebius'unkiler­ den çok Rabbi Jose'ninkilere yakındı ve Tufanı AM 1656'ya, Çı­ kışı AM 2513'e ve İlk Tapınağın yok edilmesini AM 3416'ya yer­ leştiriyordu. Ussher'in kronolojisinde İsa AM 4000'de doğmuştu. Ussher İsa'nın doğduğu yılı MÔ 4 olarak kabul ettiği için, Yara­ tılışın yılı MÔ 4004 oldu. Ussher "Gök ve Yer"in yaşını belirlemek için bu İncil'e dayalı yöntemi kullanan ne ilk, ne de son bilgindi, ama kesinlikle bu bilginler arasında en iyi bilineni, en küçüm­ seneni ve en hatalı alıntılananıdır. 21 . yüzyıldan bakıldığında yöntemleri hakikaten bilimsel olarak cieğerli değildi. Yine de he­ sapları Stephen Jay Gould'un deyişiyle (1991 ) "zamanının en iyi bilginliğini temsil ediyordu. O kayda değer bir araştırma gele­ neğinin, kabul edilmiş bir metodoloji altında ortak bir amaca doğru çalışan büyük bir entelektüeller topluluğunun parçasıy­ dı ... " Bu bilginlik biçimi eldeki bütün tarihi kayıtları kullanarak İncil'deki olayları İncil'de olmayan olayları da (örneğin Truva'nın düşmesi, Roma'nın kurulması, imparator ve firavunların salta­ natları, Güneş ve Ay'ın tam tutulmalarının tarihleri) içeren bir kronolojiye yerleştiriyordu. Ussher Yahudi kronologların gele­ neğini izleyerek yılın başlangıcını sonbahara, günün başlangı­ cını da günbatımına yerleştirdi; Hristiyan geleneğini izleyerek Pazarı ilk haftanın ilk tam günü olarak tanımladı ve o günün en doğru gökbilimsel haritaları olan Johannes Kepler'in Rudolphi­ ne Tablolarını izleyerek MÔ 4004'teki güz ılımından sonraki ilk Pazar gününü 23 Ekim olarak tanımladı. Dolayısıyla, Ussher'in hesaplarına göre MÔ 4004'teki ilk Yaratılış eylemi MÔ 4004'te 22 Ekim Cumartesi akşamı günbatımında meydana gelmişti. Uss20

MÖ 4004

her İncil'in Kral James versiyonunun 1703 baskısının MÔ 4004'ü Yaratılışın tarihi olarak tanımlayan bir dipnotla yayımlanma­ sıyla kalıcı bir üne kavuştu. Bu dipnot 20. yüzyılın ilerleyen yıl­ larına kadar Kral James versiyonunun baskılarında yer almaya devam etti. İnsanın sabah saat dokuzda yaratıldığına yönelik ünlü iddia Rahip John Lightfoot'a aittir, ama çoğunlukla hatalı biçimde Piskopos Ussher'a atfedilir. Ussher'in bir çağdaşı olan Lightfoot seçkin bir İncil bilginiydi ve aynı zamanda Cambridge'de üniver­ sitenin rektör yardımcısı olmuştu. 1642'de A Few and New Ob­ servations upon the Book of Genesis [Yaratılış Kitabı'na ilişkin Birkaç ve Yeni Gözlem) adında yirmi sayfalık bir kitap yayımladı. Lightfoot şöyle diyordu: "Gök ve yer, merkez ve çevre birlikte aynı anda yaratılmış ve suyla dolu bulutlar... Onlarla aynı anda ya­ ratılmıştır. On iki saat boyunca gökyüzü karanlıkta hareket etti; sonra Tanrı emretti ve bu üst ufukta ışık belirdi."Yani Yaratılıştan sonraki ilk on iki saat boyunca dünya karanlıkla örtülü kalmıştır. Sonra Tanrı gün ışığını getirmiştir. Lightfoot şöyle devam ediyor: "İnsan Teslis tarafından günün üçüncü saatinde ya da sabah saat dokuzda yaratıldı." Lightfoot'a göre Yaratılış anı MÔ 3929'da güz ılımının akşamında saat 6'ydı; on iki saatlik karanlıktan ve üç sa­ atlik ışıktan sonra İnsan ertesi sabah 9'da yaratıldı. Lightfoot'un ve Ussher'in kronolojileri 1896'da popüler ve et­ kili bir metinde, Comell Üniversitesinin kuruculanndan biri ve ilk rektörü olan A History of the Warfare of Science with Theology in Christendom'da [Hristiyanlıkta Bilimle Teolojinin Savaşının Tarihi] birleştirildi. White bu metinde hatalı biçimde Ussher'in insanın 23 Ekim, MÔ 4004'te sabah saat dokuzda yaratıldığını he­ sapladığını yazdı.

Gökbilimciler Devreye Giriyor 17. yüzyılın başlarında Kepler'in kanunları vasıtasıyla matema­ tiksel astrofiziğin mucidi olarak iyi niyetinden şüphe duyulma­ yan Johannes Kepler evrenin yaşını tespit etmek için astrofiziksel bir model önerdi. Kepler'e göre Yaratılış anında Güneş yerötede (Dünya'nın yörüngesinde Dünya ile Güneş'in en uzakta olduğu an) ve aynı zamanda Koç takımyıldızının başında olmalıydı. Kep-

21

EVREN KAÇ YAŞ I N DA ?

ler Güneş'in yerötesinin yönünün (yani Dünya'daki bir gözlemci­ nin burçlar kuşağının takımyıldızlarında.ki ardalan yıldızlarına göre Güneş'i yeröye konumuna ulaştığında gördüğü yön) yıldan yıla değiştiğini, ama bu değişimin çok yavaş olduğunu anlıyordu. Kepler Güneş'in yerötesinin hareket hızı için o anki değerleri ve Güneş'in o anki konumunu kullanarak geriye doğru gidip güneş yerötesinin Aries takımyıldızının başında olduğu zamanı hesap­ ladı. Cevabı şuydu: Tanrı dünyayı MÖ 3993'te yaz dönencesinde yaratmıştı. Kepler'in çağdaşı olan Danimarkalı gökbilimci Chris­ tian Longomontanus aynı mantığı kullanarak Yaratılışın yılını MÖ 3964 olarak hesapladı. Hatta kalkülüsün mucitlerinden biri olan ve niceliksel olarak başarılı ilk kütleçekim kanununu keşfeden Isaac Newton bile bu konuda fikir belirtti. Newton ölümünden sonra yayımlanan Chro­ nology of Ancient Kingdoms: Amended'da [Antik Krallıklann Kronolojisi: Değiştirilmiş] kutsal kitaplardan, Horodot'un Ta­ rih'inden ve gökbilimden (ılımların ilerleme hızıyla ilgili hesap­ larını kullanarak Argonot'un seferinin MÖ 936'da gerçekleştiğini belirledi) yararlanarak Yaratılışı MÖ 3998' e yerleştirdi. 18. yüzyılın başı itibariyle bilginler bir fikir birliğine varmış gibi görünüyordu: Yaratılış birkaç on yıl hata payıyla MÖ 4000'de meydana gelmişti. Lightfoot (MÖ 3929), Longomontanus (MÖ 3964), Kepler (MÖ 3993), Newton (MÖ 3998) ve Ussher (MÖ 4004) farklı araştırma yöntemleri kullanmış ve ayrıntılardan bazıları ve kesin yıllar konusunda farklı fikirler belirtmişti, ama birçok dinbilimci, gökbilimci ve fizikçi Dünya'nın ve beraberinde Yara­ tılışın geri kalanının yaşının 6000 yıldan iki yüzyıl az olduğunda hemfikirdi. Fakat bir fikir çakışması doğruluğa eşdeğer değildir ve başka öğrenim alanlarından kanıtlan kullanarak onların iddiası­ nı reddedeiı birçok başka bilgin vardı.

MÖ 4004

Tablo 2.1. İncil Kronolojisine Dayalı olarak Evrenin Yaratılışı için

Tarihler

ı Kronolog

Rabbi Jose ben Halafta Rahip John Lightfoot Christian Longomontanus Johannes Kepler Isaac Newton Piskopos James Ussher Kayserya Piskoposu Eusebius Julius Africanus

Evrenin Yaratılışı için Tarih MÔ 3760 MÔ 3929 MÔ 3964 MÔ 3993 MÔ 3998 MÖ 4004 MÔ 5203 MÖ 5504

1

3. Bölüm

AY TAŞLARI

VE

GÖKTAŞLARI

Ama eğer dünyaların sırası doğa sisteminde belirlenmişse, Dünya'nın kökeninde daha yüksek bir şey aramak boşunadır. Dolayısıyla şu anki araştırmamızın sonucu bir başlangıç izi ve bir son ihtimali bulmamış olmamızdır. -James Hutton, Theory of the Earth [Dünyanın Kuramı] (1788)

17. yüzyılda tam da görünürde Dünya'nın yaşıyla ilgili bir fikir birliğine vanlıyorken bütün İncil kronolojisi yöntemi sorgulan­ maya başlandı. Kronologlar İncil'in üç farklı metinsel gelene­ ğini (İbranice, Yunanca ve Samiriyeli) kullanarak Adem'den bu yana yaklaşık 2000 yıl farklılık gösteren süreler elde ettikleri için hangi geleneğin en doğrusu olduğu meselesi önem kazandı. Başka bilginler bu yöntemi daha da şüpheli hale getiren cevap­ lanamayan sorular sordular: Adem ilk insan mı, yoksa İncil'deki ilk insan mıydı? İncil'deki Methuselah'ın 969 yıl yaşadığı bilgisi doğru muydu? Gökbilimci Edmond Halley de dahil bilim insan­ lan Kutsal Kitapların Dünya'mn Yaratılışta tarif edilen Yaratılış­ tan önce ne kadar süredir var olabileceğini açığa çıkarmadığını iddia etti. Ne de olsa bilginler 2000 yıldır Yaratılışta tarif edilen günlerin mecazi günler mi, yoksa gerçek yirmi dört saatlik günler mi olduğunu tartışıyorlardı. Belki de Kutsal Kitaplar insanlığın Dünya'daki dünyevi tarihini açıklıyor, ama Dünya' nın kendisinin, dolayısıyla bütün evrenin geçmişi hakkında kanıtlar sunmuyor­ du. Dahası, Aristotelesçilik sonrası bir dünyada bilim insanlan ve . filozoflar dünyanın yaratılmasında rol oynamış olabilecek fiziksel 24

AY TAŞLARI VE GÖKTAŞLARI

süreçler hakkında düşünmeye başladılar. Bu süreçlerden bazılan, örneğin Rene Descartes'ın girdap kuramında (ölümünden sonra 1664'te yayımlanmış, Le Monde, ou traite de la lumiere'de [Dünya ya da ışık üzerine eseri sunulmuştur) ve Immanuel Kant'ın bu­ lutsu kuramında (1755, Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels'te [Evrensel doğa tarihi ve gökyüzü kuramı) ve Pier­ re Siman Laplace'ın 1796 tarihli eseri Exposition du systeme du monde'da [Dünya 'nın sistemi) önerilenler, on binlerce yılı ya da daha uzun süreyi gerektirebilirdi.

Fosiller 1800 itibariyle Georges Cuvier paleontoloji bilimini icat etmiş ve fosil kalıntılarda soyu tükenmiş yirmi üç hayvanı tanımlamıştı. Dağ tepelerinde balık fosilleri bulundu. Sibirya'da fosil mamut­ lar bulundu. Bütün bunlar 6000 yıldan kısa sürede olmuş olabilir miydi? İncil'i harfi harfine doğru kabul edenler Dünya'daki ha­ yattaki (ve kayalardaki) köklü değişimlerin nedenleri olarak Nuh tufanı gibi doğaüstü kargaşalan tanımlayan kıyamet kuramıyla fosillerin varlığını açıklıyordu. Bu açıklama Dünya'nın yaşıyla il­ gili herhangi bir bilimsel tahmini imkansız kılar ve onun yaşını belirlemek için İncil kronolojisini kullanmamızı talep eder. Yükselen bilimsel topluluğun bazı üyeleri "tekbiçimciliğin" fosillerin varlığını açıklayabileceğine ikna olmuşlardı. İlk defa 1795'te İskoç jeolog James Hutton tarafından ileri sürülen ve 1830'da bir başka İskoç jeolog Charles Lyell tarafından destek­ lenen ve popüler hale getirilen bu kuram geçmişin jeolojik ve biyolojik değişimlerinin günümüzde işleyenlerle aynı süreçlerin sonucu olduğunu savunuyordu. Bu açıklama bilim insanlarının doğrudan gözlemleyebilecekleri fiziksel, kimyasal, jeolojik ve bi­ yolojik süreçler hakkında bildiklerine dayalı olarak Dünya'nın yaşını hesaplamalanna izin veriyordu. Hutton "bir başlangıç izi" bulamamasına rağmen onun jeolojik kuramı eski bir Dünya öne­ riyordu -Hutton' a göre süre artık binlerce hatta milyonlarca yılla bile ölçülemezdi- ama ebedi bir dünya önermiyordu. Yine de ne Hutton, ne Lyell ne de 19. yüzyıldaki başka bir jeolog özel bir süre ileri sürmeye cesaret edebiliyordu.

25

EVREN KAÇ YAŞ I N DA?

Radyoaktivite 18. yüzyılın sonlanndan itibaren bilim insanlan Dünya'nın ya­ şım tahmin etmek için fizik kavramlarını kullanmaya başladılar. Örneğin Fransız bir doğabilimci olan Georges-Louis Leclerc Les epoques de la nature'da [Doğa 'nın Zamanlan] (1778) eğer Dünya eriyik bir demir küresi olarak başlamış, katılaşana kadar yavaşça soğumuş ve günümüzdeki yüzey sıcaklığına ulaşıncaya kadar so­ ğumaya devam etmişse, Dünya'mn yaşının en az 75.000 yıl oldu­ ğunu, belki 168.000 yıla kadar çıkabileceğini hesapladı. Dünya'nın yaşını belirlemek için kullandığımız modern yön­ temi sağlayan bilimsel atılım Fransız fizikçi Antoine Henri Becquerel'in 1896'da radyoaktiviteyi keşfetmesiyle geldi. Daha sonra bu olgu üzerine yapılan kapsamlı çalışmalar (yine Fransız iki fizikçinin, Marie ve Pierre Curie'nin 1890'larda radyoaktif ele­ ment radyumu keşfetmesi de dahil) radyoaktivieyi jeolojik bir saat olarak kullanılabilecek bir araca çevirdi. Bu kullanım şekli ilk ola­ rak İngiliz fizikçi Ernest Rutherford tarafından 1905'te önerildi. Radyoaktivite atomlann parçalandığı ya da iç yapılannı yeni­ den düzenleyerek bir elementten diğerine dönüştüğü farklı süreç­ leri kapsayan bir terimdir. Radyoaktiviteyi anlamak için öncelikle atomların iç yapılan hakkında bir şeyi bilmemiz gerekir. Evren birçok elementten oluşur ve bunlann hepsi artı elektrik yüklü protonların, yüksüz nötronların ve negatif yüklü elektronlann bir kombinasyonundan meydana gelmiştir. Bir atomun çekirdeğinde­ ki proton sayısı elementi belirler. Örneğin bütün karbon atomlan­ nın çekirdeğinde altı proton bulunur. Protonlar artı elektrik yüklü olduğu için yüksüz bir karbon atomunda çekirdeği çevreleyen bir bulutta altı negatif yüklü elektron da olmalıdır. Aynı yükler elektromanyetik kuvvet vasıtasıyla birbirlerini iter­ ler. Sonuç olarak, bir çekirdeğin içindeki protonlar birbirlerinden uzakta olmayı tercih ederler. Fakat protonlar aynı zamanda yeğin nükleer kuvvet vasıtasıyla birbirlerini çekerler. Çekirdekteki pro­ tonlar arasındaki uzaklıklarda, her bir proton çifti arasındaki itici elektromanyetik kuvvet, aralarındaki çekici yeğin nükleer kuvvete göre daha güçlüdür. Sonuç olarak yalnızca protonlardan oluşan bir çekirdek kararsız olacak ve parçalanacaktır. Fakat çekirdek aynı zamanda nötronlar da içerir ve bunlar protonlar gibi yeğin nükleer 26

AY TAŞLARI VE GÖKTAŞLA R I

kuvvet vasıtasıyla birbirlerini ve protonlan çekerler. Bir ya da daha fazla nötronun var olması ilave itici artı elektrik yükler eklemeden çekirdekteki çekici yeğin nükleer kuvvetin toplam gücünü artırdığı için, nötronlar protonlar arasındaki itici kuvvetleri hafifletirler. Ye­ terli s ayıda nötron olduğunda (ama çok fazla değil) , iki ya da daha çok protonu olan bir çekirdek kararlı olabilir. Bir karbon atomunun çekirdeği en az altı nötron içermiyors a birkaç dakikadan fazla tek p arça olarak kalamaz. Sonuç olarak, 11C

("karb on on bir," altı proton, beş nötron içerir) dengesizdir,

çünkü altı protonun birbiri üstündeki itici kuvveti on bir proton ve nötronun hep sinin birbiri üstündeki çekici kuvvetinden daha güçlüdür. Ama sırasıyla altı, yedi ve sekiz nötron içeren 12C, 13C

ve 14C karb on izotopları adıyla anılır (izotoplar aynı sayıda pro ­ ton, ama farklı s ayıda nötron içeren atomlardır) ve doğada bulu­ nur. E ğer bir 15C atomu (9 nötronlu) yapmaya çalışırsak neredeyse anında p arç alanır; dolayısıyla karbonun doğal olarak var olan yalnızca üç izotopu vardır. 12 C

ve 13C pratikte sonsuza kadar kararlıdır. Ama karbon on

dört kararsızdır. Sekiz nötron sadece altı protonu olan bir çekir­ değe çok fazla gelir. 14C çekirdeği kararsız olduğu için sonunda bir değişim geçirir; bu durumda bir nötron doğada üçüncü bir kuvvet olan zayıf nükleer kuvvetin tetiklediği bir süreçle bozunarak ya da p arçalanarak bir proton art bir elektron ve bir karşı-nötrino­ ya dönüşür. Nötron p arçalandıktan sonra hafif elektron ve karşı­ nötrino çekirdekten atılırken daha ağır olan proton kalır ve yedi protonu, yedi nötronu olan bir çekirdek oluşturur. Yedi protonu olan element azottur ve yedi nötronu, yedi protonu olan bir azot ç ekirdeği de "azot-on dört"tür (14N). Bu boz unm a olayında ortaya çıkan elektron (beta p arçacığı denir) çok yüksek bir hızla çekir­ dekten dış arı uçar, bu yüzden muazzam miktarda kinetik enerji (p arçacığın hareketinde bulunan enerji) taşır. Sonunda bu yüksek hızlı elektron b aşka bir p arçacıkla çarpıştığında, taşıdığı muaz­ z am miktarda kinetik enerji (b oz unm a süreciyle üretilmiş ener­ ji) ısı enerjisine dönüşecektir. Bir nötronun protona ve elektrona p arçalandığı bu süreç beta bozunumu adını taşır ve bilinen bir­ kaç radyoaktif bozunum sürecinden biridir.

Alfa bozunumu adını taşıyan ikinci bir radyoaktif bozunma süreci türü bir çekirdek iki çekirdeğe p arçalandığında meydana 27

E V R E N KAÇ YAŞ I N DA?

gelir. Bunlardan biri küçük bir alfa p arçacığı (tam iki proton, iki de nötron içeren bir çekirdek, yani bir helyum çekirdeği) olacak; diğeri de ilk çekirdekteki bütün diğer proton ve çekirdekleri içe­ recektir. Kaçan alfa parçacığı b aşka bir p arçacıkla çarpışacak ve çarpışma sonucunda kinetik enerjisini ısı olarak açığa çıkaracak­ tır. Bu yüzden, hem beta hem de alfa b ozunumlannı ısı kaynaklan olarak düşünebiliriz.

Radyoaktif Tarihleme Radyoaktivite aynı anda hem müthiş bir kesinlik hem de tam bir rastgelelik b arındıran bir :fiziksel süreçtir. Bir yandan, bir radyo­ aktif malzeme örneğinin bir kesrinin b elirli bir zaman aralığında radyoaktif b ozunum geçireceğini tahmin etme kabiliyetimiz s on derece hass astır. Öte yandan, örneğimizde tam olarak hangi atom­ ların bozunacağını b elirleme kabiliyetimiz yoktur. Radyoaktif malzemeler içeren bir cismin yaşını b elirlememize imkan tanıyan adımlar ş öyledir: Radyoaktif m alzeme örneğimizin yansı bozunana kadar geçecek süreye radyoaktif yan ömür adı verilir. Eğer dört milyon radyoaktif radon atomumuz varsa (ana tür) ve radonun bu izotopunun yan ömrü 3,825 günse, o halde 3,825 gün sonra bu atomları yansı (ya da iki milyon adedi) rad­ yoaktif bozunum geçirerek polonyuma (ço cuk tür) dönüşecektir; diğer iki milyon radyoaktif radon atomu ilk durumunda kalacak­ tır. Saat ilk 3,825 günlük aralığı s aymaya başlamadan önce, hatta o aralık boyunca, bizim ya da başka herhangi birinin dört milyon atomdan hangi iki milyonunun bozunacağını, hangilerinin· de o özel zaman aralığı boyunca kararlı kalacağını belirlemesinin bir yolu olmayacaktır. Radon atomlarının hangi yüzde 50'sinin b o ­ zunacağını belirleyemememiz teknolojik sınırlamalardan değil, radyoaktif bozunum sürecine hakim olan fizik kurallarının tabia­ tından kaynaklanır. Yine de dört milyon atomun yaklaşık iki mil­ yonunun bozunacağını yüksek bir has s asiyetle tahmin edebilir­ dik. İlk yan ömrün bitiminden hemen s onraki ikinci 3,825 günlük zaman aralığında ilk yan ömürden s onra radon b içiminde kalan iki milyon atomun yansı polonyuma b o zunacaktır. B öylece 7 , 6 5 0 gün (iki yan ömür) sonra ilk radon atomlannın yüzde 7 5 'i (üç mil­ yonu) polonyuma boz unmuş olacak, yüzde 25'iyse (bir milyonu)

28

AY TAŞ lARI VE GÖKTAŞ lAR I

radon olarak kalacaktır. Üçüncü bir yan ömrün ardından (toplam­ da 1 1,475 gün) yarım milyon radon atomu daha polonyuma bo­ zulmuş olacak, böylece ilk radon atomu nüfusunun sekizde yedisi (yüzde 87,5'u) artık polonyum olacaktır. Doğada çocuk türün ana türe oranını tespit ederek radon atomu nüfusu bozunmaya başla­ dığından beri geçmiş süreyi tespit edebiliriz.

Dünya'nın Radyometrik Yaşı Lav bir volkandan dışan aktığında ya da magma önceden var olan kayalardaki çatlakların içine aktığında, eriyik maddelerden olu­ şan kayanın radyometrik saati sıfıra ayarlı olacaktır. Magmanın katılaştığı an saati başlatır. Bunun sebebini anlamanın en kolay yolu, potasyum kırkın (40K) argon kırka (40Ar) bozunması gibi bir radyometrik saat örneğini düşünmektir. Argon bir soygaz olduğu için, bütün argon atomları köpürerek magmadan çıkacak ve at­ mosfere kaçacaktır. Sonuç olarak oluşan katı kayada mineral ya­ pıların içine bağlanmış bazı 4°K atomları olacak, ama hiç 40Ar ato­ mu olmayacaktır. Potasyum argona bozunduğunda, argon atomla­ rı artık kayanın kristal kafesinin içine bağlı değillerdir. Fakat eğer kaya yeterince yoğunsa ve nispeten bozulmadan kalırsa (örneğin hiç aşın ısınmaz ya da çatlayıp açılmazsa) argon atomları kafes­ lerdeki balonlar gibi kayada hapis kalırlar. Zaman içinde 40Ar'nin 40K'ye oranı sıfırdan (sıfır 40Ar atomu) bire (bir yan ömürden sonra artık başlangıçtaki potasyum atomlarının yansı 40Ar biçiminde­ dir, yarısıysa 4°K olarak kalmıştır) yükselir ve bu oran artışı hep devam eder. Bir jeofizikçi kayadaki 40Ar atomlarının 4°K atomlarına or anını ölçerek o özel kayanın eriyik bir durumdan katılaşmasın­ dan bu yana ne kadar süre geçtiğini ölçebilir. 1920'lere gelindiğinde radyometrik yaşlan 1 milyar yıldan faz­ la olan kayalar, hatta 2 milyar yıla yakın yaşı olan birkaç örnek bile bulunmuştu. 192l'de Amerikan gökbilimcilerinin başkanı ve Princeton Üniversitesinde Gökbilim Profesörü olan Henry Norris Russell kayaçların yaşlan ve kabuksa! kayaçlarda uranyum ve kurşunun element oranlan hakkında mevcut bilgileri kullanarak "Dünya'nın mevcut kabuğu için bir maksimum yaş atadı." Russell 4 milyar yılın "Dünya'nın kabuğunun yaşı için kaba bir tahmin olduğu" çıkarımını yaptı ve "kabuğun yaşının muhtemelen iki ila

29

EVR E N KAÇ YAŞ I N DA?

sekiz milyar yıl olduğu" sonucuna vardı. Yirmi yıl sonra kuram­ sal fizikçi George Gamow, Biography of the Earth [Dünya 'nın Biyografisi] adlı kitabında gezegende bilinen en eski kayaçlann Karelia'da (o zaman bir Fin bölgesi, şimdi Finlandiya'yla Rusya arasında bölünmüştür) olduğunu ve 1,85 milyar yaşında olduğu­ nu bildirdi. 21. yüzyılın başı itibariyle Dünya'nın bütün kıtalannda 3,6 milyar yıldan yaşlı kayaçlar saptanmıştı: Ukrayna'daki Novo­ pavlovsk Kompleksi (3,64 milyar yaşında), Minnesota Nehri Vadisindeki Morton Gneiss formasyonu (3,68 milyar yaşında, Zimbabwe'deki Kum Nehri Gnayslan (3,73 milyar yaşında), Batı Avustralya'daki Narryer Gnays Kompleksi (3,73 milyar yaşında), West Greenland'deki Isua Kabuk Üstü formasyonu (3,75 milyar yaşında), Venezuelhan Ka'daki Imataca Gnays Kompleksi (3,77 milyar yaşında), kuzeydoğu Çin'deki Anshan Kompleksi (3,81 mil­ yar yaşında) ve Antarktika'nın Mount Stones bölgesindeki Napi­ er Kompleksi (3,93 milyar yaşında). Dünya'da sapt anmış en yaşlı bozulmamış kayaçlar kuzeybatı Kanada'daki Great Slave Gölü ya­ kının bulunan Acasta Gnays Kompleksindedir ve yaşlan 4 milyar­ dan biraz fazladır (4,031 ± 0,003 milyar yıl). Acasta kayaçlan Dünya'da oluşmuş en eski bozulmamış kaya­ lar olsalar da, en eski kayaç parçalan değildir. Kayaçlar aşınıp erozyona uğrarken, zirkon adı verilen mineral taneleri (zirkonyum silikat kristalleri) yok olmaya direnir. Onlan çevreleyen mineral taneleri aşınmayla yok olabilir, ama zirkonlar neredeyse yok edil­ mezdir. Dayanır, değerli izotop ve element zenginliklerini korür ve sertleşerek yeni kayaçlar oluşturan tortul yataklann içine dahil olurlar. 200l'de Batı Avustralya'daki Jack Hills kayaç formasyo­ nundaki kayaçlarda 4,3 ve 4,4 milyar yaşında zirkon taneleri sap­ tandı. Dolayısıyla Dünya en az 4,4 milyar yaşında olmalıdır. Ay'dan ve Göktaşlarından Elde Edilen Kanıtlar

Zirkon taneleri dünya kayaç formasyonl annın aşınmasından elde edilmiş ve Dünya'da bulunmuş en eski kaya parçalandır, ama Dünya'daki en eski cisimler değillerdir. O unvanı Dünya dışı kay­ naklı iki cisim kategorisi paylaşır: Apollo astronotlannın dünyaya getirdiği ay taşı örnekleri ve Dünya'ya düşmüş göktaşlan. 30

AY TAŞLAR! VE GÖKTAŞLARI

Gezegenbilimciler şimdi Ay'ın Mars

b üyüklüğünde

bir

cismin

genç Dünya'ya çarpması sonucu oluştuğu vars ayımını ileri sürü­ yorlar. B u çarpışmayla küçük bir gezegene eşit miktarda döküntü Dünya'nın

dış

kısmından

uzaya

s a çıldı ve Dünya yörüngesine gir­ di. O döküntülerin büyük bölümü yörüngede çabucak toplaş arak Ayı o luşturdu. Ay'ın oluşumuyla ilgili b aşka hiçbir vars ayım neden Ay'da neredeyse

hiç

demir olmadığını

(Dünya'daki demirin büyük bölümü büyük

ç arpışma

gerçekleşmeden

önce ç ekirdeğe çökmüştü), neden Ay Şekil 3.1. Batı Avustralya'daki Jack taşlarındaki oksijen izotoplarının Hills'te bulunan zirkon taneleri. o ranının Dünyadaki kabuk kayaç­ lanndaki o ranlarla aynı olduğunu ve neden Ayın su gibi buharlaşan maddelerden bu kadar yoksun ol­ duğunu açıklayamamaktadır.

Her bir tanenin uzunluğu bir milimetrenin onda birkaçıdır. Görüntü Mayagüez'deki Puerto Rico Üniversitesinden Aaron Cavosie'nin izniyle yayımlanmıştır.

Ay'da ne atmosfer, ne denizler, ne hayat, ne de hava koşullan vardır. S onuç olarak meydana gelen tek erozyon, kozmik ış ınım par­ çacıklarının Ay yüzeyini çok yavaşça kumlamasından kaynaklanır. Ay'da devasa asteroidlerin çarpmadığı ya da lav akıntılarıyla kap­ l anm amış yerlerde kayaçlar ilk oluştukları zamandan itibaren değiş­

meden ko runmuşlardır. Bazı Apollo görevleri özel olarak astronot­

ların son derece yaşlı alınası muhtemel taş örnekleri toplamal arını sağlayacak konumlan hedefledi. Ay'ın yüksek arazilerinden alınmış

çok s ayıda ay taşı örneğinin yaşı en az 4,4 milyar yıldır. Apollo 15, 16 ve 1 7 astronotlarının geri getirdiği bazı ay taşl arının radyomet­ rik yaşlan 4,5 milyar yıldır. Ay'ın, Ay yüzeyindeki en yaşlı taşlardan daha yaşlı olınası gerektiğine göre Ay en az 4,4 ve neredeyse kesinlik­ le en az 4,5 milyar yaşındadır. Dünya Ay'dan daha yaşlı olduğu için, Dünya'nın yaşı en az 4,4 milyar ve büyük olasılıkla 4,5 milyardan çoktur, bu da Dünya'nın günümüzde bilinen en yaşlı zirkon tanele­ rinden yirmi-otuz milyon yıl ve belki 100 milyon yıl fazladır. 31

EVREN KAÇ YAŞ I N DA ?

Ş ekil 3 . 2 . Apollo görevlerinde toplanan eski a y kabuğu taşlan. B u taşlar yaklaşık 4,5 milyar yaşındadır, bu d a Ay'ın kabuğunun b a z ı kısımlannın Ay'ın oluşmasından kıs a süre sonra katılaştığını gösterir. Fotoğraf: NASA Johnson Uzay Merkezi.

Şekil 3.3. Ailende göktaşı. Allende göktaşındaki b eyaz-açık gri, düzensiz ş ekilli b enekler kalsiyum-alüminyum bakımından zengin ara katkılardır (CAI'ler) . Fotoğraf: Laurence Garvie/ASU, Göktaşı Çalışmalan Merkezi, ASU. 32

AY TAŞLARI VE GÖKTAŞLARI

Neredeyse bütün göktaşlannın 4,4 ile 4,6 milyar yıl arasında değişen radyometrik yaşlan vardır. En yaşlı göktaşlanndaki en yaşlı maddeler çok küçük kalsiyum-alüminyum bakımından zen­ gin arakatkılardır (CAI'ler). Zirkon taneleri gibi CAI'ler de genç Güneş'i çevreleyen gaz ve toz halindeki diskteki maddelerden oluşmalarından bu yana bozulmadan kalmıştır. Zaman içinde başka küçük cisimlerle çarpışmışlardır. CAI'ler bu yapışkan çar­ pışmalar vasıtasıyla daha büyük cisimlerin bünyesine katılmış, onlar da büyüyerek toz tanelerinden çakıllara, taşlara ve iri ka­ yalara dönüşmüşlerdir. Bu büyük cisimler Güneş'in yörüngesinde dönmeye devam etmişlerdir. Bunlardan halıl kalanlara asteroid adını veririz. Her yıl bazı asteroidler birbirleriyle çarpışır ya da birbirle­ rine yörüngelerini değiştirmeye yetecek kadar çekim uygularlar, böylece birkaçı, ya da birkaçının parçalan Dünya'nın yörünge­ siyle kesişen yörüngelere girer. Bu "Dünya'ya yakın asteroidler" adı verilen asteroidlerden bazıları sonunda Dünya'yla çarpışırlar. Dünya'yla bir asteroid çarpıştığında, asteroidin bazı parçalan at­ mosferde yanarken diğer parçalarıysa atmosferden geçişe daya­ nıp erimeden ya da buharlaşmadan yere inebilir. Böyle cisimlere göktaşı adı verilir. Yalnızca karbonlu kondrit denilen bazı kırılgan göktaşı türlerinde bulunan en yaşlı CAI'lar 1962'de Kazakistan'a düşen Efremovka göktaşında bulunmuştur. Efremovka'nın CAI'le­ rinin yaşlan 4,567 milyar (dört milyar beş yüz altmış yedi mil­ yon) yıldır. Dolayısıyla, eğer Güneş'in yörüngesindeki gezegenler Güneş'in yörüngesinde ilk göktaşlannın oluşmasından sonra (ki bu muhtemeldir), ama Ay'ın oluşmasından önce (bu da muhtemel­ dir) önce oluştuysa, Dünya 4,5 milyar yıldan yaşlı, 4,567 yıldan gençtir. Elbette evren de Ay'dan, Dünya'dan ve en yaşlı göktaşla­ rından daha yaşlı olmalıdır, bu yüzden bu yaşlar evrenin yaşına bir alt sınır koyar.

33

4 . Bölüm

KÜTLE ÇEKİME ME YDAN O KUMAK

Dolayısıyla her şey hesaba katıldığında, Güneş Dünya'yı 1 00.000.000 yıldır aydınlatmıyor gibi görünmektedir, 500.000.000 yıldır aydınlatmadığı da neredeyse kesindir. Gele­ ceğe gelince, aynı kesinlikle Dünya'nın sakinlerinin çok milyon yıl boyunca hayatları için zorunlu ışık ve ısıdan yararlanmaya devam edemeyeceklerini söyleyebiliriz, tabii yaratımın büyük ambarında henüz bilmediğimiz kaynaklar hazırlanmamışsa. -Sir William Thomson (Lord Kelvin), "On the Age of the Sun's Heat"te [Güneş'in Isısının Yaşına Dair] , Macmillan 's Magazine ( 1 862)

20. yüzyıl b oyunca jeologlar ve jeokimya uzmanları Dünya kayaç­ larından, ay taşı örneklerinden ve göktaşlarından ç ağların sırları­ nı öğrendiler. Ama Dünya'nın yaşı için en iyi tahminimizin s adece bir alt sınır olduğunu unutmamalıyız. B elki de Dünya tarihinin ilk

l , 5 ya da 30 milyar yılından geriye hiç taş kalmamıştır. B elki de Ay Dünya'dan uzun z aman sonra oluşmuştur. B elki de yaşlı ay taş­ larından hiçbiri s ağlam kalmamış , ya da b elki Apollo astronotları en yaşlı ay kayaç formasyonlarını ziyaret etmemiş , dolayısıyla da en yaşlı ay taşlarını geri getirmemiştir. B elki de daha yaşlı göktaş ­ lan vardır, ama Dünya'nın yüzeyine doğru ateşli inişe dayanama­ yacak kadar kırılgandır. B elki de en yaşlı asteroi dler güneş siste­ minin çok az ya da sıfır göktaşının Dünya'ya geldiği bir kısmında Güneş'in yörüngesindedir. Bu "belki de . . . " s enaryolarından herhangi b iri doğruys a , Dün­ ya ve ay taşlarından ve göktaşlarından elde edilmiş radyometrik 34

KÜTLEÇEKIME MEYDAN OKUMAK

yaşlar s adece rastlantısal olarak yaşıttır. Ve durum böyleyse, in­ celediğimiz en yaşlı cisimlerden elde ettiğimiz yaklaşık 4,5 milyar yıllık radyometrik yaş bize değil evrenin yaşı, Dünya'nın yaşı ya da Güneş'in yaşı hakkında bile fazla bir şey söylemeyebilir. Ö te yandan Dünya, Ay ve meteoritlerin hepsi aynı zamanda, yaklaşık 4,5 milyar yıl önce oluşmuş olabilir. Ama Güneş' in yaşıyla onun yörüngesindeki cisimlerin yaşı arasındaki ilişki nedir? Eğer önce Güne ş oluşmu ş , sonra, çok sonraki bir zamanda tamamen oluş ­ muş gezegenleri yıl dızlararası uzaydan yakalamışsa Güneş' in ya­ ş ıyla gezegenlerinin yaşı arasın bir ilişki yoktur. Alternatif olarak, Güne ş gezegensel sistemiyle yaşıt olarak oluşmuş olabilir. Eğer Güneş 'in yaşını b elirlememizin bir yolu ols aydı, Dünya taşlarının, ay taşlarının ve göktaşlannın ve bir bütün olarak güneş sis temi­ nin ölçülmüş yaşlan arasındaki ilişkiyi bilirdik. Evrenin yaşını ölçme yolunda ilerlerken sonraki adım olarak Güneş 'in yaşını b e ­ lirlemek mantıklı görünüyor. 1 8 . yüzyılda hem Kant hem de

Laplace Güneş'in ve onun yörünge­

a.

sindeki gezegenlerin ve daha küçük cisimlerin girdap gibi dönen yıldız­ lararası bir buluttan oluşmuş olabi­ leceğini ileri sürdü. İki yüzyıl sonra gökbilimciler bugün var olan bu türden birçok yıldızlararası bulut

b.

tespit ederek ve bu bulutların için­ de meydana gelen yıldız oluşumu s ürecini inceleyerek bu vars ayımı onayl adılar. Genel olarak yıldızla­ rarası b ulutlar genişlemeyle çökme arasındaki nazik bir dengededir. İ ç ısıları bir genişleme b asıncı üretir, buluttaki

madde

p arçacıklarının

c.

dönüş ekseni

(

)

dönüş ekseni

�

1 1

dönüş ekseni

)

1 1

kütleçekimi p arçacıkları birbirine yaklaştıracak ş ekilde işler. Bir yıl­ dızlararas ı b ulut soğuduğunda, ısıl b a s ıncı z ayıflar ve bulut kütleçeki­ min sıkıştırıcı kuvvetine dayanma kabiliyetini yitirir. Denge kütleçe35

Şekil 4. 1 . Yıldızlann uzaydaki dönen gaz bulutlarından oluştukları kuramının illüstrasyonu.

EVR E N KAÇ YAŞ I N DA ?

kim lehine bozulur ve bulut kendi üstüne çöker. Fakat çöken bulu­ tun dönme hareketi buluttaki bütün maddenin ta merkeze kadar düşmesini önler; bunun yerine bulut küçülürken aynı zamanda düzleşerek merkezindeki yeni doğmuş yıldızın çevresinde dönen bir gaz ve toz bulutu oluşturur. Güneş'in yörüngesindeki gezegen­ ler işte tam da böyle bir diskte oluştular. Artık yıldız oluşumu sürecinin fiziks�l özelliklerini bir ilişkili olaylar kümesi içerdiğini bilecek kadar iyi anlıyoruz. Yıldızlara­ rası bir bulutun çekimsel çöküşünde rol oynayan fiziksel süreçler öyledir ki diskteki en küçük parçacıklar bile neredeyse merkez­ deki yıldız kadar yaşlı olabilir; aylar ve gezegenler disk parça­ cıklanndan yıldızın oluşmaya başlamasından sonraki yirmi-otuz milyon yıl içinde oluşur. Bütün astrofiziksel kanıtlar Güneş'in Dünya'dan yaşlı olduğu, ama sadece birkaç ila yirmi-otuz milyon yıl yaşlı olduğu iddiasını desteklemektedir. En yaşlı göktaşlan güneş sisteminde oluşmuş ilk katı cisimler arasında yer alabilir­ ler ve neredeyse Güneş'in kendisi kadar yaşlı olabilirler.

Güneş'in Bir Enerji Kaynağı Olmalı Güneş çoğu hidrojen ve helyum gazından oluşan ve ışık yayan büyük bir küresel cisimdir. O ışık Dünya'yı ısıtır ve aydınlatır. Dünya'nın Güneş'e uzaklığını ve Dünya'nın fiziksel büyüklüğünü biliyoruz. Bu iki sayıdan Dünya'nın yayılan güneş ışığının ne ka­ dannı aldığını hesaplayabiliriz. Bütün bu bilgilerden de Güneş'in her saniye açığa çıkardığı toplam enerji miktarını hesaplayabili­ riz. Diğer yıldızların sadece uzaklıklannı ve aydınlatma güçleri­ ni ölçerek gökyüzündeki herhangi bir yıldız için benzer hesaplar yapabiliriz. Eğer yıldızlar ısı yayıyorsa, ısının içlerinden yenilenmesi gere­ kir, zira aksi takdirde yüzey sıcaklıklan azalırdı. İçleri yüzeylerin­ den daha sıcak olacağı için, yıldızlar yüzeylerinden kaybettikleri ısıyı merkezlerinden yüzeylerine ısı aktararak telafi edeceklerdir. Yıldızlann çekirdeklerinde ısı kaynaklan yoksa soğumalan gere­ kir. Eğer çekirdekleri soğursa, bütün iç kısımlannın sonunda so­ ğuması ve yıldızlann büzülmesi gerekir. Büzülme meydana geli­ yorsa, bu bir insan ömrü ölçeğinde ölçülebiliyor olmalı ve önemli değişiklikler kayıtlı tarihte açıkça görülmelidir.

36

KÜTLEÇEKIME M EYDAN OKUMAK

Ş ekil 4.2. O rlon B ulutsusundaki yeni doğmuş yıldızlann (ilgedisk ola­ rak bilinirler) çevresindeki düzleşmiş diskleri gösteren Hubble Uzay Teleskobu görüntüleri. Görüntü: NASA, ESA ve L. Ricci (ESO) .

Fakat Güneş'in yüzey sıcaklığı azalmamaktadır ve Güneş'in ins anlık tarihi ya da jeolojik tarih boyunca soğuduğunu gösteren hiçbir t arihi kanıt yoktur. Aynca b aşka herhangi bir yıldızın yü­ z ey sıcaklığının zamanla azaldığını gösteren bir kanıt da yoktur. Eğer ne Güneş ne de diğer yıldızlar soğuyorsa, o halde iç kay­ naklardan ısı üreterek uzaya yayılan ısıyı yenileme yetisine s ahip olmalıdırlar.

1 9 . yüzyılın ortasında Alman fizikçi Hermann von Helmholtz, Güne ş ' i n eğer ısısını tahta ya da kömür gibi tutuş abilen madde­ lerin oksitlenmesinden elde ediyors a ancak 1000 yıl süreyle yana­ bileceği tahminini yaptı . Ama eğer Güneş yavaşça büzüşüyor, dış kısımlan içeriye, çekirdeğine doğru çöküyors a, kütleçekimsel po­ tansiyel enerjiyi ısıya çevirerek çok daha uzun bir süreyle p arla­ mak için gereken enerjiyi üretebilirdi . Bu bir balyozun b aşını sivri uçlu bir demire tekrar tekrar vurduğunuzda demiri ısıtan süreçle aynı süreçtir. Balyoz yerden kaldırıldığında potansiyel enerji içe­ rir. B alyozun başı indirildiğinde o potansiyel enerji hareket ener­ jisine (kinetik enerji) çevrilir, o da balyozun demire doğru düşme­ s ine neden olur. B alyoz demire çarptığında o kinetik enerji demire aktarılır. Kinetik enerjinin bir kısmı demiri yere iterken bir kısmı 37

EVR E N KAÇ YAŞ I N DA?

da demirdeki demir atomlarını daha hızlı titreştirir. Demirdeki atomların tekil hareketleriyle ilişkili enerji ısı adını verdiğimiz şeyi üretir. Atomların hareketleri ne kadar hızlı olursa, demirin sıcaklığı da o kadar yüksek olur. Güneş büzüldüğünde, Güneş'in merkezine daha uzak olan atomlar içeri doğru düşer ve merkeze biraz daha yakın atomlarla çarpışır, böylece çekimsel potansiyel enerjiyi kinetik enerjiye çevirirler; potansiyel enerjinin kinetik enerjiye çevrilmesi Güneş' in dış katmanlarını ısıtır. Helmholtz'un hesaplarına göre bu süreç Güneş' in 20 ila 40 milyon yıl boyun­ ca parlamasına izin verecek kadar ısı üretebilirdi. Büyük İngiliz fizikçi ve Helmholtz'un çağdaşı olan Lord Kelvin, Helmholtz'un hesaplarım tekrar ederek Güneş'in yaşının 500 milyon yıla ulaşa­ bileceğini buldu. Muhtemelen Dünya da aynı derecede yaşlı olabi­ lirdi. Bu yaş Hutton ve Lyell'in tekbiçimcilik kuramında ana hat­ ları verilen doğal süreçlere göre kayaçların oluşması için yeterli olabilirdi. 19 . yüzyılda Güneş'in parlamaya devam edebileceği en uzun süreyi tahmin etmek için yapılan bu girişimler Güneş'in ve sonuç olarak Dünya'nın 6000 yıldan yaşlı olabileceği varsayımını akla yakın hale getirdi, ama Güneş için gerçek bir yaş sağlamadı. Eğer Güneş'in enerjisini gerçekten Helmholtz'la Kelvin'in öne sürdüğü gibi çekimsel büzülme mekanizması üretiyorsa, o süre­ cin sınanabilir, gözlemlenebilir bir sonucu vardır: Lord Kelvin'in hesaplarına göre Güneş'in çapı yılda 70 metre civan azalmalıdır. Güneş'in çapındaki bu kadar küçük bir değişimi ölçmek 1 9.yüzyıl gökbilimcileri için mümkün olmasa da, bu ölçümler yirmi birinci yüzyılda gayet iyi yapılabiliyor ve şu anda Güneş'in çapının de­ ğişmediğini biliyoruz. Güneş gücünü kütleçekimsel büzülmeden almamaktadır. E = mc2

Eğer Güneş'in aydınlatma gücü ya da yüzeyindeki veya çekirde­ ğindeki sıcaklığı ölçülebilecek şekilde değişmiyorsa, Güneş bü­ zülmüyorsa ve milyarlarca yıldır varsa (Dünya'nın yaşına uyması için olması gerektiği gibi), o halde çekirdeğinden yüzeye ve yüzey­ den uzaya kaybedilen ısıyı yenileyebilen son derece güçlü bir iç enerji kaynağına sahip olmalıdır. Hiçbir on dokuzuncu yıl kuramı bu enerji kaynağını tespit edemedi.

