Hubble Sabiti mi?

19 Nisan 2019


Varoluşunun başından bugüne değin insanoğlunun gözü hep yukarıda olmuştur. Önceleri yağmura, sonra buluta, sonra güneşe, sonra aya, sonra yıldızlara bakmış; kimi zaman bunlara tapmış; kimi zamansa bunların geleceğini şekillendiren varlıklar olduğuna inanmıştır. Günümüzde ise devasa teleskoplarla, farklı dalga boylarında ve hatta uzaya yerleştirdiğimiz teleskoplar ile evreni incelemeye, onu anlamaya çalışmaya devam ediyoruz.

Bu yazının başlığı ilginizi çektiyse, yukarıdaki yüzlerce yıldız ve yıldızmış gibi gözüken galaksilerin resmini çeken Hubble Uzay Teleskobu'nun da ismini kimden aldığını biliyorsunuz diye tahmin ediyorum: Evet... Edwin Hubble.

1889-1953 yılları arasında yaşamış, gelmiş geçmiş en önemli astronomlardan sayılan Edwin Hubble'ın, Andromeda'nın bizim galaksimiz gibi bir galaksi olduğunu keşfetmesinden sonra en önemli bulgusu, daha sonra evrenin genişlemekte olduğunu açıklamakta da kullanılacak, "uzaktaki yıldızların, yakındakilerden daha hızlı uzaklaştıkları"nın keşfi idi. Bu keşif daha sonradan da "Hubble Yasası" olarak adlandırıldı.


Hubble Yasası basitçe şunu söyler: Yandaki grafikte görüldüğü gibi, "Megaparsec" (1 parsec ~ 30 trilyon km) cinsinden bir yıldızın uzaklığını biliyorsak, onu basitçe Hubble Sabiti (H) ile çarparak hızını "km/s" cinsinden bulabiliriz. Yani yandaki grafikte çizilmiş doğrunun eğimi "H". Bu doğrunun üzerine tam oturmayan noktalar olduğu aşikar, fakat bu durum yalnızca etraflarındaki devasa kütlelerin çekim kuvvetleri ile etkileştiklerinden kaynaklanıyor.

Yani, aslında bu böyle biliniyordu eskiden; biz henüz çok çok uzaklara bakamıyorken. Artık Megaparsec ile değil Gigaparsec ile ölçebildiğimiz uzaklıklara bakabiliyoruz. Peki bu bize ne gösterdi:


Hubble

Uzaklık azken bir doğru olarak çizdiğimiz uzaklık-hız grafiği, aslında bir eğri imiş. Uzaklık arttıkça hız artışı azalıyormuş. Bu da şu demek oluyor: Hubble Sabiti aslında sabit değil değişken.

Aslında bu durumu anlamak için gözlem yaparak ve yıldız/galaksi uzaklıklarını not ederek, bunların hızlarındaki kırmızıya kaymalar ile hızlarını bulup grafik oluşturmak gerekmiyor; bu, teorik olarak da anlaşılabiliyor. Hem de hiç de yeni olmayan ve bu bulguların saptanmasından çok daha önce ortaya atılan teoriler ile...

Bunun için yeniden geçmişe, 1888-1925 yılları arasında yaşamış Sovyet astrofizikçi Alexander Friedmann'a dönmemiz gerekiyor.
 

Alexander Friedmann (bkz. adı Murat olabilecek tipe sahip insanlar)

Friedmann'ın 1. denklemi, Einstein'ın alan denklemlerinden hareketle, evren, belirli bir basınç ve yoğunluğa sahip kabul edilerek formülize edilmiş, "Hubble Parametresi"nin (artık sabit demiyoruz) hesaplanabildiği bir denklem:

Buradaki a-dot ve a sayıları hız ve uzaklığı gösteriyor. Yani bu denklemdeki a-dot2 ve a2'yi diğerlerinden ayırabilirsek H2'yi elde edebiliriz. (yani Hubble Parametre'sinin karesini)


Bu denklemde, G, Newton'un kütle çekim katsayısını, Λ, kozmolojik sabiti, c, vakumda ışık hızını, k, farklı çözümler için kullanılan bir katsayıyı, ρ, yoğunluğu ve p, basıncı ifade etmekte. Bu sayılardan yoğunluk ve basınç, Friedmann çözümlerinde sabit olarak kabul edilmişti ancak biliyoruz ki yoğunluk (ki burada evrenin yoğunluğundan bahsediyoruz) evren genişledikçe azalıyor. Dolayısı ile ρ ve buna bağlı olarak da, H, zamanın bir fonksiyonu.

Hubble Parametresi'nin artışının azalıyor olması, evrenin genişlemesinin yavaşladığı anlamına geliyor. Ama korkmamıza gerek yok, çünkü evren bugünkü yaşının 10 katına geldiğinde bile bugünkünden yalnızca 18% daha az hızla genişlemeye devam ediyor olacak. Bunu sağlayacak şeye de bugün "Karanlık Enerji" diyoruz. Bu teoriyi ortaya atanların dahi tam anlamadığı bu enerji türü, evrenin bir gün sınıra dayanıp, kütle çekim ile gerisin geri çökmesine mani olan tek dayanağımız. Onun sayesinde evren yavaşlayarak genişleyecek ve sonunda sabit bir hızla (sabit H ile) genişlemeye devam edecek. İşte o zaman gönül rahatlığıyla Hubble Sabiti diyebileceğiz. Yapmamız gereken yalnızca 688600 milyon yıl (mevcut evrenin yaşının 50 katı) beklemek.


Yorum yazmak için giriş yapın.
Giriş Yap