Evren kaç yaşında?

Cihan kaç yaşında
Evrenimizin kaç yaşında olduğu konusunda Astronomların araştırmaları ve gözlemleri hakkında bilgiler
Astronomlar Büyük Patlamanın 10 ila 20 milyar yıl önce meydana geldiğini varsayım etmektedirler
Geniş bir açıdan bakılacak olursa, Güneş Sisteminin 4,5 milyar yaşında olduğu düşünülmektedir ve ademoğlu bir canlı türü olarak birkaç milyon yıldır mevcuttur Astronomlar evrenin yaşını iki yolla tahmin etmektedirler:
(a) en ihtiyar yıldızlara bakarak
(b) evrenin genleşme oranını ölçerek ve Büyük Patlamaya dek geri artan bir şekilde dış değer bularak (uzaylama)

En Yaşlı Yıldızlardan Daha Mı Yaşlı?

Astronomlar evrenin yaşını küresel kümeleri inceleyerek tahmin edebilirler Küresel Kümeler takriben bir milyon yıldızın yoğun bir şekilde toplanmasıdır Küresel Kümelerin merkezine yakın yıldızlara ait yoğunluklar muazzamdır Eğer bir Küresel Kümenin merkezine yakın yaşasaydık, o zaman en yakın takımyıldız komşumuz olan, Alfa Kentaur (Erboğa) takımyıldızından bize daha yakın yüz binlerce yıldız olacaktı Bir yıldızın hayat devresi onun kütlesine bağlıdır Yüksek kütleli yıldızlar düşük kütleli yıldızlardan fazla daha parlaktırlar, nitekim hidrojen yakıtı tedarikleri vasıtasıyla şipşak yanarlar Güneş gibi bir yıldız çekirdeğinde mevcut parlaklığında takriben 9 milyar sene yakacak değin tatmin edici yakıta sahiptir Güneşin iki katı dek kütleli bir yıldız yakıt tedarikiyle yalnızca 800 milyon yılda yanacaktır 10 güneş kütleli bir yıldız, yani Güneşten 10 kat daha kütleli bir yıldız, yaklaşık olarak bin kat daha aydınlık yanar ve sadece 20 milyon yıllık bir yakıt tedarikine sahiptir Bunun tersine, Güneşin yarısı dek kütlesi olan bir yıldız, yakıtını 20 milyar sene sürecek dek yavaş yakar

Bir küresel kümedeki tüm yıldızlar terbiyesizce bununla birlikte oluştuğundan, kozmik saatler olarak hizmet edebilirler Eğer bir küresel küme 10 milyon yaşından daha fazlaysa, o vakit onun hidrojen yakan yıldızlarının tamamı, 10 güneş kütlesinden daha az kütleli olacaktır Bu da hiçbir özel hidrojen yakan yıldızın Güneşten bin kez daha parlak olamayacağı anlamına gelir Eğer bir küresel küme 2 milyar yaşından daha büyükse, o süre 2 güneş kütlesinden daha kütleli hiçbir hidrojenyakan yıldız olmayacaktır

En yaşlı küresel kümeler yalnızca 0,7 güneş kütlesinden daha eksik kütleli yıldızlar içermektedirler Bu düşük kütleli yıldızlar Güneşten daha artı sönüktürler Bu gözlem en ihtiyar küresel kümelerin 11 ila 18 milyar yaş arasında olduklarını ortaya koymaktadır Bu tahmindeki aykırılık bir küresel kümenin muhakkak mesafesini belirlemedeki zorluğa (bu yüzden, kümedeki yıldızların parlaklığındaki (ve kütlesindeki) bir kararsızlığa) bağlıdır Bu tahmindeki diğer bir kararsızlık kaynağı da takımyıldız oluşumlarının daha iyi detayları hakkındaki bilgisizliğimizde yatmaktadır

Büyük Patlamaya Değin Geri Giderek Dış Değerinde Bulgu (Uzaylama)