38

KÜTLEÇEKIME M EYDAN OKUMAK

l 9 2 6 'da İngiliz astrofizikçi Arthur Eddington yıldızlarda enerji üretimi için Albert Einstein'ın özel görelilik kuramını temel alan yeni bir yöntem ileri sürdü. Ö zel göreliliğin bir prensibi kütle­ nin (m) enerjiye (El eş değer olduğu ve bir kütle parçasının içer­ diği enerji miktarının kütleyi ışık hızının karesiyle (c2) çarparak b ulunduğudur. Yani E = mc2'dir. Fiilen E = mc2 iki fikri ifade eder: kütlenin evrenin enerjiyi depolamasının bir yolundan ibaret ol­ duğu ve eğer fiziksel koşullar (sıcaklık, yoğunluk, basınç) uygunsa enerjinin bir b içimden diğerine çevrilebileceği. Eddington nükle­

er füzyon denilen bir süreçle dört hidrojen çekirdeği (dört ayn proton) bir araya getirilerek ya da kaynaştınlarak bir helyum çe­ kirdeği oluşturulabileceğini öne sürdü. Bir helyum çekirdeğinin kütle s i dört protonun kütlelerinin toplamından biraz az olduğu i çin, E d dington "kaybedilen" kütlenin enerjiye çevrildiğini ve yıl­ dızlara güç verenin bu enerji olduğunu ileri sürdü. 1 9 2 9 'da Henry Norris Russell Güneş'in atmosferindeki ele­ mentlerin göreli miktarlarını hesaplamayı baş ardı ve Güneş 'in hacmen %90'dan fazlasının ve kütle olarak %45 civarının hidro­ j enden o luşması gerektiği sonucuna vardı. Dolayısıyla yıldız­ lar neredeys e tüketilemeyecek hidrojen rezervlerine sahipti ve E d dington'ın genel hatlarıyla ifade ettiği sürece göre milyar­ larca yıl b oyunca kendilerine güç sağlayabilirlerdi. Hans Bethe, James Cbadwick'in 1 932'de nötronu keşfetmesinden ve 1 920'ler ve l 9 3 0'larda kuantum mekaniği kuramının geliştirilmesinden yardım alarak yıldızların çekirdeklerinde meydana gelen nükleer tepkimelerin sırasını çıkars adı.

Nükleer Füzyon Yoluyla Elde Edilen Enerji Proton-proton zinciri denilen bir tepkimeler dizisinde, dört pro­ ton ( ' Hl bir araya gelerek iki p roton ve iki nötrondan oluşan tek bir helyum çekirdeği (4He) oluştururlar; ancak bu son derece o l an ak dışı süreç, dört p arçacığın eşzamanlı çarpışması yoluy­ la gerçekleşmez. Proton-proton zinciri bunun yerine b irkaç ara a dım ve s a de c e dört değil altı proton içerir. Ö nce iki proton çar­ pışır. Ç arpışmadan s onra protonlardan biri iki p arçacığın, bir p o z itronun (bir elektronun karşı-parçacık yoldaşı, elektron küt­ l e s i n d e di r ama artı elektrik yüklüdür) ve bir nötrinonun (elektrik

39

E VR E N KAÇ YAŞ I N DA?

yükü olmayan çok düşük kütleli bir p arçacık) yayınımı yoluyla bir nötrona dönüşür. Ortaya çıkan p arçacığın hem tek p rotonu (yani hala bir hidrojen çekirdeğidir) hem de bir nötronu vardır, bu da çekirdeği normal bir hidrojen atomundan ağır yap ar. Bu ağır hidrojen atomu döteryum olarak bilinir ve ya 2H ya da D ol arak b elirtilir.

®® ® ® -+ � �

+ enerji

4He

Şekil 4.3. Proton-proton zincirinde dört proton bir araya gelerek bir helyum çekirdeği oluşturur. B u süreçte kütlenin bir kısmı enerjiye çev­ rilir, küçük miktarda bir kütleyse nötrino adı verilen parçacıklara ç ev­ rilir. Bu nükleer füzyon tepkimesi Güneş' e güç sağlayan enerjiyi üretir.

Pozitron çabucak karşı-p arçacığını, bir elektronu bulacaktır ve o çarpışmada ikisi birbirini yok ederek bütün birleşik kütle­ lerini yüksek enerjili bir gama ışını fotonu biçimindeki enerjiye çevirecektir. Gama ışını kıs a süre sonra b aşka bir p arçacık ta­ rafından soğrulur, o p arçacığın enerjisini artırır ve b öylece onu hızlandırır. Bir gazın sıcaklığını içindeki p arçacıkların ortalama hızı belirlediği için, bu proton-proton zincirindeki ilk adım birçok kere tekrar edildiğinde yıldızın merkezindeki gazın ısınmasına neden olur. Nötrino diğer p arçacıklarla ancak nadiren çarpışma­ sına yol açan özelliklere s ahiptir (zayıf etkileşimli bir p arçacık olarak bilinir) , bu yüzden bu tepkimede üretilen nötrinoların ne­ redeyse hepsi Güneş'in dışına uçar. Proton-proton zincirinin sonraki adımında, döteryum çekirde­ ği bir b aşka protonla çarpış arak bir helyum çekirdeği oluşturur, ancak bu iki protonu, ama sadece bir nötronu (3He; "helyum üç" denir) olan hafif bir helyum çekirdeğidir. Bu tepkime aynı zaman­ da bir gama ışını üretir; bu da yakındaki bir parçacık tarafından s oğurularak onu aşırı kinetik enerjiye kavuşturacak ve çevredeki gazı ısıtacaktır. İki 3He çekirdeğinin oluşması için bu ilk iki tepkime iki kere meydana gelmelidir. Son olarak bu iki 3He çekirdeği çarpışır, bir 4He çekirdeği oluşturur ve bu iki protonu s erb est bırakır. D ört pro­ tonun toplam kütlesi 6,690 x 1 0-24 gramken bir 4He çekirdeğinin 40

KÜT LEÇEKIME MEYDAN OKUMAK

kütlesi 6,643 x ı o-24 gramdır. Giren ve çıkan parçacıklar arasında­ ki küçük kütle farkı başlangıç kütlesinin yüzde 0,7'sine eşittir ve bu süreçte enerjiye çevrilen enerji miktandır. Eğer Güneş' in bütün kütlesi bu kütleden enerjiye çevrim süreci için kullanılabilseydi (kullanılamaz), proton-proton döngüsü 100 milyar yıl boyunca Güneş'e güç sağlayabilirdi.

Proton-Proton Zincirinin Kritik Gereksinimleri Proton-proton zincirine güç sağlayan çarpışmalar artı elektrik yüklü çekirdeklerle başka artı elektrik yüklü çekirdeklerin çarpış­ masını içerir. Fakat artı elektrik yüklü parçacıklar birbirini iter, yani iki protonun (örneğin) en aşın durumlar dışında birbiriyle çarpışması olasılığı çok azdır. Aslında, eğer iki proton düşük hız­ larda birbirine doğru itilirse, her birinin diğerine uyguladığı e­ lektromanyetik itki çarpışmanın gerçekleşmesini engelleyecektir; bu tek şeritli bir köy yolunda düşük hızda birbirine doğru süren iki otomobil sürücüsünün muhtemelen birbirini zamanında gör­ mesine ve ya frene asılarak ya da birbirinin yolundan çekilerek çarpışmadan kaçınmasına benzer. Bu olası trafik kazası analojisini devam ettirelim. İki sürücü hangi koşullarda birbiriyle ya da bir başka masum üçüncü kişiye ait bir arabayla çarpışmaktan kaçınamayabilirdi? Böyle bir çar­ pışmanın olasılığını kesinlikle artıracak iki ön koşul tanımlayabi­ liriz: yüksek hızlar ve yüksek otomobil yoğunluğu. Yüksek hızlar bir sürücünün başka bir arabanın yolunda olduğunu fark ettik­ ten sonra tepki verecek zaman bulması ihtimalini azaltır; yüksek yoğunluk (yani dar yolun her iki yanındaki park şeritlerinin di­ ğer otomobillerle kaplı olması) sürücü şeridindeki bir otomobille çarpışmaktan kaçınma yönünde bir çabanın yakındaki başka bir araçla çarpışmaya neden olmasını neredeyse kesinleştirir. Hem yüksek hız hem de yüksek yoğunluk koşullan karşılanırsa, iki oto­ mobil arasındaki bir çarpışma kaçınılmazdır. İki proton çarpışmak için birbirlerine dokunacak kadar yakın olmalıdırlar; yani birbirlerine bir çekirdek çapından ( l Q-13 cm) daha yakın olmalıdırlar. İki protonun bu yakın mesafede karşı­ lıklı itkinin üstesinden gelmeleri için gereken minimum sıcaklık 10 milyar Kelvin'dir. Bu eğer Güneş' e güç sağlayan süreç nükleer

41

EVR E N KAÇ YAŞ I N DA ?

füzyonsa, Güneş'in yüzeyi yalnızca 6000 Kelvin sıcaklığa sahip ols a da, çekirdeğin yaklaşık bir milyar kat daha sıcak olması ge­ rektiğini ima eder; ama gökbilimciler I 920'lerde bile Güneş'in çe­ kirdeğinin sıcaklığının 1 0 milyon Kelvin'den ( 1 0 milyar Kelvin'den yaklaşık 1 000 kat soğuk) fazla olmadığından emindiler. Güneş'in çekirdek sıcaklığı 1 0 milyon Kelvin'den fazla olsaydı Güneş 'in de­ rinliklerindeki aşın sıcak gazın yoğun basıncı Güneş 'in dış kat­ manlarının genişlemesine yol açar ve büyüklüğünü şimdikine göre çok artırırdı diye akıl yürüttüler. Eğer yıldızlar enerjilerini nükleer füzyondan elde e diyor ama bunu milyarlarca derece sıcaklıkta değil milyonlarca derecede ya­ pıyorlars a füzyon süreciyle ilgili çizdiğimiz b asit tablonun yeter­ siz olduğu açıktır. İki ilave ve kritik b ağlantı sunmamız gerekiyor. Biri gazlann kinetik kuramı denilen kuramın s onucudur. Bir gaz­ da (ve Güneş'in çekirdeğindeki p arçacıkl ar hakikaten gaz halin­ dedir) her p arçacık farklı bir hızda hareket eder. B azı p arçacıklar ortalamaya göre yavaş hareket ederken diğerleri çok daha hızlı hareket ederler. Bir gazın sıcaklığı nedir diye s orduğumuzda as­ lında onu oluşturan bütün parçacıkların ortalama hızı nedir diye sorarız. Maxwell-Boltzmann dağılımı adı verilen bu hızlar dağı­ lımında bazı parçacıklar ortalamadan iki kat hızlı, diğerleri altı kata kadar daha hızlı hareket edecektir. Yani mesela gazın sıcak­ lığı 1 0 milyon dereceys e, parçacıklarının çok küçük bir oranı 60 milyon derecelik bir gazın p arçacıklarının ortalama sıc aklığına eş değer hızlarda hareket eder. Dolayısıyla bir gazın sıcaklığı 1 0 milyar derece olmadan da içindeki b irkaç p arçacık 1 0 milyar de­ recelik bir gazın ortalaması kadar büyük hızlarda hareket edebi­ lir. Ama 10 milyon Kelvin'in çok üstünde sıcaklıklara ihtiyacımız vardır. Gazın kinetik kuramı nükleer füzyonu mümkün kılar, ama nasıl olup da füzyonun Güneş 'te meydana gelebildiğini açıkl amak için tek b aşına yeterli değildir. İkinci eksik b ağlantı kuantum tüneli adını taşır. Bu I 9 2 8 'de George Gamow ve ayrıca ondan b ağımsız olarak Ronald W. Gur­ ney ve E dward C ondon tarafından keşfedilmiş b ir fikirdir. İki pro­ ton olduğunda, bir protonun diğerine uyguladığı elektromanyetik itkiyi ikinci protonun ilk protona çarpmak için üzerinden atlama-

42

KÜTLEÇEKIME MEYDAN OKUMAK

s ı gereken bir tür enerji engeli ya da tepesi olarak düşünebiliriz. İkinci proton yeterince hızlı hareket ediyorsa, iki proton arasın­ daki enerji engelini tırmanabilir ve geriye diğer taraftaki ilk pro­ tonla çarpış acak kadar enerjisi kalabilir. Kuantum tüneli kavramı ikinci protonun tırmanacak enerjiden yoksun olmasına rağmen engeli aşmasının (mecazi olarak bir tünelin içinden geçmesinin) küçük ama gerçek bir olasılık olduğunu söyler. Kuantum tüneli olmadan iki protonun 1 0 milyon K civan sıcaklıklarda çarpışması ihtimali fiilen sıfırdır. Ama kuantum tüneli hesaplan bu olayın hiç muhtemel olmasa da, yaklaşık 1 0 milyar yılda bir herhangi bir proton çiftine olması gerektiğini göstermektedir. Bu olasılığı eğer on milyar protonumuz vars a bu olayın yılda bir kere ger­ çekleşmesi gerekir diye de ifade edebiliriz. Güneş'in çekirdeğinde neredeys e kavranılamayacak kadar fazla s ayıda (yaklaşık 10 üzeri

55, 1 055) proton olduğu için, her saniye bu muhtemel olmayan çar­ pışmalardan Güneş 'in nükleer füzyon tepkimeleriyle kendine güç s ağlamasına yetecek katlan (aslında saniyede 1 038 adetten fazlası) gerçekleşir.

Hız Şekil 4.4. Maxwell-Boltzmann dağılımı hıza (x değeri) karşı bir gazda her hızda hareket eden parçacık sayısını (y değeri) tarif eder. Gaz sı­ caklığı artarken bütün dağılım genişler ve daha yüksek hızlara doğru kayar. Güneş'in çekirdeğinde çok yüksek hızlardaki çok az sayıda par­ çacığın nükleer füzyon tepkimelerine katılmaya yetecek kadar enerjisi vardır.

43

E V R E N KAÇ YAŞ I N DA?

E ğer Güneş ' in çekirdeğinden başlayıp dış arı doğru giders ek yüzeye doğru gazın hem sıcaklığı hem de yoğunluğu azalacaktır. Kritik bir yarıçapın ötesinde sıcaklık ve yoğunluk nükleer füz­ yon tepkimelerinin kuantum tünelinin yardımıyla bile gerçekle­ şemeyeceği kadar az olacaktır. Bu kritik yarıçapın içindeki b ölge Güneş 'in çekirdeğidir; çekirdeğin dışındaki b ölgeye zarf adı veri­ lir. Güneş'te yalnızca çekirdekte bulunan hidrojen proton-proton zincirine katılabilir; zarftaki hidrojen nükleer füzyon sürecinde rol oynamaz .

Güneş Ne Zamana Kadar Proton-Proton Zinciri Tepkimeleriyle Kendine Güç Sağlayabilir? Sonunda Güneş çekirdeğindeki protonlar bittiği için proton-pro ­ ton zinciri tepkimelerini b esleyemeye cektir. Bu netice zorunlu olarak Güneş ' in davranışında değişikliklere yol açacaktır. Ç ekir­ dekte enerji üretilmediğinde , yüzeyden yayılan ısı artık yıldızın içinden tamamen yenilenmeyecektir. Bütün Güneş s o ğumaya ve büzülmeye b aşlayacaktır. On Üçüncü B ölümde göreceğimiz gib i , b i r yıldızın çekirdeğinin s oğuması ve büzüşmesi ç ekirdeğin ısın­ masına ve sıkışmasına yol açacak, o da daha yüksek sıcaklık ve b asınçlarda gerçekleşen yeni bir nükleer tepkimeler kümesine önayak olacaktır. Bu yeni nükleer tepkimeler Güneşimizin için­ de zaten b aşlamış olsaydı, iç yapısında değişiklikler oluşturur­ lardı. Bu iç yapı değişiklikleri Güneş 'in büyüklüğünü giderek artıracak, s onunda bir kırmızı dev yıldıza dönüşmesine n eden olacaktır. Güneş bir kırmızı dev olarak daha b üyük, daha ışıklı ve yüzeyinde daha soğuk olacaktır. Ama Güneş henüz bir kırmızı dev değildir; dolayısıyla çekirdeğindeki p roton rezervini tüket­ memiş tir. Tipik bir yıldızın çekirdeği toplam yıldız kütlesinin yaklaşık yüzde l O'unu oluşturur ve o kütlenin yaklaşık yüzde 0,7'si pro­ ton-proton zinciri tepkimeleri vasıtasıyla enerjiye çevrilebilir. E ğer Güneş'in çekirdeğinin kütlesinin yüzde 0,8'sini p rotonlar­ dan helyum çekirdeklerine çevirerek üretilebilecek toplam enerji miktarını hes aplar ve o s ayıyı Güneş 'in aydınlatma gücüne b öler­ s ek Güneş'in şimdi olduğu gibi p arlayabileceği süreyi elde ederiz: yaklaşık 1 0 milyar yıl. Dolayısıyla Güneş'in yaşının 10 milyardan

44

KÜTLEÇEKIME MEYDAN O K UMAK

az olduğunu kesin olarak söyleyebiliriz. Ama o yaşı daha kesin bir ş ekilde s aptayabilir miyiz? Her s aniye Güneş çok fazla sayıda protonu helyum çekirdekle­ rine çevirir. Bu çevrimler Güneş'in merkezinden ta yüzeyine kadar her katmanındaki yoğunluğunu, sıcaklığını ve basıncını etkiler. Ç ekirdekteki nükleer tepkimelerin hızı yoğunluğa, sıcaklığa ve ba­ s ınca b ağlı olduğu için, bu değişimlerin nükleer füzyon sürecinin kendisi üzerinde geri besleme etkisi vardır. Bu değişimler yavaş ve düzenli bir ş ekilde birikir ve Güneş'in aydınlatma gücünü ve yü­ zey sıcaklığını etkiler, Güneş'i birkaç milyar yıllık bir zaman ölçe­ ğinde biraz daha sıcak ve parlak yaparlar. Astrofizikçiler Güneş'in kütlesi ve bileşiminden yola çıkarak Güneş'in yeni doğduğunda­ ki aydınlatma gücünün ve yüzey sıcak.lığının ne olduğunu ve bu p arametrelerin zamanla nasıl değişeceğini hesaplayabilirler. Bu hesaplardan Güneş'in ne yeni doğduğunu ne de ömrünün sonuna yaklaştığını biliyoruz; aslında güneş yaklaşık 4,5 milyar yaşında­ dır. Daha genç olsaydı, daha soğuk ve daha az ışıklı olurdu. Daha yaşlı olsaydı, daha sıcak ve daha ışıklı olurdu. Güneş'in astrofiziksel özellikleriyle ilgili anlayışımız Güneş'in güneş sistemindeki en yaşlı göktaşlarıyla yaklaşık aynı yaşta ol­ duğu s onucuna ulaşmamızı sağladı. Bu sonuç yıldızların ve geze­ gensel sistemlerinin hemen hemen aynı anda oluştukları gözlemi­ mizden b ağımsız ve onunla tutarlıdır. Güneş'in ve yörüngesindeki en ufak göktaşlarından Ay'a, Dünya'ya ve diğer gezegen ve uy­ dulara kadar bütün cisimlerin hemen hemen 4,5 milyar yıl önce oluştuğunu ve dolayısıyla evrenin de en az o yaşta olduğunu kesin olarak s öyleyebiliriz. E vrenin geri kalanının da 4,5 milyar yaşında mı yoksa daha mı yaşlı olduğunu belirleyebilmek için araştırmamızı güneş sis­ temimizin sınırlarının çok ötesine götürmemiz gerekecek. Gece gökyüzüne b akmış olan herkes çıplak gözle görebildiğimiz bas­ kın cisimlerin yıldızlar olduğunu bilir. Belki de onlar bize evrenin yaşı hakkında daha fazla bilgi verebilir.

45

2

EN

YAŞ LI YI L DI Z LA RI N YAŞLA RI

I

5 . B ölüm

DIŞARI ADIM ATMAK

Bu pratik gökb ilimin tanık olduğu en büyük ve en görkemli za­ ferdir. -John Herschel, R oyal Astronomical S o ciety [Kraliyet Gökbilim

Derneği] B a şkanı � "Kraliyet Gökbilim Derneğinin Yıllık Genel Ku­

rul Topl antısında M. Bessel'e Ş eref Madalyasını Verirken Yaptığı Konuşma"da, Memoirs of the Royal Astronomical Society [Krali­

yet Gökbilim Derneği Günlükleri] (1842)

Yıldızlardan evrenin yaşı hakkında daha fazla bilgi edinip edi­ nemeyeceğimizi anlamak için önce yıldızların kendileri hakkında bir ş eyi b ilmemiz gerekir. Yıldızlar nedir? Elbette ışık kaynakla­ n olduklarını biliyoruz. Yani ışığın tabiatını daha iyi anlars ak o bilgiyi kullanarak yıldızların kendileri hakkındaki anlayışımızı genişletebileceğimizi söylemek mantıklıdır. Daha sonra yıldızlar hakkında s orabileceğimiz en temel sorulardan bazıları şunlardır (bunları Beşinci ve Altıncı Bölümlerde soracağız) : Her bir yıldız ne kadar ışık yayar? Ve o yıldız ne kadar parlaktır? Daha sonra bir yıldızın farklı renklerde yaydığı ışık miktarını hesaplayarak sıcaklığını hesaplayabileceğimizi (Yedinci Bölüm) ve büyüklüğü­ nü b elirleyebileceğimizi (Sekizinci Bölüm) keşfedeceğiz. Henry Norris Russ ell ve Ejnar Hertzsprung yıldızların sıcaklıkları ve p arlaklıklarından yararlanarak bütün astrofizikteki en önemli di­ yagramı çıkaracaklar (Dokuzuncu Bölüm) . Ardından onlar ve di­ ğer gökbilimciler ikili yıldız sistemlerindeki yıldızların hareket­ lerini kullanarak yıldızların kütlelerini ölçmeyi (Onuncu B ölüm) ve bu diyagram ile yıldız kümeleri üzerindeki gözlemleri kullana49

E VR E N KAÇ YAŞ I N DA ?

rak, yıldız kümelerine olan mesafeleri ölçmeyi (On Birinci B ö l üm) öğrenecekler. 20. yüzyılın b a şları ve ortalarında, gökb ilimciler tayf ölçümlerinden yararl anarak yıldızların temel bileşenlerini ve nükleer fizikten yararlanarak yıldızların nasıl enerji ürettiğini belirleyecekler. Bu araçlar bir araya gelerek gökbilimcilerin yıl­ dızların nasıl doğduğunu, yaşadığını ve öldüğünü anlamalarına imkan tanıyacak. Yıldızların yaş am sürelerini ve yaş am döngüle­ rini anlamak da gökbilimcilerin b eyaz cüce yıldızların (On Ü çün­ cü B ölüm) ve yıldız kümelerinin (On Dördüncü B ölüm) yaşlarını b elirlemelerini mümkün kılacak, ki o da s onunda bizi evrenin yaşı için tutarlı bir tahmine götürecek.

Yıldızların Görünürdeki Parlaldıkları Herhangi bir cisim için ölçebildiğimiz p arlaklık (gökbilimciler buna görünürdeki parlaklık a dı verirler) o cismin içkin ya d a mut­ lak p arlaklığıyla aynı değildir. Bir cismin görünürdeki p a rl aklığı iki özelliğine b ağlıdır: içkin p arl aklığına ve bize uzaklığına . Gök­ bilimciler bir yıldızın görünürdeki p arl aklığını b ir s ayma cihazı (fotoğraf levhası, foto hücresi) kullanarak o yıldızdan her s aniye Dünya'ya gelen foton s ayısını hesaplamak yoluyla kolayca ölçe­ bilirler. Eğer o yıldızın uzaklığını ölçebilselerdi, o bilgiyi yıldızın

Şekil 5 . 1 . B üyükayı . Bazı yıldızlar diğerlerinden daha parlak görünür; fakat en parlak yıldızlar içkin olarak daha sönük yıldızlardan daha parlak olmayabilir. B unun yerine Güneş 'in yakınında bulunan içkin olarak sönük yıldızlar olabilirler. Görüntü: Noel C arboni. 50

D I ŞARI ADIM ATMAK

görünürdeki p arlaklığına ilişkin ölçümümüzle birleştirerek yıl­ dızın i çkin p arlaklığını bulabilirdik. O bilgi elimizde olduğunda da yıldız hakkında daha da fazla bilgi edinebilir, sonunda yaşını tespit edebilirdik. Dolayısıyla sonraki adımımız yıldızların uzak­ lıklannı ölçmenin yolunu bulmaktır.

Bir Ölçü Çubuğu Olarak Dünya'nın Büyüklüğü MÖ 3 . yüzyılda Yunan geometrici ve gökbilimci Eratosthenes

D ünya'nın çevresini hesaplayarak ilk gökbilimsel ölçü çubuğunu yapmış oldu. Bunu yaz dönencesi gününde öğleyin Mısır'daki biri diğerinin neredeyse tam olarak kuzeyinde bulunan iki şehirde Güneş ile b aşucu (Dünya'da herhangi bir konumdaki yerel dikey yönü) arasındaki açıyı ölçerek baş ardı. Bir ölçümü Syene (şim­ diki Asvan) kentinde yaptı. Orada Güneş öğleyin tam tepedeydi, yani Güneş ' in yönü yerel başucuyla aynı yöndeydi. Diğer ölçüm Syene'nin tam olarak kuzeyinde bulunan, öğleyin Güneş'le başucu arasındaki açının 7,2° (bir dairenin çevresinin ellide biri) olduğu İ skenderiye'de yapıldı. Eratosthenes Dünya'nın küresel olduğunu vars ayarak bu açıyı temel geometri prensipleriyle birlikte kullan­ dı ve İ skenderiye'yle Syene arasındaki mes afenin Dünya'nın çev­ resinin ellide biri olduğunu çıkarsadı. İki şehir arasındaki me­ s afeyi yürüyerek ve elliyle çarparak Dünya'nın çevresini (ya da eş değer olarak çapını) modern değerimize yüzde birkaç yakınlıkta bir hassasiyetle buldu. Ardından başka geometrik savlar kullana­ rak Ay' a ve Güneş 'e olan mes afeyi Dünya çapı birimleriyle ölçtü ve bir kere daha modern ölçümlerle elde edilen değerlerden yüzde birkaç farklı cevaplar buldu. Artık Dünya'yı gökte görülen bütün diğer cisimlerden ayıran fiziksel mesafelerin bir gün ölçülebilme­ si olasıydı. E ratosthenes'le ins anlık evreni araştırmaya doğru ilk adımını atmıştı.

Astronomik Birim: Daha Büyük Bir Ölçü Çubuğu Neredeyse iki bin yıl sonra gökbilimciler evrene bir başka çok önemli adım attılar. Astronomik birim in (AU) uzunluğunu tespit ettiler.

51

E V R E N KAÇ YAŞ I N DA ?

--=�İs�ke�n�de�r=iy:eı:�=== Syene

b aşucuna Güneş'e

Güneş'e ve başucuna

Şek.il 5.2. Eratosthenes 'in Dünya'nın çevres i ve çapını ölçmek için kullandığı yöntem.

Astronomik birim Dünya'nın yörüngesinin büyüklüğüyle iliş­ kili bir uzunluk ölçüsüdür. E ski zamanlardan b eri gökbilimciler bilinen gezegenlerin dairesel olduğu varsayılan yörüngelerinin büyüklüğünü Güneş'in dairesel olduğu varsayılan yörüngesinin büyüklüğüyle orantılı olarak ölçmeye çalışıyorlardı. Tanım ola­ rak D ünya Güneş 'ten bir AU uzaklıktaydı. 1 6 . yüzyılda Mikolaj Kop ernik yeni günmerkezli güneş sistemi kuramını uygulayarak Merkür, Venüs, D ünya, Mars , Jupiter ve S atürn'ün yörüngelerinin göreli büyüklüklerini hesapladı. Gezegenlerin Güneş'in çevresin­ de dairesel yörüngelerde olduklarını varsaydığı halde yüzde 4 sapmayla doğru cevaplar buldu. 1 7 . yüzyılın b aşlarında Johannes Kepler gezegenlerin Güneş çevresindeki yörüngelerinin dairesel değil eliptik olduğunu çıkars adı (bu Kepler'in birinci yasası ola­ rak bilinir) . B asitçe ifade edilirse, elipsler b ir kıs a eksen (küçük eks en) , bir de uzun eksenle (büyük eksen) nitelenen düzleşmiş da­ irelerdir. Büyük eks enin uzunluğunun yans ı yarı büyük eksendir. Kepler'in yeniden tanımladığı astronomik birim, Dünya'nın dai­ resel yörüngesinin yarıçapı değil Dünya'nın eliptik yörüngesinin yarı büyük eks eni ve yarı büyük ekseni Güneş 'in yörüngesindeki herhangi bir cismin yörünge dönemiyle ilişkilendiren üçüncü ya­ s asının iki kilit p arametresinden biri haline geldi. Kepler diğer gezegenlerin ölçülen yörünge dönemlerinden yörüngelerinin gö­ reli büyüklüklerini oldukça doğru bir şekilde tespit edebildiyse de, bu mes afeleri ancak astronomik birim cinsinden b elirtile-

52

DIŞARI ADIM ATMAK

bildi; örneğin Jüpiter'in yörüngesinin yan büyük ekseni 5,2 AU, S atürn'ünki 9,5 AU idi. Fakat astronomik birimin gerçek fiziksel uzunluğu konusunda ancak tahmin yürütebiliyordu. 1 672'de Fransız gökbilimciler Jean Richer ve Jean-Dornini­ que C assini, Mars'ın trigonometrik paralaksını (bu kavramı bir sonraki kısımda ele alacağız) ölçerek astronomik birimin fiziksel uzunluğu için ilk makul ölçüde doğru ölçümü yaptılar. Cevapla­ n şuydu: 140 milyon kilometre. 19. yüzyılın sonuna gelindiğin­ de, gökbilimciler bu ölçümü yüzde O , l 'den iyi bir hass asiyetle kesinleştirmişlerdi. Gökbilimciler son olarak 1 96 1 'de Venüs'ten, 1 96 2 'de Merkür'den radar sinyallerini sektirerek bir parçada yüz elli milyona kadar doğru bir astronomik birimin değerine ulaştı­ lar. Astronomik birimin değeri (149.597 .870,69 km) artık büyük bir kesinlikle sabitlendiği için Dünya çevresinde iyi tanımlanmış bir yörüngede olan bütün cisimlerin Güneş'ten uzaklığını da eşit bir kesinlikle biliyoruz. O halde evrenle ilgili şu ana kadarki anlayışımız Güneş 'in yörüngesindeki bütün cisimleri kaps amaktadır. Ama bu tam ola­ rak ne kadar bir mes afedir? Bir zamanların ve belki geleceğin dokuzuncu gezegeni Plüton'un yörüngesinin yan büyük ekseni 3 9 , 5 AU'dur. Büyük ihtimalle önceden Kuiper Kuş ağında olup Ku­ iper Kuş ağındaki b aşka bir cisimle yakın bir çekimsel karşılaş­ manın ardından dış arı savrulmuş bir cisim olan Sedna şu anda Güneş ' e yalnızca 90 AU uzaklıktadır ve yörüngesel yan büyük ekseni 536 AU'dur. Sedna son derece eliptik bir yörüngeye sahip olduğu için 2075'te Güneş'e 76 AU uzaklıkta olacak ve yaklaşık 6000 yıl s onra da 975 AU uzaklıkta bulunacaktır. Bazı kuyruklu yıl dızların yörüngeleri onları Sedna'nın Güneş'e uzaklığından çok daha uzağa, Güneş'ten 1 0 . 000 AU'dan fazla mesafeye götürür. Bu kuyruklu yıldızlar tek bir yörüngeyi milyonlarca yılda tamamlar­ lar. Ama Sedna'nın ve bu uzak kuyruklu yıldızların olağanüstü uzaklığı, Dünya'ya (Güneş dışındaki) en yakın yıldız olan Proxima C entauri'nin uzaklığının yanında solda sıfır kalır. Elb ette Proxi­ ma C entauri Güneş'in etrafında yörüngede değildir, bu yüzden Proxima C entauri'nin ya da b aşka herhangi bir yıldızın mesafesi­ ni güneş sistemimizin içindeki mesafeleri bulmak için kullandığı­ mız yöntemleri kullanarak ölçemeyiz.

53

EVR E N KAÇ YAŞ I N DA?

günberi

yan büyük eksen I

Şekil

5 .3. Kepler gezegenlerin yöıiin gelerinin daire değil elips şeklin-

de olduğunu keşfetti. Tipik olarak bir yöıiin genin büyüklüğü elipsin yan büyük ekseni (uzun eksenin uzunluğunun yansı) cinsinden ifade edilir. Dünya'nın yöıiin gesi için bu uzunluk bir astronomik birimdir. Gezegenin Güneş'e en yakın olduğu noktaya günberi noktası, gezegenin Güneş'ten en uzak olduğu noktaya günöte noktası denir.

Gökhilimcilerin evrenin daha uzağına adım atmak ve yıldızla­ ra mes afeleri ölçmek için astronomik birimden daha ileriyi gören bir araca ihtiyaçları vardı. Fa.kat astronomik birimden edinilen bilgi, onların amaçlarına yaklaşmalarını s ağlayacak tekniği geliş­ tirmelerine imkan tanıdı. Bu teknik trigonometrik p aralakstı.

Trigonometrik Paralaks Kolunuzu önünüzde tam önünüzde tutun ve iş aret parmağınızı kaldırın. S ağ gözünüzü kap ayın, parmağınıza sol gözünüzle b akın ve iş aret parmağınızın neredeyse hemen arkasında bulunan daha uzak cisimleri zihninize not edin. Şimdi s ağ gözünüzü açıp sol güzünüzü kap ayın ve bir kere daha iş aret p armağınızın hemen arkasında bulunan daha uzak cisimleri zihninize not edin. Par­ mağınızın yakında olduğunu ve ardalandaki cisimlerin çok daha uzakta olduğunu bilmeseydiniz, p armağınızın bir konumdan di­ ğerine hareket ettiğini düşünürdünüz; halbuki parmağınız hiç kımıldamamış, ama ölçüm yaptığınız konum (önce sol gözünüz, sonra s ağ gözünüz) kımıldamıştır. Parmağınızın konumundaki bu görünürdeki değişime trigonometrik paralaks adı verilir. 1ki gözle b aktığımızda cisimlerin görünürdeki konumlarında küçük açısal kaymalar (p aralaks açısı denir) fark edebiliriz. Daha yakın cisimlerin daha uzak cisimlere göre daha büyük açısal kaymaları 54

D I ŞARI ADIM ATMAK

olduğu için trigonometrik paralaks açısı ölçümlerinin göreli bü­ yüklükleri, göreli mes afeleri çıkarsamamıza imkan tanır. Paralaks ölçümlerini bir dik üçgenin kenarları ve açılan cin­ sinden düşünerek onlan kesin ve nicel hale getirebiliriz. Bir dik üçgende bir 90 derecelik açı vardır. Bir paralaks ölçümü yaptığı­ mız z aman diğer iki açıdan birini ölçeriz. Bir üçgende üç açının toplamı 1 80 derece olduğu için ölçtüğümüz tek açı dik üçgenimi­ zin üç açısının hepsinin değerlerini verir. Yunan geometrici ôklit'in 2400 yıl önce geliştirdiği geometri kanunlarını kullanarak iki açısının değerini (dolaylı olarak, iki açıyı bilirs ek üç açının hepsini b iliriz) ve herhangi bir kenarın uzunluğunu bildiğimiz bir üçgenin üç kenarının tamamının uzunluğunu hesaplayabiliriz. S onuç olarak, bir yıldıza olan paralaks açısını ölçmeyi (pratikte bu hiç kolay bir iş değildir) ve paralaks üçgenimizin bir kenarının uzunluğunu ölçmeyi baş arırsak yıldızlara mesafeyi ölçebiliriz. Gözlerimizle p aralaks ölçümleri yaptığımızda aslında her biri bir gözle olmak üzere iki ölçüm yapar ve yan yana yerleştirilmiş iki dik üçgenden yararlanırız. Bu iki üçgen aynı büyüklükte olup birb irinin ayna görüntüsüdür ve bir kenarı paylaşırlar: burnu­ muzun köprüsünden gözlemlediğimiz cisme kadarki mesafeyi. Bu durumda aynı zamanda kenarlardan birinin, yani her bir üçgenin tab anının uzunluğunu da biliriz: Bu burnumuzun köprüsünden bir göz yuvamızın merkezine kadarki mes afe, yani 3,5 santimet­ redir. Üçgenimizin üç açısının hepsini (dik açı , ölçülmüş paralaks açısı ve 1 80 derece eksi ilk iki açının değerleri toplamı) ve bir ke­ narının uzunluğunu bildiğimiz göz önüne alındığında, ilgilendi­ ğimiz cismin fiziksel mesafesini hesaplayabiliriz. Beyinlerimiz bu Sağ göz

Sol göz Şekil 5 .4. Paralaks bir cismi iki farklı konumdan gördüğümüzde onun yönü ve konumunda algılanan değişimdir. İki gözle b aktığımızda bunu hep yapanz (çünkü gözlerimizin her biri hafifçe farklı bir görüş konumundadır) . 55

EVR E N KAÇ YAŞ I N DAi!

trigonometrik p aralaks ölçümlerini ve hes aplannı sürekli olarak gerçekleştirir, b öylece mesafeleri değerlendirmemize ve (bazıla­ nmız için) arabalanmızı p aralel olarak p ark etmemize ya da bir b eysbol topunu yakalamamıza izin verir. Gözlemlediğimiz cisimler için p aralaks açılan ayırt etme yeti­ miz cisimlerin mes afeleri arttıkç a azalır. Bir sınırlayıcı mesafede p aralaks açısı ölçülemeyecek kadar küçük hale gelir: o kadar kü­ çülür ki cisimlerin çok uzakta olduğu s onucuna vannz, ne gerçek mes afeleri, ne de b öyle iki cisimden hangisinin daha uzak oldu­ ğunu kestirebiliriz. ru

Üçgenimizi büyütürsek daha uzak mesafedeki cisimlerin doğ­ p aralaks ölçümlerini yap abiliriz. Bir yıldıza mes afeyi değiştire­

meyeceğimiz için, üçgenin değiştirebileceğimiz tek kısmı tabanın uzunluğudur. İki gözümüz yerine birbirine çok uzak konumlarda bulunan iki teleskopla ölçümler yaparak taban uzunluğunu artı­ rabiliriz. Birbirinden çok uzaktaki iki teleskopla p aralaks ölçüm­ leri yaptığımızda tabanımız iki gözlem noktası arasındaki me­ safenin yarısıdır. Teleskoplanmızı farklı kıtalara yerleştirirs ek, aralanna birkaç bin kilometre koyabiliriz.

*

*

*

* * * *

\

\/

* *

lo\

Dünya, 1 Ocak

Dünya, 1 Temmuz Şekil

5 . 5 . Yıllık paralaks hareketi. Ocakla Temmuz arasında Dünya

yörüngesinin yansını kat eder. Yakındaki bir yıldıza önce Ocakta, s onra Temmuzda b akarsak o yıldız daha uzak yıldızlann konumlanna göre yer değiştirmiş görünecektir.

56

D I ŞARI ADIM ATMAK

Ama ondan çok daha iyisini yapabiliriz. Tek yapmamız gereken Dünya'nın çok b asit bir özelliğinden, yani Güneş'in yörüngesin­ de olmasından yararlanmaktır. Yüzümüzün geometrisiyle ben­ zerlik kurarak, bir "göz"ün herhangi bir anda Dünya'daki ya da Dünya'nın yörüngesindeki bir teleskop olduğunu, ikinci "göz"ün de tam altı ay sonra, yani Dünya'nın yörüngesel hareketi teles­ kobumuzu Güneş'in diğer tarafına taşıdığı zaman Dünya'daki ya da Dünya'nın yörüngesindeki aynı teleskop olduğunu hayal edin; Güneş'in konumu burnumuzun köprüsünün karşılığıdır. Yeni üç­ genimiz için "gözden buruna" mesafe Dünya'dan Güneş'e kadar­ ki mesafe, yani astronomik birimdir. Artık neredeyse 1 50 milyon kilometrelik bir üçgen tabanı elde ettiğimize göre onu çok uzak mesafelerde bulunan yıldızlara paralaks açılan ölçmek için kul­ l anabiliriz. Gökbilimciler sonunda güneş sistemizinin uzak böl­ gelerine teleskoplar yerleştirerek tabanı daha da artırmayı ümit ediyorlar, ama öngörülebilir gelecekte paralaks ölçümlerimiz Dünya'nın yörüngesinin büyüklüğüyle sınırlı olacak.

Parsek: Daha BÜyül{ Bir Ölçü Çubuğu Gökbilimciler p aralaks ölçümlerinin geometrisini çözdüklerinde, u zaklık ve açılar için doğru birimleri seçersek işin matematik kıs­ mı çok basit ve açık hale getirilebilir. Önce açısal birimler. Bir dairenin çevresini kapsayan açısal uzaklığın 360 derece olduğunu h atırlayın. Her derece 60 dakikalık yaydan oluşur (dolunaya bak­ tığınızda, Ay'ın açıs al büyüklüğü yaklaşık 30 dakikalık bir yaydır) . Her bir dakikalık yay 60 saniyelik yaydan oluşur. Toplamda, bir dairenin çevresi 1 .2 96.000 saniyelik yaya eşittir. Eğer bir yıldızın p aralaks açısını ölçer ve açının tam olarak bir saniyelik yay oldu­ ğunu bulursak, s onra da hesaplan yap arsak o yıldızın uzaklığının 206.265 AU olduğunu buluruz. Bu büyük, kullanışsız bir sayı ol­ duğu için, gökbilimciler kolaylık açısından bu uzaklığı 1 parsek o larak tanımlarlar; dolayısıyla bir parsek bir yıldızın p aralaks açısının b ir saniyelik bir yay olduğu uzaklıktır. Bu yeni birim ta­ nımlandıktan sonra, bir yıl dıza olan uzaklık (parsek cinsinden, "pc" diye kısaltılır) paralaks açısının (saniyelik yay cinsinden) ter­ si olarak bulunur. Örneğin, eğer paral aks açısı 0, 1 saniyelik yays a (O , l " ş eklinde yazılır) , yıldızın uzaklığı 1 0 parsektir. Ya da p aralaks açısı 0 , 0 1 "sa yıldızın uzaklığı 1 00 parsektir. 57

E V R E N KAÇ YAŞ I N DA?

Bu iki örnekten açıkça görüldüğü üzere, paralaks açısı büyük­ se, yıldızın uzaklığı küçüktür; paralaks açısı küçükse, yıldızın uzaklığı büyüktür; paralaks açısı ölçülemeyecek kadar küçükse de yıldızın uzaklığı paralaks tekniği kullanılarak ölçülemeyecek kadar büyüktür. Daha uzak cisimler için kiloparsek (1 kpc = 1 000 pc), m egaparsek (1 Mp c = 1 000 kpc) , ve gigaparsek (1 Gp c = 1 000 Mpc) birimleri tanımlanmıştır.

Gerçek Paralaks Ölçümleri: Göründüğü Kadar Kolay Değil 2000 yıl b oyunca, eski Yunanların gökyüzündeki cisimlerin hare­ ket ve konumlarını ölçmeye ilk başlamalarından bu yana gökbi­ limciler yıldızlar için paralaks ölçümleri yapageldiler, ama cevap­ lan her zaman aynıydı: p aralaks açısı p sıfır saniyelik yay (O") olarak bulunuyordu. Bu sonuç yıldızların muazzam bir uzaklıkta olduğu şeklinde yorumlanabilirdi. Alternatif olarak, Temmuz ve Ocak aylarında bir yıldızın konumu için yapılan ölçümlerin uzay­

da tam olarak aynı konumdan yapıldı �ı anlamına da gelebilirdi; bir diğer deyişle, p = O gözlemi Dünya'nın Güneş etrafında yörün­ gede olmadığı şeklinde yorumlanabilirdi. MÖ 4. yüzyılda yaşamış Aristoteles'in zamanından Mikolaj Kop ernik'in Dünya'nın Güneş etrafında yörüngede olduğunu ileri sürdüğü 1 543 'e kadar, ikinci seçenek tercih edilen yorum oldu . Kopernik'in güneş merkezli mo­ deli sunmasından s onra yüz yıl içinde ilk yorum, yani yıldızların çok uzakta oldukları yorumu üstünlüğü ele geçirdi. Paralaks ölçümleri son derece zordur, çünkü yıldızlar çok ama çok uzaktadır. En yakın yıldız Proxima C entauri en büyük p ara­ laksa sahiptir (p = 0,772") , o da ancak bir s aniyelik yayın dörtte üçüdür. Gereken hassasiyet derecesi göz önüne alındığında işin zorluğu anlaşılır. 1 7. yüzyılın başlarında teleskobun icat edilme­

sinden önce, gökbilimcilerin gök cisimleri için yaptıkları en ke­ sin açısal ölçümler (örneğin iki yıldız arasındaki açısal uzaklık) 1 6. yüzyılda Dane 'fycho Brahe tarafından yapılmıştı. En kesin ölçümleri bir dakikalık yay hassasiyetindeydi. Bu da gökbilimci­ lerin en yakın yıldızların uzaklıklarını ölçebilmek için konumsal ölçümlerinin kesinliğini neredeyse yüz kat artırmaları gerektiği anlamına geliyordu !

