Evren ne hızla genişliyor?

Kanca

Ekim 2025. Uzaklık ölçen onlarca uzman, kendilerine H0DN adını verdikleri ortak bir çalışmada bir araya geldi. Paralakstan örten çift yıldızlara, Sefeidlerden süpernovalara kadar bildikleri her yöntemi elden geçirdiler. Hangi yöntemlerin temel hesaba gireceğini oylayarak seçtiler. Sonuç: Hubble sabiti megaparsek başına saniyede 73,50 ± 0,81 kilometre. Evrenin ilk ışığından standart modelle hesaplanan değerle arasındaki fark ise 7,1 sigma.

İki farklı yöntem, iki farklı cevap veriyor. Ve fark, ölçümler iyileştikçe kapanmıyor.

Merkezi soru

Evrenin bugünkü genişleme hızını ölçen iki büyük yol neden farklı sonuç veriyor, bu fark bir ölçüm hatasından mı kaynaklanıyor, yoksa evren modelimizde bir eksik mi var?

Anlatım

İki yol, iki yön

Genişleme dersinde tanıdığımız Hubble gerilimi, iki sayının anlaşmazlığıdır. Ama sayılar kadar, onlara nasıl ulaşıldığı da önemli.

Birinci yol yakından uzağa gider. Uzaklık merdiveni dersinde gördüğümüz gibi, önce paralaksla yakın Sefeidlerin uzaklığı bulunur. Sonra Sefeidler, Ia türü süpernovaların gerçek parlaklığını ayarlar. En sonunda süpernovalar, evrenin genişlemesine katılan uzak galaksilerin uzaklığını verir. Bu yol hiçbir kozmolojik model varsaymaz; yalnızca yakın evrende uzaklık ile hızı karşılaştırır.

İkinci yol uzaktan yakına gelir. Evren saydamlaştığında, sıcak plazmada yayılan ses dalgaları belirli bir uzunlukta dondu. Bu uzunluk, ses ufku (sound horizon) diye bilinen, fiziği iyi anlaşılmış bir cetveldir. Geometri dersinde gökteki lekelerin açısını bir üçgenin kenarı gibi kullanmıştık; burada aynı açı, cetvelle aramızdaki mesafeyi verir. Uzaklık ile cetvel arasındaki bu ilişki, standart modelle birlikte bugüne kadar ileri sarılınca H₀ yaklaşık 67 çıkar.

Bu ikinci yola bazen ters merdiven denir. Burada merdivenin tabanı Güneş'in komşuluğu değil, evrenin 380.000 yaşındaki hâlidir.

Çözümlü problem: Fark kaç kadirlik bir hata demek?

Gerilim bir uzaklık hatasından kaynaklanıyorsa, bu hata ne kadar büyük olmalı? H₀ uzaklıkla ters orantılıdır: aynı hız için uzaklığı büyük ölçersen H₀'ı küçük bulursun. 73,04'ü 67,4'e indirmek için bütün uzaklıkların 73,04 / 67,4 ≈ 1,084 kat, yani yaklaşık yüzde 8 büyük olması gerekir.

Gökbilimciler uzaklığı genellikle uzaklık modülüyle, yani kadirle ifade eder: m − M = 5 log₁₀ d + sabit. Uzaklık 1,084 kat değişirse fark 5 × log₁₀(1,084) ≈ 0,17 kadir olur. Bizim çalıştırdığımızda astropy'nin yanındaki numpy ile tam sonuç 0,1745 kadir çıktı. Riess ve arkadaşları da gerilimi "0,18 kadirlik" bir fark olarak anıyor.

Bunun anlamı somut. Sefeidlerin gerçek parlaklığı yaklaşık yüzde 17 yanlış ayarlanmış olsaydı gerilim ortadan kalkardı: 10 üzeri 0,4 çarpı 0,1745, yaklaşık 1,17. Demek ki aranan hata, küçük bir istatistik dalgalanması değil, ayar zincirinin bir yerinde saklı, sistematik bir kaymadır.