Galaksinin yaşını tahmin etmek için alternatif bir yaklaşım da Hubble sabitiniölçmektir Hubble sabiti (H0) evrenin mevcut genleşme oranının bir ölçümüdür Kâinat bilimciler bu ölçümü Büyük Patlamaya kadar geri giderek dış layık bulmada kullanmaktadırlar Bu dış bedel bulgu evrenin mevcut yoğunluğuna ve evrenin bileşimine dayanmaktadır

Eğer cihan düz ise ve çoğunlukla maddeden oluşuyorsa, o süre evrenin yaşı 2 (3 H0) olur Eğer âlem fazla düşük bir madde yoğunluğuna sahip ise, o zaman onun dış değeri bulunmuş yaşı daha büyük olacaktır: 1 H0 Eğer Genel Görelilik Kuramı bir kozmolojik değişmez içerecek şekilde değiştirilirse, o zaman sonucu çıkarılacak yaş daha büyük bile olabilir

Bir çok gökbilimci, Hubble sabitini değer biçmek için farklı alanlara yönlendirilmiş farklı teknikleri kullanarak sıkı bir şekilde çalışıyorlar H0'ın mevcut en iyi tahminleri 50 kilometresnMegaparsek'ten 100 kmsnMegaparsek'e değin uzanmaktadır Daha olağan birimler içinde, astronomlar 1 H0'ın 10 ila 20 milyar yıl aralarında olduğuna inanmaktadırlar

Bir Yaş Krizi?

Eğer iki yaş belirlemesini kıyaslarsak, potansiyel bir kriz ortaya çıkar Eğer 1 H0'ı 10 milyar yıl dek küçük olduğunu tahmin eden astronomlar haklıysa, o zaman evrenin yaşı en ihtiyar yıldızların yaşından daha kısa olacaktır Bu çelişme, ya Büyük Patlama kuramının hatalı olduğu veya genel göreliliği kozmolojik bir sabit ekleyerek değiştirmemiz gerektiği anlamına geliyor

Bazı astronomlar bu krizin ölçümlerimizi iyileştirdikçe geçeceğine inanmaktadırlar Eğer 1 H0'ın daha büyük değerlerini ölçmüş olan astronomlar haklıysa ve küresel küme yaşlarının daha ufak tahminleri de doğruysa, o zaman tümü Büyük Patlama kuramı için uygun olacaktır

MAP Evrenin Yaşını Ölçebilir

MAP uydusu tarafından yapılan ölçümler bu krizin çözümüne takviye edebilir Eğer büyük ölçekli yapıların kökeni hakkındaki mevcut fikirlerimiz doğruysa, o süre kozmik mikrodalga fon dalgalanmalarının detaylı yapısı evrenin mevcut yoğunluğuna, evrenin bileşimine ve nispeten kolay bir yol olarak genleşme oranına tabi olacaktır MAP, bu parametreleri % 5'ten daha iyi biri doğrulukla belirleyebilecektir Böylece, evrenin genleşme yaşını %5'ten daha iyi bir muhtemelen varsayım edebileceğiz

Eğer MAP göre ölçülen genleşme yaşı en yaşlı küresel kümelerden daha büyük olursa, o vakit Büyük Patlama kuramı önemli bir deneyi geçecektir Eğer MAP göre ölçülen genleşme yaşı en ihtiyar küresel kümelerden daha küçük olursa, o vakit ya Büyük Patlama kuramı hakkında ya da yıldızların oluşum kuramı hakkında bir şeyler itibarıyla yanlıştır Her iki yolda da, astronomların el üzerinde tuttukları bir fazla fikrini her yerde düşünmeleri gerekli olacaktır


KÂINAT NE DEK HIZLI GENLEŞMEKTEDİR?