58

D I ŞARI ADIM ATMAK

Teleskobun icadından sonra bile paralaks ölçümleri ürkütücü bir zorluk olmayı sürdürdü. Ancak iki yüzyıldan uzun bir süre bo­ yunca teleskopların büyüklüğü ve kalitesinde teknolojik ilerleme­ ler olduktan sonra, 1 838'de bağım.sız olarak çalışan üç gökbilimci üç farklı yıldızın paralaks açılarının saygın ölçümlerini yapacak­ lardı. Alınan gökbilimci Friedrich Wilhelm Bessel, 1 837'den 1 838'e kadar doksan sekiz gece boyunca yaptığı gözlemlerden elde ettiği verilerle 6 1 Cygni yıldızının paralaks uzaklığını ölçtüğünü duyur­ du. p = 0,3 1 4"le Bessel 6 1 Cygni'nin yaklaşık 3 parsek uzaklıkta olduğunu belirledi (modern değer p = 0,286 " 'dir, bu da 3,5 parsek uzaklığa karşılık gelir) . İki ay sonra, kısa süre önce !skoçya Kraliyet Gökbilimciliği görevine başlamış İskoç gökbilimci Thomas Hender­ s on 1 832 ve 1 833'te topladığı verilere dayalı olarak Alpha Centauri için p = 1 ,0" olduğunu buldu (modern değer p = 0,748"'dir, bu da 1 ,34 p arsek uzaklığa karşılık gelir) . Ardından Almanya doğumlu Rus gökbilimci Friedrich Georg Wilhem von Struve 1 835-1 838 arası üç yılda doksan altı gece boyuca yaptığı ölçümlerden Vega'nın (Alp ­ ha Lyrae) paralaksını p = 0,262" olarak hesapladı (modern değer p = 0, 1 29"'dur, bu da 7,75 parsek uzaklığa karşılık gelir) . Bessel, Henderson ve Struve'nin çığır açan keşiflerinden son­ raki 1 50 yılda gökbilimciler toplu halde yıldızların uzaklıkları­ nı ölçmeye müthiş miktarda zaman ve kaynak ayırdılar. Bu 1 50 yılın büyük b ölümünde ilerleme yavaş ve zahmetli oldu. 1 878'e gelindiğinde gökbilimciler ancak 18 yıldızın paralaks ölçümlerini yap arak uzaklıklarını baş arıyla belirlemişlerdi. 1 908'de bu yön­ temle uzaklıkları doğru bir biçimde ölçülmüş yıldızların sayısı l OO'e ulaştı; 1 952'de kaps amlı ve kesin Yale Paralaks Kataloğu 5822 yıldızın paralaks uzaklıklarını listeledi. 1 950'ler itibariyle yer tab anlı gözlem teknikleri neredeys e sınırlarına ulaşmıştı. Yer tabanlı fotoğraflan ve geleneksel ölçüm tekniklerini kullanarak yapılan ölçülebilir en küçük paralaks açılan yaklaşık 0,02 s ani­ yelik bir yaydır (0,02") , bu da sadece 50 parsek civan bir uzaklığa karşılık gelir. Gökadamızda yüzlerce milyar yıldız olsa ve Dünya ile Güneş'in 50 p arsek etrafındaki uzay bunların 1 00.000 adedini içers e de, bu nispeten yakındaki yıldızların çoğu aşın sönüktür, dolayısıyla da paralaks ölçümleri için kötü adaylardır. Sonuç ola­ rak, 50 p arsekten (s adece bir katrilyon kilometre) uzağa ulaş ama­ yan bir araçla nispeten az sayıda yıldıza erişebiliyorduk. 59

EVR E N KAÇ YAŞ I N DA?

1 980'de Avrupa Uzay Ajansı evrendeki bütün cisimlerin uzak­ lığını ayarlamak için paralaks ölçümlerinin hayati önemini fark ederek Hipparcos (High Precision Parallax C ollecting S atellite [Yüks ek Hassasiyetli Paralaks Toplayıcı Uydu]) uzay astrometri görevini planlamaya b aşladı. Uydu 1 98 9 'da fırlatıldı. Dört yıllık görevi 1 00.000'i aşkın yıldızın konumlan ve paralaks uzaklıkları­ nı ölçmek olan uydunun sınırlayıcı hassasiyeti 0,002 s aniyelik bir yaydı. Hipparcos çok baş arılı oldu ve yalnızca 0,00 1 s aniyelik bir yay olan sınırlayıcı hassasiyetiyle s on ürünü olarak 1 20 .000'den fazla yıldızın uzaklıklarını içeren bir katalog oluşturdu. Bu b ö ­ lümde açıklanmış çabaların başarısını ne kadar vurgulasak azdır. Yıldızlar ve gökadalar hakkında (aslında evren hakkında da) bil­ diğimiz neredeyse her şey bu önemli ve temel ölçümlere dayanır.

6.

B ö lüm

UZAKLIKLAR VE IŞIK

Aynca p aralaksı n v e uzaklığı r olan b i r yıldızın mutlak kadirini (M) o yıl dızın eğer uzaklığı Güneş 'ten 0, 1 " bir paralaks a karşılık gelen bir u z aklığa aktarılmış olsaydı s ahip olacağı görünürdeki

parlaklık olarak tanımları z . -J. C . Kapteyn, "On t h e Luminosity of Fixed Stars"'ta [ S a b i t Yıl ­ dızların Aydınlatma Gücü Üzerine) , Publications of the Astrono­ mical Labo ratory at Groningen ( 1 902)

Hipparkos ve Kadirler MÖ 2. yüzyılda Yunan gökbilimci Hipparkos yaklaşık 850 yıldı­ zı içeren bir katalog derledi ve mekanik halefi Hipparcos uydu­ s u gibi her bir yıldızın konumu ve parlaklığını kaydetti. Fakat Hipparcos 'un aksine Hipp arkos yıldızların uzaklıklarını ölçeme­ di; aslında bunu denemedi bile, çünkü o günün astronotlarının heps i gibi bütün yıldızların Dünya'dan aynı uzaklıkta olduğunu vars ayıyordu. Dolayısıyla kadirler adını verdiği bu ölçümleri, yıl­ dızların gece göğünde birbirleriyle göreli olarak ne kadar parlak göründükleriyle ilgili karşılaştırmalardı. Hipparkos'a göre birinci derece yıldızlar en parlak olanlar, ikinci derece yıldızlar birinci derece yıldızlardan yaklaşık iki kat s önük ve üçüncü derece yıldızlar da ikinci derece yıldızlardan iki kat s önüktüler. Hipparkos 'un en sönük yıldızlar olarak belirlediği "altıncı kadir'' yıldızlar en parlak, birinci kadir yıldızlardan beş kadir, ya da 32 kat (2 x 2 x 2 x 2 x 2) daha sönüktü. Eğer Hipp arkos 'un kadir ölçeğini kullanırken bir yıldızın Hipp arkos'un kataloğundaki en parlak yıldızdan iki kat parlak olduğunu keşfetseydik (belki Güney Afrika'dan görülebilen, ama Hipp arko s'un çalıştığı Akdeniz'in Rodos adasından görülemeyen bir yıldız), bu yıldıza "sıfırıncı kadir''i atamamız gerekirdi. Venüs 61

E V R E N KAÇ YAŞ I N DA?

gezegenini aynı ölçeğe koyuls aydı, p arlaklığı -5. kadirde, Güneş 'se yaklaşık -27. kadirde olurdu . Hipp arkos 'un sistemi gökbilimciler­ ce değiştirilmiş olsa da (ne yazık ki) hala oldukça yaygın olarak kullanılır. Mo dern kadir sisteminde, birbirinden bir kadir fark­ lı olan yıldızlar p arlaklık olarak 2 ,5 1 2 kat farklıdırlar ve kadiri b aşka bir yıldızınkinden beş az olan bir yıldız tanım gereği ikinci yıldızdan yüz kat daha parlaktır

.

Ters Kare Kanunu Hipp arkos atadığı kadirlerin kendisinin ve diğerlerinin yıldızlann gerçek p arlaklıklanyla ilgili doğrudan karşılaştırmalar yapma­ lanna izin verdiğini s anıyordu, ama tabii ki yanılıyordu. Atadığı kadirler her yıldızdan ne kadar ışığın Dünya'ya ulaştığını karşı­ laştırmamıza izin verir; ancak bir yıldızdan Dünya'ya ulaşan ışık hem yıldızın içkin parlaklığına hem de Dünya'dan uzaklığına b ağ­ lı olduğu için yıldızlann bizden uzaklığını bilmediğimiz s ürece onlann gerçek p arlaklıklanyla ilgili karşılaştırmalar yap amayız. Gelin her biri elinizde tutabildiğiniz küçük bir lamb aya monte edilmiş iki ampulü karşılaştıralım. Her iki ampulün de gücünü bilme diğinizi varsayarak b aşlayacağız, ama ben A ampulünün

1 0 mumluk, B ampulünün de 90 mumluk olduğunu biliyorum. İki lambanın birini sol, diğerini s ağ elinize almanızı ve ikisini de kol boyunda tutmanızı isterim; B ampulü A ampulünden dokuz kat parlak görünecektir. İkisinin de siz den aynı uz aklıkta olduğunu bildiğiniz için hemen B ampulünün içkin olarak A ampulünden dokuz kat daha p arlak olduğu sonucuna varabilirsiniz. Şimdi aynı iki ampulü kullanarak 10 mumluk ampulü gözleri­ nizden tam bir metre uzaklıkta bulunan bir lambaya koyacak, ama

90 mumluk ampulü minyatür bir tren hattındaki minyatür bir üstü açık vagona koyacağız . Yavaş ça o vagonu sizden uzağa çekeceğiz, ta ki siz iki ampulün de eşit p arlaklıkta göründüğünü s öyleyene

kadar. Bu durumda iki ampulün içkin p arlaklıkl arını bildiğiniz için birinin, içkin p arlaklığı daha fazla olanın diğerine göre daha uzak­ ta olduğunu bilirsiniz. 90 mumluk ampulün uzaklığını ölçersiniz: üç metre. D aha sönük ampule uzaklığın (1 metre) üç katı bir uzak­ lıkta (3 metre) , içkin olarak dokuz kat daha p arlak (90 mum) olan ampul daha sönük ( 1 0 mum) ampulle aynı p arlaklıkta görünür.

62

UZAKLIKLAR VE IŞIK

3m

Ş ekil 6 . 1 . Ters kare kanunu. Bir cisim bir ışık kaynağından üç metre u zaklıkta olduğu zaman, ışık kaynağı aynı cismin bir metre uzaklıkta olduğu durumdan dokuz kat büyük bir alanı aydınlatmalıdır. Sonuç olarak, her bir karedeki ışık ü ç metrelik bir uzaklıkta bir metrelik bir u zaklıktaykenkine göre dokuzda bir daha parlaklığa sahiptir.

Şimdi içkin p arlaklıkları bilinmeyen iki ampulle bir deney ya­ p a c ağız . Ama bu s efer lamb aları tutmuyorsunuz ve size uzaklık­ ları hakkında hiçbir bilginiz yok, fakat parlaklıklarını ölçtüğünüz z aman iki ampulün aynı parlaklıkta göründüğünü anlıyorsunuz. B u deneyde iki ampulün aynı güçte ve sizden eşit uzaklıklarda mı b ulunduğuna, yoksa birinin içkin olarak daha parlak olup daha büyük bir uzaklığa mı yerleştirildiğine nasıl karar verirsiniz? Bu iki ampule (ya da yıldıza) göreli uzaklıklar ölçülmediği sürece her iki açıklama da eşit derecede olasıdır. Merkezi bir noktadan çıkan ışık bütün yönlere dengeli ş ekil­ de yayılır. Eğer bir ışık kaynağını dev bir küresel kabuğun tam merkezine yerleş tirirs ek, o ışık kaynağı o kürenin iç yüzeyinin her metre karesini eşit miktarda ışıkla aydınlatacaktır. Kürenin yüzey alanını (ki kürenin yarıçapının karesiyle orantılıdır) ışık kaynağı­ nın gücüne bölerek kürenin iç yüzeyinin her bir metrekaresinin ne kadar ışık alac ağını hesaplayabiliriz. Kürenin çapı 4 metre, kay­ nak da 50 mumluk bir ampulse, kürenin iç yüzeyinin yaklaşık 5 0 m etre karesini dengeli biçimde aydınlatan ışığın yoğunluğu metre kare b a şına 1 muma çok yakın olacaktır. Peki, ya aynı 50 mumluk ampulü on kat büyük, 40 metre çapındaki bir kürenin iç yüzeyini aydınlatmak için kullanırsak? O 50 mum daha büyük kürenin iç 63

E V R E N KAÇ YAŞ I N DA ?

yüzeyinin 5000 metre karesine dengeli biçimde yayıldığı için ay­ dınlatma seviyesi yüz kat daha küçük, metre kare b a şına yalnızca 0,01 mum olacaktır. Bir b aşka deyişle, ışık kaynağına uzaklık on kat fazla olduğu z aman ışık yoğunluğu yüz kat daha az olur. Buna ışık için ters kare kanunu denir. İçkin p arlaklıklan aynı, ama biri diğerinden on kat uzak­ ta olan iki yıldız seçersem (onlara A Yıldızı ve B Yıldızı diyelim) , daha uzaktaki yıldız yüz kat daha s önük görünecektir. A Yıldızı B Yıldızından iki kat uzaktays a, A yıldızı B yıldızından dört kat sönük olacaktır. Öte yandan, eğer A ve B Yıldızları eşit p arlaklıkta görünüyorsa ama A yıldızının B yıldızından iki kat uzakta olduğu­ nu biliyorsam, daha u zaktaki A yıldızının içkin p arlaklığı iki kat uzakta olmasını telafi edebilmesi için B yıldızından dört kat daha fazla olmalıdır.

Gökbilimcilerin Dili: Görünür Kadir ve Mutlak Kadir Gökbilimcilerin kullandığı dilde görünür kadir (küçük harf m'le ifade edilir) bir yıldızın gece göğünde ne kadar p arlak göründüğü­ nü gösterir. Hipp arkos görünür kadirleri ölçmüştü. Mutlak kadir (bunlar büyük harf Mle ifade edilir) ampullerin mum ölçümleri gibidir; yıldızların içkin p arlaklıklannı gösterir. Yıldızlann mut­ lak kadirlerini öğrenebilmek için hem görünür kadirlerini hem de uzaklıklarını ölçmemiz gerekir. Bir yıldızın görünür kadrini de­ ğerlendirmek kolay bir iştir. Bir yıldızın p arlaklığını gözlemler (teleskopla ya da teleskopsuz) ve görünür p arlaklığı hakkında bir yargıda bulunursunuz (gözlerinizle ya da daha s ofistike bir ölçüm aygıtıyla, örneğin bir fotoğraf makinesi filmi ya da dijital fotoğraf makinesi) . Fakat bize bir yıldızı gerçek anlamda diğeriyle karşı­ laştırma imkanı veren kadirleri, yani mutlak kadirleri ölçmek çok daha zordur, çünkü bunlar için hem yıldızlann görünür kadirleri­ ni hem de bizden uzaklıklarını bilmemiz gerekir. Mutlak kadirler 1 902'de büyük Hollandalı gökbilimci Jacobus C ornelius Kapteyn tarafından yıldızlann tam 1 0 p arsek uzak­ lıkta olsalar s ahip olacakları p arlaklıklar olarak tanımlanmıştı. Uluslararası Gökbilim Birliği 1 922'de ilk toplantısında bu tanı­ mı kurums allaştırdı ve gökbilimciler o z amandan b eri yıldızlann p arlaklıklarını konuşmak ve karşılaştırmak istediklerinde mutlak

64

UZAKLIKLAR VE IŞI K

kadirleri kullandılar. Elbette aslında hiçbir yıldız tam olarak 1 0 p arsek mesafede değildir, b u yüzden herhangi bir yıldızın mut­ lak kadri uzaklığı ve görünür kadrine ilişkin ölçümlere ışık için ters kare kanununu uygulayarak hesaplanır. O ölçülen değerlerle o yıldızın 10 p arsek uzaklığa taşınsaydı ne kadar parlak olacağını hesap larız. Bir gökbilimci belli bir yıldızın mutlak kadrini nasıl bulur? Önce yıldızın görünür kadrini ölçer ve görünür kadrinin + 1 0 ol­ duğunu bulur (m = + 1 0) . Sonra yıldızın paralaksını ölçer ve p = 0,0 1 " değerini bulur. Paralakstan yıldızın uzaklığını hesaplar: 1 00 p arsek (d = 1 00 pc) . Ardından bunu yıldızın parlaklığını başka yıl­ dızlarınkiyle karşılaştırmak istediği için şöyle sorar: Bu yıldızın mutlak kadri nedir? Mutlak kadir, yıldızın sadece 10 pars ek uzak­ lıkta olsa s ahip olacağı parlaklıktır. Bu yüzden şunu sorar: Bu yıldızı 1 00 parsekten yalnızca 10 parsek uzaklığa taşısaydım ona (düşünce deneyimde) ne olurdu? Gökbilimcimizin cevabı şudur: Yıldız on kat daha yakın olurdu; ters kare kanununa göre on kat yaklaşınca 1 00 kat daha parlak olacaktır; kadir sisteminin tanı­ mına göre, 1 00 kat daha parlak, beş kadir daha küçüğe eşdeğerdir, yani bu yıldızın mutlak kadri +5 (M = +5) olacaktır. Güneş'in görü­ nür kadri -27'yse de, mutlak kadri +5 civarıdır, bu yüzden görünür p a rlaklığı + 1 0 olan bu özel yıldızın parlaklığının Güneş'inkiyle karşılaştırılabileceği sonucuna varırız. Hip parcos uydusu menzilindeki 1 00.000'i aşkın yıldızın hem görünür kadirlerini hem de paralakslarını (yani uzaklıklarını) he­ s apladı. Peki, ne buldu? Güneş'in yakınlarında mutlak kadir bakı­ mından en p arlak yıldız mutlak kadri -6,69 olan Beta Orionis'tir. E n s önük yıldızların + 1 3'ten büyük mutlak kadirleri vardır. Bu bil­ gi bize Güneş'in yakınlarındaki en parlak yıldızın Güneş'ten yak­ laşık 1 1 ,5 kadir daha parlak olduğunu söyler, bu da onu Güneş'ten yaklaşık 40.000 kat daha parlak yapar; en sönük yıldız Güneş'ten yaklaşık 8 kadir daha sönüktür, yani Güneş 'ten neredeyse 2000 kat daha s önüktür. En parlak yıldızı en sönük yıldızla karşılaş­ tırırsak, birinin diğerinden yaklaşık 80 milyon kat daha parlak olduğunu buluruz. Aniden, sadece iki yıldız parametresinin, görü­ nür kadrin ve p aralaks açısının bir dizi özenli ölçümüyle kendi­ mizi astrofizik yaparken buluruz. Yıldızların p arlaklık aralığının olağanüstü derecede büyük olduğunu ve Güneş'in ortalama bir 65

EVR E N KAÇ YAŞ I N DA?

yıldız olduğunu, yani en sönük yıldızlardan çok daha parlak, en parlaklardan da çok daha s önük olduğunu biliyoruz. Yıldızların mutlak parlaklıklarını ölçüp karşılaştırma kabiliyetimiz sonunda evrenin kenarına adım atıp onun yaşını b elirlememize izin vere­ cek çok önemli bir araç olacak.

7.

B ölüm

BÜTÜN YILDIZLAR AYNI DE GİLDİR

Tersine, iki yıldız birbirinin ç o k yakınında bulunurs a v e aynı z amanda komşu yıldızlann çekimlerinden bariz bir şekilde et­ kilenmeyecek kadar da uzak ve yalıtılmış olurs a, bunlar ayrı b ir sistem oluşturacak ve birbirlerine karşılıklı çekimlerinin b ağıy­

la

birleşmiş olarak kalacaktır. Buna bir gerçek çift yıldız denir;

birbirine karşılıklı olarak b ağlı herhangi iki yıldız da şimdi göz ele al dığımız çift yıldız sistemini oluş turur. -Sir William Herschel, "C atalogue of 5 00 New Nebulae, Ne­ bulous S tars , Planetary Nebulae, and Clusters of Stars; With Remarks on the C onstruction of the Heavens"ta (500 Yeni Bu­ luts unun Kataloğu, Bulutsuyla ilgili Yıldızlar, Gezegenimsi B u ­ lutsular v e Yıldız Kümeleri; Göklerin Yapımına İlişkin Notlarla Birlikte], Philosophical Transactions ofthe Royal Society ofLan­

don [Londra Kraliyet Derneğinin Felsefi Yazıları) ( 1 802)

İki bin yıl önce Hipparkos yıldızların Dünya'dan aynı uzaklıkta ol­

duğu, dolayısıyla bazıları içkin olarak diğerlerinden daha parlak olduğu için p arlaklık bakımından farklılık gösterdiği varsayımını yaptı. Bu onun zamanı için mantıklı bir varsayımdı, ama 1 8. yüz­ yıla gelindiğinde artık savunulamaz hale gelmişti . Aristoteles'in fiziği ve dünya merkezli kozmolojisi yerini Newton fiziğine ve Kopernik'in güneş merkezli kozmolojisine bırakmıştı. Gökbilim­ ciler 1 830'lara kadar hiçbir yıldızın uzaklığını ölçemeyecekler­ di, ama şimdiden gökyüzündeki yıldızların Dünya'dan çok farklı uzaklıklarda olduğu konusunda evrensel bir fikir birliği vardı. S onuç olarak, ama iyi bir sebep olmaksızın, 1 8. yüzyıl gökbilim-

67

E V R E N KAÇ YAŞ I N DA?

cileri Hipp arkos'u ters yüz ederek bütün yıldızların uzaklıklan dışındaki bütün özelliklerinin aynı olduğuna karar verdiler. Do­ layısıyla p arlak yıldızlann basitçe ve s adece sönük yıldızlardan daha yakın oldukları için parlak olduklan vars ayıldı.

Eşit Derecede Parlak Değiller Profesyonel bir müzisyen ve alaylı bir gökbilimci olan William Herschel 1 8 . yüzyılda yapılmış en önemli gökbilims el araştırma­ larından sorumluydu ve neredeyse bütün keşiflerini kendi b ah­ çesinde yaptığı 48 s antimetre çapındaki, 6 , 1 metre uzunluğun­ daki bir teleskopla yapmıştı. Herschel en çok Uranüs gezegenini keşfetmesiyle hatırlans a da, aslında dikkatinin büyük b ölümünü yıldızlan incelemeye vermişti. Herschel başlangıçta bütün yıl­ dızlann bütün içkin özelliklerinin aynı olduğu yönündeki hakim öncülü kabul etti. Aynca yıldızlann birbirinden eşit uzaklıklarda olduklannı ve ortalama uzaklığın Güneş ile Sirius ya da Arkturus arasındaki -bilinmeyen ama- muhtemelen aynı uzaklık olduğunu da varsaydı. Bu iki yıldız İngiltere'nin gece göğünde görebildiği iki en parlak yıldızdı (görünüş b akımından) , dolayısıyla da onun mantığına göre Güneş'e en yakın iki yıldızdı. Herschel Araştırma planının p arçası olarak gökyüzünde birbi­ rine yakın görünen yıldızlann konumlannı ölçmek için büyük çaba harcadı. Çift yıldızlann aslında gökyüzünde b enzer yönlerde bulu­ nan, ama aslında birbirinden çok uzakta olan iki yıldız olduğunu varsaydı. Her bir çiftteki daha p arlak yıldızın daha sönük olana göre çok daha yakın olması gerektiği öncülünden yola çıktı ve daha yakın yıldızın daha uzak yıldıza göre hareketini izleyerek daha p arlak ve muhtemelen daha yakın yıldızın paralaksını belirlemeye çalıştı. Asla tek bir yıldızın bile paralaksını ölçmeyi baş aramadıy­ sa da, s önük bir yıldızla parlak bir yıldızın yakın ilişkisinin eğer yıldızlar gökyüzünde homojen dağılmış olsalar b eklenebilecek bu tür ilişki s ayısından çok daha sıklıkla meydana geldiğini keşfetti. Aynca 1 800'lerin b aşlan itibariyle ve çift yıldızlan yirmi yıl bo­ yunca gözlemledikten s onra gökyüzünde b azı sönük-parlak yıldız çiftleri arasındaki açının sürekli ve öngörülebilir bir biçimde de­ ğiştiğini keşfetti. Bu çiftlerdeki yıldızların değişen konumlan bu yıldız çiftlerinin onun deyişiyle çift yıldız sistemleri (çift yıldız

68

BÜTÜN YILDIZLAR AYN I DEGILDIR

terimini Herschel 1 802'de türetti) olduğunu, ortak bir merkezin etrafında yörüngede olan, Newton'ın kütleçekim kanununa uyan ve Dünya ve Güneş'e hemen özünde aynı uzaklıkta olan iki yıldız­ dan oluştuklarını açığa çıkardı. Bu keşif çok önemliydi; bu sadece Hers chel'in yeni bir yıldız sınıfının varlığını keşfetmiş olmasın­ dan değil, aynı z amanda çift sistemlerde hem sönük hem de parlak yıldızların bulunmasının bütün yıldızların aynı olmadığını kesin olarak ortaya koymasından ileri geliyordu. Bazıları özünde sönük­ ken diğerleri özünde parlaktır. 1 9 . yüzyılın başında gökbilimciler yıldızların hem içkin parlaklıklarının hem de uzaklıklarının farklı­ lık gösterdiğini kabul etmeye mecbur kaldılar.

Renkleri de Aynı Değil Daha MÔ 2. yüzyılda büyük Yunan gökbilimci Ptolemaios altı yıl­ dızın (biz onları Aldeberan, Antares, Arkturus, Betelgeuse, Polluks ve Sirius olarak biliyoruz) sarımtırak renkte, diğerlerininse be­ yaz olduklarını bildirmişti. O çağın entelektüel bağlamında, san rengin yıldızlara içkin renk farklılıklarından değil yıldız ışığının Dünya'nın atmosferinden geçmesinden kaynaklandığı farz edildi. 1 7 7 0'lerin sonlarında yıldız renklerindeki farklılıklar William Herschel'ın da dikkatini çekti. Herschel 1 798'de altı yıldız üzerin­ de bir inceleme yaptı ve Aldeberan, Arkturus ve Betelgeuse'nin dah a kırmızı ve turuncu olduklarını, Procyon, Sirius ve Vega'nınsa kırmızıdan mora kadar bütün renkleri daha eşit bir oranda sergi­ lediklerini gösterdi. Bu renklerin yıldızların içkin özellikleri oldu­ ğu s onucuna varmak istemediği için hatalı bir şekilde renklerin yıldızların hareketiyle ilgili bir şeyi gösterdiği tahmininde bulun­ du. 1 82 2 'de Hers chel öldüğünde renk farklılıklarına tatmin edici bir açıklama getirilememişti. Ancak 1 830'larda Struve çift yıldız sistemlerindeki çok karşıt renklere (kırmızı, mavi ve yeşil) dikkati çekerek bu renk farklarının yıldızlara içkin olduğunu ve ne at­ mosfer etkilerinden, ne de hareketlerinden kaynaklandığını kesin biçimde gösterdi ( 1 840'larda Christian Doppler bazı yıldızlar ara­ sındaki çok küçük renk farklılıklarının hareketleriyle açıklana­ b ilmesini sağlayacak bir yöntem önerecekti; bkz. Onuncu Bölüm) . 1 830'lara gelindiğinde gökbilimciler yıldızların hem parlaklığının hem de renginin farklılık gösterdiğini kabul etmişlerdi.

69

E V R E N KAÇ YAŞ I N DA ?

Farklı Tayflar Philosophical Transactio ns'ın 1 9 Şubat 1 672 tarihli s ayısı Isaac Newton'ın ışık renkleri üzerine bir yazısını içerir. N ewton'un bir doğa filozofu olarak ün kazanmasını s ağlayan bu makale, optik üzerine çalışmalannı sunuyordu. Newton bu çalışmalarda b eyaz ışığın mordan kırmızıya kadar uzanan bir renkler tayfından oluş­ tuğunu ortaya koyuyordu. 1 802'de İngiliz fizikçi William Wollaston, 1 8 14'te de Alman c am yapımcısı Joseph Fraunhofer b ağımsız olarak Güneş 'in tayfında karanlık çizgiler keşfettiler. Wollaston bu tür yedi çizgi bildirdi; Fraunhofer yüzlercesini tanımla dı; bunlann Güneş ' e içkin oldu­ ğuna inanıyordu. Fraunhofer ilk keşfinden üç yıl s onra anı kitabı "The D etermination of the Refractive and the Dispersive Power of Different Kinds of Glass"'ta [Farklı C am Türlerinin Kırıcı ve D ağı­ tıcı Gücünün B elirlenmesi] Sirius ' un tayfında da biri yeşilde, ikisi de kırmızıda olmak üzere üç karanlık çizgi olduğunu ve "görünüşe göre bunlann güneş ışığındaki karanlık çizgilerle bir b ağlantısı olmadığını" keşfettiğini yazdı. Şöyle devam etti: "Diğer birinci de­ rece sabit yıldızlann tayflannd a şeritler (karanlık çizgiler) fark edilebiliyor; ama görünüş e göre bu yıl dızlar bu şeritler b akımın­ dan aralannda farklılık gösteriyor."

Ş ekil 7. 1 . Voltaire'in 1 73 8'de yayımlanmış Elements de la Philosophie

de Newton'dan [Newton 'ın Felsefesinin Öğeleri) yeniden çizilmiş bir eskizde sunulan haliyle Newton'ın b eyaz ışıkla yaptığı deney. Newton bu deneyle Güneş'ten gelen beyaz ışığın bir ışık gökkuş ağına dağıtıla­ bileceğini göstermişti.

70

BÜTÜN YILDIZLAR AYN I D E G I L D I R

5305

1

-�� � t.r:�:-r: :�: �:, , . .' ·

.

'

';

·

.

.

1 1 c� '

Fe 1 La 1 1

·

··

�

1

�...

'l

,

.

-

� ..

ı

.

.

1 Cr ll

'

1 Cr ll

.

53 1 5

5320

1

1

.

.

'

. . --� : .

A (A) -

53 1 0

1 Cr l l

1 1 Cr l Cr ll

Fe l

1 il ld�JI y,', 1 1

Fe 1

Fe il

Sc il

Fe 1 Fe 1 Fe ı

Ş ekil 7 . 2 . İ lk olarak Fraunhofer ve Wollaston'un 19. yüzyılın baş ların­ d a gördüğü türden karanlık çizgiler gösteren modern bir tayf. üs tte­ ki etiketler ışığın dalga boyunu (angström cinsinden; bir anström bir metrenin on milyarda biridir) . aşağıdaki etiketler de hangi elementlerin hangi çizgilerden sorumlu olduğunu gösterir. Görüntü: E. C. Olsan, Mo­ unt Wilson Gözlemevi.

B öylece 1 840 itib ariyle William Herschel'in aynı yıldızlan yer­ l erini p arlaklık, renk ve tayf özellikleri bakımından farklı yıldız­ l ar a b ırakmıştı. Gökbilim de yerini astrofiziğe bırakmak üzereydi .

Işık Nedir? 1 9 . yüzyılın kalan kısmında ve daha sonra yapılan önemli astro­ fiziksel keşifleri izleyebilmemiz için ışığın bazı özelliklerini an­ l am amız gerekecek. Işık elb ette gökbilimciler için kesinlikle çok önemlidir: Gök cisimlerini gözlemlediğimizde ölçtüğümüz şey o dur. Bu yüz d en bu sonraki kısımda kıs a bir yan geziye çıkarak ı şığın temel fiziksel özelliklerini keşfedecek ve özelliklerinin yıl­ dız hakkında b ilgi edinmemize nasıl bir katkısı bulunduğunu açıklayacağız. Işık u z ayda hareket halinde olan enerjidir. Yolculuk yaparken kimi z aman tıpkı bir tenis topunun yerden s ekmesi gibi yüzey­ lerden s eker (yansır); bir diğer deyişle katı bir p arçacık gibi dav­ ranır. B aşka z amanlar ve başka koşullarda -örneğin ışık dar bir aralıktan geçtiğinde ya da bir köşeyi kıvrıldığında- bu ışık adını verdiğimiz yolculuk yapan enerji paketi bir dalga gibi davranır. Fizikçiler kimi z aman parçacık gibi, kimi zaman dalga gibi özel­ likler s ergileyerek uzayda yolculuk yap an bu ışık paketleri için foton adını icat ettiler. 71

E V R E N KAÇ YAŞ I N DA?

Işığın bir boşluktaki (hiç madde p arçacığının olmadığı bir uzay hacmi) hızı s aniyede 300.000 kilometre civandır. Işık h ava­ da, camda ya da suda biraz daha yavaş hareket eder ve b elli bir ortamda daha uzun dalga boylu fotonlar daha kıs a dalga b oylu fotonlara göre biraz daha hızlı h areket ederler. Fotonlar dalga b oylan, frekansları ve enerjileriyle nitelenirler. Dalga b oyu bir dalga tep esinden bir sonrakine kadar olan mesa­ fedir. Boşlukta bütün dalga b oyları aynı hızda hareket ettikleri için, bir noktadan s abit bir sürede geçen büyük dalga b oylu ışık dalgalarının s ayısı, daha kısa dalga b oylu dalgalara göre daha az olacaktır. Bir s aniyede s abit bir noktadan geçen dalgaların s ayısı ışığın frekansıdır (saniye b aşına dalga ya da s aniye b aşına döngü cinsinden ölçülür) . Dalga b oyu ve frekans birbiriyle ters ilişkili­ dir, öyle ki dalga b oyuyla frekansın çarpımı ışık hızına eşittir. Bir boşlukta ışık hızı bir sabit olduğu için, büyük dalga b oylu bir fo­ tonun küçük bir frekansı, küçük dalga b oylu bir fotonun da büyük bir frekansı vardır. Her bir fotonun uzayda taşıdığı enerji frekan­ sıyla doğru orantılı, dalga b oyuyla da ters orantılıdır. D olayısıy­ la, daha yüksek frekanslı (daha düş ük dalga b oylu) fotonlar daha düşük frekanslı (daha uzun dalga b oylu) fotonlara göre daha çok enerji taşır. Renkleri ayırt ettiğimizde aslında farklı ışık dalga b oylarını tespit eder ve ölçeriz. Gözlerimiz b azı dalga b oylarını, yani ışık tayfında morla kırmızı arasındaki renk gökkuşağını oluşturanla­

rı tespit etmeye yönelik orta derecede verimli sistemlerdir. Bilim ins anları uzun zaman bunların yegane olası renkler olduklarını vars aydılar. Fakat 1 800'de William Herschel ışığın termometreleri ısıttığını ve görünür ışık tayfının kırmızı ucunun hemen ötesine, gözlerimizin hiç ışık görmediği noktaya koyulmuş bir termomet­ renin de ısındığını gösterdi. Herschel ışık tayfının ins an gözle­ rinin algılayabildiği en uzun ışık dalga b oyuyla s ona ermediğini keşfetmişti; bunun yerine tayf kırmızının ötesine, gözlerimizin renk görebildiği b ölgenin ötesine, kızılaltı adı verilen b ir b ölgeye devam eder. Alman kimyager Johann Wilhelm Ritter, Herschel'in deneyini haber aldıktan sonra 1 80 l 'de aynı deneysel tekniği kul­ lanarak gözlerimizin tespit edebildiği en kısa (mor) ışıktan daha kıs a dalga boyuna s ahip ışığı, tayfın morötesi ışık olarak bildiği­ miz b ölgesini keşfetti. 72

B ÜTÜN YILD IZLAR AYN I DEILDIR

Şimdi elektromanyetik tayfın gama ışınlan adı verilen en yüksek enerjili fotonlardan biraz daha az enerjili

X

ışınlanna, oradan uzak morötesine (görünürlükten uzak) , yakın moröte­ sine, görünür ışığa, s onra yakın kızılaltı ışığa ve uzak kızılaltı ışığa, mikro dalgalara ve son olarak çok düşük enerjili (ve uzun dalga b oylu) olan radyo dalgalanna uzandığını anlıyoruz. Göz­

lerimiz dar görünür ışık aralığının dışındaki renkleri tespit ede­ mediği için, diğer elektromanyetik dalga türlerini tespit etmek için b aşka aletlere ihtiyaç duyarız. Örneğin ins an kemikleri iyi X

X

ışını d etektörleridir: Bunun nedeni bir kemiğin yoğunluğunun ışınlarını durdurması, böylece bir radyoloğun çektiği resme

kemiğin negatif bir görüntüsünün ortaya çıkmasıdır. İnsan deri hücrelerindeki melanin molekülleri mükemmel morötesi ışık detektörleridir ve su molekülleri de kızılaltı fotonları ve mik­ ro d algaları tespit etmekte çok verimlidir. Elb ette insan kemiği ve deri s i ve su molekülleri yıldızların ve gökadaların parlaklık­ larının nicel ölçümlerini yaparken pek işe yaramaz; bu yüzden gökb ilimciler bütün elektromanyetik tayfa yayılan astrofiziks el kaynaklardan gelen ışığı tespit edebilen geniş bir yelp azede ci­ hazlar tas arlamış ve yapmışlardır. Farklı malzemelerin farklı ışık dalga boylarını tespit etmek­ te daha çok ya da daha az etkili olmalarını açıklayan sebeplere b enzer s eb eplerle (örneğin o malzemelerin bileşimi, yoğunluğu ve sıcaklığı). astrofiziksel cisimler farklı dalga boylarında gözlem­ lendiklerinde çok farklı görünebilirler. Yengeç Bulutsusu

X

ışınlarıyla bakıldığında içinden bir püs­

kürtünün çıktığı dönen bir disk gibi, morötesi ışıktaysa parlayan filamanlarla dolu bir kabarcık gibi görünür. Gökbilimciler farklı ışık dalga b oylarını ölçecek şekilde tasarlanmış teleskopları kul­ lan arak yıldızlar, gökadalar ve yıldızlararası uzaydaki o tür ışık üreten fiziksel süreçler hakkında bilgi edinebilirler. Tek bir cismi türlü türlü teleskoplarla ve farklı dalga boylarında inceleyerek Dünya'nın çok ötesinde meydana gelen son derece çeşitli astrofi­ ziksel olgular hakkında bilgi edinebilirler.

73

E V R E N K AÇ YAŞ I N DA ?

Şekil 7 . 3 . Üstte, görünür ışıkta Samanyolu. Milyonlarca yıldızın biriken ışığı nedeniyle çok parlak bölgeler, aynca tozsu, yıldızlararası bulutların yıldızların ışığını engellediği yerlerde sayısız karanlık lekeler vardır. Aşağıda, Samanyolu'nun kızılaltı ışıkta görülen hali. Genel parlak ışıltı­ nın ana sebebi ısınmış yıldızlararası toz bulutlarıdır. Görüntüler: Axel Mellinger' (üst) , E. L. Wright, C OBE Projesi, DIRBE ve NASA (alt) .

Işığın renkleri Gözlerimizle b elirgin renkleri olan cisimleri algılarız: Ot s apları yeşildir, çiçek açan güller kırmızı ve s arıdır, olgun yab an mersin­ leri m avidir, sıcak korlar siyah, kırmızı veya turuncu hatta b eyaz­ dır, bir alev s arı, turuncu ya da m avi olab ilir ve Güneş s arı dır.

74

BÜTÜN YILDIZLAR AYNI DEÔILDIR

Cisimlerin farklı renkleri olmasının birkaç nedeni vardır: ya be­ lirgin bir renkte ışık yayarlar, ya da sadece o renkteki ışığı yansı­ tırlar, ya da bütün renklerdeki ışığı yayarlar ama bir renkteki ışığı daha çok yaydıklan için o renk b askın olur. Newton'un gösterdiği gibi, beyaz güneş ışığı görülür gökkuşa­ ğının bütün renklerinden oluşur. Güneş ışığı bir havuçtan yansı­ dığında, havuçtaki kimyasallar güneş ışığından gelen turuncu dı­ şındaki bütün renkleri soğurur. Turuncu ışık -ve yalnızca turuncu ışık- soğurulmayıp yansıtılır, dolayısıyla havuç turuncu görünür. O lgun bir limon san dışındaki bütün renkleri soğurur, sanyıysa yansıtır. Yeşil yapraklar yeşil dışındaki bütün renkleri soğurur, yeşiliyse yansıtır. Dünya'nın Güneş'ten aldığı ışık, görünür ışığın sürekli tayfı olarak bilinir, çünkü gözlerimizin görebildiği bütün renkleri içe­ rir. Yazın bir yapraktan yansıyan tayf yeşilin bütün tonları boyun­ ca süreklidir, ama artık bütün renkler boyunca sürekli değildir, çünkü diğer renklerin büyük bölümü soğurulmuştur. B eyaz güneş ışığı Dünya'nın atmosferi gibi bir gazın içinden geçtiğinde, sürekli tayfın büyük bölümü gazın diğer yanına geçi­ rilir; fakat çoğu durumda birkaç özel renk, belki özel bir kırmızı tonu ve özel bir sarı tonu başlangıçta kesintisiz olan tayfın dı­ şına filtrelenir. Sonuçta ortaya çıkan tayf, soğurma tayfı olarak bilinir. Güneş s andır, çünkü tüm renklerden ışık yaysa da, sarı ışı­ ğı bütün diğer renklerden daha fazla yayar. Çok sıcak bir tahta parçası gözlerimizin duyarlı olduğu bütün renklerde ışık yayar; bütün bu renklerin kanşımı beyaz görünür. Aynı tahta parçası çok daha s o ğuk olursa kırmızı görünür, çünkü bu daha düşük sıcak­ lıkta daha az mor, yeşil ve mavi yayar, bu yüzden kırmızı ışık bas­ kın olur. Bünyesindeki parçacıkların sık sık dokunmalarına veya çarpışmalarına yetecek kadar yoğun olan herhangi bir cisim ve çok düşük yoğunluğu olsa bile yeterince büyük herhangi bir cisim bir sürekli ışık tayfı yayar; her bir ve her renkte (gama ışınlann­ dan radyo dalgalarına kadar bütün elektromanyetik tayf boyunca) yaydığı ışık miktarı sadece o cismin sıcaklığına bağlıdır. Böyle bir cisimden gelen ışığa ısıl ışınım ya da kara cisim ışınımı adı ve­ rilir.

75

E V R E N KAÇ YAŞ I N DA?

Bir Yıldız Termometresi Kara cisim elektromanyetik ışınımı yalnızca cismin sıcaklığına (sıcaklık ne kadar yüksek ya da düşük olurs a olsun) b ağlı bir bi­ çimde yayan ideal bir cisimdir. Alman fizikçi Max Planck'ın bir yüzyıl önce kara cisimler için ortaya koyduğu matematiksel fiziği uygulayarak, bir cismin b elirli bir sıcaklıkta her bir olası ışık dal­ ga b oyunda ya da frekansında tam olarak ne kadar enerji yaydı­ ğını tanımlamak mümkündür. Bir cismin yaydığı enerjinin dalga boyunun ya da frekansın bir fonksiyonu olarak grafiği, kara cisim tayfı ya da Planck tayfı olarak bilinir. B öyle bir grafikte ve aslında gökbilimcilerin yaptığı bütün çalışmalarda sıcaklıklar Kelvin öl­ çeğinde ölçülür. Su deniz seviyesinde 373 K ( 1 00 ° C ; 2 1 2 °F) sıcak­ lıkta kaynar ve 273 K'de (O ° C ; 32 °F) donar. Kara cisim tayflarının b elirtilmeye değer bir dizi önemli nite­ liği vardır: Tanım gereği, kara cisimler gama ışınlarından radyo dalgalarına kadar bütün dalga b oylarında ışık yayarlar; bir kara cismin her bir dalga boyunda yaydığı ışık miktarı en kıs a dalga boylarından bir doruk dalga boyuna kadar hızla artar, s onra en uzun dalga boylarına doğru daha yavaşça da olsa azalır. B ir kara cismin en çok ışık yaydığı dalga b oyu daha sıcak cisimler için daha kısa, daha soğuk cisimler i çin daha uzundur ve daha sıcak bir kara cisim yüzeyinin eşit alanından daha soğuk bir kara cisme göre daha fazla ışık ya da enerji yayar. Kara deliklerin çevresinde­ ki diskler gibi aşın sıcak cisimler (milyonlarca derece) ışıklarının çoğunu X ışını olarak yayarlar. On binlerce derece sıcaklıktaki ci­ simler (en sıcak yıldızlar) ışıklarının çoğunu morötesi aralığında yayarlar. Binlerce derece sıcaklıktaki cisimler (Güneş gibi yıldız­ lar) büyük ölçüde görünür ışık yayarlar. Yüzlerce derece sıcaklık­ taki cisimler (siz, b en ya da Dünya gibi) en etkili olarak kızılaltı aralığında ışık yayarlar (ama bu cisimler aynı zamanda s on dere­ ce az miktarda, gece görüş gözlüğüyle toplanıp güçlendirilebilen kırmızı ışık da yayar) . B elirttiğimiz üzere, bir kara cismin maksimum miktarda ışık yaydığı dalga boyunu sadece cismin sıcaklığı b elirler; bu ilişki Wien kanunu olarak b ilinir. D aha büyük cisimler toplamda aynı sıcaklıktaki daha küçük cisimlere göre daha fazla ışık yayarlar, ama cismin büyüklüğü cismin en etkili biçimde yaydığı ışık dal-

76

BÜTÜN YILDIZLAR AYN I DE

12

..

14

·.\

. ....

16

o

0.5

1 .0

1.5

2.0

2.S

B·V

Şekil 1 1 . 6. Üç yıld ız kümesi için H-R diyagramları (ya da renk-kadir diyagramları). Sol altta, NGC 2477. Sağ üstte, NGC 1 88 . Altta, h ve ehi Persei. Bu tü r bütün diyagramlarda en aşikar özellik anakoldur. H ve ehi Persei'de anakolun üstünden (V=8) altına (V= l 6) kadar yıldızlar vardır ve hiç kırmızı dev yoktur, diğer yıldız kümeleriyse en sıcak, en parlak anakol yıldızlarından yoksundur (NG C 2477 i ç in V < 1 2; NGC 1 88 için V < 1 5) ve kırmızı devler barındırırlar. Görüntüler Platais vd. , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society'den [Kraliyet Gökbilim Derneğinin Aylık Bildirimleri) (2008) 3 9 1 , 1482, Wiley­ Blackwell Publi s hing ' i n izniyle yeniden yayımlanmıştır (sol üst); Platais vd., The Astronomical Jo um al 'dan (2003) 1 26, 2922 (sağ üstte); Slesnick vd., The Astrophysical Jo um al 'dan (2002) 576, 880 (alt) . 1 27

EVREN KAÇ YAŞ I N DA ?