Webb'in sınavı

En çok şüphelenilen yer kalabalıklıktı. Hubble Uzay Teleskobu uzak bir galakside bir Sefeidi ölçerken, aynı noktaya düşen komşu yıldızların ışığını da toplayabilir. Bu fazladan ışık Sefeidi daha parlak, dolayısıyla daha yakın gösterir.

James Webb bu sorunu sınamak için uygun bir araçtı: yakın kızılötesinde çok daha keskin görür. Riess, Anand, Yuan ve arkadaşları 2024'te Webb ile, uzaklığı geometrik olarak bilinen NGC 4258 galaksisinde ve süpernova barındıran beş galakside binden fazla Sefeidi yeniden ölçtü. Dönem–parlaklık ilişkisindeki saçılma 2,5 kat azaldı. Hubble ile Webb uzaklıkları arasındaki ortalama fark ise −0,01 ± 0,03 kadir çıktı. Ekip, tanınmamış bir kalabalık etkisinin gerilimi açıklaması olasılığını 8 sigma güvenle reddetti.

Sıfıra yakın bir fark, 0,17 kadirlik bir ihtiyaçla karşılaştırıldığında, bu şüpheliyi büyük ölçüde temize çıkarır. Ama merdivenin başka basamakları ve başka yıldız türleri de var.

Merdivene girmeyen yöntemler

Bir sonucu sınamanın en güçlü yolu, onu hiç ortak basamağı olmayan bir yöntemle ölçmektir. Kütleçekimsel mercekleme bunu sağlar. Önde duran bir galaksi, arkadaki bir kuasarın ışığını birkaç ayrı görüntüye böler. Kuasarın parlaklığı değiştiğinde, bu değişim her görüntüye farklı günlerde ulaşır, çünkü ışık farklı uzunlukta yollardan gelir. Gecikme süresi, evrenin boyutlarına ve dolayısıyla H₀'a bağlıdır.

TDCOSMO işbirliği 2025'te sekiz merceklenmiş kuasarla, analizini kör yürüterek H₀ = 71,6 buldu; hata payı yukarı doğru 3,9, aşağı doğru 3,3. Bu değer hem 67'ye hem 73'e görece uyumlu; hakem olacak kadar keskin değil. Çoklu haberci dersinde tanıdığımız standart sirenler de henüz geniş hata payları taşıyor.

Çözümlü problem: Ters merdiveni bükmek

Hata ölçümde değil de modeldeyse ne olur? Vivian Poulin ve arkadaşları 2018'de "erken karanlık enerji" adlı bir öneri getirdi: saydamlaşmanın hemen öncesinde kısa süre etkili olan, sonra hızla sönen ek bir enerji bileşeni. Yazarlara göre bu bileşen ses ufkunu küçültür ve böylece evrenin ilk ışığından çıkarılan H₀'ı büyütür.

Neden büyütür? Gökteki açı çok hassas ölçülmüş, sabit bir sayı. Açı = cetvel / uzaklık olduğundan, cetvel küçülürse aynı açıyı üretmek için uzaklığın da küçülmesi gerekir. Daha yakın bir uzaklık, aynı kırmızıya kayma için daha büyük bir H₀ demektir. Kaba bir yaklaşımla H₀ ile ses ufkunun çarpımı sabit kalır. 67,4'ü 73,04'e çıkarmak için ses ufkunun 67,4 / 73,04 ≈ 0,923 katına, yani yaklaşık yüzde 8 küçülmesi gerekir.

Lloyd Knox ve Marius Millea 2019'da gerilimi çözebilecek model değişikliklerini tek tek inceledi. Çoğunun başarılı olmasını olası bulmadılar. En az olasılık dışı buldukları grup, tam da evren saydamlaşmadan önceki dönemde genişlemeyi hızlandıran çözümlerdi. Ama bu çözümler de o dönemin çok iyi ölçülmüş açısal ölçeklerine dokunduğu için sıkı biçimde sınırlanıyor.

Poulin ve arkadaşlarının 2025 güncellemesi, ACT ve DESI verileriyle bu modelin gerilimi yaklaşık 2 sigmaya indirdiğini bildirdi. Aynı çalışma ACT verisinin erken karanlık enerjiyi standart modele tercih etmediğini de belirtiyor.