Tarihsel Görünüm

1920'lerde, Edwin Hubble, Wilson Dağı Gözlemevi'ndeki yeni üretilmiş teleskopu kullanarak, birkaç nebuladaki (bulutsu) değişen yıldızları ve gökbilim çevrelerinde hararetli bir kavga konusu olan düzensiz cisimleri ortaya çıkarmıştır Onun Sefeid değişkenleri olarak adlandırılan bir yıldızlar sınıfına eş bu değişen yıldızlar için keşfi ihtilal yaratmıştır Daha önceden, Harvard Koleji Gözlemevi'nde çalışan bayan astronom, Henrietta Levitt, bir Sefeid değişken yıldızın bu periyotları ve bunun parlaklığı aralarında yoğun bir bağıntı olduğunu göstermişti Bu yüzden, Hubble, bu yıldızların ve akılarının periyodunu ölçerek, bunların kendi galaksimiz içindeki bulutsular olmadığını, lakin kendi Galaksimizin kıyısının çok ötesinde dış galaksiler olduklarını gösterebilmişti

Hubble'ın ikinci devrimsel keşfi, onun Sefeid'e dayalı galaksi uzaklık belirlemeleri ve bu galaksilerin göreli hızlarının ölçümleri planıdır Daha uzaktan galaksilerin bizden daha seri bir şekilde uzaklaştıklarını göstermiştir: Âlem statik değildir, ama genleşmektedir Bu keşif, çağdaş kozmoloji çağının başlangıcını belirlemiştir Bugün, Sefeid değişkenleri galaksilere olan uzaklıkları ölçmek için en iyi metot olarak kalmıştır ve bunlar genleşme oranı ve evrenin yaşını belirlemede fazla önemlidir

Sefeid Değişkenleri Nedir?

Güneş ve Sefeid değişen yıldızlar dahil, bütün yıldızların yapısı yıldızdaki maddenin donukluğu (opaklığı) ile belirlenir Eğer madde çok donuksa, o zaman fotonların yıldızın sıcak merkezinden dışa dağılması uzun sürecektir ve enerjik sıcaklık ve basınç eğimleri yıldızın içinde gelişebilir Eğer madde az daha transparan ise, o süre fotonlar yıldızın içinde kolaylıkla hareket ederler ve herhangi bir sıcaklık eğrisini silerler Sefeid yıldızlar iki hal aralarında salınırlar: Yıldız yoğun haldeyken, atmosferindeki bir tabakadaki helyum kimsesiz iyonlaşır Fotonlar, kimsesiz iyonlaşmış helyum atomlarındaki tabi elektrondan dışa saçılırlar, bu yüzden, tabaka fazla donuktur ve katman baştan başa büyük sıcaklık ve basınç eğimleri oluşur Bu büyük basınçlar tabakanın (ve bütün yıldızın) genleşmesine sebep olur Yıldız genleşmiş haldeyken, tabakadaki helyum iki kat iyonlaşır, böylece katman ışınıma daha iletken olur ve tabaka boyunca daha cılız basınç eğimleri olur Yıldızı çekim gücüne karşısında destekleyecek basınç eğimi olmaksızın, tabaka ve (bütün yıldız) büzülür ve yıldız sıkıştırılmış haline geri döner

Sefeid değişken yıldızlar beş ila yirmi güneş kütlesi arasında kütlelere sahiptirler Daha kütleli yıldızlar daha parlaktırlar ve daha genişlemiş kaplamalara sahiptirler Kaplamaları daha genişlemiş olduğundan ve kaplamlarındaki yoğunluk daha düşük olduğundan, tabakadaki yoğunluğun zıt kare köküne orantılı olan değişebilirlik periyotları daha uzundur

Sefeidleri Kullanmadaki Zorluklar

Sefeidleri uzaklık belirteçleri olarak kullanmakla birlikte fazla sayıda zorlukta olmaktadır Yakın geçmişe dek, astronomlar yıldızlardan gelen akıları değerlendirmek için resim klişeleri kullanmışlardır Klişeler yüksek derecede doğrusal değildi ve çoğunlukla hatalı akıntı ölçümleri ortaya çıkıyordu Kütleli yıldızlar daha kısa ömürlü olduklarından, daima kendi tozlu doğum yerlerinin yakınında konumlanmış olurlar Bilhassa birçok fotoğraf görüntüsünün çekildiği mavi dalga boylarındaki, toz ışığı emer ve eğer uygun bir şekilde düzeltilemezse, bu toz emilmesi yanlış parlaklık belirlemelerine yol açabilir neticede, uzaktan galaksilerdeki Sefeidleri yerden saptamak çok zorlama olmaktadır: Yerkürenin dalgalanan atmosferi, bu yıldızları asıl galaksilerinin yayılan ışığından ayırmayı imkansız ülkü getirmektedir