Yıldız kümelerinin anakollannı karşılaştırarak, kümelerin uzaklıklannı birbiri ardına ölçebilir, aşama aşama Samanyolu'nun içlerine, hatta daha da öteye adım atabiliriz. Aslında ayn ayn yıl­ dızlan çözebildiğimiz ve görünür kadirleri ve tayf tiplerini ölçe­ bildiğimiz en uzaktaki kümeye kadar uzanabiliriz. Bizi sınırlayan sadece teleskoplanmızın erişim alanı ve sabnmızdır. Ama bal§. bulmacanın eksik bir parçası vardır ve bu önemli bir parçadır. Henüz yıldızlann nasıl olup da aydınlatma güçle­ ri ve sıcaklıklannı aynı kütledeki her yıldızın aynı görünmesini sağlayacak şekilde ürettiklerini aynntılı olarak bilmiyoruz. O s o­ runun cevabını öğrendiğimizde, H-R diyagramı (ya da renk-kadir diyagramı) gerçek anlamda aradığımız muhteşem araç, kümelerin yaşlarını, kümelerdeki yıldızların yaşlannı ve sonunda evrenin yaşını belirlememize izin verecek araç haline gelecektir.

1 2. B ölüm

KÜTLE ÖNEMLİDİR

Bir yıldızın mutlak bolometrik aydınlatma gücünde en önemli etkenin kütlesi olduğu sonucuna ulaştım. -Arthur S. Eddington, "On the Mass-Luminosity Relation"da [Kütle-Aydınlatma Gücü İlişkisi Üzerine), Monthly Notices of the Royal Astronomical Society ( 1 925)

S o n kertede yıldız astrofiziğinin neredeyse bütün yönleri yıldız­ l arın tek bir özelliğine dayalıdır: kütle. Bu bölümde bunun tam olarak neden b öyle olduğunu açıklamaya çalışacağız.

Kütleçekiınle Isıl Basınç Arasındaki Savaş S amanyolu'nda Yıldızlar düzenli olarak yıldızlararası uzayın Orl­ on Bulutsusu gibi b ölgelerinde dev bulutların parçalarından bir araya gelerek doğar. Her bir yıldızlararası bulut büyük ölçüde gazla d olu (tek atomlar ve moleküller) bir uzay hacmidir ve bir sıcaklık (ya da bulut çapında dar bir sıcaklıklar aralığı) . büyüklük, kütle , bileşim ve dönüş hızıyla nitelenir. Bulutun sıcaklığı bulut­ taki atom ya d a moleküllerin kinetik enerjisini tarif eder, bulutun büyükl üğü ve kütlesiyse kütleçekimsel gücünün fonksiyonlarıdır. Kütleçekim ç eken bir güç olduğu için bulutu sıkıştıracak şekilde işler. Ancak ısı kütleçekime karşı koyacak ve mümkünse bulutu genişletecek ş ekilde işleyen doğal bir basınç sağlar. Dönüş de bir yön d e ( d önüş eksenine dik) kütleçekime karşı koyan, ama dönüş eksenine p aralel yönde bulut üstünde bir etkisi olmayan bir me­ kanizma s ağlar. Kısacası, bu bulutlar içeri doğru çeken kütleçe-

1 29

E VR E N KAÇ YAŞ I N DA ?

kimle dış arı doğru iten ısıl basınç arasında savaş alanlarıdır ve yıldızların doğumdan ölüme kadarki yaş am hikayelerini b elirle­ yen bu iki fiziksel süreç arasındaki çatışmadır. Kimi yıldızlararası bulutlar sıcaktır ve az kütlelidir. Bu bulut­ larda genişleme galip gelir ve yıldızlar doğmaz. Fakat yeterince küçük bir uzay hacminde bulutun kütlesi yeterince büyük, sı­ caklıklar da yeterince düşükse kütleçekim galip gelir ve yıldızlar oluşmaya başlar. Bu durumda bulutun bir p arçası çökmeye b aşlar ve giderek daha da küçülür. Bulut bir gaz olduğu ve gazlar ha­ cimleri küçüldükçe ısındığı için, büzüşen bulut p arçası ısınmaya başlar. Sonra sıcak buluttaki gaz p arçacıkları ısının bir kısmını yayarak kendilerinden uzaklaştırır ve soğumaya b aş lar. B a şlan­ gıçta, bulut saydamken ışık biçimindeki ısı üretildiği anda bulu­ tun bütün hacminden çabucak kaçabilir. Sonuç olarak, yıldız olu­ şumunun bu ilk aşamasında bulut çok hızlı ısınmaz ve kütleçekim ısıl genişlemeyle mücadelesinde üstünlüğünü korur.

Şekil 1 2. 1 . Thackeray'm yuvarlan içlerinde yıldızların oluşuyor olabileceği yoğun, apak gaz ve toz bulutlarıdır. Bu yuvarlar I C 2944 adıyla bilinen yıldız oluşumu bölgesinde civardaki p arlak, yeni doğmuş yıldızlann yanında siluet h alinde görünür. Görüntü: B o Reipurth (Hawaii Üniversitesi), NASA, Hubble Mirası ekibi (STScl/AURA) .

1 30

KÜTLE Ö NEMLiD i R

Kütleçekim kuvvetinin gücü çeken kütlelerin şiddetiyle doğru orantılı o larak artar, ama ışık için ters kare kanununda olduğu gibi iki kütle arasındaki uzaklıkla orantılı olarak azalır. Bir yıl­ dızlararası bulut p arçasının kütlesi daha küçük bir hacme sıkı ş ­ tırılınca, p arçacıklar arasındaki ayrımlar küçülür, bu p arçacık­ l arın kütleleriyse değişmeden kalır. Tahmin edilebileceği üzere, ayrımlar azalırken, bulutun öz kütleçekimi çarpıcı bir biçimde artar ve bulut kendini daha da sıkıştırarak daha da küçülür. B a ş ­ langıçta bulut fazla ısınmaz, bu yüzden yerçekimi ı s ı l genişleme karşısında müthiş bir avantaj elde eder ve bulutun çöküşü hız­ l anır. B ulut sıkışır ve daha yoğun hale gelirken s aydamlığı azalır. Üretilen ısının büyük bölümü yayılarak uzaklaşac aktır, ama za­ man içinde o ısının giderek artan bir kısmı korunacak, gittik­ çe o p akl a ş an bir bulutun içinde hap s olac aktır. Artık opak olan bulut kendini daha da sıkıştırmayı sürdürürken, birazcık daha ısınmaya b aşlar. Isıl genişlemenin kütleçekime karşı koymak için ikinci bir ş ans yakalamasıyla mücadele bir kere daha baş­ l a r. Artık bu bir ön yıldız, yani sadece dış katmanı uzaya ısı ya­ yabilen bir cisimdir. Ön yıldızın derinliklerinde üretilen ıs ının tamamı yüzeye çıkabilene kadar içeride hapsolur. Ön yıldızın merkezi giderek ısınırken, artan ısıl basınç daha da fazla b astı­ rarak kütle çekimin sıkış tırıcı gücüne karşı koyar. Bir süreliğine ısıl b asınç ön yıldızın kütleçekimsel büzüşmesini yavaşlatacak, hatta durdurac aktır, ama ön yıldız yüzeyinden uzaya ısı yayma­ ya devam e der. Uzun süreler b oyunca, yüzey uzaya ısı kaybederken ön yıldızın içinden daha fazla ısı yüzeye aktarılır; bu ısı yayılarak uzaklaştı­ rılır ve ön yıldızın içi s oğur. Kütleçekim hala avantajlıdır. İç kısım s oğuduğunda ön yıldız biraz küçülür, biraz ısınır, yine biraz soğur ve yine biraz küçülür. Her bir çok küçük değişimde yıldızın hem ç ekirdeği hem de yüzeyi ısınır. Isıl basınç pes etmez. Fakat oluş an yıldız, yeterince ısıyı kütleçekimi b astıracak kadar hızlı üretemez. Ç öken bulut enerjiyi uzaya yaydığı kadar çabuk bir biçimde ürete­ c ek b i r ısı kaynağı bulamadığı sürece, kütleçekim boyun eğmeksi­ zin bulutu sıkıştırarak gittikçe küçültmeyi sürdürecektir.

131

E V R E N KAÇ YAŞ I N DA?

Şekil 1 2.2. M l 6'daki yıl dız doğumu bulutlan. Yıldızlar bulutsunun tepesinden uzanan parmak benzeri çıkıntılann içine gömülüdür. Her bir "parmak ucu" güneş sistemimizden biraz büyüktür. Görüntü: NASA, ESA, STScI ve J. Hester ve P. Scowen (Arizona D evlet Üniversitesi) .

Ana Mesele Kütledir Bir noktada, eğer çöken ön yıldız yeterince büyük kütleliyse, çe­ kirdekteki sıcaklık ve yoğunluk kritik bir eşiği aş acak, proton­ proton zinciri vasıtasıyla hidrojenin helyuma dönüştüğü nükle­ er füzyon mümkün hale gelecektir. Bu anda ön yıldız yıldıza, b i r nükleer füzyon makinesine dönüşür. Artık içinde ısı b içiminde enerji üretmek için mekanizma vardır ve bunu kütleçekime kar­ şı koymak için kullanabilir. E ğer çekirdek b astırıp kütleçekimin daha da küçük bir hacme sıkıştırmasını durdurmak i çin yeterince sıcak değilse, kütleçekim onu biraz daha sıkıştıracaktır. Ç ekirdek daha küçük, daha yoğun ve daha sıcak bir hal alacak ve nükle­ er füzyon tepkimelerinin hızı çarpıcı biçimde artacaktır (sıcak­ lık artışı yüzünden) Bu sıkışma ve artan ısınma ve ısı üretim.ni döngüsü, çekirdekteki füzyon tepkimelerinden açığa çıkan ısı tam

1 32

KÜTLE Ö N EMLiDiR

olarak yüzeyden uzaya kayb edilen enerji miktannı dengelemek için yeterli basınç üretinceye kadar devam edecektir. Bu dengeye ulaşıldığında, sıkışmayla (kütleçekim) genişleme (ısıl b asınç) ara­ sındaki mücadele bir açmaza ulaşır. Kütleçekimin içeriye doğru çekişiyle ı sının dışanya doğru itişinin dengede olduğu bu dönem yıldızın kütlesine b ağlı olarak milyonlarca , milyarlarca, hatta on milyarlarca yıl b oyunca devam edecektir, ama ateşkes sadece ge­ çicidir. Kütleçekim müc adeleden vazgeçmez. D enge anında füzyon tepkimelerinin hızı tam olarak kütleçe­ kime karşı koymaya ve yıldızın büzüşmesini durdurmaya yetecek miktardadır. Yıldız daha fazla küçüls eydi (kütleçekim çok fazla sı­ kıştırs aydı) çekirdekteki sıcaklık artardı. Bu da nükleer tepkime­ lerin hızının daha da artmasına neden olur, o zaman da daha da fazla ı s ı açığa çıkar ve b u yüzden yıldız genişlerdi. Genişlemenin sonucu ol arak, çekirdek sıcaklığı azalır, nükleer tepkimelerin hızı ve dolayısıyla ısı üretiminin temposu azalır, çekirdek sıcaklığı düşer, ç ekirdek sıcaklığı azalır, yıldız birazcık küçülür ve sonun­ d a yen i d en dengeye otururdu . Bir yıldız kütleçekimin sıkıştırıcı gücüyle çekirdeğindeki nükleer tepkimelerin ürettiği ısıl basıncın genişletici gücü arasında bir dengeye ulaştığında, yıldız s abit bir çekirdek s ıcaklığı, s abit bir yüzey sıcaklığı ve s abit bir yançapı olan dengeli bir cisim haline gelir. Artık bir anakol yıldızıdır ve denge k o şullan devam ettiği sürece öyle kalacaktır. Eğer ç öken ön yıldızın kütlesi Güneş'in kütlesinin yaklaşık yüz d e 8 'inden azsa, asla proton-proton zincirleme tepkimeleri­ ni tetiklemeye yetecek sıcaklıklar ve basınçlar üretmeyecek, bu yüzden de asla bir anakol yıldızı olamayacaktır. Fakat ön yıldızın kütl e s i bu e şiğin altında ama Güneş'in kütlesinin yaklaşık yüzde ı ' inin üstündeys e , iç sıcaklıklar ve basınçlar döteryumun helyu­

ma d oğrudan füzyonunu tetiklemeye yetecek kadar yükselecek, b öyl e c e

kahverengi cüce 6000

tır. Yıldızlarda her

olarak bilinen bir cisim ortaya çıkacak­ hidrojen atomuna karşılık yaklaşık bir

döteryum atomu olduğu için, kahverengi cücelerin nükleer tepki­ meler için kullanabilecekleri çok az yakıtı vardır (yıldızlarla kar­ ş ı l a ş tırıldığında); bu yüzden en büyük kütleli kahverengi cüceler b i l e döteryum füzyonu tepkimelerinin yaklaşık

100 milyon yıldan

faz l a b es l eyecek yakıttan yoksundur. Kahverengi cüceler döter­ yum yakıdan bittikten s onra yavaşça solup gider. 1 33

E V R E N KAÇ YAŞ I N DA ?

Yeni oluşmuş ön yıldızlar, yıldızlara göre daha soğuk yüzey­ lere sahiptir ve çok az ışık yayarlar. Gökbilimciler bu s önük ve soğuk cisimleri tespit etmek için iki çeşit büyük teleskop kulla­ nırlar: kızılaltı için optimize edilmiş, sıcak (kızılaltı) cisimlerin yaydığı ışığı toplayabilen yer ve uzay teleskopları ve s o ğuk cisim­ lerin yaydığı ışığı (radyo dalgalarını) toplayabilen radyo teleskop ­ lar. Gökbilimcilerin yıldızların H-R diyagramındaki yerini b elirle­ yebilmek için hangi nicelikleri ölçtüklerini düşündüğümüzde, ön yıldızların geleneksel H-R diyagramı biçimine uymadıklarını keş­ federiz. Aşın soğuk ve aşın s önüktürler. Ancak H-R diyagramımı­ zı hem çok daha düşük sıcaklıkları hem de çok daha düşük aydın­ latma güçlerini içerecek şekilde genişlettiğimizi hayal e debiliriz. Bunu yap saydık, ön yıldızlan H-R diyagramının sağ kenarının çok ötesinde ve geleneksel bölgedeki en sönük kırmızı cüce yıldızların çok daha altında bir konuma yerleştirebilirdik. Ön yıldızlar opaklaştıkça ısınırlar. Dolayısıyla H-R diyagra­ mının standart bölgesine yaklaştıkça s ağdan sola hareket ederler (ısınırlar) . Aynca çabucak yükselerek normal yıldızlardan daha parlak hale gelirler, çünkü soğuk olsalar da çok büyüklerdir, bu yüzden de uzaya ışık yayacakları çok büyük yüz ey alanlan vardır. Yani yeni oluşan yıldızların önce anakolun aş ağısından ve s ağın­ dan tırmandıktan sonra anakola yukarıdan ve sağdan yaklaştık­ larını hayal edebiliriz. Artık H-R diyagramı yıldızların doğumunu izlemek için bir araç haline geldi. Yeni doğmuş bir yıldızın çekirdeğinde nµkleer füzyon b aşla­ dığında ve o yıldız dengeye ulaştığında, anakola yerleşir. B elli bir ön yıldızın sonunda anakolda nereye yerleşeceği o ön yıldızın kütlesiyle belirlenir: Daha büyük kütleli ön yıldızlar kendilerine daha büyük kütleçekimsel sıkıştırıcı kuvvetler uygularlar, bu yüz­ den de kütleçekim-basınç dengesine ulaşmak için daha az kütleli yıldızlara göre daha fazla ısınmaları gerekir. D ah a fazla ısınmak için her saniye çekirdeklerinde nükleer tepkimeler yoluyla daha çok enerji üretmeleri gerekir. Büyüklükleri nedeniyle elb ette daha düşük kütleli yıldızlara göre daha parlaktırlar. 1 920'lerde E ddington'ın keşfettiği bu kütle-aydınlatma gücü ilişkisi anakolun bir kütle sırası olmasının, en b üyük kütleli yıl­ dızların aynı zamanda en sıcak ve en p arlak yıldızlar olmalarının, kütleçekimi eşitlemek için çok daha az ısıya ihtiyaç duyan en dü1 34

KÜTLE Ö N EMLi D i R

şük kütleli yıldızlannsa en soğuk ve en sönük yıldızlar olmaları­ nın seb ebini açıklar. Yıldızın kütlesi ve fizik kanunları bir denge koreografisi sergilerler. Bir yıldız sonsuza kadar hidrojeni helyuma dönüştüren nükle­ er füzyon tepkimeleri yoluyla kütleçekime karşı koyamaz. Eninde sonunda yıldızın çekirdeğindeki kullanılmamış hidrojen yakıtı tü­ kenecektir. Daha büyük kütleli yıldızların anakol yaşam süreleri nedir? 1 0 Güneş kütlesindeki bir yıldızın anakol ömrü Güneş'in ömrüne göre yaklaşık otuz kat kısadır: Hepi topu 3 0 milyon yıl yaş ar. 50 Güneş kütlesindeki bir yıldız ancak yarım milyon yıl var­ lığını sürdürebilir. Ç ekirdeğindeki hidrojen tükendikten sonra proton-proton zin­ cirleme tepkimeleri kesilecek, yıldız artık yüzeyinden kaybettiği ısıyı geri koyamayacaktır. Kütleçekim sabırla hidrojen rezervinin bitmesini b ekleyerek yeniden galip gelir.

1 3. B ölüm

BEYAZ CÜCELER VE EVRENİN YAŞ I

Belirli bir kütlesi ve bileşimi olan bir beyaz cücenin [bir H-R di­ yagramındaki] konumu sıcaklığına, dolayısıyla yaşına bağlıdır. . . Ve belirli bir kütlesi olan bir yıldız soğudukça bir Hertzsptung­ Russell diyagramında benzersiz bir düz çizgi tarif eder. -Leon Mestel, "On the theory of white dwarf stars"ta [Beyaz cüce yıldızlar kuramı üzerine], Monthly Notices of the Royal Ast­ ronomical Society (1952)

Yıldızların sınırlı anakol yaşam süreleri bizi doğrudan evrenin ya­ şını tahmin etmeye yönelik iki farklı yönteme götürür. Bu b ölümün sonuna geldiğimizde bu tahminlerden birini, yani b eyaz cüce yıl­ dızların sıcaklıkları ve soğuma sürelerinden elde e dilmiş bir tah­

mini öğrenmiş olacağız. Büyük yıldız kümelerinin gözlemlerinden

elde edilen ikinci tahmin bir sonraki b ölümün konusu olacak. Şaşırtıcıdır ki yaşlı, ölü yıldızların (zira b eyaz cüce dediğimiz budur) atıl çekirdekleri sıcaklıkları onların yaşlarını tahmin et­ mek için bir yöntem sunar. Ek olarak, b eyaz cüceler "Tip Ia süp er­ novalar" adıyla bilinen, ikili yıldız sistemlerindeki b eyaz cücelerin aşın büyüyüp olağanüstü patlamalarla p arçalanmasının s o nucu olan cisimleri anlamak için çok önemlidir: Tip Ia süp ernovalar da evrenin genişleme hikayesini anlamak için son derece önemlidir ve evrenin yaşını tahmin etmek için bir yöntem dah a sunarlar. O halde beyaz cücelerin astrofiziksel özelliklerine daha yakından

bakmanın işimize yarayacağı açıktır. Bütün yıldızların yüzde 98'inden fazlası ömürlerini b eyaz cü­ celer olarak tamamlayacaktır, ama bu şimdiden bütün yıldızların 136

BEYAZ CÜCELER VE EVR E N i N YAŞI

yüzde 98'inin beyaz cücelere dönüştüğü anlamına gelmez. B eyaz cücelerin nüfusu yaşlanan ve ölen yıldızlara bağlıdır, bu yüzden gökbilimciler evren yaşlıysa inceleyecek birçok beyaz cüce, genç­ se yalnızca birkaç beyaz cüce bulurlar. peki, beyaz cüce nedir? Ve onlardan kaç adet vardır?

Düşük Kütleli Yıldızlar En düşük kütleli yıldızlar, yani kütleleri Güneş'inkinin yaklaşık yansından daha az olanlar asla proton-proton zincirleme tep­ kimelerini eksiksiz olarak tamamlamazlar. Atom çekirdeklerinin çarpışmalarının çok hızlı, artı elektrik yüklü parçacıkların iteceği yerde çarpışmasına yetecek kadar hızlı parçacıklar gerektirdiğini hatırlayın. Aynca sıcaklığın bir gazdaki p arçacıkların ortalama hızının bir ölçüsü olduğunu da hatırlayın. Bu yıldızların çekir­ deklerinde sıcaklıklar bir protonun (artı bir yükü olan bir hidro­ jen atomu çekirdeği) başka bir protonla çarpış arak bir döteryum çekirdeği (bir proton, bir de nötron içeren, yine artı bir yükü olan bir hidrojen atomu çekirdeği) oluşturmasına ve döteryum çekirde­ ğinin bir protonla çarpışarak bir 3He çekirdeği oluşturmasına (iki p roton, bir de nötron içeren, yani artı iki yükü olan bir çekirdek) yetecek kadar yüksektir. Fakat her birinin artı iki net yükü olan iki 3He çekirdeğinin çarpışması ve tek bir 4He çekirdeği halinde kaynaşması için daha yüksek sıcaklıklar gerekir ve bu en düşük kütleli yıldızlar kendilerini çekirdeklerinde böyle sıcaklıklar üre­ tecek kadar güçlü sıkıştıracak kütleçekimsel güçten yoksundur­ lar. Aynca düşük kütleli yıldızlar ısıyı yukarıya, zarflarından çe­ kirdeklerine aktaran ısıyayım sürecinden yalıtılmış çekirdeklere de s ahip değillerdir. Bunun yerine, sıcak gazın bu şekilde ısıyayım hücrelerinde yukarı doğru akması maddeleri çekirdekten ta yüze­ ye kadar taşırken daha soğuk ve daha yoğun maddeler yüzeyden ta m erkeze kadar b atar. Sonuç olarak, en düşük kütleli yıldızlarda yıldızın hacminin neredeyse yüzde l OO'ü sonunda çekirdekte dön­ güye girer ve nükleer füzyon için elverişli hale gelir. Bu yıldızların düşük kütlelerinin nisp eten düşük yüzey ve çekirdek sıcaklıkları oluşturdukları ve düşük nükleer füzyon oranlan ve düşük aydın­ l atma güçleri olduğu göz önüne alınırsa, Güneş 'in yalnızca dörtte biri kütleye s ahip bir yıldızın anakol ömrü 300 milyar yıldan fazla

137

E VR E N KAÇ YAŞ I N DA ?

olacaktır. Göreceğimiz üzere, 300 milyar yıl evrenin şu anki yaş ıy­ la ilgili bütün tahminlerden yaklaşık yirmi kat uzun bir s üredir. Bu da evrende doğmuş düşük kütleli yıldızların tamamının hala anakol yıldızı olduğu anlamına gelir. Bu küçük yıldızların hiçbiri henüz ölmediği ve çoğu yıldız küçük olduğu için evrende nispeten az sayıda beyaz cüce olmalıdır. Bu s onuç gökbilimcilerin gözlem­ leriyle uyumludur.

'----- 30 (;c = 0.73, SH = 250 pc) -&- LHS -- Sodece DA yıldızlar

-3

';iı

t

.& z

�

623

/�- / 627

586

-4

3 34 424

(,/ 178v 221

/

!

94

-5

8

12 M..,

10

14

16

Şekil 1 3 . 1 0. Bu grafik farklı parlaklıklarda gökadanın hacim bölümü başına bilinen beyaz cücelerin sayısını (y ekseni) Sloan Dijital Gökyüzü Araştırması kaps amında gözlemlenmiş parlaklıklannın (x ekseni) bir fonksiyonu olarak gösterir. Kesikli çizgili ve noktalı çizgiler diğer • gözlemleyen projelerden alınmış beyaz cüce gözlemlerini gösterir. Parlaklık beyaz cücenin X ışınlanndan radyo dalgalanna kadar tüm dalga boylannda yaydığı toplam enerji miktannı gösteren tüm ışınım parlaklığı (ya da Mb01 ) x cinsinden ölçülür. En sönük yıldızlar sağda, en p arlaklar soldadır. Beyaz cücelerin sayısı her bir tümışınım p arlaklığında parsek küp başına yıldız olarak ölçülür. Grafikte sayılar her bir veri noktasına katkıda bulunan gözlemlenmiş beyaz cücelerin toplam s ayısını gösterir. Ö rneğin, bu veriler Mboı 10 olan bilinen 586 beyaz cüce olduğunu gösterir. SDSS'nin bu beyaz cüceleri bulmak için araştırdığı gökada hacmi, her 1 0.000 parsek küpte (her bir kenan 20 p arsekten birazcık daha büyük olan bir kübe eşdeğer) bu parlaklıkta yaklaşık bir beyaz cücenin olduğunu gösterir. En parlak beyaz cüceler (küçük Mb01) nadirdir ve her 1 00.000 parsek küpte (yaklaşık 50 parsek uzunlukta kenarlan olan bir küp) bir adetten az bulunur. Bir sınıra kadar (Mboı 1 5,5). gökadanın birim hacmi başına beyaz cüce s ayısı b eyaz cücelerin parlaklığı azaldıkça artar. Fakat gözlemler çok sönük b eyaz cücelerin çok az olduğunu gösteriyor: tümışınım parlaklıklan 1 5,5'tan büyük olan yalnızca dört beyaz cüce biliniyor ve gökadanın birim hacmi b aşına bu tür beyaz cücelerin sayısı hızla azalıyor. From Harris vd., The Astrophysical Joumal'dan: 1 3 1 , 57 1 . =

=

1 55

E V R E N KAÇ YAŞ I N DA?

Güneş'in Yakınındaki Beyaz Cüce Nüfusundan Evrenin Yaşı Beyaz cüceler içkin olarak çok sönük oldukl arından, gözlemlenen beyaz cücelerin tamamı Güneş yakınlarındadır. Dolayısıyla bun­ ların yaşları Samanyolu Gökadasının diskini oluşturan yıldızl a­ rın nüfusu için kesin bir üst sınır sunar. Bu yıldızların b eyaz cüce halini almadan önce oluşmaları ve anakol ömürlerini geçirmeleri gerektiği için, Samanyolu'nun yaşı beyaz cüce haline gelen yıldız­ ların anakol ömürleriyle en az 8 ila 10 milyar yıllık b eyaz cüce ömürlerinin toplamıdır. En yaşlı beyaz cüceler en önce b eyaz cüce haline gelenlerdir ve bu beyaz cüceler kırmızı cüceden gezege­ nimsi bulutsuya ve ondan beyaz cüceye dönüşme aş amala rını ge­ çirmiş en büyük kütleli yıldızlardan gelmiş olacaktır, dolayısıyla kolaylıkla bu beyaz cüce nüfusunun atasını oluşturan yıldızların anakol ömrü için makul bir tahminde bulunabiliriz: 300 milyon ila 1 milyar yıl. Sonraki görevimiz, evrenin başlangıcından Samanyolu'nda ilk yıldızların oluşmasına kadar geçen s ürenin uzunluğunu tahmin etmektir. Popüler bir tahmin 1 ila 2 milyar yıldır (ama bu yalnızc a bir tahmindir) . Dolayısıyla, Güneş'in yakınındaki b eyaz c ü c e n ü ­ fusu, evrenin yaşının 9,5 i l a 1 3 milyar yıl civarı olduğunu düşün­ dürmektedir.

En Soğuk Özel Beyaz Cüceden Evrenin Yaşı Samanyolu'nun iki ana bileşeni vardır: disk ve hale. Disk yıldız­ ları (Güneş bunlardan biridir) hale yıldızlarından daha yavaş ha­ reket eder ve genellikle Samanyolu'nun merkezi etrafında b enzer yörüngelerde dolanırlar. Hale yıldızları daha büyük u z ay hızları­ na sahiptir ve Güneş'in yakınlarındaki diğer yıldızların "merkez etrafındaki" hareketini p aylaşmazlar. Güneş'ten s a dece 28 p arsek mesafede WD 0346+246 adını taşıyan çok incelenmiş b ir b eyaz

cüce bulunur. WD 0346+246 s oğuktur ve yüks ek, merkez çevresin­ de olmayan bir uzay hızına s ahiptir, bu yüzden S am anyolu'nun

halesinden geldiği, b izim yakınımızdan s adece geçtiği düşünülür. Samanyolu gibi gökadaların oluşumu üzerinde çalışan gökbi­ limciler, hale yıldızlarının disk yıl dızlarından önce oluştuğuna inanırlar. Eğer durum buys a, WD 0346+246 yakınımızdaki diğer

1 56

B E YAZ C Ü C E L E R VE EVR E N i N YAŞ I

beyaz cücelerden daha yaşlı olabilir. Veriler daha yaşlı olabile­ ceğini, ama bu yaş farkının fazla olmadığını düşündürmektedir. WD 0346+246 yalnızca 3780 K sıcaklığa ve Güneş'inkinden 30.000 ila 70.000 kat daha az aydınlatma gücüne sahiptir. Bu değerler göz önüne alındığında, soğuma eğrisi hesapları bu b eyaz cüce­ nin yaklaşık 1 1 milyar yaşında olduğunu düşündürmektedir, bu da Samanyolu'nun bize yakın kesimindeki diğer beyaz cücelerden daha yaşlı olduğu, ama çok daha yaşlı olmadığı anlamına gelir. Yine ata yıldızın anakol ömrü için birkaç yüz milyon yıl ve evrenin doğumundan herhangi bir yıldızın oluşmasına kadar geçen süre için 1 ya da 3 milyar yıl vererek, WE 0346+246 üzerine ölçümleri­ mizden evrenin 1 2,5 ila 14 milyar yaşında olması gerektiği sonu­ cunu çıkarırız.

Küresel Kümelerdeki Beyaz Cücelerden Evrenin Yaşı Küresel kümeler gökadanın ve belki de evrenin geçmişinin ilk a­ ş amalarında tek bir yıldız oluşumu p atlamasıyla hemen hemen eşzamanlı olarak oluşmuş yüz binlerce yıldız içeren sistemlerdir. Bir kümede çok fazla yıldız birbirinin çok yakınında oluştuğu için her bir yıldızın diğer bütün yıldızlara yönelik kütleçekimi kümeyi evren geçmişinin uzun çağları boyunca bir arada tutar. Böyle bir kümede en büyük kütleli yıldızlar en önce ölecek, ölürken patla­ yacak, geride nötron yıldızları ve kara delikler bırakacak, ama be­ yaz cüceler bırakmayacaktır. Sonunda birkaç yüz milyon yıl sonra ortalama kütleli yıldızlar ölmeye başladığında geride kalan beyaz cüceler kümenin içinde giderek artan bir alt nüfus oluşturmaya başlarlar (On Dördüncü Bölümde küresel kümel erin gerçek yaş­ larını nasıl belirlediğimizi ele alacağız) . Küresel kümelerin göka­ danın en yaşlı yapıları olduğu vars ayılarak, küresel kümelerdeki b eyaz cücelerin gökadadaki en yaşlı beyaz cüceler arasında yer alması kuvvetle muhtemeldir. 2002'de Hubble Uzay Teleskobunu kull anan bir ekip Güneş'e en yakın küresel kümede (M4) belki de şimdiye kadar bulunmuş en eski beyaz cüce nüfusunu b elirledi. Bu beyaz cücelerin 1 0 ila 12 milyar yaşındadır. Yine, evrenin oluşumundan Samanyolu'nda ilk yıldızların oluşumuna kadar biraz zaman geçmiş olmalıdır. Ek olarak, M4'te yıldızların doğumundan bu kümede ilk beyaz cüce-

1 57

E V R E N KAÇ YAŞ I N DA?

!erin oluşumuna kadar birkaç yüz milyon yıl daha geçmiş olma­ lıdır. Dolayısıyla, bu kümenin yaşının tahmin edilmesiyle evrenin yaklaşık 1 1 ,5 ila 1 3 ,5 milyar yaşında olduğu bulunur. 2007'de aynı ekip benzer Hubble Uzay Teleskobu gözlemleri bildirdi. Bu s eferki gözlemler ikinci en yakın küresel küme olan NGC 6397'dendi. Bu küme için beyaz cüce soğuma düzeni yaşının 1 1 ,5 milyar yıl civan olduğunu hesapladılar, ki bu da esas olarak M4 kümesindeki be­ yaz cücelerin yaşıyla aynıdır.

20 •

22

•

•

• •

•

•

•

•

""

� 24

•

•

26

•

28 o

•

•

•

•

'

3

2

F606-F814

•

•

4

Şekil 1 3. 1 1 . Hubble Uzay Teleskobundan elde edilmiş verilere göre M4

küresel kümesinde yıldızlann renklerine

(x ekseni)

karşı yıldızlann

parlaklığının (y ekseni) grafiği. Bu grafik bir renk-kadir diyagramıdır.

Grafiğin üst ortasından aşağıya ve sağa doğru uzanan üstteki siyah çizgi anakoldur; aşağıdan neredeyse FB14

=

23,5'taki sol kenara

kadar uzanan alttaki siyah çizgi beyaz cüce soğuma eğrisidir. Arada saçılmış noktaların çoğu M4'le ilgisiz ardalan yıldızlarının anakolunun sınırlarını çizer. Beyaz cücelerin yaklaşık 27 ,5 kadirde görülen alttaki (en sönük) sımn bu kümedeki en soğuk ve en yaşlı beyaz cücelerin grafikteki konumunu gösterir. Yaşlan 1 0 ila 1 2 milyar yıl olarak hesaplanmıştır.

X ekseni "F606-FB1 4" olarak etiketli birimlerle işaretlenmiştir. Bunlar

Hubble Uzay Teleskobunda kullanılmış renk filtreleridir ve yaklaşık

olarak yeşile (F606) ve kırmızıya (FB1 4) karşılık gelirler. Hansen vd., The

Astrophysical Joumal Supplement'ten (2004): 1 55 , 5 5 1 . 158

B E YAZ C Ü C E LE R VE E VR E N i N YAŞ I

:ı:

v "'

20

u..

•

25

\�

1

F606W-F8 1 4W

Ş ekil 1 3 . 1 2 . Hubble Uzay Tel eskobundan elde edilmiş verilere göre NGC 6387 küresel kümesinde yıldızların renklerine (x ekseni) karşı yıldızların p arlaklığının (y ekseni) grafiği. NGC 6397'deki en yaşlı, en sönük b eyaz cücelerin yaşlan yaklaşık 1 1 ,5 milyar yıl olarak hes aplanmıştır. Hansen vd., Th e Astrop hysical Jo umal Supplemen t'ten (2007 ) : 67 1 , 380.

Beyaz Cücelerin Gözlemlerinden Evrenin Yaşı Beyaz cücelerin sıcaklıkları, aydınlatma güçleri ve soğuma hızları bize doğrudan bu beyaz cücelerin yaşını verir. Bu yaşlara yaş a­ yan, ölen ve arkada cüceleri bırakan yıldızların anakol ömrünü açıklamak için güvenle birkaç yüz milyon yıl ekleyebiliriz. Süre­ leri topladığımızda, yıldızların S amanyolu'nda 1 1 milyar yıldan uzun süre önce ve belki de 13 milyar yıla kadar bir süre önce doğ­ duğunu kesinlikle s öyleyebiliriz. Aynı zamanda eğer evren 1 5 mil­ yar yaşında ya da daha yaşlı olsaydı gözlemlediklerimizden daha soğuk ve s önük birçok b eyaz cüce gözlemleyeceğimizi de güvenle s öyleyebiliriz. Teleskoplarımız ve detektörlerimiz böyle süper sö­ nük ve soğuk beyaz cüceleri tespit edebilecek kadar duyarlıdır, ama bunlar ortada yoktur. Evren bunun için fazla gençtir. Dola1 59

EVRE N KAÇ YAŞ I N DA ?

yısıyla beyaz cüceler evrenin yaşı için hem alt hem de üst sınır koyarlar. Bize evrenin yaşının Güneş 'in, Dünya'nın, Ay'ın ve bilinen en eski göktaşlannın yaşı olan 4,5 milyar yıldan kayda değer b içim­ de daha fazla olduğunu söylerler. Aslında en yaşlı b eyaz cüceler 1 1 ila 14 milyar yıllık yaşlarıyla Güneş ve Dünya'dan neredeyse üç kat daha yaşlıdırlar, yani güneş sistemimiz daha delikanlı s ayılır.

1 4 . B ölüm

KÜRE S E L KÜMELE RİN YAŞLARI VE EVRE NİN YAŞI

Küresel kümelerin göreli yaşlan arasındaki dikkat çekici b en­ zerliğin ve beraberinde neredeyse 10

x

1 09 yıllık mutlak yaşla­

rının Gökadanın ve Evrenin geçmişi için iyi bilinen sonuçlan vardır. -Allan S andage, "Main-Sequence Photometry: Color-Magnitu­ de Diagrams and Ages for the Globular Clusters M3, M l 3 , M l 5, and M92"de [Anakol Fotometrisi: M3, M l 3 , M l 5 ve M92 Küresel Kümelerinin Renk-Kadir Diyagramları ve Yaşları) , The Astroph­ ysical Joumal ( 1 970)

Yıldızların dev yıldızlararası bulutlardan doğduğunu, bu bulut­ lardan bazılarının yalnızca birkaç düzine ya da birkaç yüz yıldız içeren kümeler oluştururken bazılarının da yüz b inlerce yıldız içeren kümeler oluşturduklarını biliyoruz. Aynca yeni doğmuş yıldız kümelerinin gözlemlerinden bir kümedeki bütün yıldızların oluşması için gereken sürenin (ilk yıldızın doğumundan sonuncu­ sunun doğumuna kadarki süre) en fazla birkaç milyon yıl olduğu­ nu da biliyoruz. En genç kümeler dışında, kümenin yaşı (yüz mil­ yonlarca yıldan milyarlarca yıla kadar) tek bir kümedeki bütün yıldızların doğması için gereken toplam süreden (birkaç milyon yıl) çok daha fazladır. Dolayısıyla en genç yeni doğmuş kümeler dışında, herhangi bir kümedeki bütün yıldızlara makul olarak aynı yaştaymış muamelesi yapabiliriz.

161

EVR E N KAÇ YAŞ I N DA?

Açık Kümeler ve Küresel Kümeler Çoğu açık kümede, kümedeki her bir yıldızın kümedeki bütün diğer yıldızlar üzerindeki toplam kütleçekimi küçük, yıldızların uzun süre birbirlerine kütleçekimsel olarak b ağlı kalmasına izin vermeyecek kadar küçüktür. Dolayısıyla yalnızca birkaç yüz mil­ yon yıl sonra (gökbilimcilerin kısa süre kavramı tuhaftır) açık bir kümedeki yıldızların rastgele hareketleri bu kümenin genişleme­ sine neden olacaktır. Yıldızların en hızlı hareket edenleri kümeden kaçarak kümenin toplam kütlesini azaltacaklardır, öyle ki küme kendini bir arada tutmakta zorluk çekecektir. Kaçınılmaz olarak başka yıldızlar da kümeden kaçmaya devam edecek, sonunda küme tamamen dağılacaktır. Öte yandan, küresel kümeler olarak bilinen büyük kümeler kütleçekimin o yıldızlan sonsuza kadar birbirine b ağlamasına yetecek kadar yıldıza ve toplam kütleye sahiptirler. Tek bir yıl­ dızın diğer yıldızlarla rastgele etkileşimleri vasıtasıyla kümeden yıldızlararası uzaya kaçmasına yetecek kadar büyük bir hız kaza­ nabileceği düşünülebilir. Ama böyle bir kaçış için gereken hız o kadar büyüktür ki küresel kümelerdeki yıldızlardan çok azı ona erişebilirler. Milyarlarca yıl sonra bile neredeyse bütün küres el küme yıldızlan içinde doğdukları kümelere b ağlı kalır. Kütleçekimin bazı kümeleri sonsuza kadar bir arada tuttuğu­ nu, yetersiz kütleçekimin de diğer kümelerin yıldızların kendile­ rinin ömürlerinden çok daha kısa sürede dağılımlarına izin ver­ diğini söyleyen temel anlayış bizi basit ama çok önemli bir soru sormaya sevk eder: Çok yaşlı yıldızlar bulmak istiyorsak hangi kÜme türünü gözlemlemeliyiz? Bunun açık kümeler olmadığı ortadadır. Gençtirler ve içlerin­ deki birkaç istisna hariç bütün yıldızlar da genç olmalıdır. Kü­ resel kümelerin yaşlı olduğunu henüz garanti edemesek de (ama bu bölümün sonuna geldiğimizde bunu güvenle yapabileceğiz) , kesinlikle öyle olabileceklerini biliyoruz. Bu yüzden şimdi dikka­ timizi küresel kümelere vereceğiz.

İzokronlar: Fiziksel Yaşa karşı Yaşam Döngüsü Yaşı Herhangi bir kümedeki bütün yıldızların hemen hemen aynı fizik­ sel yaşta olduğunu akıldan çıkarmamalı, ama yıldızların nükleer 1 62

KÜRESEL KÜMELERiN YAŞLAR! VE EVR E N i N YAŞ I

yakıtlarını tüketme ve anakoldan çıkıp kırmızı devler ve sonunda beyaz cüceler haline gelme hızlarının yıldızların doğumlarındaki kütlelerine bağlı olduğunu da.unutmamalıyız. Daha büyük kütleli yıldızlar nükleer füzyon tepkimeleri için yakıt rezervlerini tüketir, anakoldan çıkar ve düşük kütleli benzerlerinden çok önce ölürler. Dolayısıyla bir yıldızın yaşı, o yıldızın yaşam döngüsünde bu­ lunduğu noktayla eşdeğer değildir. Tek bir kfune düşünülebile­ cek bütün yaş am döngüsü aşamalarında yıldızlar içerebilir -hala anakolda olan birçok cüce, birkaç altdev, bir avuç kırmızı süper dev, az s ayıda beyaz cüce- halbuki o kfunedeki bütün yıldızlar aynı yaştadır. Örneğin 4 milyar yıl sonra Güneş'imiz ve bir Güneş kütlesinden daha az kütleli bütün yıldızlar hala anakolda olacak, buna karşılık daha büyük kütleli yıldızların çoğu anakoldan çık­ mış ve beyaz cücelere, nötron yıldızlarına ya da kara deliklere dö­ nüşmüş olacaktır. Astrofizikçiler farklı kütlelerdeki yıldızlarda nükleer füzyo ­ nun işleme şekliyle ilgili bilgilerini kullanarak b elirli b i r kütle­ deki bir yıldızın herhangi bir yaştaki yüzey sıcaklığını ve aydın­ latma gücünü belirleyebilirler. Süreç şu ş ekilde işler: Belirli bir kütledeki, örneğin Güneş ' e b enzer bir yıldız s eçilir; bu yıldızın 1 0 milyon yaşındayken.ki yüzey sıcaklığı ve aydınlatma gücü he­ s aplanır; bu konum bir H-R diyagramında işaretlenir. Hesaplar kütleçekimi, basıncı, sıcaklığı, nükleer füzyon sürecini, ısının yıldızın çekirdeğinden yüzeyine aktarılmasını ve uzaya yayıl­ masını s ağlayan süreçleri ve yıldızın temel bileşimini yöneten temel fiziksel ilkeleri açıklayan denklemler kullanılarak yapılır. Şimdi yıldızın bir 1 0 milyon yıl daha p arladığını ve nükleer yakıt yaktığını hayal edin. Ç ekirdekte hidrojen azalıp helyum arttığı için yıldızın içinin temel bileşimi birazcık değişmiş olacaktır. Yıldızın yüzey sıcaklığı ve aydınlatma gücü yeniden hes aplanır ve yıl dızın konumu H-R diyagramında yeniden işaretlenir. Bu a dımlar 1 0 milyon yıllık ya da tercih ettiğiniz herhangi b ir süre­ lik aralıklarla tekrarlanır. Tek sınırlayıcı faktör kullanabileceği­ niz bilgiişlem gücüdür.

1 63

EVRE N KAÇ YAŞ I N DA ?

11 -

11 -

�

16-

21

r

.

I

.

- ·

.

•

• •

• • /

/ .,•

•

•

•

t

•

1

20,000

1

1

Sıcaklık (K)

1

21

1

4,000

r

·� • 1

20,000

1

1

1

Sıcaklık (K)

1

4,000

Şekil 1 4. l . Solda tek bir nokta yeni doğmuş bir yıldızın sıcaklığını ve mutlak kadirini gösterir. Sağda, noktalann ilerlemesi bu yıldızın yaşlandıkça değişen yüzey sıcaklığı ve mutlak aydınlatma gücünü açığa çıkanr. Yıldız önce anakolu terk eder ve bir altdev, sonra da kırmızı dev olarak H-R diyagramında tırmanır, sonra yatay kolun üstüne düşer ve yeniden tırmanarak tekrar bir dev olur; sonunda bir gezegenimsi bulutsu olarak zarfını dışan üfler ve geriye çıplak bir beyaz cüce bırakır, o da soğur ve solup gider.

Bu yöntemi kullanarak belirli bir kütledeki herhangi bir yıl­ dızın yüzey sıcaklığı ve aydınlatma gücü zamanla değiştikçe H-R diyagramında izlediği yaşam döngüsünü yolunu takip edebiliriz . Güneş için 1 0 milyon yıllık adımlarla yıldızın yaşam döngüsünün yaklaşık 7 milyar yılını kaydeden diyagramdaki ilk yedi yüz ya da daha fazla noktanın hepsi neredeyse birbirinin üstüne düşecektir, zira Güneş anakolda olduğu sürece sıcaklığı ve aydınlatma gücü çok dengeli kalır. Ondan sonra noktalar Güneş'in alt dev koluna tırmanışını, sonra da kırmızı dev koluna yükselişini izleyecektir. Güneş yaşlandıkça geçtiği bütün noktalan birbirine b ağlayan bir çizgi çizseydim, Güneş'in H-R diyagramındaki yaşam döngüsü yo­ lunu izlemiş olurdum. Güneş ve ona b enzeyen yıldızların tersine, çok büyük kütleli ve çok parlak bir yıldız çekirdeğindeki hidrojen yakıtının tamamını ilk 1 0 milyon yılda tüketebilir ve 20 milyon yaşında, yani benim hesaplarımda sadece iki adımın ardından kırmızı dev haline gelebilir.

1 64

KÜRESEL KÜMELE R i N YAŞLARI VE EVR E N i N YAŞ I

11

· ·.•.

.• •

::{ 1 6

21

11

.

20.000

11

21

16

21

::{

··.• •

•• •

•

21

4,000

·· . .