Aslında…

Büyük resim

Hubble gerilimi, kozmolojinin iki ucunu karşılaştırır. Evrenin 380.000 yaşındaki hâlinden hesaplanan sayı, standart modelin bugüne kadar doğru çalıştığını varsayar. Yakın evrenden ölçülen sayı ise hiçbir model varsaymaz. İkisi tutmuyorsa ya ölçümde, ya modelde bir şey eksiktir.

Bu yüzden tartışma yalnızca bir sayının son basamağı üzerine değil. Aynı cetvelle üç farklı yıldız türünü, merceklenmiş kuasarları ve kütleçekim dalgalarını ölçmek, sistematik hatayı yöntemden yönteme kovalamanın yolu. Yöntemler anlaşırsa gerilim ölçüm kaynaklıdır. Birbirinden bağımsız yöntemler yine 73 civarında toplanırsa, evrenin erken tarihine yeni bir bileşen eklemek gerekecektir.

Özet

1. H₀'ı ölçmenin iki büyük yolu var: yakından uzağa giden uzaklık merdiveni (Sefeidler, süpernovalar) yaklaşık 73, evrenin ilk ışığındaki ses ufkunu cetvel olarak kullanan ters merdiven standart modelle yaklaşık 67 veriyor. 2025'teki ortak H0DN değeri 73,50 ± 0,81.
2. Farkı ölçüm hatası açıklayacaksa uzaklıklar yaklaşık yüzde 8, yani 0,17 kadir kaymış olmalı. Webb'in Sefeid ölçümleri, kalabalıklık etkisini −0,01 ± 0,03 kadirle dışladı. CCHP ile SH0ES ise süpernova örneğinin seçimi üzerinde tartışıyor.
3. Hata modeldeyse, en az olasılık dışı çözümler evren saydamlaşmadan önce genişlemeyi hızlandıranlardır. Erken karanlık enerji ses ufkunu yaklaşık yüzde 8 küçültmeyi hedefler ama çok iyi ölçülmüş açısal ölçeklerle sıkı biçimde sınırlanır.

Görev

Quiz

1. Uzaklık merdiveni ile ters merdiven H₀'ı ölçerken hangi yönlerden ilerler?
2. Gerilimi yalnızca bir uzaklık hatası açıklayacak olsaydı, bu hata kaç kadir olmalıydı?
3. Webb'in Sefeid gözlemleri hangi şüpheyi sınadı ve sonuç ne oldu?
4. Erken karanlık enerji önerisi, evrenin ilk ışığından çıkarılan H₀'ı neden büyütür?

Cevaplar

1. Uzaklık merdiveni paralakstan Sefeidlere ve süpernovalara, yakından uzağa gider ve model varsaymaz. Ters merdiven ise evrenin ilk ışığındaki ses ufkunu cetvel olarak kullanır ve standart modelle bugüne doğru ilerler.
2. Yaklaşık 0,17 kadir; bu, uzaklıkların yaklaşık yüzde 8 kaymasına karşılık gelir.
3. Komşu yıldızların ışığının Sefeidlere karışıp onları daha parlak göstermesini sınadı. Hubble ile Webb uzaklıkları arasındaki fark −0,01 ± 0,03 kadir çıktı; tanınmamış kalabalıklık 8 sigma ile reddedildi.
4. Ses ufkunu küçültür. Gökteki açı sabit olduğundan, küçük bir cetvel daha yakın bir uzaklık ve dolayısıyla daha büyük bir H₀ demektir.

Kaynaklar

Sonraki derse köprü

Hubble gerilimi, gözlemlerin bir modeli sıkıştırdığı bir sorundu. Kara delikler ise gözlemden çok kuramın iç çelişkisini ortaya koyuyor. Genel görelilik kara deliğe düşen her şeyin olay ufkunun ardında kaybolduğunu söylüyor; kuantum fiziğine göre ise bilgi hiçbir zaman silinemez. Kara delik buharlaşıp giderse, içine düşenlerin bilgisi nereye gider?