Sefeidleri uzaklık belirteçleri olarak kullanmaktaki bir öteki tarihi zorluk, yakınındaki bir Sefeid modeline olan mesafeyi belirleme problemi olmuştur Son yıllarda, astronomlar kendi Samanyolu Galaksimizin uydu galaksilerinden ikisi olan Büyük Magellan Bulutu (LMC) ve Ufak Magellan Bulutuna (SMC) mesafeleri belirlemede birkaç fazla güvenilir ve bağımsız metot geliştirmişlerdir LMC ve SMC büyük sayıda Sefeid içerdiğinden dolayı, bunlar uzaklık ölçeğini hazırlamak için kullanılabilir

Son Gelişmeler

Son teknolojik ilerlemeler astronomların fazla sayıdaki diğer eski zorluğun üstesinden gelmesini sağlamıştır CCD'ler (sorumluluk emrindeki cihazlar) olarak adlandırılan yeni detektörler doğru akı ölçümlerini olası kılmıştır Bu yeni detektörler, bununla beraber, kızılötesi dalga boylarında da hassastır Toz, bu dalga boylarında fazla daha fazla saydamdır Çoklu dalga boylarındaki akıları ölçerek, astronomlar toz etkilerini düzeltebilmiş ve fazla daha içten mesafe belirlemeleri yapabilmişlerdir

Bu ilerlemeler Lokal Gruptan oluşan yakın galaksiler üzerine dürüst bir çalışmayı sağlamıştır Bu alıştırma, Sefeidlerin özelliklerinin alıngan olarak kimyasal miktarlara yan olmadığını göstermiştir Bu ilerlemelere rağmen, astronomlar, Yerkürenin atmosferi ile sınırlı olarak, sadece en yakın galaksilerin mesafelerini ölçebilmişlerdir Evrenin genleşmesine yan olarak harekete ilaveten, galaksiler komşuların kütle çekimine alt olarak göreceli hareketleresahiptirler Bu alışılmadık hareketlerden nedeniyle, astronomların, Hubble sabitini belirleyebilmek için uzakta galaksilere mesafeleri ölçmeleri gerekmektedir

Evrenin daha derinlerine inmeye çalışırken, astronomlar galaksilere izafi mesafeleri devretmek için bir dizi yeni teknik geliştirmiştir: bu egemen göreceli uzaklık ölçekleri hemen 10'dan daha iyisinde anlaşmışlardır Mesela, spiral galaksinin dönme hızı ve parlaklığı arasında TullyFisher bağıntısı olarak adlandırılan, fazla sıkı bir ilişki vardır Astronomlar bununla birlikte, bir beyaz cücenin patlayıcı yanmasına yan olduğu düşünülen, hepsi neredeyse aynı yokuş parlaklığına sahip, Tip Ia süpernovasını bulmuşlardır bununla beraber, büyük sayılardaki prototip galaksilere mesafelerin dürüst ölçümleri olmaksızın, astronomlar bu göreceli uzaklık ölçümlerini ayarlayamazlardı Bu yüzden, Hubble sabitinin doğru belirlemelerini yapamamışlardır

Geçen birkaç on sene içinde, önde gelen astronomlar, ayrı bilgi setlerini kullanarak, Hubble sabiti için 50 kmsnMpc ila 100 kmsnMpc arasında değişen değerler rapor etmişlerdir Bir faktör 2 belirsizliğe karşılık gelen bu farklılığı çözmek gözleme dayalı kâinat bilimdeki işaret en kayda değer problemlerden biridir
Özel Baskı *