20,000

ya ı

:

;;··�.·.. . u:ı.-

.. Dönüı nokıoıı yaş: 20,000

-

•·

·

U:Ij,i''w

::{

::{

Sıcaklık (K)

. ..

yaş: 20,000

4,000

" ••. 4,000

• 4,000

··. . . .• ya ş: � •

yıl

20,000

•• 4,000

Sıcaklık (K)

.. ... .

16

21

.

Sıcaklık (K)

11

::{

·

· .• •• � ••

•.-!- Oöııüı ııoklmı

16

21

İl

. ..

4,000

Sıcaklık (K)

16

21

.

·

�

•

11

"•

Sıcaklık (K)

20,000

..

·� . Dönüş noktası

4,000

Döııüı ııokımı

·· ··· ·

ş · ·ya : · . ·.

11

..

Sıcaklık (K)

•:.

20,000

�

yaş :

16

·

•

11

::{

ya

• ş : yılM!IYon ..

Sıcaklık (K)

16

21

•• •

·� Dönüş noktası

11

::{

.

· ·..

::{ 1 6

•!-- Dönüş noktası

.. 20,000

Dönüı ııokloıı - :. yaş: M1fyar

yıl

•

•

Sıcaklık (K)

••

• 4,000

Şekil 14.2. Farklı yaşlardaki bir yıldız kümesinin çizgi enstantaneleri. Başlangıçta (sol üstte) her kütledeki yıldızlar anakoldadır. 20 milyon yıl sonra (sağ üstte), en büyük kütleli yıldız çekirdeğindeki hidrojeni tüketmiş ve bir altdev haline gelmiştir. Hala anakolda olan en parlak, en büyük kütleli yıldız dönüş noktasını oluşturur ve yıldız kümesinin yaşım tarihler. Alt panellerde daha küçük kütleli yıldızlar ölmeye ve anakolu terk etmeye başlarlar, daha büyük kütleli olanlar ise kırmızı devlere, gezegenimsi bulutsulara ve nihayet beyaz cücelere dönüşürler. Her bir panelde bütün noktalan birbirine bağlayan bir çizgiye izokron adı verilir. 1 65

EVR E N KAÇ YAŞ I N DA ?

Daha da kullanışlı bir yaklaşım, geniş bir yelpazede yıldızlar içeren bütün bir kümeye ne olduğunu hesaplamak olacaktır. 0,08 Güneş kütlesinden 50 Güneş kütlesine kadar mümkün olan her kütledeki yıldızlar bir milyon yaşındayken bunlar için noktalan H-R diyagramımızda işaretleyebiliriz. Bu noktalan birleştirirsek, o çizgiye bir milyon yıllık izokron adını veririz. İzokron bir anakol gibi görünür ve H-R cliyagramımızın sağından, en altından başla­ yıp solunda en üstüne kadar gider. Sonra bütün bu yıldızların 2 milyon yaşındaykenki sıcaklık ve aydınlatma güçlerini hesaplaya­ biliriz; ardından bu yıldızların 2 milyon yaşındayken.ki konumla­ rını H-R cliyagramımızda işaretler ve bu noktalan birleştirirsek, çizgimiz 2 milyon yıllık izokronu betimleyecektir. Bu izokron bir milyon yıllık izokronla neredeyse tamamen örtüşecektir, zira sa­ dece iki milyon yıl sonra bu kümedeki bütün yıldızlar hala ana­ kolda olacaktır. Bütün kümenin nasıl yaşlandığını izlemek için bu prosedürü sürdürebiliriz. Sadece birkaç milyon yıl geçtikten sonra en sıcak, en p arlak, en büyük kütleli yıldızlara bir şey olmaya başladığını fark ede­ riz: Anakoldan çıkıp kırmızı devlere dönüşmüş olacaklardır. Yüz milyon yıldaki bir izokron anakolun en altından başlayacak, ana­ kolun büyük kısmı boyunca yukarı doğru genişleyecek, sonra da kırmızı devlere doğru dönecektir. En büyük kütleli yıldızlar artık kırmızı süperdevler olacaktır; biraz daha küçük kütleli yıldızlar altdev kolunda olacak; daha da küçük kütleli yıldızlar hala kırmı­ zı dev kolunu tırmanıyor olacak ve en küçük kütleli yıldızlar da hfila anakolda olacaktır. 600 milyon yıl sonra, daha da fazla yıldız anakoldan ayrılmış olacaktır. Uzun bir zaman boyunca anakolun sol üstten sağ alta doğru küçülmesini izleriz .

Dönüş Noktası Anakolda yıldızların anakoldan dev koluna doğru döndükleri özel noktaya dönüş noktası adı verilir. Dönüş noktası kümenin yaşı­ nı belirler. Tek yapmamız gereken konumunu ölçmektir. Genç bir küme için dönüş noktası anakolda çok yüks ektedir (yüksek aydın­ latma gücü, yüksek sıcaklık) . Kümedeki yıldızlar yaşlandıkça, dö­ nüş noktası anakoldan daha düşük aydınlatma güçlerine ve daha düşük sıcaklıklara doğru ilerler.

166

K Ü R E S E L KÜMELE RiN YAŞLARI VE EVR E N i N YAŞI

S onuç olarak, dönüş noktası yıldız kümelerinin yaşını tarihle­ mek için bir araç sunar. Bir astrofizikçi önce kümedeki yıldızlan mümkün olduğu kadar fazlasını bir H-R diyagramına yerleş tir­ mek için dikkatle gözlemler. Sonra verilere en iyi uyan izokronu bulmak için bu diyagramı kuramsal izokronlarla karşılaştırır. En iyi uyan izokron kümenin yaşını verir. Olker (yaklaşık 1 00 milyon yıl) ya da Öküz (yaklaşık 500 milyon yıl) gibi açık kümeler gökada­ nın ve evrenin yaşıyla karşılaştırıldığında gençtir. Küresel küme­ ler çok daha yaşlı olma eğilimindedir. 47 Tuc kümesi yaklaşık 1 2 milyar yaşında, M55 de 1 2 ,5 milyar yaşındadır. Kuramsal izokronlann hesaplanması karmaşıktır ve bir kü­ medeki yıldızların bazı önemli özelliklerine bağlıdır; bu özellikle­ rin bir kısmını gözlemlerle yüksek doğrulukla ölçmek de çok zor olabilir. Örneğin bir yıldızın kesin element bileşimi (yıldızın ne katlan hidrojenden, helyumdan ve demirden oluşur?) onun sıcak­ lığını ve aydınlatma gücünü etkileyecektir. Güneş'le aynı kütlede, ama tamamen kriptondan oluşan bir yıldız hayal edin. Bu yıldız proton-proton zincirleme tepkimelerinden, üçlü alfa sürecinden ya da yıldızlarda mümkün olan diğer nükleer füzyon süreçlerinin herhangi birinden enerji üretemeyecektir. Doğumda hemen beyaz cüceye (ama sıra dışı bir beyaz cüceye) dönüşecektir. Bildiğimiz kadarıyla hiçbir yıldız tamamen kriptondan oluşmaz ve bütün yıldızlar hemen hemen aynı element bileşimine sahiptir. Güneş gibi bir yıldızda, kütlenin yaklaşık yüzde 7 1 'i hidrojen atomları biçiminde, yüzde 27'si helyum atomları biçiminde, yüzde 2 'si de bütün diğer elementler (gökbilimciler çok garip bir şekil­ de bunlara "metall er'' derler) biçimindedir. Büyük kütleli yıldızlar hidroj eni helyuma, helyumu da daha ağır elementlere kaynaştır­ dıkları, s onra da öldüklerinde bu füzyon ürünlerinin çoğunu uza­ ya attıkları için, milyarlarca yıl içinde Samanyolu Gökadasındaki gaz ağır elementler bakımından zenginleşmiş, hidrojen b akımın­ dans a fakirleşmiştir. Sonuç olarak gökadadaki en genç yıldızların daha yaşlı yıldızlara göre oransal olarak daha az hidrojen ve daha fazla helyum, karbon ve oksijen içermesini bekleriz. Tersine (Yir­ mi D ördüncü Bölüm) dev yıldızlararası bulutlar neredeyse hidro­ jen ve helyum atomları dışında bir atom içermediği sırada olu­ ş an gökadanın en yaşlı yıldızlan neredeyse tamamen hidrojenden

1 67

E V R E N KAÇ YAŞ I N DA ?

(yaklaşık yüzde 75) ve helyumdan (yaklaşık yüzde 25), çok az mik­ tarda da metalden oluşmalıdır. Bir yıldızın kimyasal bileşimin­ deki hidrojenin helyuma kesin oranı ve metallerin kesin miktarı (örneğin yüzde 0,000 1 , yüzde 0,00 1 , yüzde 0,0 1 veya yüzde 0 , 1 ) bir küresel kümenin yaşını gözlemlenmiş bir dönüş noktasından he­ saplamak açısından yüzlerce milyon yıla kadar çıkabilen bir fark oluşturabilir. Fakat küresel kümelerde dönüş noktalarının yaşlan için bütün hes aplar küme yaşlarını 10 ya da 1 1 ya da 12 milyar yıl olarak verdiği için birkaç yüz milyon yıllık bir hata yüzde birkaç­ tan fazla değildir.

47 Tuc 1 2, 1 3, 1 4 Gyr

· ' ..•. ·

(v-y)0

1 .4

1 .6

1 .8

2.0

Şekil 14.3. Solda 47 Tuc küresel kümesinin görüntüsü. Sağda 47 Tuc'daki yıldızlann anakolu, dönüş noktasını, kırmızı dev kolunu ve yatay kolu gösteren H-R diyagramı (aslında rengin sıcaklığın yerine geçtiği bir renk-kadir diyagramı) üç izokron 12 milyar yıl (üstteki çizgi,

My

=

4 yakınında), 13 milyar yıl (ortadaki çizgi) ve 1 4 milyar yıl (alttaki

çizgi) yaşlarının çizgilerini oluşturur. Yaklaşık 1 2 milyar yıllık bir yaş en uygunudur. Atlas Görüntüsü, 2MASS/ UMas s/IPAC - C altech/NASA/

NSF (solda). Grundahl vd., Astronomy & Astrophysics (2002 ) : 3 9 5 , 48 1 (sağda), izinle çoğaltılmıştır © ESO.

168

KÜRESEL KÜMELERiN YAŞLARI VE EVR E N i N YAŞI

En Yaşlı Küresel Kümelerin Yaşları 2009'da Hubble Uzay Teleskobunu kullanarak ACS (İncelemeler için Fotoğraf Makinesi) Gökada Küresel Kümeler İncelemesini yürüten ekip ortalama yaşlan 1 2,8 milyar yıl olan kırk bir yaşlı küresel kiline b elirledi. Ekip Samanyolu'nda yaşlı küresel kümelerin bir a­ raya geldiği çağın "hızlı" olduğunu ve yalnızca 800 milyon yıl civan sürdüğünü, en yaşlı küresel kümenin yaklaşık 1 3,2 milyar yıl önce, en gencinin de yaklaşık 1 2,4 milyar yıl önce oluştuğunu öne sürdü. Dünya'dan 22 kiloparsek (7200 ışık yılı) uzaklıkta bulunan NGC 6397 küresel kümesi yaklaşık 400.000 yıldız içerir ve bilinen Dünya'ya en yakın ikinci küresel kümedir. NGC 6397 kaç yaşında­ dır? Kümenin H-R diyagramındaki dönüş noktası 13 ila 14 milyar yıl aralığında bulunur. Anakolda biraz daha yüksek sıcaklıklar­ da bulunm ası gereken yıldızlar artık orada değildir, zira kırmızı devlere dönüşmüşlerdir. Bu kümenin yaşı için anakol dönüş nok­ tası yöntemi kullanılarak hesaplanmış yakın zamanlı tahminler 1 2 ,7'yle 1 3 , 9 milyar yıl arasında değişir. Bilinen en büyük küresel kümelerden biri olan ve 7 ,5 kiloparsek (24.500 ışık yılı) mesafede bulunan NGC 5904 (M5) , NGC 6397'den ayırt edilemeyen bir dönüş noktasına ve yaşa sahiptir. NGC 6752 bir başka nispeten yakın kü­ resel kümedir ve Dünya'dan 4 kiloparsek ( 1 3 .000 ışık yılı) uzaklıkta bulunur. NGC 6752'nin dönüş noktası NGC 6397 gibi bu kümenin de son derece yaşlı olduğunu gösterir; kümenin yaşı için en son ya­ pılan tahmin 1 3 ,4 milyar yıldır ( 1 2,3 ila 14,5 milyar yıl aralığında) . Bu yaş tahminlerine dayalı olarak, NGC 6397, 5904 ve 6752 kü­ resel kümeleri bilinen en yaşlı küresel kümeler arasında yer alıyor gibi görünmektedir. Ama bu yaşları ne kadar kesinlikle biliyoruz? Yıldızların element bileşimi (ne kadar helyum içerirler? Kütleleri­ nin ne katlan helyumdan ağır elementlerden oluşur?) yaş tahmin­ lerimizde hatalara neden olabilecek ölçülmesi zor tek parametre değildir. Küçük belirsizliklere neden olan bir başka mesele, bütün gökbilimsel ölçümlerin sınırlayıcı hassasiyetidir. Örneğin, bu kü­ melerin mesafelerini ne kadar iyi biliriz? Ve gökadamızda teles­ koplanmızla küme arasında ne kadar toz vardır? (toz uzak yıldız­ ların ışıklarını s önükleştirir ve kırmızılaştınr) Aynca kuramsal fizik anlayışımızın kusurlu olması da bizi sınırlar. Bazı nükleer tepkimeler b elirli bir basınç ve sıcaklıkta tam olarak hangi hız­ larda ilerler? Isı yıldızların içlerinden yüzeylerine hangi hızla 1 69

EVREN KAÇ YAŞ I N DA?

aktarılır? 2003 'te o sırada Case Western Reserve Üniversitesinde bulunan astrofizikçi Lawrence Krauss'un b aşını çektiği bir ekip bütün bu belirsizlikleri niceleme girişiminde bulundu ve S aman­ yolu'ndaki en yaşlı küresel kümelerin yaşının 1 0,4'le 1 6 ,0 milyar yıl arasında olduğu sonucuna vardı. Kraus s'un fikrine göre, bütün verilere en iyi uyan yaş 1 2,6 milyar yıldır.

NGC 639'

1.5

V-1 NGC 5904

-:.· 4

1 .5

Şekil 14.4. Sol üstte NGC 6397'nin renk-kadir diyagramı, 1 3 (üstte). 1 4 (ortada) ve 15 (altta) milyar yıllık izokronlar bir arada verilmiştir. Sağ üstte Küresel Küme NGC 6397 . Sol altta NGC 5904' ün renk-kadir diyagramı, 13 (üstte) , 1 4 (ortada) ve 15 (altta) milyar yıllık i zokronlar bir arada verilmiştir. Sağ üstte Küresel Küme NGC 6904. Iınbriani

vd., Astronomy & Astrophysics'ten (2004) : 420, 625 (sol ü s tte) . izinle

çoğaltılmıştır © ESO. Görüntü: D. Vers chatse (Antilhue G özlemevi, Şilil

ve ESA/Hubble (sağ üstte) . Imbriani vd., Astronomy & Astrophysics'ten

(2004) : 420, 625 (sol altta), izinle çoğaltılmıştır © ESO. Atla s Görüntü s ü ,

2MASS/ UMass/IPAC -C altech/NASA/NSF (sağ altta) .

1 70

KÜRESEL KÜME L E R i N YAŞ LARI VE EVR E N i N YAŞI

Sonuçta anakol dönüş noktası yöntemini gökadamızdaki kü­ resel kümelerin yaşlarını milyon yıl, 1 0 milyon yıl, hatta 1 00 mil­ yon yıl hassasiyetle tespit etmek için kullanamayız . Fakat büyük bir kesinlikle bu engin yıldız topluluklannın yaşlannın 1 0 milyar yıldan fazla olduğunu ve büyük ihtimalle 1 3 milyar yıla kadar çı­ kabileceğini s öyleyebiliriz. Aynca büyük bir güvenle yaşlannın 1 6 milyar yıldan az olduğunu ve büyük ihtimalle 1 5 milyar yıldan az olduğunu da söyleyebiliriz.

Samanyolu'nun Yaşı Gökadalann oluşumunu inceleyen astrofizikçiler evrenin ilk dö­ nemindeki maddelerin bir araya öbeklenerek gökadalan oluş tur­ duklanna ve küresel kümelerin de bundan kısa süre sonra oluştu­ ğuna inanıyor. Dolayısıyla küresel kümelerin yaşlan evrenin ya da Samanyolu'nun kendisinin yaşını vermez, ama o yaşlar için bir alt sınır verir. S amanyolu'nun yaşını b elirlemek için başka bir soruya cevap vermemiz gerekir: S amanyolu'nun oluştuğu anla S amanyo­ lu'ndaki en yaşlı küresel kümelerin oluştuğu an arasında ne kadar zaman geçmiştir? Bu soruyu ele almak için S amanyolu'nun içinden oluştuğu m alzemenin yeni doğmuş bir evrenin element bileşimine sahip olduğunu, yani bol miktarda hidrojen, bol miktarda helyum, çok az oranda lityum ve başka pek az şey içerdiğini kabul edebiliriz (Yirmi Dördüncü Bölüm) . Hidrojenin çoğunluğu tek bir protonu ve tek bir elektronu olan normal hidrojendi, ama küçük miktarlarda döteryum da oluşmuştu. Helyumun çoğunluğu 4He idi, ama daha küçük miktarlarda 3He de oluşmuştu. Evrenin ilk dönemlerinde oluşmuş olabilecek b erilyumun neredeys e tamamı 8B e (dört pro­ ton, dört nötron) olmalıydı, onun da son derece dengesiz oldu­ ğunu biliyoruz. Evren doğduğu sırada üretilen 8Be atomlanndan hiçbiri varlığını sürdürmüş olamaz. ı;>engeli b erilyum, yani 9Be (dört proton, beş nötron) evrenin ilk anlannda oluşmuş olamaz; dolayısıyla yıldızlardaki 9B e'nin hep si evrenin geçmişinin sonraki dönemlerinde, yıldızlar süpernova olarak p atladığında meydana gelen nükleos entez tepkimelerinde oluşmuş olmalıdır. Gökadaını­ zın erken geçmişinde var olmuş bütün süpernovalar son derece kısa ömürlü süper kütleli yıldızlardan gelmiş olmalıdır; bu yıldız-

171

EVR E N KAÇ YAŞ I N DA?

lar öldüklerinde az miktarlarda 9Be yaratmış ve onu yıldızlarara­ sı ortama katmış olmalıdır. Her bir yıldız nesli öncekini izlerken, yıldızlararası ortamdaki 9Be miktarı da aşamalı olarak arttı. Her bir yeni doğmuş yıldız nesli de bileşiminde bir önceki nesle göre biraz daha fazla 9Be barındıracaktır. Samanyolu'nun oluşumuyla en yaşlı küresel kümelerin oluşu­ mu arasında geçen zamanın uzunluğunu tespit etmenin bir yolu, en yaşlı küresel kümelerdeki yıldızlarda bulunan b erilyum mikta­ rını ölçmektir. Eğer içlerinde birazcık bile berilyum vars a, o hal­ de bu küme yıldızları doğmadan önce bazı yıldızlar oluşmuş ve ölmüş olmalıdır. Berilyum içerikleri ne kadar yüksekse, bu küme yıldızlan oluşmadan önce doğmuş ve ölmüş büyük kütleli yıldız nesillerinin sayısı da o kadar çoktur. C evap şudur: NGC 6397'deki en yaşlı yıldızların atmosferlerinde her 2,2 trilyon (2,2 x 1 012) hid­ rojen atomuna karşılık bir civan berilyum atomu bulunur. Astro­ fizikçiler Samanyolu'nda bu miktarda berilyumun birikmesi için 200 ila 300 milyon yıl geçmiş olması gerektiğini tahmin ediyorlar. Dolayısıyla, bilinen en yaşlı küresel kümelerin oluştuğu dönem yaklaşık 13 milyar yıl önceyse, Samanyolu Gökadasının berilyum gibi hafif elementlerin sentezlendiği yıldızlar oluşturmaya b aşla­ dığı an da ondan üçte bir milyar yıl öncedir, bu da S amanyolu'nun en az 1 3,2 ya da 1 3 ,3 milyar yaşında olduğu anlamına gelir. Pe­ kala Samanyolu'nda ilk yıldızların doğumundan en yaşlı küresel kümelerin oluşumuna kadar geçmiş ilave birkaç yüz milyon yılın "gürültü" olduğu sonucuna varabiliriz. İlk küresel kümeler ortaya çıkmadan önce bu yaklaşık zaman diliminin geçmiş olması gerek­ tiğini biliriz, ama bu bilgi gökadanın ya da evrenin yaşını daha iyi bir hassasiyetle tespit etmemize yardımcı olmaz. Samanyolu'ndaki en yaşlı küresel kümelerin yaşlarıyla ilgi­ li bazı belirsizliklere rağmen, bu kümeler evrenin yaşına ilişkin gökadadaki en yaşlı beyaz cücelerin sıcaklıkları ve aydınlatma güçlerinden elde edilmiş yaş tahminleriyle son derece tutarlı bir bağımsız tahmin sağlarlar. Bu tutarlılık önde gelen sorumuzu ce­ vaplamak için doğru yolda olduğumuz konusundaki güvenimizi artırır.

1 72

K Ü R E S E L KÜMELE R i N YAŞLARI VE EVR E N i N YAŞ I

' · i / J . \ · " \rı

H D 2 1 8502 S/N

· · ··.

=

113

,,:z ..,, .

r ·····.. n •··· · ·

··

. ·

Be l i

313

Be l i

3 1 3.1

3 1 3.05 Dalga boyu

(nm)

Ş ekil 14.5. Ü stte, NGC 6397 küresel kümesindeki anakoldan çıkmak üzere olan iki yıldız. Altta, NGC 6397'de b erilyum elementinin varlığının kanıtlannı gösteren üç yıldız. Görüntü: E S O (üst) . Pas quini vd .. Astronomy & Astrophysics'ten (2004) : 42 6, 651 (alt) . izinle çoğaltılmıştır © ESO.

1 73

3

E V R E N İ N YAŞ I

1 5 . B ölüm

SEFE D E GİŞENLERİ

Daha parlak yıldızların daha uzun dönemlerinin olması dikkate değerdir. -Henrietta Swan Leavitt, " 1 777 Variables in the Magellanic Clouds"ta [Macellan Bulutlarındaki 1 777 Değişen Yıldız), An­ nals of Harvard College Observatory'de ( 1 908) yayımlanmıştır

Bu kitabın 2. Kısmında, gökbilimcilerin yıldızların astrofiziksel özelliklerini açığa çıkarmak için tuttukları yolu izledik. Bir kere yıldızların nasıl enerji ürettiklerini, dolayısıyla nasıl yaşayıp öl­ düklerini anladıktan sonra, beyaz cücelerin ve S amanyolu'nun ve b elki de evrenin en yaşlı cisimleri arasında yer alan küresel kümelerin yaşlarını iki bağımsız yöntemle öğrenebileceğimizi keşfettik. Bu yöntemleri kullanarak Samanyolu'ndaki beyaz cüce ve küresel kümelerin bazılarının yaşlarını elde ettik, bu da bize evrenin mümkün olan en düşük yaşı için bağımsız ama tutarlı de­ ğerler verdi (çünkü evren gökadamızdaki en yaşlı cisimlerden en azından biraz daha yaşlı olmalıdır) . Şimdi 3. Kısımda bize evrenin kendisi için daha kesin bir yaş verecek ölçümler yapmanın yön­ temlerini keşfedebilmek için daha da ileri gidiyor, S amanyolu'nun dışına çıkıyoruz. Uzak evrene bir ilk adım olarak gökbilimcilerin S amanyolu'nun bütün evren olmadığını keşfetmeleri gerekti. Hen­ rietta Swan Leavitt'nin Büyük ve Küçük Macellan Bulutlan olarak bilinen iki bulutsuda bir dizi Sefe değişen yıldızı tanımlaması bu anıtsal keşfin aracını oluşturdu.

1 77

E V R E N KAÇ YAŞ I N DA ?

Leavitt 1 892'de o sırada Kadınların Üniversite E ğitimi Der­ neği olarak bilinen Radcliffe C ollege'dan mezun oldu ve 1 89 3 'te Harvard C ollege Gözlemevinde gönüllü bir hesap uzmanı ol arak çalışmaya b aşladı. Kı s a süre sonra E dward Pickering onu deği­ şen yıldızları, yani ışık üretimleri zamanın bir fonksiyonu o larak değiş en yıldızları tanımlamakla görevlendirdi. Leavitt çabucak bu görevde uzmanlaştı. Ü ç yıl b oyunca ücret almadan çalıştık­ tan sonra, Pickering'e bulgularını özetleyen bir rap o r sundu ve C ambridge'den ayrılıp sonraki iki yılı Avrup a'yı dolaş arak, ondan sonraki dört yılı da Beloit C ollege'da s anat eğitmenliği yaparak geçirdi . Sonunda 1 902'nin yazında Pickering'le irtib ata geçti ve değişen yıldızları tanımlama işine geri dönmek için izin istedi. Leavitt'in daha önceki çalışmalarından memnun olduğu o rtada olan Pickering hemen ona tam z amanlı, ücretli bir m evki önerdi . Ö nerdiği ücret saatte otuz s ent, yani standart ücretten b e ş s ent gibi önemli bir oranda yüks ekti . B u Pickering'in h ayatında verdi­ ği en akıllıca kararl ardan b iri oldu. Leavitt Eylüldeki İ şçi B ayra­ mında yeniden C ambri dge'de çalışmaya b aşlamı ş , yirminci yüzyıl gökbiliminin en önemli keşiflerinden b irini yapm a yolundaydı. Yaptığı keşif evrenin yaşını ölçmek için b aşka bir yöntem ve son­ radan genişleyen evrenin keşfi için zemin hazırl ayacaktı .

Ş ekil 1 5 . 1 . Henrietta Swan Leavitt. Görüntü: AIP Emilio S e gre Görsel Arşivleri.

178

SEFE DEÔIŞENLERI

Değişen Yıldızlar 1 893 yılına gelindiğinde gökbilimciler birçok farklı değişen yıldız türü olduğunu biliyorlardı, ama bildikleri değişen yıldızların top­ lam sayısı azdı. Tycho Brahe ilk değişen yıldızı 1 572'de keşfetti: Gökte fark ettiği bir cismi yeni bir yıldız olarak tanımladı, çünkü daha önce gökyüzünün o konumunda bir yıldız yoktu. Bu "stella nova" (şimdi "Tycho Süpernovası" diye anılır) soldu, renk değiştir­ di ve sonunda, yalnızca bir yıl sonra tamamen gözden kayboldu. Yirmi dört yıl sonra David Fabricious ilk dönemli değişen yıldız Mira'yı keşfetti. Mira düzenli ve pürüzsüz bir şekilde sönükleşip parlaklaşır ve değişme dönemi (yıldızın maksimum parlaklıktan minimum parlaklığa inmesi, sonra yine maksimum p arlaklığa çıkması için gereken süre) 332 gündür.

2 3 4

:8

"'

5

� 6 7 8 9 10

1

• •

•

1

1•

•

'

• • ' •

1 1

1

.1

• • •

• • • •

2448362

2449366

• •

I;

• •

• • •

•

1

2450370

•

J

245 1 3 74

Jülyen tarihi

Şekil 1 5 . 2 . Mira değişen yıldızının 1 Ocak 1 990'dan 3 1 Aralık 2000'e kadar veriler içeren ışık eğrisi. Dikey eksendeki s ayıl ar kadirleri b irden (en p arlak) ona (en sönük) kadar ölçer. Mira uzun dönemli bir değişen yıldızdır, çünkü 332 günlük bir dönemde ışık üretimi çok düzenli o larak dokuz ila 10 kadirlik minimum bir p arlaklıktan iki ila üç

kadirlik maksimum bir p arlaklığa yükselir, sonra yeniden dokuz ila 1 O kadire iner. Veri: AAVSO.

1 83 6 itibariyle, yani Tycho'nun ilk değişen yıldızı tanımlama­ sından 250 yıl sonra gökbilimciler herhangi bir türde yalnızca yir1 79

E V R E N KAÇ YAŞ I N DA?

mi altı değişen yıldız keşfetmişlerdi. Fakat gökbilimsel fotoğraf­ çılığın ilerlemesi göğün aynı parçasının günlere, haftalara ya da yıllara yayılan birçok gecede çekilmiş fotoğraflarını karşılaştıran bir gökbilimcinin yıldız değişmesini fark etmesi ihtimalini artır­ dı; gerçekten de 1 890'lara gelindiğinde bu tür birkaç yüz yıldız tanımlanmıştı. Çok geçmeden Leavitt tek başına her yıl yüzlerce değişen yıldızı tanımlayacaktı. Bunların arasında birçoklarının Sefe değişen yıldızları adını verdiği ve sonradan evrenin büyük­ lüğü, yaşı ve yapısını tespit etmek için birinci dereceden önem taşıdığı anlaşılacak yıldızlar da vardı.

Sefe Değişen Yıldızları Henriette Leavitt'in üne kavuşturacağı Sefe değişen yıldızlan ola­ rak bilinen değişen yıldızların prototipi 1 784'te John Goodricke tarafından keşfedildi. Fakat bu keşfedilen ilk Sefe değildi. O ş eref Goodricke'nin dostu ve komşusu E dward Piggot'nun aynı yıl daha önce bir değişen yıldız olarak tanımladığı Eta Aquilae'ye aittir. Eta Aquilae en parlakken en sönük halinin iki katından biraz daha parlaktır ve değişme dönemi 7 , 1 77 gündür; Delta S efe p arlaklık açısından 2,3 kat değişir ve değişme dönemi 5,366 gündür. En p ar­ lak Sefe değişen yıldızı Kuzey Yıldızı Polaris'tir ve 3,97 günlük bir değişme döneminde parlaklığı yalnızca yüzde 3 civan değişir. Sefeler birkaç günlük ya da haftalık dönemlerle p arlaklaşır, sönükleşir, yeniden parlaklaşırlar, ama tek yaptıkları bu değildir; aynı zamanda renk ve sıcaklık (ve dolayısıyla tayf tipi) değiştirir, parlaklaşırken daha soğuk ve kırmızı, s önükleşirken daha sıcak ve sarı olurlar. Ek olarak, Sefeler tuhaf p arlaklaşma ve s önükleş­ me şekilleriyle de diğer değişen yıldızlardan ayrılırlar; bu tuhaflık değişme dönemlerine bağlıdır. Örneğin daha kıs a dönemli (yakla­ şık sekiz günden kısa dönemli) Sefelerin parlaklaşma hızı sönük­ leşme hızından çok daha fazladır. Ve en sönük oldukları andan itibaren çok düzenli bir şekilde parlaklaşırlar, ama maksimum parlaklığa ulaşıp sönükleşmeye başladıklarında sürekli ama düz­ gün olmayan bir biçimde sönükleşirler. Önce s abit gibi görünen bir hızla sönükleşirler. Ama minimum p arlaklığa giden yolun yak­ laşık üçte ikisine vardıklarında, biraz daha düşük bir hızla sönük­ leşmeye başlarlar. Sonra minimum ışığa giden yolun yaklaşık yüz-

1 80

S E F E DEGIŞENLERI

de 75'inde hızlanır ve yeniden çok hızla sönükleşmeye başlarlar. Bu düzen garip yapısına rağmen güvenilir ve tekrarlanabilirdir. Birkaç gün dönemi olan bir Sefenin imzası, parmak izidir. Dönemi daha uzun olan Sefelerin parlaklaşma ve sönükleşme düzenleri de karakteristiktir ve bu düzenler dönem değiştikçe değişir.

0.8

o

0.4

0.2

0.6

0.8

Faz

Şekil 1 5 . 3 . Delta C epheid'in yakın morötesinden (U} kızılaltına (I} kadar altı farklı renkte ölçülmüş ışık eğrisi (yatay eksende zaman, dikey eksende kadir farkı} . Görünür ışıkta (V bandı) Delta C epheid 5 , 3 6 6 günlük bir değişme döneminde ( 1 ,0 Faz birimi 5,366 güne eşi ttir) minimumdan maksimuma kadar yaklaşık 0,9 kadir (parlaklıkta 2,3 kat) değişir. Mira gibi yıldızlardaki pürüzsüz düzenin aksine, S efelerin ı ş ık eğrilerinde çok belirgin bir düzen vardır, bu da onlann tanımlanmasını kolayl aş tırır. C epheid'in bir günden biraz fazla bir sürede minimumdan (Faz

=

0,8) m aksimuma (Faz O) p arlaklaştığına,

ama yeniden minimum p arlaklığa inmesi için dört ek gün gerektiğine dikkat edin. From Stebbins, The Astrophysical Jo um al dan ( 1 945): 1 0 1 , '

47. AAS'ın izniyle çoğaltılmıştır.

181

EVR E N KAÇ YAŞ I N DA?

Şekil 1 5 .4. ü stteki üç p anel M l OO gökadasında bir Sefe değişen yıldızının art arda p arlaklaştığı (s oldan s ağa) bir bölgenin Hubble Space Teleskobu tarafından çekilmiş yakın plan fotoğraflarını gösterir. Görüntü Dr. Wendy L. Freedman, Washington C arnegie Kurumu Gözlemevleri ve NASA.

Peru'dan Yapılan Gözlemler l 879'da görünürde gökbilime ilgisi olmayan Bostanlı mühendis Uriah Boyden ilginç bir vasiyet bıraktı: Dünya'nın kalın alt at­ mosferinden bakarken yapılandan daha has sas gözlemler yapa­ bilecek kadar yüksek bir irtifada bulunan bir teleskop inş a ede­ bilecek herhangi bir gökbilim kurumuna neredeyse çeyrek milyon dolar verilecekti. Edward Pickering 1 887'de Boyden'in vaat ettiği parayı Harvard için kazandı ve 1 89 l 'de bunu Peru'nun başkenti Arequipa'da, 2400 metre irtifada bir gözlemevi kurmak için kul­ landı. İki yıl içinde Arequip a'daki kadrolu gökbilimciler güney gökyüzünün fotoğraf levhalarını elde etmeye ve Boston'a gönder­ meye başladılar. Gözlemevi'nin müdürü Solon Bailey en büyük küresel kümelerden biri olan Omega C entauri'nin uzun vadeli bir incelemesini başlattı; 1 90 1 itibariyle Omega C entauri'de 1 3 2 deği­ şen yıldız keşfetmişti.

1 82

SEFE DECIŞENLERI

Şekil 1 5 . 5 . Büyük (solda) v e Küçük (sağda) Macellan Bulutlarının fotoğrafı. Görüntü: William Keel, Alabama Ü niversitesi, Tuscaloo s a .

Arequip a 'da düzenli olarak fotoğrafı çekilen birçok cisim ara­ sında yalnızca güney enlemlerinden görülebilen iki yıldız grubu vardı. İ lk olarak 1 5 1 9 'da dünya çevresindeki yolculuğunda Ferdi ­ nand Macellan' a katılan dümenci ve günlükçü Antonio Pigafetta tarafından Nubecula (Bulutsu) Minor ve Nub ecula Major ol arak tarif edilen bu cisimler günümüzde Küçük Macellan B ulutu ve B üyük Macellan B ulutu olarak bilinirler; her ikis i de S amanyo ­

lu'muzun uydu gökadalarıdır (fakat l 900'de ikisi de gökada ol arak b ilinmiyordu) . 1 904'ün başlarında Leavitt Küçük Macellan Bulutunun bir dizi fotoğraf levhasında bazı değişen yıldızlar keşfetti . O yılın s onraki günlerinde hem Küçük hem de Büyük Macellan Bulutlarında düzi­ nelerce değişen yıldız daha buldu. Keşif hızı yılda yüzlerce yıl dıza yüks eldi ve s onunda tanıml adığı bu tür yıldızların toplam s ayıs ı

2400 ' ü buldu. l 908'de Henrietta Swan Leavitt Annals of Harvard

College Observatory'de [Harvard College Gözlemevi Tarihi Olayla­

n) kendi ismi altında " 1 777 Variables in the Magellanic C louds"u [Macellan B ulutlarındaki 1 77 7 Değişen Yıldız) yayımladı. B ütün bu yıl dızlar için "şu ana kadar gözlemlenmiş en p arlak ve en s ö ­ n ü k kadirleri" tespit etmeyi baş ardı, a m a makalesinde Tablo IV'de listelediği on altı yıldızın değişme dönemlerini de b elirl emeyi b a ­ ş ardı. L e avitt, " [ B u değiş en yıldızlar için) ı ş ı k eğrilerinin çoğunlu­ ğunun b i çim olarak küre değişkenlerinin ışık eğrileriyle ç arpıcı b i r b enzerlik taşır," diye yazdı . Yani bunlar S efe deği ş en yıldızla­ rıydı , fakat henüz o isimle tanımlanmıyorlardı. "Bu on altı yıl dız a

1 83

EVR E N KAÇ YAŞ I N DA?

gelince," diye devam etti, "Tablo VI'da daha parlak yıldızlann daha uzun dönemlerinin olması dikkate değerdir." Tarihsel olarak ge­ riye baktığımızda, bunu bütün gökbilim literatürünün en hafife alınmış ve önemli cümlelerinden biri olarak kabul edebiliriz. AınfALS

or

H.uvUD OoLLEGı: oıı ıımıntoar. Voı.. LX. No. IV.

1777 YARIABLES IN THE

MAGELLANIC CLOUDS

BY HE?."Jll ETA T s. WVITI'.

Şekil 1 5 . 6 . Henrietta Swan Leavitt 1 908 tarihli makalesini A nnals of Harvard College Observatory'de kendi ismiyle yayımlayabildi.

Sonraki makalesi 1 9 1 2'de sadece Edward Pickering'in yazarlığıyla yayımlanacaktı. Leavitt, A nnals of Harvard College Observatory'den 1 1 908) : 60, 87.

Dönem-Aydınlatma Gücü Diyagramı Dört yıl sonra Leavitt Küçük Macellan Bulutundaki değişen yıl­ dızlar üzerine çalışmasını bir Harvard College Observatory Cir­ cular şeklinde Edward Pickering'in yazarlığıyla (fakat Pickering ilk cümlesinde "aşağıdaki b eyan B ayan Levitt tarafından hazır­ lanmıştır," diye yazmıştır) yayımlanan kısa, üç sayfalık "Periods of 25 Variable Stars in the Magellanic Cloud"la [Macellan Bulu­ tundaki 25 Değişen Yıldızın Dönemleri] makalesiyle tamamladı. Leavitt dikkatini özel olarak tanımladığı on altı değişen yıldıza ve beraberinde yeni tanımlanmış dokuz yıldıza odakladı. Bütün bu yıldızlar "küresel kümelerde bulunan değişen yıldızlan andı­ nyor, p arlaklıkları yavaşça azalıyor, zamanın çoğunda minimuma yakın kalıyor ve çok hızlı yükselerek kısa süreliğine maksimumda kalıyordu." Bunlar Sefe değişen yıldızlandır ve Leavitt tarafından tanımlananların dönemleri 1 ,25 günle 1 27 gün arasında değişir. Leavitt sonra karakteristik bir şekilde kendini dizginleyerek şöy­ le yazmıştır: "Bu değişen yıldızların p arlaklığıyla dönemleri ara­ sında kayda değer bir ilişki olduğu fark edilecektir. . . D ah a p arlak değişen yıldızlar daha uzun dönemlere s ahiptir."Yani daha parlak 1 84

S E F E DECIŞENLERI

yıldızlar daha yavaş , daha sönük yıldızlar daha hızlı parlayıp sö­ nerler. Bu ilişkinin grafiğe dökülmüş hali gökbilimcilerce dönem­ aydınlatma gücü diyagramı olarak bilinir. Ardından Leavitt'in keskin içgörüsü gelir ki bu keşfi bu kadar önemli yapan da odur: "Değişen yıldızlar muhtemelen Dünya'dan hemen hemen aynı u­ z aklıkta oldukları için, görünüşe göre dönemleri gerçek ışık ya­ yımlan,yla ilişkilidir."

TAJILE V I .

l'E.l\lODS Ol! V AJ\l,\llLllS iN TllB B)IALL )l.t.OELLANIC CLOU D. l!UT&N No.

)lu.

818 821

11.2

823 824 827 842

1374

1400 1425 1430

1440 1 505

1 506

164 6 1640

1742

ııı.. H.7

1 3.6

ıı... .,.

1.1

1 4. 1 12 . 8

0.9

1 3 .9

15.2

1.5

1 4 .8

16.4 10.4

12.1

1 2.2

1 1 .4 lU

14.3

l0.1

14.6

1 4. 8 1 5.3

14.1

14.3

1 4.8 14.8

15.1

14.4 1 4 .3 14.3

'

1 1

16.1

10 .3

1.0 1.4 o.o

1 .3

0.7

1.0

1.6 1 .0

1 .3

1.2

?i 4.o

97.

2.0 4.

11.6

2.61

o.o 4.0

2.8

0.02

J.38

0.02

1.08

15.4

1 .0

4.30

15.2

0.9

15.5

1 .2

5.05 0.95

1

.ll la. lo )1...

lo�336

·� 1Z7.

31.04 65.8

13.47

4.2807 8.397

0.6.'IO 4.&17 1 .6637

1 .7620

d.

1 .7 40. 3. 7.

6.

o.o

2. ı. 0.8 0.3

1.25336

0.3 0.2

5.323

0.7

1.87502

5 .3 1 1

4.9866

'

A�� , Ot. � .12

.oo

.13

.12

.11

.06

.10 .11 .09 . 10

.09

.10

0 .7

.09 .0 6

0 .7

.07

0.3

.10

1800

1 800

1 800 1880

1800

18116 1893 1893 1803 1803

1896

1806 1890

,.... !

20' 25' 30•0•

0'.00005

0:00010

Paralaks

0'.00015

Şekil 1 6. 2 Shapley'in küresel kümeler için paralaks-çap bağıntısı. Gökyüzünde daha küçük açısal büyüklüklere karşılık gelen (grafikte daha yüksekte olan} ve dolayısıyla daha büyük açısal büyüklüğü olan küresel kümelere göre daha uzak mesafelerde bulunan küresel kümeler. Shapley, The Astrophysical Jo urn al'dan ( 1 9 1 8) : 48, 1 54.

1 99

E V R E N KAÇ YAŞ I N DA ?

Shapley ardından yeni tekniklerini uygulayarak henüz içinde hiçbir Sefenin tanımlanmadığı altmış iki ilave küresel kümenin mesafelerini tespit etti. Bunlardan yirmi biri için, hem kadir hem de açısal çap yöntemlerini uygulayabildi. Diğer kırk biri için, sa­ dece açısal çap yöntemini uygulayabildi. Sonunda Shapley 1 9 1 7 'de küresel kümeler olduğu bilinen altmış dokuz yıldız kümesinin hepsinin mesafesini tespit etti. Böylece her biri hakkında üç bil­ gi parçası edinmiş oldu: Enlem ve boylam (gökyüzündeki konum) ve mesafe. Bu ölçtüğü nicelikleri kullanarak küresel kümelerin üç boyutlu dağılımını inceledi ve Güneş'in "egzantrik bir konumda" olduğunu buldu; yani Güneş oldukça beklenmedik bir şekilde kü­ resel kümelerin genel dağılımının merkezinden uzakta bulunuyor­ du. Hatta gökyüzünde bu kümelerin yerini belirleyen bir grafikte, altmış dokuz kümenin altmış dördü gökyüzünün bir yansındaydı; güneş gökyüzünü ikiye bölen hayali çizginin üzerindeydi ve di­ ğer beş küme de gökyüzünün diğer yansında, bölen çizginin he­ men ötesindeydi. Samanyolu düzlemi bakımından, küresel küme­ ler düzlemin üstü ve altına eşit biçimde dağılmıştı, ama hiçbiri Samanyolu'nun orta düzleminin 1 300 p arsek (4000 ışık yılı) civa­ rında değildi. Shapley şöyle yazdı: "Samanyolu düzleminin aynı zamanda büyük küresel kümeler sisteminde simetrik bir düzlem olduğunu kesinlikle söyleyebiliriz . . . Uzatılmış ve biraz düzensiz küresel kümeler sisteminin merkezinin Samanyolu düzleminde bu­ lunduğunu keşfettik." Mesafe bakımından, küresel kümelerin ge­ nel dağılımı Güneş'ten yaklaşık 67 kilop arsek bir mesafeye kadar uzanıyordu ve dağılımın merkezi Yay takımyıldızı yönünde bulu­ nuyordu. Shapley, "Geçici olarak merkeze mesafenin 1 3 .000 p arsek olduğunu tahmin ediyoruz," diye makaleyi bitirdi. Tam anlamıyla zoru başarmıştı. 1 9 1 7 Aralık'ında bir gün, Harlow Shapley evrenin merkezini Güneş 'ten, yani Kopernik'in 1 543'te sabitlediği yerden uzağa kaydırmıştı. Shapley merkezi 40.000 ışık yılından fazla me­ safedeki, Samanyolu'nun tam kalbindeki bir noktaya taşıdı. Shapley'in ölçümüne göre, Küçük Macellan Bulutu 1 9 kilopar­ sek mes afesiyle Samanyolu'ndaki bilinen en uzak küres el küme­ den üç kat daha yakındı. Dolayısıyla görünüşe göre Shapley'in çalışması Macellan Bulutlarının ve Andromeda gibi s armal bu­ lutsuların Samanyolu'nun p arçalan olduklarını açıkça doğrulu­ yordu. 200

DÜZENSiZ B i R K Ü R E S E L KÜMELER SiSTEMi

+200 + 1 00

..

:

. .

..

..

- 1 00 o

-200 - 1 00

1 00

o

200

o

o

300

400

500

Şekil 1 6 . 3 . Shapley'in bilinen küresel kümelerin konumlan haritası. Dikey eksen Samanyolu'nun orta düzleminin üstündeki uzaklığı, ya­ tay eksense Güneş'ten mesafeyi gösterir. Tüm birimler 1 00 parsekin katlan cinsindendir, yani bir kare ( 1 00 birim) 1 0 .000 parsek mesafeye eşittir. Güneş x O ve y O konumundadır. Shapley'in haritası küre­ sel kümelerin beşi hariç hepsinin gökyüzünün bir tarafında olduğunu gösteriyor, Güneş'i bu dağılımın kenannın yakınına yerleştiriyordu. Aynca kümeler gökada orta düzleminin üstü ve altına eğit dağılmış­ tır. Shapley, The Astrophysical Jo umal'dan ( 1 9 1 8) : 48, 1 54. =

=

Skor: Ada Evrenler = 1, Yerel Yıldız Oluşumu Bulutu

=

4.

Dönen Sarmallar Yakında Olmalı Yine Mount Wilson Gözlemevinde çalışan Hollandalı-Amerikan gökbilimci Adrian van Maanen ada evren kuramının tabutuna son çiviyi taktı. Ya da öyle görünüyordu. Gözlemleri bazı sarmal bu­ lutsulardaki yıldızların görünürdeki özdevinimlerini açığa çıka­ ran van Maanen bu sonuçlan içeren yayımlanmış makalelerinde sarmal kollarının uzunluğu ve genişliği boyunca ayn ayn yıldız­ ların konumlarındaki değişime dikkati çekti. Görünüşe göre bu sonuçlar sarmal kollan boyunca maddenin fiziksel olarak hareket ettiğini gösteren kanıtlar sunuyordu. Mantıksal olarak, eğer s ar­ mallar son derece uzaktaysa, o halde sarmalların kendileri gökyü20 1

EVR E N KAÇ YAŞ I N DA?

zündeki görünüşleri düşünüldüğünde devasa b oyutta olmalıydı; devasa boyuttaysalar, o halde yıldızlar inanılmayacak kadar yük­ sek hızlarda hareket ediyor olsalar bile, o bulutsulardaki yıldız­ ların herhangi bir akış hareketinin açısal büyüklüğü ölçüleme­ yecek kadar küçük olmalıydı . ö te yandan eğer bu tür hareketler ölçülebiliyors a (ve van Maanen onlan ölçtüğünü iddia ediyordu) , o halde sarmallar küçük ve nispeten yakında olmalıydı . Van Maanen 1 9 1 6 'da M l O l s armal bulutsusu için s onuçlarını, sonraki yedi yıl boyunca da M3 3 , M5 1 , M63, M8 1 , M94 ve NGC 2403 için bağımsız ölçümlerini yayımladı. Van Maanen' e göre bü­ tün bu ölçümler "sarmalın şeritleri b oyunca bir hareketi ve be­ raberinde bir miktar ışınsal dışanya doğru hareketi destekleyen" güçlü kanıtlar sunuyordu. 1 922'de van Maanen "bu yöntemlerin 0,000 1 " ile 0,00 1 0 " arasında paralakslara iş aret ettiklerini ve bulutsuların büyüklüklerinin ada evren kuramının gerektirdiği büyüklüklerden önemli ölçüde az olduğunu" yazdı. ı ile 1 0 kilo ­

pars ek arasında değişen mesafelere karşılık gelen b u p aralakslar bu yedi sarmal bulutsuyu Shapley'in S aınanyolu'nun gayet içine yerleştiriyordu. Skor: Ada Evrenler

=

1 , Yerel Yıldız Oluşumu Bulutu

=

11

Oyun, set, maç.

Lord Rosse'nin ilk sarmal bulutsu eskizini çizmesinden yakla­ şık yetmiş beş yıl sonra , tartışma sona ermişe b enziyordu. Slipher, Shapley ve van Maanen'in on yıllık çalışmalanndan gelen düzen­ li kanıt birikimi gökbilim topluluğunu kararlı bir biçimde geniş bir uzlaşıma sevk etmiş gibi görünüyordu. S armal bulutsular Samanyolu'nun parçasıdır. Ada evrenler değillerdir. S amanyolu bütün evreni kapsar. Birkaç yıl sonra yeni gözlemler bu uzlaşımın b aştan aş ağı ha­ talı olduğunu ispat etti.

202

.

DÜZENSiZ B i R KÜ R E S E L KÜMELER SiSTEMi iN

"

..

o t

.

a.

.

·.

• '

.. '

,· ..:.:_ / •.

\ •·.

'

1

�,

..

ıf

I

�-�

,,.('

�

•

,, . "

•

e:

;:>

, , •

•

. . ...

Şekil 1 6 .4. Van Maanen'in M l O l 'deki yıldızların görünürdeki dönüşünü gösteren ölçümleri . Oklar (hatalı olarak) ölçülen yıllık hareketlerin yönünü ve şiddetini gösterir. Van Maanen, The Astrophysical Joumal'dan ( 1 9 1 6) : 44, 2 1 0.

203

17.

B ölüm

SAMANYO LU D E R E C E KAYBE D İYO R

Mevcut araştırma N.G. C . 6822'yi Macellan Bulutlarıyla aynı tipte, fakat biraz daha küçük ve daha uzak olan yalıtılmış bir yıldızlar ve bulutsular sistemi olarak tanımlamaktadır... Mes afe yeni bir mertebedeki tek niceliktir. -Edwin Hubble, "N.G. C . 6822, A Remote Stellar System"da [N. G.C. 6822, Uzak Bir Yıldız Sistemi] , The Astrophysical Joumal (1 925)

Yirminci yüzyılın üçüncü on yılında, altın çocuk E dwin Hubble, Henrietta Leavitt ve Harlow Shapley'in omuzlan üzerine çıkarak evrende kimsenin mümkün olduğuna inanmadığı kadar uzağa baktı. Gördükleri, sarmal bulutsuların tabiatı hakkındaki büyük tartışmaya kesin olarak nokta koydu. Edwin Hubble lisedeyken 1 90 6 Illinois eyaleti yüks ek atlama ş ampiyonu olmuş, yarışmada eyalet rekoru kırmıştı. Chicago Ü ni­ versitesinde lisans öğrencisiyken hem atletizm hem de b asket­ bolda Big Ten şampiyonası takımlarında yer aldı, ardından Rho­ des Burs unu aldı. Rhodes Burslu bir öğrenci olarak Oxford'daki Queen C ollege'da Roma ve İngiliz hukuku eğitimi görürken atle­ tizm, su topu ve b oksta yıldız bir atletti. 1 9 1 3 'te ABD 'ye döndü ve Indiana'nın New Albany kentindeki bir lisede İ sp anyolca öğret­ menliği ve basketbol koçluğu yaptı. Bir yılını b öyle geçirdikten sonra Chicago Üniversitesine döndü ve 1 9 1 7 'de burada gökb ilim alanında doktora derecesi aldı. D oktora tezini s avunduğu gün, o zamanlar Büyük S avaş adı verilen s avaş için orduya yazıldı . Yüz ­ b a ş ı rütbesiyle hizmete alınan Hubble kıs a süreliğine Frans a'da 204

SAMANYOLU D E R E C E KAY B E D iYO R

görev yaptı ve çabucak b inb aşılığa terfi etti. 1 9 1 9'da ordudan ay­ rıldıktan s onra Mount Wilson Gözlemevindeki bir işi kabul etti ve s armal bulutsuları incelemeye başladı . Ç ok şanslıydı , zira 2,54 metrelik çapıyla Dünya'nın en büyük ve en iyi teleskobu olan Ho­ oker teleskobu Mount Wilson'da yeni hizmete girmişti.

Şekil 1 7 . 1 . Mount Wilson Gözlemevinin 2,54 metrelik teleskobu, 1 940 civan. Solda Hubble'ın s andalyesi görülüyor. Görüntü: Huntington Kütüphanesi, San Marino, California.

Andromeda'nın Mesafesi Hubble büyük atılımını 23 Ekim 1 9 2 3 'te bir s armal bulutsudaki b ilinen ilk S efeyi keşfederek yaptı. Artık Harvard C ollege Gözle­ m evinin müdürü olmuş Shapley'e gönderdiği mektupta "Andro ­ meda B ulutsusunda bir Sefe değişen yıldızı bulduğumu öğrenmek ilginizi çekecektir. . . " diye yazdı. "Bulutsuyu . . . Hava şartlarının izin verdiği kadar yakından izledim ve son b e ş ayda dokuz nova, iki de değişen yıldız b elirledim . . . " Hubble sonraki yıl b oyunca elinin al­ tındaki Hooker teleskobundan iyi yararl andı. Andromeda'nın 1 3 0 fotoğraf levhasını (bulutsuyu gözlemleyerek geçirdiği 1 30 gecenin ürünü) ve ikinci b ir s armalın, M33'ün 6 5 fotoğraf levhasını elde

205

EVR E N KAÇ YAŞ I N DA?

etti. Elinin altında bu verilerle her bir sarmalda çok s ayıda Sefe tanımladı ve bunlan ve dönem-aydınlatma gücü ilişkisini kulla­ narak Andromeda'nın mesafesini hesapladı. C evabı ş uydu: Nere­ deyse 300 kiloparsek (1 milyon ışık yılı) . Eğer Hubble haklıysa, Andromeda Samanyolu'nun çok dışındaydı . Hatta bir ada evrendi ve Shapley evrenin büyüklüğü ve sarmal bulutsulann tabiatı ko­ nusunda yanılıyordu . Shapley fikirler arenasında Hubble'a mey­ dan okuyarak dönemi yaklaşık otuz günden uzun olan S efelerin güvenilmez olduğunu (Shapley'ın çalışmasında bu kadar uzun dönemi olan neredeys e hiç yıldız yoktu) ve Hubble'ın bulduğu, kısmen uzun dönemli b azı Sefelere b ağlı olan Andromeda mes afe­ sinin hatalı olması gerektiğini ileri sürdü. 1 924'ün sonlannda Hubble Shapley'e s öyle yaz dı: "Oklann hepsi aynı yönü iş aret ediyor ve söz konusu olan çeşitli ihtimal­ leri göz önüne bulundurmanın bir zararı olmayacaktır." Shapley de, "Üzgün müyüm, yoksa memnun muyum bilmiyorum . . . B elki ikisi birden," diye cevap verdi. Üzgün olsa da, memnun olsa da, zar atılmıştı. 1 Ocak 1 92 5 'te Henry Norris Rus sell Amerikan Gök­ bilim Derneğiyle Amerika Bilim İlerlemesi D erneğinin Washing­ ton D. C.'deki bir ortak toplantısında s alonda olmayan Hubble'ın gönderdiği bir makaleyi okudu. Rus s ell Hubble'ın Andromeda ve M33 için yaptığı uzaklık ölçümlerini sundu. Bu ölçümler iki gök cisminin de 285 kilop arsek (930.000 ışık yılı) uzaklıkta olduğunu gösteriyordu. Hubble Popular Astronomy'de Nisan 1 9 25 'te yayım­ lanacak Andromeda ve M33'le ilgili makalesinde çarpıcı s onucu belirtmedi: Hem Andromeda hem de M33 S amanyolu'nun çok dı­ şında bulunurlar. Hubble toplantıda sunulmuş en iyi araştırma makalesi karşılığında 500 dolar ö dül kazandı ve bir anda gökbi­ lim dünyasının önde gelen isimlerinden biri haline geldi. Hubbl e Andromeda üstündeki çalışmalarıyla eş z am anlı ola­ rak E . E . Barnard tarafından keşfedil diği için B arnard'ın Göka­ dası (NGC 6822) adıyla bilinen b elirsiz, bulut gibi bir cismi de gözlemliyordu. B arnard bu cismi ilk olarak 1 884'te, Vanderbilt Üniversitesinin 1 5 s antimetrelik teleskobundan b akarken fark etmişti. Hubble NGC 6822'nin elli görüntüs ünü inceleyerek on beş değişen yıldız buldu. Bunlar arasında dönemleri o n ikiyle altmış dört gün arasında değişen on bir S efe de vardı . Hubble'ın B arnard'ın Gökadası için dönem-aydınlatma gücü ilişkisin den 206

SAMANYOLU D E R E C E K AY B E DiYOR

elde ettiği mes afe 250 kilop ars ekti (700.000 ışık yılı) . Hubb le'ın bu araştırmayı açıklayan Eylül 1 9 2 5 tarihli makalesi gelişigü­ zel ama tartışmasız bir ş ekilde NGC 6 8 2 2 'nin "kesinlikle gökada sisteminin dışındaki bir b ölgede olduğu s aptanmış ilk cisim" ol­ duğunu kayde diyordu. Hubble'ın 1 9 25'teki evreni, Shapley'in 1 9 24'teki evrenine hiç b enzemiyordu . Samanyolu bir günde derece kayb etmişti. Artık bü­ tün evren değil, s adece çok genişlemiş bir evreni dolduran birçok s armal gökada ve diğer bulutsular arasında bir diğer gök cismiy­ di . S amanyolunun çapı 30 ila 1 00 kilop ars ektir ( 1 00 ila 300 bin ışık yılı) . Artık b aşka gökadalar oldukları anlaşılan ada evrenler, yüz binlerce ila milyonlarca p arsek uzaklıklardaydı.

Şekil 1 7 . 2 . NGC 6822'nin kızılaltı görüntüsü. NGC 6822 E dwin Hubble tarafından açıkça S amanyolu'nun dışında bulunan bir cisim olarak tanımlanmış ilk gökadadır. Görüntü: 2MASS/UMass/IPAC- C altechJ NASA/NSF.

207

E VR E N KAÇ YAŞ I N DA ?

o

Ilay�

5

ıo

15

20

•

ıa.a

"' " ,,

.2 lb.�

•

· ;: ... o l:

l"

.,.o o

a�

10

ao

30

40

Şekil 17.3. Hubble'ın 1 925 tarihli çığır açan makalesinde sunduğu NGC 6822'deki iki Sefe için ışık eğrileri. Hubble, The Astrophysical Journal'dan (1 925) 62, 409. AAS'ın izniyle çoğaltılmıştır.

Hatalarla Dolu On Yıl Nasıl olmuş da Slipher, van Maanen ve Shapley'in de araların­ da olduğu gökbilim topluluğu bu kadar yanlış bir yol a s apmış­ tı? Slipher iyi ölçümler yapmış , ama onları yanlış yorumlamıştı; naif bir biçimde bütün bulutsuların b enzer olduğunu ve tek bir yorumun hepsine uygun olacağını vars aymıştı. Yanılıyordu. B azı bulutsular (örneğin Ülker Kümesindeki bulutsu) civarlarındaki birkaç yıldızdan gelen ışığı yansıtan küçük, yakın, b elli b elirsiz bulutlardır. Diğerleri (Andromeda gibi) yayılan ışıkla p arlayan yüz milyarlarca yıldızdan oluşan geniş ve uzak yıldız toplulukla­ rıdır. Slipher'in hatası kaçınılmaz değildi.

208

SAMANYOLU D E R E C E KAYBE DiYOR

Slipher Orion'daki bulutsunun Ülker Kümesindeki bulutsuda görünmeyen parlak çizgilerinin olduğunu biliyordu; Orlon Bulut­ susunun tayfı bir yıldızınkine hiç benzemiyordu, Ülker Kümesin­ deki bulutsu "Ülker Kümesindeki en parlak yıldızlannkinin tam bir kopyasıydı." Andromeda'nın ya da başka herhangi bir sarmal bulutsunun tayfı hakkında Ülker Kümesindeki bulutsuyu mu, yoksa Orion'daki bulutsuyu mu andırdıklarını, yoksa benzersiz mi olduklarını anlayacak kadar bilgiye s ahip olmasa da, bütün bulutsuların birbirinin benzeri olmadığını anlayacak kadar bilgi­ ye sahipti. Andromeda Bulutsusunun ve benzer sarmal bulutsula­ rın merkezdeki tek bir yıldızdan ve onu çevreleyip bulutlandıran, merkezdeki güneşin ürettiği ışıkla parlayan parçalı ve ayrışmış maddeden oluştuğu sonucuna varması aceleci bir hareketti ve ye­ terince kanıtla desteklenmiyordu. Van Maanen'in sarmal kollan boyunca maddenin aktığı dö­ nen gökadalar üzerine ölçümleri aldatıcıydı ve asla başka bir gökbilimci tarafından onaylanmadı ve tekrarlanmadı. Van Maa­ nen tekrar edilemeyen, düpP,düz hatalı ölçümler yapmıştı . Doğ­ ru olduğuna inandığı şeyi keşfetme hevesiyle kendini yanlış yola sürükleyerek fotoğraflarının gerçekten açığa çıkardığı cevapları değil, verilerinde olması gerektiğini düşündüğü cevaplan buldu. Hatası kötü bilim yapmaktı. Hubble en azından halkın önünde çok nazikti. 1 935'te Maanen'in çalışmasını gözden geçirdikten sonra nazikçe belki de van Maanen'in hatalarının kendi ölçüm çalışma­ larındaki sistematik hataları fark edememesiyle açıklanabilece­ ğini ileri surdu. Van Maanen yine de "[sarmal gökadalann hare­ ketindeki akış ölçümlerinde) pozitif iş aretinin sürekliliğinin çok b ariz olduğu ve gelecekte en keskin araştırmaları gerektireceği" konusunda ısrar etmeyi sürdürdü. Slipher gibi Shapley de mükemmel ölçümler yaptı, ama yeterli s ayıda ölçüm yapmadı. Sefeleri etraflıca anlamamasına rağmen yine de onları Samanyolu'ndaki küres el kümeler dışındaki cisim­ lerin mes afelerini tespit etmek için kullanmaya çalıştı. Sonraki otuz yılda onlarca gökbilimcinin çalışmalarının bileşimi , ama özellikle 1 940'lar boyunca Walter B aade'nin yürüttüğü çalışmalar (Yirminci B ölüm) sonunda Shapley'in küresel kümelerde incele­ diği S efelerin içkin olarak Leavitt'in Küçük Macellan Bulutunda bulduğu Sefelerden dört kat daha sönük olduğunu açığa çıkara209

EVR E N KAÇ YAŞI N DA ?

caktı. Shapley'in hatası neredeys e kaçınılmazdı. Ama bilim kendi kendini düzeltir; gökbilimdeki ilerlemeler Shapley'in bütün S efe­ lerin benzer olduğunu varsayarak hata yaptığını ortaya çıkara­ caktı . İnanılmaz olan şu ki, Slipher ve Shapley ada evren tartışması­ na noktayı koymaya çalışırken birçok hata yapmış ols alar da, ça­ lışmaları Hubble'ın araştırmasındaki büyük öneme s ahip s onraki adımın temelini oluşturdu : evrenin daha önce düşünüldüğünden çok daha büyük olmakla kalmayıp aynı zamanda genişlediğinin keşfedilmesi. Evrenin tamamen yeni bir anlayışının ve yaşını ölç­ mek için yeni bir tekniğin gelişmesi için koşullar uygundu.

1 8 . B ölüm

KÜTLE ÇE KİMİN S O RUNU

Eğer gerçekten bütün sınırsız uzay boyunca güneşler vars a ve eğer bunlar birbirinden eşit mesafelerde bulunuyors a, ya da S amanyolu gibi sistemlere gruplanmışlarsa, sayılan sınırsız ol­ malıdır ve bütün gökkubbe Güneş kadar parlak görünecektir. . . -Heinrich Olbers , "On the Transparency o f Space" [Uzayın Say­ damlığı Ü zerine], 1 82 3 , Edward Harrison, Darkness a t Nigh t: A Riddle of the Universe'de [Gece Karanlığı: Evrenin Bir Bilmecesi] ( 1 987) alıntılanan hali

Hubble'ın 1 925'teki evreni çok ilgi çekici bir astrofiziksel soru­

yu gündeme getirdi: Birbirinden yüzlerce kiloparsek mes afedeki

bir sürü devasa gökadadan oluşan bir evrende gökadalara zaman içinde ne olur? Newton'ın 1 687'de formülleştirdiği kütleçekim ka­ nunu 1 9 1 5 'te Albert Einstein tarafından genel görelilik kuramıy­ la geliştirilmişti, ama temel kütleçekim meselesini anlamak için halii. Newton'ın daha basit kütleçekim kavramını kullanabiliriz. Newton'ın kütleçekim kanunu evrendeki herhangi iki cisim arasındaki çekim kuvvetinin şiddetinin bu iki cismin kütlelerine ve aralarındaki mes afeye bağlı olduğunu belirtir. D aha büyük küt­ leli cisimler birbirlerini daha küçük kütleli cisimlere göre daha güçlü çekerler. Birbirine yakın olan cisimlerin karşılıklı çekimi, daha büyük mes afelerle ayrılmış cisimlerin çekiminden daha güçlüdür. Hubble'ın yeni evrenindeki gökadalar söz konusu oldu­ ğunda, Newton'un kanununun iki özelliği çok önemlidir: Birincisi, kütlesi olan herhangi iki cisim (örneğin gökadalar) birbirlerinden ne kadar uzak olurlars a ols unlar, aralarındaki kütleçekim kuvve211

EVR E N KAÇ YAŞ I N DA?

tinin şiddeti asla sıfır olmaz; ikincisi, o kuvvet her z aman çekici­ dir ve iki kütleyi birbirine doğru çeker.

O halde yeniden soralım : Birbirinden yüzlerce, binlerce, hatta milyonlarca pars ek mesafedeki bir sürü deva s a gökadadan oluş an bir evrende gökadalara zaman içinde ne olur? Birbirinden s a dece birkaç yüz kilop arsek mes afedeki iki tipik gökada için, bu çeki­ ci kuvvetin şiddeti muazzamdır. Kütleçekimi pes etmeksizin iki gökadayı birbirine doğru çeker. Evren her nasıl s a birbirinden or­ talama birkaç yüz kilop arsek uzaklıktaki, hep si uzayda kocaman bir kurabiyedeki çikolata p arçaları gibi tamamen h areketsiz olan gökadalarla anında oluşturulmuşsa (böyle bir evrene statik evren denir) , o halde en küçük bir zaman aralığından s onra bile her bir gökada evrendeki bütün diğer gökadalardan küçük bir kütleçe­ kimsel çekiş his sedecektir. Her bir gökada için bu her biri farklı yönlerdeki sayısız kütleçekimsel çekiş bir araya gelerek tek bir yönde net bir çekiş haline gelecek, o yön de bütün evrenin kütleçe­ kimsel merkezine, ya da kütle merkezine doğru olacaktır. Her bir gökada önce yavaşça hareket etmeye başlardı; ama s onra bütün gökadaların amansız çekişi nedeniyle bütün gökadaların hızları aşamalı olarak artardı. Sonunda bütün gökadalar müthiş hızlarla kütleçekim merkezine doğru hareket eder hale gelecek, hep s i hızla merkeze doğru yol alırken her bir gökada düzenli olarak bütün diğer gökadalara yaklaşacaktır. Ne de olsa gökadaların seçeneği yoktur. Yirminci yüzyılın ne­ redeyse tamamı boyunca anlaşılan fiziğe göre, dört kuvvet mev­ cuttu. (Yirmi Birinci Bölümde 1 9 97'de keşfedilen ve genişleyen evrenin genişleme hızını artıran beşinci bir kuvvet olarak işle­ yen kara enerjiyi ele alacağız.) Bu güçlerden ikisi, yeğin nükleer kuvvet ve zayıf nükleer kuvvet yalnızca atom- altı ölçekte önem taşır. Daha büyük atomik ve moleküler uzaklıklarda, elektroman­ yetizma baskın güçtür ve daha da büyük uzaklıklarda kütleçekim ha.kimdir. Kütleçekimin baskın kuvvet olduğu bir evrende, cisim­ ler (yıldızlararası ve gökadalar arası uzayda geniş mes afelere s a­ çılmış cisimler bile) arasındaki uzaklıklar zamanla azalmalıdır. Eğer uzaklıklar azalıyorsa, cisimler birbirine doğru hareket edi­ yor demektir. Bu senaryonun alternatifi var mıdır? Evet, ama sa­ dece evren sonsuz derecede büyükse (gerçekten büyük değil, s o n ­ suz derecede büyük) ve merkezi ve kütle merkezi yoksa. Sonsuz 212

KÜTLE Ç E K I M I N SORU N U

derecede büyük b i r evrende bütün gökadalar bütün yönlerde eşit çekişlere maruz kalacaktır. Sonuç olarak, sonsuz derecede büyük bir evrende her bir gökada üzerindeki net kuvvet sıfır olacaktır; hiçbir gökada hareket etmeyecektir, edemez de. Yirminci yüzyılın başlarında, ı Ocak 1 925'ten önce Samanyolu'nun bütün evreni kapsadığının, sarmal bulutsuların da Samanyolu'ndaki küçük cisimler olduğunun sanıldığını ha­ tırlayın. Bütün evren olduğu düşünülen Samanyolu'ndaki baskın cisimler yıldızlardı. Eğer bütün yıldızlar birbirine doğru hareket ediyorsa , bir yıldızdan gelen ışık başka herhangi bir yıldızın ko­ numundaki bir gözlemci tarafından ölçüldüğünde maviye kaymış görünecektir. Dolayısıyla, evrenin merkezine doğru hızla giden yıldızlardan oluşan bir evrende herhangi bir yerdeki bir gökbi­ limci bütün diğer yıldızlardan gelen ışığı maviye kaymış olarak gözlemlemelidir. Ama durum böyle değildi. Bazı yıldızların mavi­ ye kayan, diğerlerinin kırmızıya kayan hızları vardı. Genel olarak, yıldızlar Dünya ve Güneş'e doğru ya da onlardan uzağa net bir hareket sergilemiyorlardı. Evrenin baskın bileşenleri gibi görü­ nen cisimlerin bir merkeze doğru hızla gittiklerini düşündüren hiç kanıt yoktu. Eğer yıldızlar birbirine doğru hızla gitmiyorlarsa, o halde evren sonsuz derecede büyük olmalıydı . Yine de, yirminci yüzyılın başlarındaki astronomlar evrenin sonsuz derecede bü­ yük olmadığından emindiler. Bunun yerine başka bir şey yıldızla­ rı birbirinden ayrı tutan başka bir kuvvet olmalıydı.

Olbers Paradoksu Evrenin büyüklüğünün sonsuz olmadığının kanıtı yüzlerce yıl­ lık bir p aradokstan elde edildi. Bu paradoks çoğunlukla on do­ kuzuncu yüzyılın başlarında yaş amış Alman gökbilimci Heinrich Olbers' e atfedilir, ama tarihçiler kökenini 1 6 1 0'a, Kepler'e kadar götürmüşlerdir. Gece göğü neden karanlıktır sorusuyla başlarız. Sonsuz derecede büyük, bu sonsuz uzayına homojen biçimde dağılmış yıldızlar (ya da gökadalar) içeren ve aynı zamanda son­ suz derecede yaşlı bir evren hayal edin. Şimdi Dünya'yı çevrele­ yen büyük ama çok ince bir küresel kabuk hayal edin. Bu kabuk Dünya'dan bir mes afede, herhangi bir mesafede bulunur ve için­ de keyfi bir s ayıda yıldız vardır. O tek kabuğun içindeki yıldız -

213

E VR E N KAÇ YAŞ I N DA ?

lar belirli bir miktarda ışık üretirler. Bütün o yıldızlardan gelen ışık Dünya'ya doğru (aynca bütün diğer yönlerde) hareket eder. Ters kare kanununa göre, aldığımız ışık miktarı Dünya ile o kabuk arasındaki uzaklığın karesiyle orantılı olarak azalır. O kabuğun içindeki yıldız sayısı ve o kabuğun uzaklığının karesi birlikte o kabuktan ne kadar ışık aldığımızı hesaplamamıza imkan tanır. Şimdi ikinci bir eşmerkezli kabuk hayal edin. On kat büyük çapı olsun, ama ilk kabukla aynı kalınlıkta olsun. İkinci kabuk on kat büyük çapla 1 00 kat fazla yüzey alanına s ahiptir, bu yüzden de daha küçük kabuğa göre 1 00 kat fazla yıldız içerir (çünkü, hatır­ layacağınız üzere, hayali evrenimizde yıldızlar homoj en biçimde dağılmıştır) . İkinci kabuğun çapı birinci kabuğunkinden on kat büyük olduğu için, dış kabuktaki her bir yıldız Dünya'dan on kat daha uzaktır, bu yüzden de Dünya'dan bakıldığında iç kabuktaki herhangi bir yıldıza göre 1 00 kat daha sönük görünür. Dolayısıyla dış kabuk iç kabuğa göre 1 00 kat daha parlaktır, çünkü 1 00 kat fazla yıldızı vardır, fakat 1 00 kat daha s önük görünür, çünkü o yıldızlar on kat daha uzaktadır. Eğer evrenin her iki kabuktan ge­ len ışığın Dünya'ya ulaşmasına izin verecek kadar yaşlı olduğunu varsayarsak, net sonuç uzak kabuğun parlaklığının yakın kabuğun parlaklığıyla aynı olmasıdır. Eğer evren sonsuz derecede büyük­ se, bu kabuklardan sınırsız sayıda olmalıdır. Eğer evren sonsuz derecede yaşlıysa, bütün kabuklardan gelen ışığın bize ulaşması için yeterli zaman geçmiş olmalıdır. Her bir kabuğun sunduğu ışık toplandığında gece göğümüzün parlaklığı haline gelir ve o par­ laklık muazzam olmalıdır. Ama gece göğü karanlıktır. Evrenin bu tablosunda yanlış bir şey olduğu aşikardır. Paradoksu açıklamak için birçok olası çözüm ortaya koyul­ muştur. Evren bütün kabuklardan gelen ışığın bize ulaşmasına yetmeyecek kadar genç olabilir. Ama genç ama sonsuz derecede büyük bir evrenin yaratılmış olduğu nasıl öne sürülebilir? Genç, sonsuz derecede büyük bir evren 1 925'te akla yakın görülmüyor­ du (ve bugün de fiziksel olarak mantıksızdır, fakat genç, büyük bir evren akla yatkındır) . Ya da yıldızlar ve gökadalar homojen biçimde dağılmamış ola­ bilir. Bazı cisimler başka cisimlerin arkasına tamamen gizlenmiş olduğu için ışıkları bize erişemiyor olabilir. 1 925'te bile bu s enar­ yo sonsuz bir evrende mantıksız görünüyordu. 214

KÜTLEÇEKIMIN SORU N U

Peki y a evren uzak yıldız v e gökadalann ışığını engelleyen emici bir maddeyle doluysa? Yıldızlararası toz 1 930'da Robert Trumpler tarafından keşfedilecekti , ama eğer sonsuz bir evren­ deki bütün yıldızlardan gelen ışığı engelleyecek adar toz vars a, o toz ısınıp parlamalıydı. Parlak bir şekilde ışıldayan toz ol duğunu gösteren bir kanıt yoktur. Dahası, gereken toz miktarı o kadar mu­ azzamdır ki güneş sistemimizdeki toz kendi Güneş 'imizi de göz­ den saklardı. C evap toz olamaz. Belki de evrendeki yıldız ve gökadaların sayısı çok küçüktür ve bunlar birbirinden o kadar uzağa yayılmışlardır ki bütün yıldız­ lardan gelen toplu ışık minimumdur. Bu sav sadece evren gençse geçerlidir, zira sınırlı s ayıda yıldız ve gökadayla bile sınırsız bir evrende sınırsız s ayıda ışık üreten kabuk olacaktır. Ek olarak ev­ renin epey yakın kısımlannda çok sayıda yıldız görürüz. Bu cevap da uygunsuz görünmektedir. Artık gece göğünün karanlık olmasının evrenin çok genç ol­ masından (en azından sonsuz derecede yaşlı olmakla karşılaş ­ tınldığında) ve aynı zamanda uzak cisimlerden yayılan görülür ışığın kırmızıya kayması ve dolaysıyla görünür ışık olarak bize ulaşmamasından kaynaklandığını biliyoruz. Ama bu fiziksel evren anlayışı 1 9 25'te el altında değildi, hele Einstein'ın genel görelilik kuramını ortaya koyduğu 1 9 1 5 'te hiç değildi . Einstein kütleçeki­ min hakim olduğu sınırlı büyüklükteki bir evrende yıldızların hız­ la birbirine doğru gidiyor olması gerektiğini anlıyordu . Kanıtlann durumun böyle olmadığını gös terdiğini de biliyordu . Ona göre tek mantıklı açıklama kütleçekimin çekme kuvvetine tam olarak karşı koyarak yıldızlan ayn tutan bir kuvvetle eş değer bir ş eyin var olmasıydı. Bu kütleçekim karşıtı kuvveti kozmolojik sabit adını verdiği bir terim vasıtasıyla genel görelilik (kütleçekiml denklem­ lerinin içine soktu.

Sonlu bir Evrenin Etkileri Yıl ı 9 2 6 . Shapley'in evreni yerini Hubbl e'ın evrenine bıraktı . Gördüğümüz yıldızların büyük bölümü Samanyolu Gökadasının p arçası ve muhtemelen onun merkezi etrafında yörüngede. Artık yıldızlann değil gökadalann evrendeki en büyük kütleli, dola­ yısıyla kütleçekimsel olarak baskın cisimler oldukları b iliniyor.

215

E V R E N KAÇ YAŞ I N DA ?

Einstein'ın on yıl önce göz önünde bulundurduğu kanıt, yani genel olarak yıldızların Dünya ve Güneş'e doğru ya da onlardan uzağa net bir hareket sergilememesi artık ilgisizdir. Şimdi gökadaların hızlarını merak etmemiz gerekiyor. Bir kere daha soralım: Birbi­ rinden yüzlerce kilopars ek mes afedeki bir sürü devas a gökada­ dan oluşan bir evrende gökadalara zaman içinde ne olur? Aşikar cevap : Eğer birbirlerine yaklaşıyorlarsa , hepsinin tayflarında ma­ viye kaymalar görülmelidir. Eğer evren sonsuz derecede büyük değilse, o zaman diğer ola­ sılıkları değerlendirmemiz gerekir. Belki de evren çok gençtir, öyle gençtir ki gökadalar henüz takdir edilebilen hızlara ulaşamamış­ tır. Ya da belki kütleçekimin uzun mes afeli çekici tabiatına tam olarak karşı koyacak şekilde iş gören bilinmeyen bir kuvvet var­ dır. Şimdi kozmolojik s abitin yıldızlar değil gökadalar için geçerli olduğunu ileri sürebilir miyiz? Yerçekimi kuvvetinin gökadaların hareketleri üzerinde etkin olabilmesi için yeterli süre geçtiğini anlamak söz konu s u oldu­ ğunda, evren büyük olduğu sürece kesin yaşı önemli değildir. Gök­ bilimciler için bu test edilebilecek bir vars ayımdı, zira 1 92 0'ler itibariyle Dünya ve Güneş 'in, dolayısıyla evrenin en az birkaç mil­ yar yaşında olduğunu biliyorlardı . Kütleçekim nasıl cisimlere etki eder? Kuvvetler cisimleri hare­ ket ettirir. Hareketsiz duran ama kütleçekim kuvvetine tabi olan bir cisim hareket etmeye b aşlayacaktır. Hareketsizden hareketliye değişim, cismin hareketi ya da hızının değişmiş olması demektir; fizik diliyle ifade etmek gerekirse, b öyle bir değişim, daha özel olarak bir cismin hızının ona bir kuvvet etki ettiği için zaman içinde değişme hızı, ivme olarak bilinir. Kuvvetler cisimleri ivme­ lendirir, ama belirli bir güçteki bir kuvvet bütün cisimleri eşit bi­ çimde ivmelendirmez. Belirli bir kuvvet küçük bir kütle üzerinde büyük bir ivme, ama büyük bir kütle üzerinde ancak küçük bir ivme oluşturacaktır. Gelin Dünya'nın bir ins anı çekmesinden kaynaklanan kütle­ çekim kuvvetinin o ins anı aş ağıya doğru nasıl ivmelendirdiğini inceleyelim. E ğer arada katı zemin olmasaydı (örneğin o ins an p a ­ raşütü olmadan sıcak hava b alonundan atlasaydı) Dünya bu inti­ hara meyilli atlayışçıyı s aniye b a ş ına s aniyede yaklaşık 1 0 met­ relik bir hızla aş ağıya doğru ivmelendirirdi. Bu o ins anın aşağıya 216

KÜTLEÇEKIMIN SORU N U

doğru çekilme hızının her geçen saniyeyle birlikte saniyede 1 0 metre artması anlamına gelir. Bir saniye sonra, o kişinin aşağıya doğru hızı saniyede 1 O metre olacaktır; iki saniye sonra aşağıya doğru hız saniyede 20 metreye çıkacaktır; üç saniye sonra, aşağıya doğru hız saniyede 30 metreye yükselecektir. Kütleçekim kuvveti­ ni bu bakımdan düşünürsek, Samanyolu'nun uzak bir gökadaya uyguladığı ivmeyi Dünya'nın Dünya yüzeyinde ayakta duran bir kişiye uyguladığı ivmeyle karşılaştırabiliriz. Bunu yaptığımızda, gökadalannın birbiri üzerindeki kuvvetleri devasa olsa da, küt­ lelerinin de öyle olduğunu buluruz. Bu kadar büyük kütlelerle hızlanmaları çok zordur. Sonuç olarak, bir gökadanın bir diğeri üzerinde uyguladığı ivme, Dünya'nın Dünya yüzeyinden havaya sıçramış bir insana uyguladığı ivmeye göre trilyonlarca kat daha zayıftır. Yine de, gökadalann göreceli hareketlerindeki ivmeler yakın­ daki Dünya'nın Dünya yüzeyine yakın bir cisim üzerindeki et­ kisiyle karşılaştınldığında çok küçük olsa da, yeterince zaman geçtiğinde gerçek, ölçülebilir hareketler meydana gelecektir. Baş­ langıçta hızlar ölçülemeyecek kadar küçük olacaktır. Ama her ge­ çen saniye kuvvetler etki etmeye devam edecek ve gökadalar da ivmelenmeye devam edecektir. Bir milyon yıl sonra bu hızlar sani­ yede onlarca metreye ulaşabilir; birkaç milyar yıl sonra gökada­ lann göreceli hızlan saniyede birkaç düzine kilometre olacaktır. Yüz yıl önce gökbilimciler evrenin en az birkaç milyar yaşında olduğunu bildikleri için, gökadalann tipik olarak saniyede birkaç düzine kilometrelik hızlarla birbirine doğru uçuyor olmalannı b eklerlerdi. Peki, öyle miydi?

Gökadaların Hareketleri 1 9 1 2 'den 1 9 1 4'e kadar Vesto Slipher -maksadı o olmasa da- o sorunun cevabını veren gözlemler yaptı. Büyük Andromeda sar­ mal bulutsusu ve komşusu M32 saniyede 300 kilometre hızlarla Güneş'e doğru hareket ediyorlardı; ama Slipher'in hızını ölçebil­ diği dokuz diğer sarmal bulutsu saniyede 200 ila 1 1 00 kilomet­ re hızlarla Güneş'ten uzaklaşıyorlardı (bu hızlar Güneş'e doğru ya da Güneş 'ten uzağa doğru değil de Samanyolu'nun merkezi­ ne doğru ya da ondan uzağa ölçülmüş olsaydı karşılaştınlabilir

217

EVREN KAÇ YAŞ I N DA ?

olurdu) . Andromeda ve M32 dışında ortalama hız Güneş'e doğ­ ru değil Güneş 'ten uzağa doğru s aniyede 550 kilometreydi . 1 9 1 7 itibariyle Slipher araştırma örneğini otuz civarı sarm alı içerecek şekilde genişletmişti; bu örnekte ortalama hızı Güneş'ten uzağa doğru saniyede 570 kilometre olarak buldu . 1 9 1 7'de Samanyolu'nun bütün evreni kap s adığının, sarmal bulutsuların da Samanyolu'ndaki küçük cisimler olduğunun dü­ şünüldüğünü hatırlayın. Sarmallar toplu olarak yıldızlarla karşı­ laştırıldığında sıra dışı hızlara (büyük ve Güneş 'ten uzağa doğru) sahip olabilirlerdi, ama muhtemelen çok az gökbilimci ve daha da az fizikçi Slipher'in ölçümlerinin farkındaydı. Evren olduğu düşü­ nülen Samanyolu'nda baskın cisimler yıldızlardı ve yıldızlar çok daha küçük hızlara (s aniyede onlarca kilometre) sahipti; bu hızla­ rın kimi pozitif, kimi negatifti ve Dünya ve Güneş ' e ya da onlardan uzağa doğru net bir hareket yoktu. 1 9 1 7'de pek az kişi s armalların gökadalar olması, ya da bu evrenin bu p arçalarının b irbirinden uzaklaşması ihtimalini göz önünde bulunduruyordu. 1 925 Yılbaşından sonra, Slipher'in s armal bulutsuların hızla­ rı üzerine ölçümleri yeni bir önem kazandı. Evrenin b askın tekil bileş enleri unvanı neredeys e bir günde yıldızlardan gökadalara geçti. Einstein'ın mantığını sarmallara uyguladığımızda, onların ölçülebilen hızlarda birbirine doğru yol almalarını b eklemeliydik, ama tam tersini yapıyorlardı. Matematiksel olarak, Einstein'ın genel görelilik i çin kütleçe­ kim denklemleri birçok çözüme izin verir. Einstein'ın kendi denk­ lemleriyle ilgili ilk anlayışı, bunların çözüldüğünde ya kütleçe­ kim kuvveti altında büzüş en bir evrene, ya da kozmolojik s abitin ilave edilmesiyle sabit kalan bir evrene izin vereceğiydi. Ama Einstein'ın denklemlerinin b aşka çözümlere de izin verdiği an­ laşıldı. Alexander Friedmann adındaki genç bir Rus m atematikçi 1 92 2 'de denklemlerin genişleyen bir evreni de tarif edebilecekleri­ ni keşfetti. Bir b aşka deyişle, Einstein'ın denklemleri gökadaların çoğunluğunun birbirinden uzaklaştığı bir evrenle tutarlı olabilir­ di. Ama gökb ilimcilerin Friedman'm keşfini genişleyen bir evren s o rununa uygulamadan önce onun var olduğunun farkına varma­ ları gerekiyordu.

218

1 9 . B ölüm

GENİŞLEYEN EVREN

Daha uzağı gördüysem, devlerin omuzlan ü z erinde durmam s a ­ yesindedir. -Isa a c Newton, Robert Hooke'a yazdığı 5 Şub at 1 675 tarihli bir mektupta, David Brewster'in Memoirs of the Life, Writings, and

Discoveries ofSir Isaac Newton'ında [Sir Isaac Newton 'ın Haya­ tı, Eserleri ve Keşifleriyle ilgili Anılar] ( 1 855) alıntılanan haliyle

İns anlık tarihinde çok yakın zamana kadar, evren hakkında de­ rinlemesine düşünen kişiler ister diubilimci, ister doğal filozof, ister bilim ins anı ols unlar, bir konuda hemfikirdi: Evrenin bir merkezi vardı . Ortaçağdaki İncil dinbilimiyle tutarlı olduğu ve onu des teklediği düşünülen Aristotelesçi evrende, Dünya küçük ve sonlu bir evrenin ayrıcalıklı merkezini işgal ediyor, Satürn küresinin hemen ötesinde yıldızlar küresi yer alıyor ve birçok erb ab ın fikrine göre gökküresinin hemen ötesinde de meleklerin ve cennetteki Tann'nın küreleri bulunuyordu . 1 543'te Mikolaj Ko­ p ernik Aristoteles'in gök kürelerini tarihin çöplüğüne atan yüz yıl sürecek bir devrimi başlattı: Kop ernik evreninde, Aristoteles evreninden daha büyük, ama sadece biraz daha büyük olarak anlaşılan bir evrende merkezdeki tahtta Güneş bulunuyordu. B u evrenin tam olarak paralaks açıları ölçülemeyecek kadar uzak mes afelerde olan yıldızları b arındırabilecek kadar büyük olması gerekiyordu. 1 9 1 7 'de Harlow Shapley apaçıkmış gibi görünen yakınımız­ d aki, çok önemli Güneş 'in evrenin merkezinin yakınında ya da merkezinde olduğu fikrini yerle bir etti; Shapley'in evreninde, 219

E V R E N KAÇ YAŞ I N DA ?

Samanyolu'nun merkezi, yani onun ölçümüne göre Dünya'dan ve Güneş'ten tam 1 3 kilop arsek (40 .000 ışık yılı) mesafede olan ve Dünya'daki yaşamla tamamen ilgisiz olan bir konum yeni merkez olarak öne çıktı . Shapley'in görüşüne göre, Samanyolu bütün ev­ rendi ve boyutu büyük olsa da hii l a anlaşılırdı: Bir uçtan diğeri­ ne 90 kiloparsek (300.000 ışık yılı) . 1 92 5 'te E dwin Hubble'ın hem Andromeda'da hem de B arnard'ın Gökadasında S efeler keşfetmesi ölçülen evrenin boyutunu milyonlarca p arseke çıkardı, ama bu ev­ ren o sıra dışı büyüklüğüne rağmen görünüşe göre hiil a bir mer­ keze sahipti. Çok geçmeden ( 1 920' lerde) Hubble o yüzlerce yıllık "gerçeği" bile yerle bir edecekti.

Uzaklaşan Gökadalar 1 92 9 itibariyle Hubble asistanı Milton Humason'la birlikte göka­ da dışı bulutsuların uzaklıkları ölçmek üzere tas arlanmış bir pro­ jeye başlamıştı. Dikey hızlarını bildiği kırk altı gökadayı içeren bir hedef listeyle işe b aşladı. Bu gökadalardan kırk üçü, Slipher'in dikey hız ölçümlerini zaten elde ettiği gökadalardı. (Slipher'in otuz sarmalı içeren 1 9 1 7 tarihli incelemesi, E ddington 1 92 3 ta­ rihli büyük eseri The Mathematical Theory of Relativity'de

[Gö­

reliliğin Matematiksel Kuramı] listeyi yayımladığı zaman kırk üç sarmala genişlemişti.) 1 929 itib ariyle Humason Slipher'ın daha önce ölçmediği üç gökada dışı bulutsunun daha hem tayflarını elde etmiş hem de tayf hızlarını ölçmüştü. Hubble bu kırk altı gökadanın altısında Sefeler tanımlamayı baş ardı. Hubble Sefesi olan her bir gökadada Leavitt'in dönem­ aydınlatma gücü ilişkisinin Shapley tarafından ayarlanmış halini kullanarak bir uzaklık ölçtü. O uzaklığı kullanarak da o gökada­ daki yıldız gibi görünen (yıldız olduğunu zannettiği ama uzaktaki yıldız kümeleri olabileceklerini kabul ettiği) en p arlak tekil cisim­ lerin ortalama mutlak p arlaklığını ölçtü. S onuç? O altı gökadanın her birindeki en parlak yıldız benzeri cisimlerin ortalama mutlak p arlaklığı aynıydı. Ardından Hubble gökadalar hakkında Shapley'in on yıl önce kü­ resel kümeler hakkın da yaptığı varsayıma benzer bir varsayım yap­ tı. Şöyle akıl yürüttü: Mutlak p arlaklıkları ölçtüğü altı gökadadaki en parlak yıldız benzeri cisimlerin ortalama mutlak p arlaklıkları

220

G E N i Ş LE Y E N EVREN

aynı olduğuna göre, bu cisimlerin her bir sarmal gökadadaki en p arlak olanlannın ortalama mutlak parlaklığı da aynı olmalıydı . Eğer her gökadadaki en p arlak yıldız benzeri cisimler aynı derece­ de p arlaksalar, modern gökbilim diliyle standart mumlar haline gelirler ve uzaklıklan ayarlamak için kullanılabilirler. Nasıl mı? Ö nce bir gökadadaki en parlak yıldız benzeri cisimlerin ortalama

görünür parlaklığı ölçülür. Sonra bu cisimler için ilk altı gökad anın stan dart mum ölçümlerinden elde edilmiş mutlak parlaklıklarla ışık için ters kare kanunu birlikte kullanılarak gökadanın uzaklığı he­ saplanır. Hubble hedef listesindeki kırk diğer gökadadan ön sekizi için en parlak yıldız benzeri cisimleri tanımlamayı başardı. Bunlann görünür parlaklıklannı ölçtükten sonra bu gökadalann uzaklıklannı ölçebildi ve böylece yirmi dört gökadanın uzaklığını ölçtü. Ocak 1 929'da Hubble bu yirmi dört bulutsu hakkınd a "Gökada Dışı Bulutsuların Uzaklığı ve Dikey hızı Arasında Bir İ lişki" b a ş ­ lıklı bir makale yayımladı. Bu makalede "bulutsular arasında hız­ l arla uz aklıklar arasında kabaca doğrusal bir ilişki" olduğunu öne

v = H 0 d biçiminde yazıyoruz. Hubble kanunu bize gökadanın kırmızıya kayına hızıyla (v) uzaklığı (dl arasında doğrus al bir ilişki olduğu­

s ürdü; artık bu öneriye Hubble kanunu adını veriyor ve onu

nu s öyler. Kırmızıya kayma hızıyla uzaklık matematiksel olarak

Hubble sabiti (H0) adını verdiğimiz orantılılık üzerinden ilişkilidir. Bir kere Hubble'ın ilk yirmi dört gökada için v ve d gözlemlerin­ den H0'in değeri ölçüldükten sonra, herhangi bir gökadanın uzak­

lığı o gökadanın tayfının gözleminden gökadanın kırmızıya kay­ ma hızının ölçülmesiyle, s onra da b ilinmeyen uzaklık için Hubble kanununun çözülmesiyle hes aplanabilir. Eğer bir gökadanın kırmızıya kaymış hızı ikinci bir gökada­ nın kırmızıya kaymış hızının iki katıysa, Hubble kanunu b irinci gökadanın ikincisinden iki kat uzaklıkta olduğunu s öyler. Her iki gökadanın kırmızıya kaymış değerlerini ölçmüş olmamız ş artıyla,

orantılılık sabiti H0' ı n değeri bize her iki gökadanın gerçek fizik­

s el uzaklığını s öyler. Hubble'ın ilk incelemesindeki gökadalann

hızlan s aniyede 1 090 kilometreye kadar çıkıyordu. Hubble'ın ilk

H0 ayarlamasına göre, bu hızlar yaklaşık iki milyon p arseke (iki m egap arsek ya da 6 milyon ışık yılı) varan uzaklıklara karşılık ge­

lir. 1 9 29 'da Hubble "mevcut sonuçların aşikar neticelerini ayrıntılı olarak tartışmak için henüz erkendir" diye yazdı. 221

EVR E N KAÇ YAŞ I N DA?

1 000

�

� N

.cı

500

o o

ı o• Uzaklık (parsek)

2x ı o•

Şekil 1 9 . 1 Hubble'ın bir gökadanın uzaklığının o gökadanın kırmızı­ ya kaymış hızıyla doğrudan orantılı olduğunu gösteren 1 9 2 9 tarihli grafiği. Uzaklık x ekseni b oyunca ölçülür ve her bir kutu bir milyon parseki temsil eder. Hız y ekseni b oyunca ölçülür (her bir kutu sa­ niyede 500 kilometreyi temsil eder. Y eksenindeki orijinal etiketlerin birimlerinin hatalı olduğuna ve Yirminci Bölümde göreceğimiz üzere x eksenindeki değerlerin yanlış olduğuna dikkat ediniz) . Hubble, Pro­ ceedings of the National Academy of Science'tan [ Ulusal Bilim Aka­ demisi Tutanaklan) ( 1 929): 15, 1 69 .

1 93 1 'de Hubble ve Humason evrene erişimlerini çarpıcı bir şe­ kilde genişlettiler. Kırmızıya kayan gökadalar için saniyede 1 9 .700 kilometreye kadar çıkan hız ölçümleri bildirdiler ve incelemelerin­ deki en uzak gökadayı otuz beş megaparsek ( 1 1 0 milyon ışık yılı) uzağa, yani evrende sadece iki yıl önce mümkün olandan yaklaşık 1 8 kat uzağa yerleştirdiler. Kırmızı kayma hızıyla uzaklık arasında­ ki doğrusal ilişki hala geçerliydi ·ve H0 değeri megaparsek başına

saniye başına 560 kilometre olarak belirlenmişti. Hubble sabitinin

bu değeriyle, gökbilimciler artık evrende kırmızıya kayma hızını

hesaplayabildikleri herhangi bir gökadanm uzaklığını hesaplamak için kullanabilecekleri bir araca s ahiptiler. Bir megap arsek mesa­

fede, bir gökadanm kırmızıya kayma hızı saniyede 560 kilometre civarıydı; iki megaparsek mesafede bir gökadanın yaklaşık saniye­ de 1 . 1 20 kilometre ol.malıydı; on megap ers ek mesafedeyse bir gö­ kadanın kırmızıya kayma hızı saniyede 5600 kilometre civan olma­ lıydı. Dolayısıyla kırmızıya kayma hızını saniyede 28 .000 kilometre olarak ölçtüğümüz bir gökada 50 megaparsek uzaklıkta olmalıydı. 222

G E N iŞLEYEN EVR E N

20,000

-a

j ısı

..a

o

1 5 ,000 o

1 0,000

5,000 'O ,

l,.ıg"

10

20

1

30

Uzaklık (milyon parsek Şekil l 9 . 2 Hubble'ın l 93 1 'deki hız-uzaklık ilişkisi. 1 92 9 ölçümlerinin sadece iki milyon parsek mesafeye, yani en soldaki ve en aşağıdaki kutunun en soldaki beşte birlik kısmına uzandığına dikkat ediniz. Her bir açık daire bir gökada kümesi için ortalama değeri temsil eder. Hubble, The Astrophysical Joumal d a n ( 1 9 3 1 ): 74, 43. '

Hubble Kanununu Yorumlamak Hubble ve Humas on 1 929 ve 1 93 1 tarihli makalelerinde vardıkla­ rı sonuçları deneys el olarak, "yoruma ve kozmolojik önemine hiç girmeden" sunmaya çok özen gösterdiler. Hatta "kırmızıya kayma­ ların gerçek değerler olarak yorumlanması . . . [görünür ve mutlak kadirlerin uzaklıkla ilişkilendirilmesi ile] aynı güveni uyandırma­ maktadır ve 'hız' terimi nihai önemi saklı kalmak kaydıyla şu an için 'görünür' hız anlamında kullanılacaktır," diye bile yazdılar. Hubble ölçümlerinin yorumlanmasını başkalarına, yani bize bı­ raktı . Hubble kanununu nasıl yorumlayacağız? Dünya'dan (yani S amanyolu'ndan) dışarıya doğru bakar ve bütün diğer gökadala­ rın (en yakın komşularımız ve Andromeda'yla yoldaş gökadaları dışında) bizden uzaklaşıyor gibi göründüğünü görürüz; bu gö­ kadaların görünen biz den uzaklaşma hızlarını ölçer ve bu hızla­ rın gökadaların bizden uzaklıkları arttıkça arttığını fark ederiz.

223

E V R E N KAÇ YAŞ I N DA ?

Uzaklıkla bizden uzaklaşma hızı arasındaki bu b ağıntı ne anlama gelir? Bir açıklama çoğumuz için aşikar görünmektedir:

ı . Evren bir bomb a gibi p atlamış ve bütün p arçalar

uzay bo­

yunca merkezden uzağa uçmuştur. Patlamadan önce var olan ama merkezindeki çok. küçük p atlamamış b omba haricinde boş olan uzayın kendisi, patlamanın dışarıya doğru uçan p arçalarını son­ suza kadar kaps amaya yetecek kadar büyüktür. Bütün döküntü p arçalan p atlama yerinden aynı hızla fırlatılmadığı için p atlama­ dan bu yana herhangi bir sabit zaman aralığında en hızlı uçan p arçalar en uzak, en yavaş uçan p arçalar da en kıs a mesafelere uçmuşlardır. Bütün diğer parçalar aradaki mes afeleri hızlarıy­ la orantılı olarak kat etmişlerdir. Herhangi bir süre sonra, mer­

kezden dışanya doğru bakan hareketsiz bir gözlemci genişle­ yen döküntü bulutu için tıpkı Hubble'ın gökadalar için bulduğu uzaklık-hız bağıntısı gibi pozitif, çizgisel bir uzaklık-hız b ağıntıs ı bulacaktır. Bu evrende uzay değişmez, gökadalarsa uzay b oyunca

hareket eder. Bu evrende, gökadaların kırmızıya kaymaları göka­ dalann uzayda bizden uzağa doğru fiziksel hareketlerinden kay­ naklanan gerçek Doppler kaymalandır. İkinci bir açıklama kavranması çok zor olsa da gözlemlerle aynı derecede uyumludur: 2. Gökadalar uzayda belirli konumlarda s abittir ve uzay b o ­ yunca hareket etmezler. Zaman içinde uzayın kendi dokusu h o ­ mojen bir şekilde gerilir, öyle k i gökadalar arasındaki ayrımlar zaman içinde artar. Gökadalann kendileri gerilmez. (Bu evren gö­ rüşünde, yerel bir ölçekte ("yerel" gökadalar arasındaki uzaklıklar yerine gökadaların içindeki uzaklıklar demektir) elektromanyetik ve kütleçekims el kuvvetler evreni geren kuvvetten daha güçlüdür. Sonuç olarak, gökadalar, yıldızlar, güneş sistemi, Dünya ve eviniz­ deki kedi uzayın gerilmesiyle gerilmezler. ) Gökadalar arasındaki toplam ayrımdaki artış, b aşlangıçta aralarında bulunan ayrımla doğru orantılı olarak artar. Dolayısıyla, bu evrende herhangi bir

yerde bulunan hareketsiz bir gözlemci uzaktaki gökadaların gö­ rünürdeki çekilmesi için uzaklıkla görünürdeki hız arasında p o ­ zitif, doğrusal bir bağıntı ölçecektir, bu da tam olarak Hubble'ın bulduğu şeydir. Bu evrende uzay gerilir, ama gökadalar uzay

b oyunca hareket etmezler. Bu evrende, gökadaların kırmızıya kaymaları Doppler kaymaları değildir, zira gökadaların kendileri 224

G E N i ŞLEYEN EVREN

uzayda hareket etmezler. Bunun yerine, bu kırmızıya kaymalara evrensel deriz, çünkü hareket etmeyen gökadalann yaydığı foton­ lar sürekli olarak genişleyen evren boyunca hareket ederken geri­ lirler (kırmızıya kayarlar) . Sonra Önce

Şekil 1 9.3. Patlayan bomba parçalarının illüs trasyonu. Solda, bütün p arçalar merkezde (ya da yakınında) başlar. Sağda, patlamadan sonra en hızlı hareket eden parçalar merkezden en uzak mesafeye gitmiş, merkezdeki cisimlerse hiç hareket etmemiştir.

T = l sn

T = O sn

A B C D E

A •

•1 •1 •1 •1 •

2

B •

2

C •

2

O •

2

E •

Şekil 1 9 .4. Hubble kanununun illüstrasyonu. Solda, O saniye zamanında beş nokta içeren (A, B, C, D ve E olarak işaretlenmiş) bir kağıt p arçamız vardır. Her bir nokta bir sonraki en yakın noktadan bir uzaklık birimiyle (örneğin bir metre) ayrılır. Sağda, bir saniye sonra kağıt p arçamız bütün yönlerde gerilmiş, böylece büyüklüğü iki kat artmış tır. A'dan B'ye uzaklık bir metreden iki metreye çıkmıştır. A'dan E'ye uzaklık dört metreden sekiz metreye çıkmıştır. A noktasındaki bir gözlemci B noktasının A noktasından saniyede bir metrelik bir hızla uzağa hareket ettiğini, E noktasınınsa s aniyede dört metrelik bir hızla uzağa hareket ettiğini keşfedecektir. Herhangi bir konumdaki bir gözlemci, diğer noktaların o konuma uzaklıklarıyla doğrudan orantılı olan hızlarla o konumdan uzağa gittiklerini görecektir.

225

E V R E N KAÇ YAŞ I N DA?

Hubble Genişlemesinden Hesaplanan Haliyle Evrenin Yaşı Hubble kanununun bu yorumlanndan ikisinde de ortak olan en az bir s onuç, kozmolojik bir devrimle eş anlamlıydı : Evrenin zaman­ da bilimsel yollarla ölçülebilen bir başlangıcı vardı. Nasıl mı? Hubble'ın uzaklık-kırmızıya kayma ilişkisinin iki yorumundan hangisini tercih ederseniz edin, zamanda geriye b akarsak gökada­ lar birbirine daha yakın olacaktır; bunun sebebi ya uzayda geriye, merkeze doğru hareket ediyor olmalan, ya da uzayın kendisinin küçülüyor olmasıdır. Yeterince geriye bakarsak, bütün gökadalar tek bir süper, gökada öncesi yığın halinde birleşir. Eğer zaman­ da bu gökada öncesi yığının oluştuğu anın gerisine doğru devam edersek, gökada öncesi yığındaki kütlenin tamamı tek bir nokta­ da birleşir. Sonuç olarak, evrenin yaşını çıkarsamak için s adece dış anya doğru hızla hareket eden gökadalann hareketlerinin ge­ riye çevrildiğini hayal etmemiz, s onra da zamanın b aşlangıcında bütün gökadalann birbirine çarpmasından önce ne kadar süreye ihtiyaç olduğunu hes aplamamız gerekir. Bir arabayla şehirlerarası bir otoyolda kendi şehrinizin doğu­ suna doğru gittiğinizi hayal edin. Hız s abitleyici sistemi s aatte 1 00 kilometre hıza ayarlarsınız. B en de sizin şehrinizdeki bir göz­ lemciyimdir ve radar detektörü kullanarak arabanızı izlerim. Yol­ culuğunuza ne zaman b aşladığınızı bilmem, ama istediğim anda hızınızı (belli bir yöndeki hızınızı) ve evinizden uzaklığınızı öl­ çebilirim. Uzaklığın hız ça� ı süreye eşit olduğunu bildiğim için, yolculuğunuza başladığınızdan beri geçen sürenin uzaklık b ölü hız ol duğunu da bilirim. Dolayısıyla, hızınız ve evinizden uzak­ lığınızla ilgili yaptığım ölçümleri kullanarak şu ana kadarki yol­ culuğunuz için gereken süreyi hesaplayabilirim. E ğer s a atte 1 00 kilometre hızla yol alıyors anız ve 400 kilometre kat ettiyseniz, o halde evinizden dört s a at önce aynlmış sınızdır. Bu hes ap arab a­ nızın hızının yolculuğa b aşladığınız andan radar sistemimi kul­ lanarak arab anızın hızını ölçtüğüm ana kadar değişmemiş olması ş artıyla kesinlikle doğrudur. Şimdi sizin ve ikinci bir sürücünün aynı anda yolculuk için ş ehrinizden ayrıldığınızı, ama arabalannızı farklı hızlarla sürdü­ ğünüzü hayal edin. Eğer ikinci sürücü saatte 5 0 kilometre hızla

226

G E N i Ş LEYEN EVREN

hareket ediyorsa ve 200 kilometre kat ettiyse, bu ikinci sürücü­ nün de dört saattir yolculuk yaptığını bulurum. Siz ve ikinci sü­ rücü bu yolculuğa aynı anda çıkmışsınızdır, tıpkı bir maratondaki hepsi aynı anda başlayan ama farklı hızlarda koşan, bu yüzden de herhangi bir anda başlangıç noktasından farklı uzaklıklarda bulunan koşucular gibi. Hızlanmza (x ekseni değerleri) karşı kat ettiğiniz uzaklıkların (y ekseni değerleri) grafiğini çizseydim, ilk veri noktası (saatte 50 km; 200 km) ve ikinci veri noktası (saatte 1 00 km; 400 km) başlangıç noktasından (s aatte O km; O km) uza­ nan grafikte düz bir çizgiye karşılık gelirdi. Bu çizginin eğimi (y değeri bölü x değeri) olan dört saat orantılılık sabiti olup bu sü­ rücüler kümesi için bir tür Hubble sabitidir. Aynca her iki sürücü yolculuğuna başladığından beri geçen süredir. Kurduğumuz bu benzerlikte eğer ölçümlerimizin hepsini ilk sürücü 800 kilometre sürdükten, ikinci sürücü de 400 kilometre sürdükten sonra yapmış olsaydık grafiğimizde düz bir çizgi elde edeceğimize, ama veri noktalarının (s aatte 50 km; 400 km) ve (sa­ atte 1 00 kın; 800 kın)'de bulunacağına dikkat ediniz. Dolayısıyla çizgimizin eğimi, yani Hubble sabitimiz farklı bir eğim olurdu: se­ kiz saat. Bir başka deyişle, Hubble "sabiti" zamanla değişir. Bir sa­ bit değildir; sürücüler sürdükçe düzenli olarak artan bir süredir. Eğer Hubble'ın gökadaların uzaklıkları ve hızları hakkındaki verileri hız y eks eni yerine x ekseninde, uzaklık da x ekseni yerine y ekseninde olacak şekilde çizilseydi, gökadaların uzayda hareket etme hızlarının ya da uzayın genişleme hızının homojen olması ve zamanın başlangıcından bu yana değişmemiş olması şartıyla veri noktaları boyunca çizilen çizginin eğimi Hubble sabiti, Hubble s abitinin değeri de evrenin şu anki yaşı (tw Hubble süresi olarak bilinir) olurdu. Fakat daha 1 93 1 'de kozmologlar evrenin genişleme hızının bütün geçmişi boyunca sabit olmadığını hesaplamışlar­ dı. Dolayısıyla evrenin yaşı Hubble süresiyle aynı değildi; bunun yerine, Einstein'ın genel görelilik kuramından evrenin yaşı için Hubble süresinin üçte ikisi olan gerçek bir yaş elde ettiler. Gökbilimcilerin işleri geriye doğru, ters yüz ya da baş aş ağı yapma huylan vardır (çoğu zaman iyi bir sebeple, ama her zaman değil). Hubble gökadalann uzaklık ve hızlan için verilerinin grafi­ ğini çizerken, uzaklıkları x eksenine, hızlan da y eksenine koydu . Sonuç olarak, grafikteki çizginin eğimi Hubble süresinin kendisi 227

E V R E N KAÇ YAŞ I N DA?

değil, Hubble süresinin tersidir. Eğer arab alarımız için verilerin grafiğini bu ş ekilde çizseydik, çizginin eğimi (y b ölü x) kilomet­ rede saatte 0,25 kilometre, ya da b asitçe s a atte 0 , 2 5 olurdu. Sa­ atte 0,25 'in tersi 4,00 s aattir, yani Hubble sabitini alt üst ederek Hubble sabitinden Hubble süresini hesaplayabiliriz (tH = I IH0) . Ve arabalarımız ve sürücülerimizden keşfettiğimiz üzere, Hubble sü­

resinin zamanla artması gerektiği için, gökadalann görünürdeki hızlarının asla değişmediği bir evrende Hubble s abiti zamanla azalacaktır.

Gökadalar mı Uzayda Hereket Ediyor, Yoksa Uzay mı Genişliyor? Evren hakkında bildiklerimiz gökadaların uzaklıkları ve geri çe­ kilme hızlarından ib aret ols aydı, gökadaların uzayda hareket et­ tikleri bir evrenle uzayın genişlediği bir evreni birbirinden ayırt edebilir miydik? Her iki modelde de evrenin neredeyse herhangi bir yerine yerleştirilen ve gökadalardan biriyle b eraber hareket eden bir gözlemci hemen hemen bütün cisimlerin gözlemcilerden uzağa hareket ettiği ve yakındaki cisimlerin uzaktaki cisimlere göre daha yavaşça geri çekildiği gözlemlerini yap acaktır. Ancak bu gözlemlerin altında yatan fiziksel ilkeler çok farklıdır. Bu al­ ternatif açıklamaları birbirinden ayırt etmek için daha fazla bilgi toplamamız gerekir. Evrenin çok büyük bir üzümlü çörek ş eklinde olduğunu, her bir üzümün bir galaksiyi temsil ettiğini hayal edin. Her bir üzümde de onunla beraber hareket eden, matematiksel zekaya s ahip, de­ neyimiz için gerekli uzaklık ve kırmızıya kayma hızı ölçümlerini yap abilen ufacık bir gözlemci bulunsun. B elki de çörek piş erken genişliyordur, bu yüzden üzümler genişleyen hamurla dış a doğ­ ru taşınıyor, ya da bilinmeyen bir mekanizma vasıtasıyla hamur içinde dışa, kabuğa doğru hareket ediyorlardır. Ü zümlerin b azıla­ rı yüzeyden o kadar uzaktırlar ki Üzerlerindeki gözlemciler ne ka­ dar titizlikle gözlem yaparlars a yap sınlar, kenara kadar uz aklığı göremezler; asla çörekle çörek olmayan arasındaki sının oluştu ­ ran b i r kabuğa s ahip b i r çöreğin içinde olduklarını gösteremezler. Çöreğin derinliklerine gömülü üzümlerde b ulunan bütün gözlem­ ciler için evren göz alabildiğine her yönde aynı görünecektir. B u

228

GENiŞLEYEN EVREN

gözlemciler sonunda Hubble denkleminin varlığını algılayacak ve denklemin b akmayı tercih edebilecekleri bütün olası yönlerde ge­ çerli olduğunu keşfedeceklerdir. Fakat b azı üzümler çöreğin dış tarafına kabuğu ve ötesini gö­ rebilecek kadar yakındırlar. Bu kabuğa yakın gözlemciler diğer üzümlerin uzaklık, hız ve konum ölçümlerini yaptıktan sonra on­ ların gördükleri ve kabuktan uzaktaki üzümlerin gözlemledikleri arasında bir dizi fark keşfedecektir. Birincisi, bir yönde diğer yön­ dekine göre çok daha fazla üzüm görebilmeleri dikkatlerini çeke­ c ektir. İkincisi, evrenlerinde bir yöne bakıldığında konumlarından büyük mes afelerde bulunan çok fazla sayıda üzüm olduğunu, ama diğer birçok yöne bakıldığında uzakta hiç üzüm olmadığını keşfe- . deceklerdir. Hubble denklemi bütün yönlerde gözlemlenen bütün üzümler için geçerli olsa da, kabuğun yakınına doğru olan yönde Hubble denklemi ancak sınırlı bir uzaklığa kadar geçerli olacak, o uzaklığın ötesinde hiç üzüm olmayacak, dolayısıyla da gözlemci­ nin Hubble kanununu test etmek için kullanabileceği hiçbir cisim olmayacaktır.

Kozmolojik İlice Peki ya biz? Ya Dünya'nın üzerindeki gökbilimcilerin Samanyo­ lu Gökadasının içinden yaptıkları gözlemler? Bizim için Hubb­ le denklemi göz alabildiğine her yöndeki gökadalar için geçerli görünmektedir. Samanyolu'nun üzümlü çöreğin derinliklerinde bulunan üzümlerden biri gibi evrenin kenarından uzakta oldu­ ğunu varsayabiliriz; bu vars ayıma göre biz Samanyolu sakinleri evrende (ya da deyim yerindeyse üzümlü çörekte) merkezde ya da merkeze yakın bir noktadayızdır. Ancak, Kop emik zamanından beri gökbilimciler, fizikçiler ve filozoflar evrende ayrıcalıklı bir yerde yaşadığımız fikrini redde­ derler. Kozmolojik ilke olarak bilinen bu ilke yüzyıllar boyunca giderek daha fazla kabul görmüştür, öyle ki şu anda çağdaş dü­ şüncenin en önemli dayanaklarından biridir. Kozmolojik ilke­ ye göre, fizik kanunlan evrende her yerde aynı olmalıdır. Fizik kanunlarının evrensel olması gerektiği yönündeki bu varsayıma evrensellik denir. Kozmolojik ilkenin temelini oluşturan ve eğer evrendeki hiçbir yer ayrıcalıklı değilse, fizik kanunları da evren-

229

EVR E N KAÇ YAŞ I N DA?

selse ima edilen ikinci bir varsayım, büyük uzaysal ölçeklerde ev­ renin evrendeki her yerdeki bütün gözlemciler için bütün yönler­ de aynı gö rü ndüğü dür İkinci vars ayım eşyönlülük olarak bilinir. Son olarak, eğer kozmolojik ilke geçerliyse ve evrensellik ve eş­ yönlülük varsayımlarını kabul edersek, büyük uzaysal ölçeklerde ortalama alındığında evren her yerde aynı ortalama içeriğe sahip olmalıdır. Homojenlik olarak bilinen bu üçüncü varsayım, evrenin orta büyüklükteki bir parçasının diğer herhangi bir p arçayla aynı türden cisimler içerdiğini -ister büyük ölçekli varlıkları (yıldızlar, gökadalar, gökada kümeleri) , ister mikroskobik varlıkları (çeşitli elementlerin göreceli miktarları, proton ve elektronların s ayıla­ n) kast ediyor olalım- ima eder. Eğer evrens ellik, eşyönlülük ve homojenliğin hepsi geçerli kavramlarsa, o halde evrenin hiçbir parçası herhangi bir şekilde özel ya da ayrıc alıklı olmamalıdır. Geleneksel üzümlü çörek modeli, hem bir merkezi hem de kabuğu olduğu için eşyönlülük varsayımını ihlal ederek kozmolojik ilkeyi ihlal eder: Üzümlü çörek modelinde evren bütün konumlardan bü­ tün yönlerde aynı görünmez. Evrenin herhangi bir yerindeki (ya da o lanet olası üzümlü çö­ rekteki) bütün gözlemcilerin hepsinin aynı ş eyi gözlemlemesinin tek yolu (yani Hubble denkleminin bütün yönlerdeki bütün uzak­ lıklarda görülen bütün gökadalar (üzümler) için geçerli olması­ nın tek yolu) evrenin (çöreğin) kenarının (kabuğunun) olmaması­ dır. Şimdilik kozmolojik ilkenin evrende geçerli olduğunu, yani evrensellik, eşyönlülük ve homoj enlik varsayımlarının hepsinin doğru olduğunu varsayacağız. Daha sonra (Yirmi B eşinci Bölüm­ de) kozmolojik ilkeyi destekleyen deneysel ve gözlemsel kanıtlan ele alacağız. Şimdilik b asitçe kozmolojik ilkeyi kabul edelim ve Hubble'ın denkleminin nasıl yorumlanacağını anlamaya koyula­ lım. Bir sonraki adımımız kenarı olmayan bir evreni nasıl inş a edeceğimizi kestirmek olacak. .

Ucu Olmayan Bir Evren Kavramsal olarak, kenarı olmayan bir evren yapmanın bir yolu sınırsız büyüklükte bir evren yapmaktır. Ama Olbers p aradoksu­ nun çözümünün güçlü bir şekilde evrenin p arlak madde içeren görebildiğimiz kısmının sınırlı olduğunu ileri sürdüğünü hatır230

GENiŞLEYEN EVRE N

layın. Bu kozmolojik ilkeyle birleştiğinde ikna edici bir biçimde hem süre hem de büyüklük açısından sonsuz bir evrende yaşama­ dığımızı düşündürür. (Fakat diğer boyutların ya da bir çeşit çoklu evrenin varlığı ihtimalini ortadan kaldırmaz.) Sorunu çözmenin ikinci yöntemi, çöreğimizin kendi üzerine kapanan bir şekle sahip olmasıdır. Örneğin bir basketbol topunun deri yüzeyi şeklindeki bir çörek hayal edin. Kavramsal olarak, bu çöreği anlamak büyük bir çaba gerektirir (onu pişirmenin büyük zorlukları da cabası) , zira bir basketbol topu düşündüğümüzde topun ve çevresinin üç boyutlu şeklini düşünme eğilimindeyizdir: Top havayla dolu (deriyle değil) bir iç yüzeye sahiptir ve dışı da havayla çevrilidir (deriyle değil). Deri yüzey topun büyüklüğüyle karşılaştırıldığında oldukça incedir. Kurduğumuz benzerlik açı­ sından, b asketbol topunu bu şekilde düşünmek kusurludur. Bunun yerine eğri deri yüzeyi üç boyutlu uzayın kendisi olarak düş ün­ meliyiz; üç b oyutlu uzayda konumlandırılabilecek bir iç taraf ya da dış taraf yoktur. Bir basketbol topunun yüzeyinde yürüyen bir karınca ols anız, iç kısma giremezsiniz ya da uzaya sıçrayamazsı­ nız; uzayı keşfetme yönündeki girişimlerinizi basketbol topunun yüzeyinde yürüyerek ve kalarak yaparsınız. Benzer biçimde, eğri uzaylı evrenimizde, uzayla ilgili bütün ölçümlerimiz (gökadalann hızlan ve uzaklıkları) evrenin eğri yüzeyi boyunca yapılmalıdır, çünkü onlar üç boyutlu uzayımızın var olduğu yegane yönlerdir; içeri doğru ve dışarı doğru "yönleri" üç boyutlu uzayda mevcut değildir (eğer mevcut olsalardı, üç boyutlu evrenimizin hem b ir iç kenarı hem de dış kenarı olurdu, bunun imkansız olduğunu da za­ ten b elirledik) . Ancak, basketbol topunun iç ve dış yüzeyi zaman­ da mevcuttur. Daha sonra bu basketbol topu benzerliğini daha derinlikli olarak geliştireceğiz. Evreni sınırsız derecede büyük bir boş uzay hacmi olarak dü­ şünün. Sonra, zamanın başlangıcı adını vereceğimiz tek bir anda, gözlemlenebilen evrendeki bütün gökadalar o evrenin tek bir ufa­ cık bölgesinde b elirir. Eğer gökadaların hareketleri ve uzaklıkları Hubble denklemiyle iyi tanımlanıyorsa, o halde bir sonraki anda gökadalar birbirinden uzaklaşmaya başlamış olacaktır. Eğer en uzaktaki dışarıya hareket eden gökadalar sonsuz derecede hızlı­ dan daha yavaş hızlarla uzayda hareket ediyorduysa, genişleyen gökadalar bulutu için bir dış uzaklık sının var olacak, bu sınırın 23 1

E V R E N KAÇ YAŞ I N DA?

ötesinde hiç gökada var olamayacaktır. Ama daha önce evrenin kenannın ve ötesinde gökadalann bulunamayacağı bir dış sını­ nnın var olamayacağı sonucuna ulaşmıştık; aksi takdirde evre­ nin geçmişinde ötesinde gökadanın bulunamayacağı o sının b azı gözlemcilerin görüp bazılannın göremeyeceği bir an (bu şu an ya da başka herhangi bir an olabilir) olurdu. Dolayısıyla, kozmolojik ilkeyi korumak için, evren anında sınırsız derecede büyümüş ol­ malıdır. Böyle bir olay sınırsız s ayıda gökadanın şu anki konum­ lanna ulaşabilmek için kısa bir süre boyunca uzayda sınırsız hızlarda hareket etmiş olmasını gerektirir. Bu açıklama fizik ka­ nunlanyla çelişir, çünkü hiçbir cisim uzayda değil sınırsız dere­ cede hızlı, ışık hızından bile hızlı hareket edemez; dolayısıyla bu açıklama yanlış olmalıdır. Şimdi evrenin nasıl başladığı ve sınırsız derecede büyük hale geldiği sorusunu göz ardı edin ve s adec e sınırsız derecede büyük olan ve Hubble denkleminin iyi tarif ettiği bir evren düşünün. Bu evrende, uzak gökadalar yakın gökadalara göre daha büyük hız­ larla bizden uzaklaşırlar. Bizimle bazı gökadalar arasındaki uzak­ lık saniyede 1 0 .000 kilometre hızla artmaktadır; bu gökadalann ötesindeki başka gökadalar bizden s aniye 5 0 . 00 0 , 1 00.000, hatta 200.000 kilometre hızla uzaklaşan b aşka gökadalar vardır. B azı gökadalar o kadar büyük mes afelerde olmalıdır ki uzaklaşma hız­ lan -unutmayın, bu hızları gökadalann uzaydaki hareketleri ola­ rak düşünmeliyiz- ışık hızını aşmalıdır, ama bu gerçekleşemez. Yirminci yüzyılın başında fizikçiler onlarca yıllık deneyleri temel alarak ışık hızının sınırlı olduğu yönünde fikir birliğine vardılar. Işık hızı boşlukta saniyede 2 9 9 . 7 9 2 ,458 kilometreye eşitti. Albert Einstein 1 905 tarihli özel görelilik kuramında fiziksel evren an­ layışımızdaki iki ilişkili ilkeyi ortaya koydu: Işık hızı evrendeki bütün gözlemciler için kesinlikle aynıdır ve evrendeki hiçbir ci­ sim uzayda ışık hızından hızlı hareket edemez. (Einstein'ın ışık hızıyla ilgili aksiyomu uzayın kendisinin genişlemesine değil, yal­ nızca cisimlerin uzaydaki hareketine b öyle bir kısıtlama getirir.) Einstein'ın bu ilkeleri telaffuz etmesinden bu yana yüz yılı aş­ kın zaman geçti ve dünyanın dört bir yanındaki laboratuvarlarda yapılmış binlerce deney onun ışık hızıyla ilgili fikirlerini tekrar tekrar ve ikna edici şekilde onayladı. Fakat Hubble kanununun gökadaların hareketlerini doğru biçimde tarif ettiği ve kozmolojik 232

GENiŞLEYEN EVREN

ilkenin geçerli olduğu sınırsız bir evrende, neredeyse bütün göka­ dalar uzaydaki gerileme hızlannın Einstein'ın hız sınınnı aşma­

sına neden olacak kadar uzak mesafelerde bulunm alıdır. Sınırsız bir evrende Hubble kanunu ve özel görelilik kuramı ve evrembi­ limsel ilke geçerli olamaz. Görelilikteki fikirler yüz yıl önce çok tuhaf olsa da, 1 929'a gelindiğinde modem fiziğin temel dayanak­ lan haline gelmişlerdi; bugüns e yüz yıllık sürekli deneylerden ve kurams al gelişmelerden sonra, bu dayanaklar hala o günkü kadar s ağlamdır. Einstein'ın fiziğiyle ayncalıklı gözlemlerin yaşadığı ve cisimlerin uzayda ışık hızından daha hızlı hareket ettiği sınırsız bir evren arasında bir tercih yapmak gerektiğinde, Einstein'ın fi­ ziği galip gelir.

Sınırlı Bir Genişleyen Evren Artık evrenimizin ucunun olmadığını, parlak, gözlemlenebilir gö­ kadalar içeren kısmının sınırlı olduğunu ve gökadalann Hubble denklemine uyduklannı biliyoruz. Ama nasıl bu fikirleri bir araya getirebilir ve bu evrenin uyumlu bir tablosunu oluşturabiliriz? 1 9 1 5 'te Einstein'ın genel görelilik kuramını yayımlamasından kıs a süre s onra, Hollandalı gökbilimci Willem de Sitter Einstein'ın denklemlerini çözme girişiminde bulundu. De Sitter'in matema­ tiksel çözümü fiziksel değildi, çünkü denklemlerine sıradan bir madde ya da ışık, dolayısıyla muazzam evrensel ölçekler için bir kütleçekim kaynağı dahil etmemişti, ama hes apları vasıtasıyla uzak gökadalann tayf çizgilerini yorumlamanın farklı bir yolunu keşfetti : Evrenin uzayının gerilmesinin aynı zamanda fotonla­

n da gereceği sonucuna vardı. Mavi bir foton gerildiğinde daha

uzun, dolayısıyla daha kırmızı bir hal alır. Uzay geriliyorsa, o hal­ de daha uzaktaki cisimlerden gelen ışık yakındaki cisimlerden ge­ len ışığa göre daha fazla gerilecektir. De Sitter Einstein'ın denk­ lemlerine çözümünü ortaya koyduğunda henüz gözlemlenmemiş olan Hubble kanunu galaksilerin uzayda hareket ettiğinin değil,

uzayın gerildiğinin iş areti dir. 1 93 1 'de Sitter' ın uzay gerilmesi kavramı Hubble'ın gözlemlerine gökbilimcilerin aradığı açıkla­ m ayı s ağladı : Gökadalar uzayda hareket etmezler. B unun yerine u z ayın kendisi ve onda hareket eden fotonlar gerilir, gökadalarsa uzaydaki konumlannda yaklaşık olarak sabit kalırlar.

233

E V R E N KAÇ YAŞ I N DA?

Bu fikri tekrar etmeye değer, çünkü birçoğumuz genişleyen ev­ renin resimlerini ya da çizgi filmlerini görmüş olsak da, profes ­ yonel gökbilimciler ve kozmologlar dışında çok az kişi onun bu açıklamasının anlamını gerçekten kavramıştır. O yüzden tekrar ediyoruz: Madde içermeyen uzay mevcut değildir, asla da var ol­ mamıştır. Seyreltik bir evrendeki yoğun madde cepleri olan göka­ dalar arasındaki uzaklıklar zamanla artar, ama gökadalann ken­ dileri uzayda hızla hareket etmez. En büyük ölçekte (yani bütün gökadaların yakındaki gökadalarla etkileşime girerkenki küçük yerel hareketlerini göz ardı ederek) gökadalar uzaydaki konum­ larında sabittir. Uzayda hareket etmezler. Fakat gökadalar ara­ sındaki uzaklıklar hızla artar, çünkü gökadalar arasındaki uzayın dokusu sürekli olarak şekerleme gibi gerilir, gökadalar da ş eker­ lemede sabit konumlarında sabırla buna katılırlar. BBC 'nin The Nature of Things isimli radyo programının Mart 1 948'deki bir bölümünde İngiliz astrofizikçi Fred Hoyle bu ge­ nişleyen evren modelini tarif ederken Büyük Patlama terimini kullandı. Hoyle kayda değer bir çabayla elli yıldan uzun bir süre boyunca Büyük Patlama kuramına karşı çıks a da (o evreni ebedi ve değişmez olarak tahayyül eden kararlı durum kuramını tercih ediyordu) , Hoyle'un genişleyen evren kuramına verdiği isim tuttu.

Merkezi Olmayan Bir Evren Şimdi basketbol topu benzerliğimize dönelim. Basketb ol topu­ nun deri yüzeyi üç b oyutlu uzay, evrenin dokusudur. Basketbol topu evreni tek bir nokta olarak başlamı ş , s onra genişlemiştir. Evrenin genişlemesi b asketb ol topumuzun şişmesine b enzerdir, ama arada çok önemli bir fark vardır: Bizim deneyimimizde, bir basketbol topu uzayın içinde vardır ve uzayda genişler, b enzer­ liğimizdeyse b asketbol topu uzaydır. B enzerliğimizde, b a sketb ol topunun dışındaki "uzay" mevcut değildir, en azından bugün ve üç b oyutumuzun herhangi b irinde değildir, çünkü bugün evrenin p arçası değildir (evren basketbol topunun yüzeyiyle sınırlıdır) . Aynı seb epten b asketb ol topunun iç kısmı da bugün üç b oyutlu uzayda mevcut değildir. Sınırsız bir hızla yolculuk yapabilsek bile üç b oyutlu uzayda yolculuk yap arak b asketb ol topunun içine ya da dışına gidemeyiz . B asketbol topunun içi s a dece geçmişimizde

234

G E N iŞLEYEN EVREN

daha küçük bir basketbol topu olarak, basketbol topunun dışıysa yalnızca gelecekteki daha büyük bir basketbol topu olarak var­ dır. Zamanda yolculuk (henüz) mümkün olmadığı için kesinlikle yalnızca uzayda yolculuk yapmakla sınırlıyız. Fizik kanunları bizi basketbolun yüzeyiyle kısıtlar. Geçmişe yolculuk yapamasak bile, gökbilimciler geçmişe ba­ kabilirler. Işık saniyede neredeyse 300.000 kilometre hızla hareket ederken bile evrenin büyük uzaklıklarını kat etmek için ölçüle­ bilir sürelere ihtiyaç duyar. 4 milyon ışık yılı uzaklıkta bulunan bir cisimden gelen ışık onunla bizim aramızdaki evren boşluğunu kat etmek için 4 milyon yıla ihtiyaç duyacaktır (eğer bu fotonlar evrende yolculuk yaparken uzayın genişlediği gerçeğini göz ardı eders ek); dolayısıyla bugün bize ulaşan ışık cisimden 4 milyon yıl önce, yani evren daha küçükken ayrılmış olmalıdır. Dolayısıyla, gökbilimciler uzaktaki cisimlere baktıklarında hem uzaya hem de zamanda geçmişe bakarlar. Gökbilimciler uzaktaki cisimleri gözlemlenebilir evren hem daha genç hem de daha küçükken ol­ dukları halde görürler; basketbol topunun içine, geçmişe doğru bakarlar. Fiilen teleskoplar zaman makineleridir ve gökbilimcile­ rin geçmişe dokunmalarına olmasa bile bakmalarına izin verirler.

235

20.

B ölüm

EVRENİN HUBBLE ÇAGI

Hubble daha ihtiyatlı davranarak düzgünlük ilkesinin fazla iş­ letilmemesi gerektiğini ve Andromeda bulutsusunun en zengin küresel kümeleriyle kendi gökadamızdakiler arasında gerçek bir fark olabileceğini s avundu. -Walter Baade, "The Period Luminosity Relation of the C epheids"te [Sefelerin Dönem-Aydınlatma Gücü İlişkisi] , Publi­ cations of the Astronomical Society of the Pacific [Pasifik Gökbi­ lim Derneği Yayınları) ( 1 956)

Artık evrenin geçmişini anlamamızı sağlayacak bir mo delimiz var: Evren b aşladığında maddenin ve enerjinin tamamı birbiri­ ne çok yakındı, çünkü uzayın kendisi son derece küçüktü. Zaman içinde uzay genişledi. Evrenin doğumundan s onraki birkaç yüz milyon yılda oluş an gökadalar uzaydaki ilk konumlarında s abit kalmışlardır. Gökadaların uzayda hareket etmedikleri halde uz ak­ laşıyor görünmelerinin sebebi uzayın genişlemesidir. Gökadalar arasındaki uzaklıklar uzaklaşıyor göründükleri hızlarla doğrudan orantılıdır, öyle ki artık aralarında büyük uzaklıklar bulunan gö­ kadalar birbirine daha yakın olan gökadalara göre daha büyük hızlarla uzaklaşıyor görünürler. Gökadaların ayrılma uzaklıkla­ rıyla geri çekilme hızları arasındaki ilişki Hubble kanunu adını verdiğimiz ş eydir. Bu ilişkide bize gökadalann hızlan arasındaki her kilometre/saniyelik fark b aşına aralarında kaç megap ars ek ayrım olduğunu bize söyleyen orantılılık s abitine Hubble s abiti

H0 adını veririz. Hubble s abiti bize doğrudan Hubble süresini ve­ rir, o da bize evrenin yaşına ilişkin tahmini bir değer verir. 236

EVR E N i N HUBBLE ÇAGI

Hubble'ın 1 9 3 1 tarihli çalışması Hubble süresini yaklaşık 1 ,8 milyar yıl olarak, o sırada Hubble süresinin yaklaşık üçte ikisi ol­ duğu tahmin edilen evrenin yaşını da 1 ,2 milyar yıl civan verir. Bu yaş kabaca Dünya'nın o sırada tahmin edilen yaşıyla tutarlıdır. Henry Norris Russell 1 92 1 'de "Dünya'nın kabuğunun muhtemelen iki ila sekiz milyar yaşında olduğu" sonucuna varmıştı. Fakat 1 930 yılı itibariyle jeologlar kayaçların radyoaktif tarihlemesinden Dünya'nın yaşı için alt sınırın 3 milyar yıl olduğuna ikna olmuş ­ lardı . Radyoaktif tarihleme geçerli bir araçsa ve Hubble'ın ölçüm­ leri doğruysa, o halde evren fazla gençti. Bileşenlerinden milyar­ larca yıl gençti . Bu paradoks zaman ölçeği zorluğu ya da gökbilim tarihçisi John North'un deyişiyle, "kozmologlann kabusu" ol arak bilinir oldu. Bir yerde hata vardı.

Ockham'ın Usturasının Sınırlamaları Hubble 1 93 1 'de Sefeleri ve dönem-aydınlatma gücü ilişkisini kul­ lanarak An dromeda Bulutsusunun uzaklığını ayarladıktan sonra An dromeda'daki en parlak küresel kümelerin Samanyolu'ndaki en p arlak küresel kümelere göre dört kat ( 1 ,5 kadir) daha sönük olduğunu fark etmişti. 1 940'ta bu uyumsuzluk diğer gökbilim­ cilerce de onaylanmış ve bir rahatsızlık kaynağı haline gelmişti. Neden An dromeda'daki küresel kümeler Samanyolu'ndaki küre­ sel kümelerden bu kadar farklı olsundu ki? İki gökadanın küresel kümelerinde çok farklı yıldız türleri vars a, o halde düzgünlük il­ kesi geçersizdi; ama eğer Samanyolu ve Andromeda'da aynı fizik kanunlarına uyan benzer yıldızlar varsa, o halde Andromeda'nın hesaplanan uzaklığı yanlış olmalıydı . Shapley Sefeler üzerine çalışmsında bütün Sefe benzeri deği­ ş en yıldızları tek bir dönem-aydınlatma gücü ilişkis inde bir ara­ ya getirmişti ve Hubble da Shapley'in hes abını kullanmıştı. Hem Shapley'in hem de Hubble'ın bilmediği şey, bütün Sefe benzeri de­ ğiş en yıldızların aynı olmadığıydı . H-R diyagramında artık kararsızlık şeridi adını verdiğimiz bir bölge vardır. Kararsızlık şeridi anakoldan yukarıya (daha yüksek aydınlatma güçlerine) ve sağa (daha düşük sıcaklıklara) doğru uzanır. Bu çeyrekteki yıldızlar zonklayarak bir daha büyük, par­ l ak ve soğuk, bir daha küçük, sönük ve sıcak olurlar. Bu titreşme-

237

EVR E N KAÇ YAŞ I N DA?

ler "zonklayan değiş en yıldızlar" da gözlemlenen dönem, parlaklık ve renk (tayf tipi) değişimlerine neden olurlar. Bu yıldızların üç önemli tipi vardır: Klasik Sefeler, Delta Sefe yıldızları veya Tip I S efeler olarak da bilinirler ve Tip II Sefelerden yaklaşık dört kat p arlaktırlar. Bu yıldızların iki günle kırk gün arasında değişen zonklama dönem­ leri, yaklaşık bir ila bir buçuk kadir aydınl atma gücü şiddetleri ve ortalama sıcaklıkları ve tayf tipleri (F, G) vardır. Bunlar s ar­ mal gökadaların sarmal kollarında ve Küçük Macellan Bulutunda bulunurlar; küresel kümelerde bulunmazlar. Bu türün örnekleri arasında Kutup Yıldızı ve Delta S efenin kendisi bulunur;

W Virginis yıldızları, Tip II S efeler olarak da bilinirler (Shapley'in küresel kümeler üzerine çalışmasında iyi tarif edilen yıldızlar) ve Tip I S efelerden yaklaşık dört k at sönüktürler. Bu yıl ­ dızların zonklama dönemleri iki günle kırk gün arasında değişir. Bunlar sarmal gökadalann halelerinde, eliptik gökadalarda ve Tip I Sefelerin aksine küresel kümelerde bulunurlar;

RR Lyrae yıldızlan ya da küme tipi değişen yıldızlar (Bailey'in keşfettiği yıldızlar) sadece 0,3 ila 0,9 günlük zonklama dönemle­ rine, yaklaşık bir kadirlik aydınlatma gücü şiddetlerine, ortalama sıcaklıklara ve tayf tiplerine (A, F) sahiptir. Küresel kümelerde ve sarmal galaksilerin haleleri ve çekirdeklerinde bulunurlar. Shapley üç yıldız türünün hepsini bir araya toplayıp tek bir dönem-aydınlatma gücü ilişkisi ortaya koyduğunda elmal arla armutları ve portakalları karıştırma hatasına düştü, bu da gök­ bilimde yeni bir cisim türünün ilk defa keşfinden sonra görülen yaygın ve neredeyse kaçınılmaz bir hatadır. Belli bir özelliği p aylaşan yalnızca birkaç cisim bilindiğinde ve gökbilimciler bu cisim hakkında çok az bilgi s ahibi oldukla­ rında, aralarındaki benzerlikler çok doğal olarak birincil derece­ de önemli, farklars a ikincil derecede önemli s ayılır. E ğer bu ci­ simler yeterince ilgi çekiciys e, kayda değer çalışmaların kapısını açacaklardır ve sonuç olarak çok geçmeden bu cisimler hakkında büyük miktarda veri açığa çıkar. Bir s onraki anlayış a ş amasında, gökbilimciler alt türlerin ya da alt sınıfların oluşturulmasını des­ tekleyecek kadar önemli olabilecek cisimler arasındaki farkları ayırt etmeye başlarlar. Nasıl bulutsuların özellikleri h akkında az veri olması Slipher'i hepsinin aynı olduğunu vars aymaya götür238

EVRENiN HU BBLE ÇAGI

müşse, Sefeler ve küme türü değişen yıldızlar hakkında yeterince büyük bir bilgi dağarcığının olmaması da Shapley ve 1 9 1 0'lar ve 1 920'lerdeki diğer gökbilimcilerin o sırada Sefeler olarak bir ara­ ya topladıkları dönemli değişen yıldız türleri arasındaki sistema­ tik farkları kavramalarını engelledi. Bu hatalar bilimde Ockham'ın usturası ilkesini uygulamanın tehlikelerini gösterir. Ockhamlı William deneyimin ötesine ge­ çen şeylerin akılcı, mantıksal savlarla doğrulanamayacağını ileri s üren bir on dördüncü yüzyıl filozofuydu. Ockham çalışmalannı elb ette modern bilimin doğumundan önce yapmıştı (birincil ilgi alanı Tanrı'nın varlığının kanıtlanydı), ama modem bilim onun Ockham'ın usturası adıyla bilinen basitliğin değerine dair hükü­ münü s ahiplendi: D aha az varsayımla yapılabilen bir şeyi daha çok varsayımla yapmak boşunadır. Yani, bilimsel bir açıklamayı gereksiz yere aşırı karmaşıklaştırmayın. Basitliği koruyun. Se­ feler b akımından, Shapley'in 1 9 1 8'deki "belirli bir döneme sahip değişen yıldızlar ister genel gökada sisteminde, ister küresel kü­ meler ve Macellan bulutları gibi ayrı ayrı yıldız topluluklarında olsunlar karşılaştırılabilir aydınlatma gücüne sahiptir," şeklinde­ ki iddiası mantıklıydı, çünkü o sırada elde başka birini tersine bir sonuca götürecek bir kanıt yoktu. Shapley işi basit tutmuştu, ama yine de yanılmıştı. Bu durumda, cevap daha karmaşıktı.

Düşman Uyruklu Walter Baade'nin Keşifleri Hem Tip I hem de Tip II S efeler mevcuttur. Sonuç olarak, Shapley'in dönem-aydınlatma gücü ilişkisi yanlış ayarlanmış­ tı ve Hubble'ın gökada dışı bulutsular için bulduğu uzaklıklar hatalıydı. Bu keşif Walter Baade'nin sarmal gökadaların iki farklı yıldız popülasyonu olduğunu fark etmesiyle yapıldı. Ba­ ade 1 93 l 'den beri Mount Wilson Gözlemevinde çalışan Alman­ ya doğumlu bir gökbilimciydi. İkinci Dünya Savaşının ortasında başka birçok Alman ve Japon göçmen gibi düşman uyruklu ilan e dildi. Jap on kökenli birçok düşman uyruklunun aksine, Alman­ lar toplama kamplarına gönderilmediler; fakat Nisan 1 942'de Los Angeles 'taki askeri güvenlik Baade'nin 20:00-06:00 saatleri arasında evinden çıkmasını yasakladı. Bu fiilen Baade'nin gök­ b ilimci olarak çalışmasını engelledi.

239

E V R E N KAÇ YAŞ I N DA?

Mount Wilson Gözlemevinin o sıradaki müdürü Walter Adams için bu durum kabul edilemezdi. Adams yerel ordu komutanlığını B aade için bir istisna yapmaya ikna etti, bu da B a ade'nin gece gözlemi oturumları için Mount Wilson'a dönmesine imkan tanı­ dı. ı 942 yazında, Hubble'ın savaş bitene kadar Ab erdeen Deneme Alanında çalışmak üzere Mount Wilson'dan

ayrılmasından

son­

ra, Baade Hubble'ın kullandığı �

gözlem süresini devraldı . Hayat

Şekil 20. 1 . Walter Baade. Görüntü: Hu.1tington Kütüphanesi, San Marino, C alifomia.

Baade'ye

limonlar vermişti

(2.

Dünya Savaşı, düşman uyruklu statüsü, gece, Los Angeles 'ta kısmi karartmalar) , ama o hemen

onları kullanarak limonata yaptı . Karanlık uzun geceler gökbilim­ sel araştırmalar için idealdi; B aade gezegenin en büyük telesko­ buna erişebiliyordu ve Hubble'ın s avaş zamanı hizmeti s ayesinde onu kullanacak bol bol vakti vardı. 1 944 itib ariyle B aade Andro­ meda, Andromeda'nın iki yoldaş gökadası M32 ve NGC 205 ve ya­ kındaki bir avuç diğer gökada üzerindeki çalışmaları vasıtasıyla Samanyolu gibi sarmal gökadaların iki farklı yıldız p opülasyonu

içerdiğini keşfetmişti. "Popülasyon I" yıldızları sıcak ve p arlak O

ve B yıldızlarını ve açık kümeler ve sarmal kollarındaki bütün yıl­ dızlan içerir. "Popülasyon II" yıldızlan B ailey'in kıs a dönemli (bir­ kaç saat) küme tipi değişen yıldızlan (On B eşinci Bölüm) de dahil bütün küresel küme yıldızlarını içerir. 1 948'de Dünya'nın yeni en b üyük Teleskobu olan Palamar Dağındaki 5,08 metrelik Hale Teleskobunun hizmete girmesiy­ le B aade bu teleskobun ilk proj elerinden birinin S efe s o rununu kesin bir ş ekilde çö züme kavuşturmak olac ağını açıkladı. B irkaç yıl içinde ikisinin de b enzersiz dönem- aydınlatma gücü ilişkileri olan iki farklı S efe popülasyonunun varlığını ortaya koydu . Tip I Sefelerin Popülasyon I yıldızları, Tip II S efelerin de Popülas­ yon II yıldızları arasında olduğunu gördü. Her iki S efe türü de 240

EVR E N i N HUBBLE ÇAÔI

b e n z e r biçi m d e zonkl a s a da, Tip I'ler Tip II'lere göre daha genç v e daha b üyük kütleli yıldızl ardır. Shapley 1 9 1 8'de fa rklı türde Sefeleri tek bir dönem- aydınlatm a gücü ilişkisinde karış tırdığı­

nın farkına varmak için yeterli ya da yeterince iyi veriye sahip değil di. B a ade'nin çalışmalarının ardından gökbilimciler on gün civan z onklama dönemi olan bir Sefenin ya Güneş'ten yaklaşık 5000 kat fazla aydınlatma gücüne (bir Tip I Sefe) ya da yaklaşık 1 . 3 0 0 kat fazla aydınlatma gücüne (bir Tip II Sefe) s ahip olduğu­ nu biliyordu .

Popülasyon I I yıldızlan

Popülasyon I yıldızlan

Ş ekil 20.2. S o mbrero Gökadası (M l 04). Walter Baade'nin sarmal gökadalann iki farklı yı ldız popülasyonu olduğunu fark etti: Popülasyon I yıldızlan gökada d i skinde yer alır ve b i rçok genç m avi yıldızı içerir, Popülasyon II yıldızlarıys a yalnızca gökada halesindeki yaş l ı kırmızı yıldızları i ç erir. Görüntü: NASA ve Hubbl e Mirası ekibi (STScl/AURA).

Shapley'in dönem-aydınlatma gücü ilişkisini ayarlarken kul­

landığı örneğe daha sönük olan Tip II Sefeler hakimdi, bu yüz­

den o fiilen bu yıldızlar için dönem - aydınlatma gücünü bulmuştu.

Fakat Hubble'ın Andromeda'da ve diğer gökada dışı bulutsularda bulduğu S efeler içkin olarak daha parlak olan Tip I'lerdi. Sonuç olarak Hubble Androm eda'daki Sefelerin parlaklıklarını dört kat

a z , dolayısıyla mes afelerini de iki kat kıs a tahmin etti. Kullandığı ölçü çubuğu doğru ayarlanmamıştı.

B aade l 9 5 2 'de Roma'daki Uluslararası Gökbilim Birliğine

verdiği bir rap orda Andromeda Göka dasının Hubble'ın 1 9 29'da 24 1

E VR E N KAÇ YAŞ I N DA?

inandığından neredeyse üç kat uzak ol duğunu öne sürdü. ( 1 930'da Rob ert Trumpler yıldızlararası tozun uzak cisimlerden ışığı emerek aslında olduklarından daha sönük ve dolayısıyla daha yakın görünmelerine neden olduğunu gösterdi; hem yıldız­ lararası toz hem de dönem-aydınlatma gücü diyagramının yeni­ den ayarlanması B aade'nin Andromeda'nın uz aklığını daha uzak olarak tahmin etmesinde rol oynadı) . Aniden evren çok büyük ve büyük olması sayesinde çok daha yaşlı hale geldi. 1 9 5 6 'da E dwin Hubble'ın himayesindeki Allan S andage Hubble'ın çalışmasını geliştirdi ve düzeltti ve H0 'in değerinin megaparsek b aş ına s ani­ ye b aşına 7 5 kilometre olduğunu, dolayısıyla Hubble süresinin 13 milyar yıl olduğunu, H0 değerinin de iki katlık bir b elirsiz­ liğinin olduğunu açıkladı (yani H0 m egap ars ek b aşına s aniyede 3 5 ya da 1 50 kilometre olabilirdi; Hubbl e süresi de 3 0 ya da 7

milyar yıl olabilirdi) . İster 7, ister 1 3 , ister 3 0 milyar yıl olsun, artık tahmin edilen Hubble süresi D ünya'nın kayaçların radyo ­ aktif tarihlenmesinden tespit edilen yaşıyla tutarlı olacak kadar uzundu . Bunu izleyen otuz yıl boyunca H0 'ın ölçümleri megap arsek b a ­ şına saniye b aşına yaklaşık 5 0'yle yaklaşık 1 00 kilometre arasın­ da değişti ve bu alandaki en etkin ve güçlü iki araştırma grubu bu iki aşırı değerden ya birini ya da diğerini, yani ya H0 = megaparsek b aşına saniye b aşına 50 kilometreyi (S andage ve diğerleri) ya da

H0 = megaparsek b aşına saniye b aşına 1 00 kilometreyi destekledi. H0 = megap ars ek başına saniye b aşına 50 kilometre değeri "uzun" değer, H0 = megaparsek b aşına s aniye b aşına 1 00 kilometre değeri de "kısa" değer olarak adlandırıldı, zira belirli bir ölçülmüş kırmı­

zıya kayma hızı için bir cismin uzaklığı H0 değeri daha küçükse daha uzun, H0 değeri daha büyükse daha kıs a olacaktır. 1 9 86'da

Michael Rowan-Robinson The Cosmological Distance Ladder [Ev­ rensel Uzaklık Merdiveni) isimli kitabında yarım yüzyıl b oyunca ölçülmüş H0 değerlerini eleştirel olarak değerlendirdi ve H0 değe­ ri için en iyi t!'l hminin megap ars ek b aşına s aniye b aşına 67 ± 1 5 kilometre olduğu sonucuna vardı. Bu H0 değeri evrenin yaşını 1 5 milyar yıl civarına, ya d a daha ihtiyatlı olunursa 1 2 ila 2 0 milyar yıl aralığına yerleştiriyordu.

242

EVR E N i N H U B BLE ÇAÔI

Şekil 2 0 . 3 . Sarmal gökada NGC 40 1 3'ün yandan görünümü. l 930'd a Rob ert Trumpler yıldızlararası tozun mevcut o l duğunu ve uzak cisimlerden gelen yıldız ı ş ığını hem kararttığını hem de kırmızılaştırdığını kanıtladı. Sarmal gökadalardaki karanlık şeritler yıldızlar arasında müthiş miktarlarda toz olmas ından kaynaklanır. Görüntü: NASA ve Hubble Mirası ekibi (STS cl/AURA).

Hubble Uzay Teleskobu ve Evrenin Yaşı Nisan l 990'da NASA n yılı aşkın bir tas anın ve geliştirme s ürecinin ardından Hubble Uzay Teleskobunu fırl attı . Kilit Proj el erden biri Hubble s ab itinin kesin bir ölçümünü yapmaktı. Liderler Wendy L . Freedman, Robert C. Kennicutt, Jr. v e Jeremy R. Mould ekiplerinin on iki diğer üyesiyle b erab er 25 megap arseke (80 milyon ışık yılı) varan uzaklıklardaki gökadalarda Sefe değiş en yıldızlarını tanım­ lamaya odaklandılar. Nihai sonuçlarını 200 1 'de bildirdiler: H0

megap arsek başına s aniye başına 72 ± 8 kilometre.

=

Kilit Proje üzerine çalışmaların sona ermesinden bu yana , A d a m R i e s s v e iş arkadaşları bu çalışmayı devam ettirerek yine Hubble Uzay Teleskobuyla yaptıkl arı SHOES proj eleri kaps amında 3 0 megap arsek ( 1 00 milyon ışık yılı) civarı uzaklıktaki gökadalar­ daki ve Tip Ia süp ernovalann (Yirmi Birinci Bölüm) gözlemlerin243

E VR E N KAÇ YAŞ I N DA�

den uzaklıkları iyi bilinen gökadalardaki 240 Sefenin dönemlerini ölçtüler. Riess 'in 2009'da bildirdiği s onuçlar H0 değerini daha da kesinleştirerek H0 = megaparsek b aşına s aniye b aşına 74, 2 ± 3,6

kilometre sonucunu verdi.

Yüzlerce gökbilimcinin elli yılı aşkın bir süre b oyunca yürüt­ tüğü yoğun çalışmalar s ayesinde H0 değerimizin kesinliği artarak S andage'ın "iki kat" b elirsizliğinden yüzde b eşten az, yani etki­ leyici derecede küçük bir hata marjına ulaştı, ama H0 'ın Hubble Kilit Projesi ekibi ve SHOES ekibi tarafından tespit edilen değe­ ri Sandage'ın 1 956'da bulduğu değerle neredeyse aynıydı. İronik olan şudur ki, S andage ve iş arkadaşları Kilit Proj enin bulduğu sonucun yanlış olduğunu ve H0 'ın gerçek değerinin megaparsek başına saniye b aşına 62 kilometreye yakın olduğunu s avunmaya devam ediyorlar. Elimizde H0 için güvenilir bir değer varken, Hubble süresi, yani bir Hubble sabitinin değerinin evrenin bütün geçmişi b oyunca değişmeden kaldığı varsayıldığında evrenin yaşı için en iyi tah­ minimiz yaklaşık 1 3 , 5 milyar yıldır (sonraki beş b ölümde açıkla­ nan keşiflerden evrenin yaşı için en iyi tahminin Hubble süresinin yaklaşık yüzde 96'sı olduğunu göreceğiz). Bu s onucun ölçümler yapılmasının ve sonucu olduğuna ve bütün ölçülen değerlerin ku­ surlu biçimde bilindiğine (Hubble sabitinin değerindeki ± 3 , 6 no­

tasyonunun nedeni budur) dikkat edilmelidir. Sonuç olarak, bilim ins anları tipik olarak hesapladıkları cevaplar için en makul olası değerleri kap s ayan bir değer aralığı verirler. B u durumda, kozmo­ loglar Hubble süresinin 12 milyar yıldan fazla, 16 milyar yıldan az olduğuna neredeys e yüzde yüz emindirler.

244

2 1 . B ölüm

İVMELENEN EVREN

Enerjisi b i z i çevreler v e bağlar. Parlak varlıklarız bizler, bu kaba madde değil. Gücü etrafında his s etmelisin, burada, seninle ben, ağaç, kaya arasında, her ye r d e , evet ... Evet, bir Jedi'ın kuvveti Güçten akar. . . Ama karanlık tarafa dikkat et.

-Yada, Star Wars Episode V: The Empire Strikes Back ( 1 980)

Onlarca yıl boyunca gökbilimci ekipleri Hubble sabitinin mevcut değerinin en hassas ölçümlerini yapmak için rekab et ettiler. El­ b ette, evren genişlediği için "Hubble sabiti"nin yanlış bir isim ol­ duğunu biliyoruz: Evrenin bütün geçmişi boyunca sabit kalmamış olması gerekir, işte bu yüzden Hubble sabitinin mevcut değerini tanımlamak en iyisidir. Astronomlar matematik denklemlerinde bu noktayı netleştirmek için zamanla değişen bir Hubble sabi­ tini göstermek üzere altsimgeli sıfın içermeyen H notasyonunu ve evrenin geçmişinde şu anki devirdeki Hubble sabiti değerini göstermek için H0'ı kullanırlar. Şimdi, Hubble s abitinin uzayın evrensel genişlemesinin parçası olarak gökadalann birbirinden uzaklaşma hızının (bugün evrenin bulunduğumuz parçasında ölçtüğümüz halinin) gökadalar arasındaki aynlma uzaklığına b ölümünü ölçtüğünü hatırlayalım. Ayrılma hızlan sabit kalırsa, Hubble sabiti azalır çünkü aynlma uzaklıklan artar. Kütlenin ol­ duğu bir evrende, kütleçekim genişleme hızını yavaşlatacak şekil­ de etki eder. Evrenin genişleme hızı azaldıkça, Hubble sabitinin değeri kütleçekimin hiç rol oynamadığı duruma göre daha da hızlı azalmalıdır. Sadece bu hususlara dayalı olarak, evren yaşlandıkça Hnin küçülmesinin gerektiği açıktır. 245

EVR E N KAÇ YAŞ I N DA?

Hubble " Sabiti" Sabit Değildir Bunu bir kere daha deneyelim: Kütleçekimin evrenin genişleme hızını etkileyen b askın güç olduğu vars ayılırs a, evren geçmiş­ te daha hızlı genişlemiş olmalıdır. Uzak geçmişte genişleme hızı daha büyük ve evren daha küçüks e, Hubble s abiti (genişleme hızı bölü ayrılma uzaklığı) günümüzdekine göre daha büyük olmuş ol­ malıdır. p eki, bir gökbilimci "geçmiş "le ilgili bilgi bulmak için ne­ reye b akar? Gördüğümüz üzere, günümüz hakkındaki bilgiler ev­ renin yakın kısımlarında bulunur, ama geçmiş hakkındaki bilgiler çok uzaktadır. Işığın uzak evrenden ilettiği mesajlarda (unutma­ yın, geçmişe bakıyoruz) , büyük evrensel kırmızıya kaymalarda, Hubble sabiti yerel evrendekine göre daha büyük bir değere sa­ hip olmalıdır. O halde evrenin genişleme hızını ölçmek ve değişip değişmediğini belirlemek için ihtiyacımız olan, büyük evrensel uzaklıklarda ölçülebilen standart mumlardır. Hubble Kilit Projesi ve SHOES projesi için Freedman ve Riess ve ekip arkadaşları yak­ laşık 30 megaparsek ( 1 00 milyon ışık yılı) kadar uzaklıklardaki Sefeler için H değerini ölçtüler, bu s adece ı 00 milyon yıllık bir ge­

riye b akış süresine karşılık gelir. 1 00 milyon ışık yılı kozmologları o uzaklıktaki uzay hacmini "yerel" evrenimiz saymaya s evk edecek kadar yakındır. Gökbilimcilerin 1 milyar ışık yılı ya da daha faz­ la uzaklığa bakabilmeye ihtiyaçları vardı. Gökbilimciler o hedefe ulaştıklarında Hnin değerinin uzak geçmişte şu anki değeri olan saniyede megapars ekte 74 kilometreye göre daha büyük olduğunu göreceklerini tahmin ediyorlardı.

Chandrasekhar Sınırı Uzak evrendeki Hubble s abitini nasıl ölçeriz? Tek yapmamız gere­ ken, yüz milyonlarca ila milyarlarca ışık yılı uzaklıklarda tanım­ layabildiğimiz standart bir mum bulmaktır. D aha uzak cisimlerin onları görebilmemiz için aşırı parlak olması gerektiği için, tanıdı­ ğımız mümkün olan en p arlak cisimleri standart mumlar olarak incelememiz gerekir. Beyaz cücelerimizi hatırladınız mı? Yalıtılmış bir b eyaz cüce­ nin tek b aşına bırakıldığında s abit bir kütleyi ve yarıçapı koru­ duğuna ve s adece anladığımız bir ş ekilde yavaş ça soğu duğuna dikkati çekmiştik. Bunu yaparak, soğuyan beyaz cüceler bize yaş-

246

iVMELEN E N EVREN

lannı ve içinde bulundukları küresel kümelerin yaşlarını ölçmek için bir araç verirler. Fakat bütün beyaz cüceler yalıtılmış değildir ve bir ikili yıldız sisteminde bir beyaz cüce yoldaşı pahasına kütle b akımından b üyüyebilir. Hem bir beyaz cüce hem de bir kırmızı dev içeren bir ikili sistemimiz vars a, kütle kırmızı cücenin dış at­ mosferinden b eyaz cücenin yüzeyine akabilir. Daha sonra, gezege­ nimsi bulutsu aşamasında, kırmızı cüce uzaya kütle atacaktır ve o kütlenin bir kısmı da b eyaz cüce yoldaşının yüzeyine düş ecektir. S onuç olarak, b eyaz cüce yavaş yavaş büyüyecektir. Normal cisimler, örneğin bir kum öbeği, daha fazla kütle ek­ lendiğinde büyür. Fakat beyaz cüceler tersini yap ar. Daha fazla kütle , b eyaz cüceyi sıkıştıracak daha güçlü bir kütleçekimsel kuv­ vet demektir. S onuç olarak, bir b eyaz cüceye kütle eklemek onu küçültür. D aha büyük sıkıştırıcı kuvvet, beyaz cücenin hem iç b a­ sıncının h em de yoğunluğunun artması anlamına gelir. Basınç ve yoğunluk yeterince yükseldiğinde, kütleçekimin içeri doğru kuv­ veti eş enerjili elektron gazının uyguladığı dış arı doğru b asınca b askın çıkar. Sanki yer kapmaca oyunumuzda s andalyeler öyle sı­ kıştırılmıştır ki, ayaklan birbirine dolanmıştır. Biri birbirine do­ lanmış sandalyelere oturduğunda, ayakları kıvrılır ve p arçalanır. B ütün yapı çöker. Beyaz cücemizde çok fazla kütle, kütleçekime direnen ve yıldızın yapısını koruyacak basıncı sağlayan elektron eş enerjililiği b asıncına baskın çıkar. Beyaz cücenin kütlesinin bi­ razcık aşırı olması, onun kendi üzerine çökmesini tetikler. "Aşırı b üyük kütleli" bir beyaz cüce için kritik eşik yaklaşık 1 ,4 Güneş kütlesidir ve Chandrasekhar sın ırı adıyla anılır.

Tip la Süpernovalar B eyaz cüceler kütleleri 1 ,0 ya da 1 ,2 ya da 1 ,3 ya da 1 , 35 ya da 1 ,45 ya da 1 ,8 ya da 5 Güneş kütlesine çıktığında kendi Üzerlerine çökmezler. E lektron eşenerjililiği basıncı özel bir bilinen kütle ke­ s in bir sınırl ayıcı basınç uyguladığında başarısız olur. Bir beyaz cücenin kırmızı cüce yoldaşından kütle çektiği ve Güneş'ten yüzde 40 daha fazla kütle olan Chandrasekhar sınırına ulaştığı her ikili

sistemde b eyaz cüce çökecektir; bütün b eyaz cüceler Chandrasek­ har sınırında çöktüğü için, çökme ve ardından süp ernova olarak p atlama ş ekilleri son derece benzer olacak, dolayısıyla hepsinin p arlaklığı neredeyse aynı olacaktır. 247

EVR E N KAÇ YAŞ I N DA?

SN

1 995al

SN

1 996aq

ı·

:W

Şekil 2 1 . 1 . Doruk parlaklıklanna yakın altı süpernovanın optik görün­ tüleri. Bu görüntülerin her birinde, süpemova parlaklığı bulunduğu gökadanın parlaklığına benzer durumdayken görülmektedir. Riess vd., The Astrophysical Jou m al da n (2009): 6 9 9 , 539. '

Ç öken b eyaz cücenin içinde merkezi yoğunluk karb on füzyonu­ nun başlaması için yeterince artar. Birkaç yüzyıl b oyun c a bu nükle­ er füzyon tepkimelerinden açığa çıkan ısı s o ğuk b eyaz cüceyi ı sıtır. Yükselen sıcaklık 700 milyon K civarına ulaştığında, termonük­ leer tepkimeler büyük ölçekli olarak b eyaz cücenin içinde birçok konumda daha b aşlar. B üyük kütleli tepkimelerin b a şlamasından bir s aniyenin kesri kadar bir süre sonra, nükleer tepkimeler bü­ tün b eyaz cüceyi sarar. Karbon neona, magnezyuma ve s o dyuma kaynaşır; oksijen sülfür ve silisyuma kaynaşır; silisyum da nikele kaynaşır. Bu hızlı nükleer tepkimeler sırası neredeyse anınd a b eyaz cücenin yüzde 40 ila 60'ını nikele dönüştürür. Anında nikel kob alt ve demire b ozunmaya b aşlar. Ç ekirdekteki demir çekirdekleri fo ­ tonları soğurur, bu nedenle demir çekirdekleri alfa p arçacıklarına (helyum çekirdeklerine) p arçalanır ve çekirdek s oğur, bu d a b eyaz cüce için korkunç s onuçlar yaratır. Yıl dızın üst üste katmanları çekirdeği ezmeye devam eder. Sonuç olarak alfa p arçacıkları pro­ tonlara, nötronlara ve elektronlara ayrışır. Elektron eş enerjililiği b asıncı çöküşü durduramaz; çabucak elektronlar p rotonların içine ezilerek nötronlardan oluş an bir çekirdek oluştururla r. Neredey s e 248

iVMELE N E N EVREN

anında, çekirdek s adece nötronlardan oluşan ve sadece birkaç kilo­ metre çapındaki bir atom çekirdeğinin eşdeğerine dönüşür. Sonra nötronlar ölmek üzere olan, kendi içine göçen beyaz cücenin çöken dış kabuğuna karşı iten bir basınç (nötron eşenerjililiği basıncı) uy­ gularlar. Beyaz cücenin dış katmanları çekirdekten uzağa sekerek dışan doğru bir şok dalgası gönderir. Eski beyaz cücenin kütleçe­ kimsel gücü tipik olarak çökme ve geri sekme sırasında üretilen muazzam miktardaki patlayıcı enerjiyi kontrol altına alamayacak kadar küçüktür, bu yüzden beyaz cüce patlar. Birkaç saniye içinde genişleyen, p atlayan yıldızın yoğunluğundaki hızlı azalma nükleer füzyon tepkimelerini durdurur. Patlayan bir beyaz cücenin yaydığı ışık birkaç milyar Güneş ka­ dar fazla olabilir ve bütün bir gökadanın yaydığı ışık miktarıyla karşılaştırılabilir, ama çok kısa sürer. Gökbilimciler böyle bir cisme

süpemova adını verirler. Gözlemsel gökbilimin bakış açısından sü­ p ernovalar bazen en parlak Sefe değişen yıldızlarından 1 00. 000 kata kadar daha p arlak olabilen fantastik cisimlerdir. Fakat zafer panl­ tılan kıs a sürer; görünür ışıkta süpernovalar yalnızca birkaç ayda s olup giderler. Solup giderler, çünkü yıldız yok olmuş , patlamada parçalanmıştır. Gördüğümüz ışığın çoğu patlama sırasında üretilen aşın miktarda radyoaktif nikelin bozunmasından gelir. Nikelin ko­

b alta boz unmasının yan ömrü sadece altı gündür; kobaltın demi­ re bozunmasının yan ömrü yetmiş yedi gündür. Birkaç ay ve birkaç radyoaktif kobalt yan ömrü sonra, süpernova solar ve görülmez olur. B üyük kütleli yıldızlar da ömürlerinin s onunda süpernovalar o larak p atlayabilir ve bunu 20 ya da 50 Güneş kütlesiyle ya da ç ekirdekteki demir çekirdekleri fotonlan soğurmaya ve helyum ç ekirdeklerine p arçalanmaya başladığı anda yıldızın s ahip oldu­ ğu kütleyle yap abilirler. Büyük kütleli yıldızlardan oluşan süper­ novalar da milyarlarca güneş kadar parlak olabilirler, ama beyaz cücelerin aksine parlaklıkları aynı değildir, çünkü öncül yıldızları yaklaşık s ekiz Güneş kütlesinden daha büyük herhangi bir kütleye s ahip olmuş olabilir. Bu süperrıovaların tayflarında gözlemlenmiş kimyas al imzalarla ilgili sebeplerle, büyük kütleli yıldızlardan o l u ş an s üp ernovalar Tip Ih, le ya da II süp errıovalar olarak bilinir. B öylece gökbilimciler tayflarına b akarak büyük kütleli yıldızların p atl amal arından gel en süper yıldızları patlayan beyaz cücelerden gelen ve Tip la süpernovalar olarak kategorize edilen süpernova­ lardan kolayca ve güvenle ayırt edebilirler. 249

E V R E N KAÇ YAŞ I N DA?

O.Ol

0.02

0.05

0.1

Kırmızıya kayma

0.2

Şekil 2 1 .2 . Süpemovalann nispeten alçak kırmızıya kaymadaki (düşük z) gözlemleri, kırmızıya kayma-uzaklık grafiği. (Görünür-mutlak

kadirler arasındaki fark y ekseninde çizilmiştir ve uzaklığın yerine geçtiği düşünülebilir.) Bütün veri noktalarından geçen düz çizgi, ışık için ters kare kanununun kırmızıya kayması

z

=

0,2'ye kadar olan

cisimler için geçerli olduğunu, dolayısıyla bu gözlemlerle ölçülen süre boyunca evrenin genişleme hızının çok sabit olduğunu gösterir. Perlmutter ve Schmidt, "Supemovae and Gamına-Ray Bursters,"'ta [Süpemovalar ve Gama Işını Yayıcıları), Lecture Notes in Physics' ten , Editör: K. Weiler (2003) : 598, 1 95. Springer Publishing'in izniyle çoğaltılmıştır.

Tip la süpernovalan iyi standart mumlar yapan can alıcı ay­ nntı, hepsinin neredeyse aynı kütlelerde p atlayan b eyaz cüceler­ den ortaya çıkmalandır; dolayısıyla p arlaklıklan aynı değilse de çok b enzerdir. Gökbilimcilerin ışık imzalanna b akarak hangi Ia Tipi süp ernovalann biraz aşırı p arlak, hangilerinin biraz aşırı sö­ nük olduğunu ayırt etmeyi öğrenmeleriyle Süp ernova araştırma­ lannda büyük atılım gerçekleşmiş oldu. Aşırı p arlak-aşırı s önük Tip Ia süpernovaların tanımlanabilmesi, araştırmacılann normal parlaklıktaki süp ernovaları da tanımlayabilmelerini s ağladı. Nor­ mal Tip la süpernovalann mutlak p arlaklığını S am anyolu'ndaki ya da S efeler içeren yakındaki gökadalardaki süpernovalardan

250

iVME LENEN EVREN

tespit edebilirlerdi; bir kere bunu bildikten sonra da yeni keşfe­ dilmiş h erhangi bir Tip la süpernovanın görünür p arlaklığını ve b u standart mumun mutlak kadrini kullanarak yeni süpernovanın u zaklığını -onun aşın p arlak mı, az parlak mı yoksa ortalama bir s üp ernova mı olduğuna karar verdikten sonra- tespit edebilir­ lerdi. B öylece, her yeni süpernova için gökbilimciler bir Hubble diyagramına bir veri noktası daha yerleştirebilirler. En az birkaç Tip la süp ernova için bu ölçümleri kapsayan bir incelemeden, Hubble diyagramını büyük mesafelere kadar genişletebiliriz .

Süpernova Kozmoloji Projesi ve Yüksek z Süpernova Araştırması 1 99 0'larda iki b ağımsız gökbilimci ekibi tam da bunu yapma­ ya b aşladı. L awrence Berkeley Ulus al Lab oratuvarındaki S aul Perlmutter'in liderlik ettiği bir grup kendine Süpernova Kozmo­ loji Projesi adını verdi. Brian Schmidt'in liderliğindeki Harvard­ Smithsonian Astrofizik Merkezinde bulunan diğer grupsa Yüksek

z S üp ernova Araştırması (Yüksek z büyük evrensel kırmızıya kay­ malara atıfta bulunur, z gökbilimcilerin kırmızıya kaymalar için kullandığı harftir) . Ö zel bir b eyaz cücenin ne zaman patlayacağını önceden tah­ min etmek imkansızdır, bu da süpernovaları inceleyen gökbilim­ ciler için kayda değer bir sıkıntı kaynağıdır. Gökyüzünü izleye­ rek p lanlanan p atlamayı beklerken şezlonglarımızda keyif çatıp martinilerimizi yudumlayamayız . Ama astronomların son 2000 yıl b oyunca S amanyolu'nda yedi süpernova patlamasını gözlem­ l ediklerini biliyoruz: M Ô 1 85'te Erboğa takımyıldızında gözlem­ lenen SN 1 85 , Akrep'teki SN 393, Kurt'taki SN 1 006, 1 054 tarihli Yengeç B ulutsusu süp ernovası; Kraliçe'deki SN 1 1 8 1 , 1 572 tarihli Tycho spüpernovası ve 1 604 tarihli Kepler Süpernovası. Muhte­ melen bu süre b oyunca eşit sayıda süpernova patlamış ama göz­ lemlenmemiştir. Dolayısıyla, son iki bin yılın herhangi bir s armal gökadadaki herhangi bir iki bin yıllık süre için tipik olduğunu vars ayarsak, tipik bir s armal gökadada her yüz yılda yaklaşık bir süpernovanın patlayacağı tahmininde bulunabiliriz. Bunun hiç d e kesin bir tahmin olmadığı aşikardır, ama yirmi yüzyılda yedi süpernova (yüzyıl başına 0,35 adet) gözlemlediğimiz için yalnız-

25 1

E VR E N KAÇ YAŞ I N DA ?

c a iki bin yıl değil d e milyonlarca yıl için gözlemsel verilerimiz olsaydı, süpernova oranının yüzyılda 0 , 3 5 'in birkaçta biriyle bir­ kaç katı arasında olduğunu göreceğimiz den büyük ölçüde emin olabiliriz; yani bu değerin yüzyılda 0 , 1 'den çok, I O'dan da az ola­ cağı neredeyse kesindir. Yakın gökadalardaki modern süp ernova araştırmalanndan elde edilmiş verileri analiz eden yakın zamanlı istatistiks el çalışmalar aynı sonucu vermektedir: S amanyolu gibi bir gökadada yüzyılda yaklaşık bir süp ernova . Bu bilgi bize eğer yüz yıl b oyunca bir gökadayı gözlemlesey­ dik, muhtemelen bir süpernova p atlamasını maksimum p arlak­ lığının birkaç gün öncesinde ve sonrasında (ki hedefimiz budur) göreceğimizi söyler. Ama kariyerleri genellikle yüz yıldan biraz daha kıs a olan gökbilimcilerin süpernovaları bulmak için daha iyi bir stratejiye ihtiyaçları vardır. Ya bir yıl b oyunca yüz gökadayı gözlemlersek? İ statistiksel olarak, o gözlemler kümesinden mak­ simuma yakın parlaklıkta bir süpernova tespit etmeliyiz. Peki, ya bu gece maksimuma yakın p arlaklıkta bir süp ernova tespit etmek istiyorsak? Eğer herhangi bir süp ernovanin bir hafta b oyunca maksimuma yakın p arlaklıkta kalacağını varsayars ak, ş ansımı­ zı 50 kat (bir haftadaki yaklaşık hafta s ayısı) civan artırmamız gerekecektir, bu da bu gece 5000 civan gökadayı gözlemlememiz gerektiği anlamına gelir. Peki ya şanssızsak ve yanlış türde bir süpernova, b elki bir Tip II tespit eders ek? İhtiyatlı davranıp bu gece 5 0 . 0 0 0 gökadayı göz­ lemleyebilirdik. Bu durumda on adede kadar m aksimuma yakın parlaklıkta süpernova keşfetmeyi b ekleyebilirdik, bunlann da birkaçı p ekala bizi ilgilendiren tipte olabilirdi. Bunlann ilave göz­ lemlerinden daha aynntılı olarak incelemek istediğimiz Tip la sü­ p ernovayı b elirlerdik. Tip la süpernovamızı bulduktan s onra, onu daha fazla inceleyerek görünür kadirini ve kırmızıya kaymasını dikkatle ölçerdik. Bu s ayılan elde ettikten sonra, süpernovanın uzaklığını hesaplardık. Hem S C P hem de Yüksek-z ekipleri ana hatlanyla b elirttiği­ mizden çok farklı olmayan stratejilere başvurdular. 1 9 80'lerde D animarkalı gökbilimciler Leif Hansen, Hans Ulrik N0rgaard­ Niels en ve Henning J0rgensen'in öncülük ettiği, süpernovalann etkin bir ş ekilde bulunmalarına, s onra da s olmadan önce onlar­ dan hayati önemde izleme verilerinin elde edilmesine imkan tanı252

iVMELE N E N EVREN

yan bir yöntemi kullandılar. Bu yöntem şu şekilde i şler: Ö ncelik­ l e ekipler on binlerce gökadanın görüntülerini alırlar. Ardından bir ay s onra aynı gökadalar için ikinci bir görüntü kümesi alır­ lar. Eğer aradaki ay boyunca görüntü kümelerindeki gökadaların herhangi birinde bir süpemova p atlamışsa, gözlemciler önceki ve s onraki görüntüleri karşılaştırarak bu süpemovanın varlığını keşfe debilirler. B u karşılaştırmalar başka bir teleskopta ekiplerin p eşinde oldukl arı standart mum ölçümlerini yapmak için ihtiyaç duydukları ek verileri toplamalarına imkan tanıyacak izleme göz­ lemleri yapmak üzere hazır bekleyen başka bir gözlem ekibi için bir h edef liste oluş turur. Pratikte, ikinci gözlem ekibi beklediği ve teleskop z amanı kıymetli olduğu için ekip üyeleri bu müthiş gö­ rüntü karşılaştırma görevini birkaç saat içinde tamamlamalıdır. D animarkalı ekip nisp eten küçük bir teleskopla çalış ıyordu, bu d a uzak evrendeki s önük cisimleri gözlemlemeye çalış ırken ciddi bir dezavantaj yaratıyordu; ek olarak, 1 9 90'larda SCP ve Yüks ek-z ekiplerinin 1 990'larda istatistiksel olarak yararlı sayıda süp er­ nova bulmak için yeterli s ayıda gökadayı çabucak incelemelerine imkan tanıyan büyük detektörlere sahip değillerdi. O detektörler hala geliştiriliyordu. İki yıllık çabaların ardından sadece bir Tip Ia süp ernova tespit edebilen Danimarkalılar pes etti . Beş yıl sonra teknoloji iyi fikirlere yetişti ve SCP ve Yüksek-z ekipleri daha uzak evrende Hubble sabitinin değerini ölçme hedeflerine ulaşmaya yetecek kadar yüksek bir hızla Tip Ia süp ernovalar tespit etmeye b aşladılar. Uzak süpemovaların kırmızıya kaymalarının ve parlaklıkla­ rının ölçümlerinden ne beklemeliyiz? Kütleçekimin gökadaların birbirinden uzaklaşma hızlarını azaltacak şekilde etki etmediğini h ayal e din - kozmologlar bu senaryoya bir "boşta evren" ya da bir "bo ş (kütlesiz) evren" adını verirler. Böyle bir evrende, yakındaki gökadaların gerileme değerlerini, ya da eş değer olarak yakındaki gökadalardan ölçülmüş Hubble s abitini kullanarak çok daha uzak cisimlerin mes afelerini hes aplayabiliriz. Bu cisimlerin mes afeleri, onların parlaklıklarını tahmin etmemize izin verir ve kestirdiği­ miz p arlaklıklarıyla ölçülmüş parlaklıklarını karşılaştırabiliriz. Eğer tahmin edilen ve ölçülen parlaklıklar aynı olurs a, gerçekten bir b o ş ta evrende yaşadığımızı anlarız.

253

E VR E N KAÇ YAŞ I N DA?

Şekil 2 1 . 3 . HST04Kur, HST05Lan, ve HST04Haw gökadalanndaki süpernovanın keşif görüntüleri. Soldaki paneller süpernovalann patlamalannın ardından görüntüleri , ortadaki p aneller süp ernovalann patlamalanndan önce elde edilmiş görüntüleri, sağdaki p aneller de bu görüntü ikilileri arasındaki farklan gösterir (her bir "önceki" görüntü süpernovanın "sonraki" görüntüsünden çıkanlmıştır) . Riess vd., The Astrophysical Joumal'dan (2007): 659, 98 ve Yüksek-z ekibinden.

Şekil 2 1 .4. Acs - 1 93 gökadasındaki bir süpernovanın keşif görüntüleri. Soldaki panel acs - 1 93'ün süpernovanın patlamasından önce elde edilmiş bir görüntüsünü, ortadaki panel süpernova patlamasının ardından elde edilmiş bir görüntüsünü, sağdaki p anel de bu iki görüntü arasındaki farkı gösterir ("önceki" görüntü, "sonraki" görüntüsünden çıkanlmıştırl. Bu durumda, süpernova gökadanın merkezinin çok yakınında patlamışUr, bu da üçüncü görüntü hariç süpernovanın varlığını belirlemeyi çok zor hale getirir. Görüntüler: Robert Knop.

254

iVMELENEN EVREN

rm

• •

Dıişıik kırmızıya kayma (Z < 0.1 Si SNe: CFA ve dil!er SN takipleri Call an/Tololo SN Aram

;:z.

1 34

rr;rP

_. a

J

�

: �··--·�,:'.,;_�-

·· --

;

:� .

KARINCALAR ARASINDA SERÜVENLER insanlardan ı 00 milyon yıl daha eski bir uygarlığın ayak izleri Mark W. Moffet/ çev. Aypey Eper EVREN: B İR B İYOGRAFİ Konu Hakkında edinilebilecek en güzel bilgilere dair en açık özet

John Gribbin ı çev. Kerem Kaynar

ZAMAN D Ö NGÜLERİ Kıınıı ıımı Evre11i11i11 Olnğnııiistii Macerası

Roger Penrose / çev. Kerem Cankoçak-Murat Metehan Türkoğlu

D ünya 'daki Yaşamın Mucizesi

John Gribbin / çev. Şule Ç ivi . JOtıH S, ALU:H

l

f> E Y H I H

: YAŞAMLAR! '

..

f1 �Jı�fl .. � ·

�

-

John S . Ailen/ çev. D evin Kel e ş POLİTİK FİZİK Nükleer Santrallerden Küresel

Richard A. Muller/ ç ev. Tuncay İncesu uıu uu

*-

I Y A Ş_I N, J

�:w � BiZ

YAŞAM, EVRİM VE B İ Z içimizdeki izler

Tamer Kaya

11)11.Q I Cr'lal

lllllll li!llll llllm "' """

-

SAM:ıSOtl '.) r.;;:ı:o c u . c · N :. � s·:. :w · O l '7 :.o � tJGU

scon o

M

MODERN BİLİMİN OLUŞUMU Richard S. WestfalV ç ev. İsmail Hakkı Duru D İNAZORLARIN DESTANSI YOLCULU �U Yaşa m Ağındaki Fosil iplikler

Scott D. Sampson/ çev. Tufan Göbekçin TEMEL PARÇACIKLAR VE Fİ ZİK YAS ALARI

Sümerlerden Kua n tum

Richard Feynman/Steven

Fiziğine Simetrinin Öyküsü

Aydın

Evrimi

Isınmaya, Manşetlerin A rkasındaki Fizik

G ÜZELLİK NEDEN GERÇEKLİKTİR

lan Stewart I çev. Zekeriya

BEYNİN YAŞAMLARI İnsan Beyn inin ve Zihninin

l_ __ _

Weinberg çev. Zekeriya Aydın