Evrenin mesafe cetveli olan yıldızlar

Kanca

Karanlık bir yolda uzakta bir ışık görüyorsun. Yakındaki bir el feneri mi, yoksa kilometrelerce ötedeki bir deniz feneri mi? Işığın ne kadar parlak göründüğü tek başına bunu söylemez. Sönük bir fener yakında, güçlü bir fener uzakta aynı parlaklıkta görünebilir. Ama o ışığın gerçekte kaç vatlık olduğunu bilseydin, ne kadar uzakta olduğunu hesaplayabilirdin.

Gökyüzünde gerçek gücünü kendisi söyleyen yıldızlar var. Belli bir ritimle şişip büzülüyor, parlayıp sönükleşiyorlar. O ritmin hızı, yıldızın gerçek parlaklığını ele veriyor. Bir yıldızın yanıp sönme hızı, bize ne kadar uzakta olduğunu söylüyor.

Merkezi soru

Bazı yıldızlar neden düzenli aralıklarla parlaklık değiştirir ve bu nabız atışı, yıldızlara ve galaksilere olan uzaklıkları ölçmekte nasıl bir cetvele dönüşür?

Anlatım

Parlak görünmek ile parlak olmak

Bir yıldızın bize ne kadar parlak göründüğü iki şeye bağlıdır: gerçekte ne kadar ışık saldığına ve ne kadar uzakta olduğuna. Işık uzaya yayıldıkça seyrelir. İki kat uzaktaki bir kaynak dört kat, üç kat uzaktaki dokuz kat sönük görünür. Bu kural bir fırsat sunar: bir yıldızın gerçek ışık gücünü bir yoldan öğrenebilirsek, görünen parlaklığıyla karşılaştırıp uzaklığını hesaplayabiliriz.

Gerçek ışık gücü bilinen böyle nesnelere gökbilimciler standart mum (standard candle) der. Sorun, bir yıldızın gerçek gücünü ona bakarak anlamanın zor olmasıdır. Ders 5.8'deki kadir ölçeği bize yalnızca görünen parlaklığı verir. Gerçek gücü söyleyecek ayrı bir ipucu gerekir.

Nefes alan yıldızlar

Ders 9.7'deki Algol, yoldaşı ışığını örttükçe sönükleşiyordu. Bazı yıldızlar ise yoldaşsız, kendi kendilerine değişir. Bunlara değişen yıldız (variable star) denir. En önemli türleri, gerçekten nefes alıp verir gibi şişip büzülen zonklayan yıldızlardır.

Bu türün adı, Kral (Cepheus) takımyıldızındaki Delta Cephei'den gelir. İngiliz gözlemci John Goodricke, 1784'te bu yıldızın yaklaşık beş gün dokuz saatlik bir döngüyle parlayıp sönükleştiğini fark etti. Aynı davranışı gösteren yıldızlara onun adıyla Sefeid (Cepheid) denir. Sefeidler, Güneş'ten binlerce kat parlak, sarı renkli dev yıldızlardır. Kuzey Yıldızı da küçük genlikli bir Sefeid'dir; parlaklığı çıplak gözün fark edemeyeceği kadar az değişir.

Bir Sefeid neden zonklar? Yıldızın dış katmanlarında, sıkıştıkça ışığı daha çok tutan bir gaz tabakası vardır. Yıldız büzüldüğünde bu tabaka ısınır ve içeriden gelen ışığı hapseder. Hapsolan enerji tabakayı dışarı iter, yıldız şişer. Şişen tabaka soğuyunca ışığı yeniden geçirir, basınç düşer ve yıldız tekrar büzülür. Bu, bir kazanın emniyet supabına benzer: sürekli açılıp kapanan bir vana. Yıldız, ömrünün belli bir evresinde, genellikle dev olduğu dönemde, bu dengesiz bölgeden geçerken zonklar.

Henrietta Leavitt'in keşfi

Yirminci yüzyılın başında Harvard Gözlemevi'nde, fotoğraf plakalarını inceleyip ölçüm yapan kadınlar çalışıyordu. Onlardan biri Henrietta Swan Leavitt'ti. Leavitt, güney gökyüzündeki iki küçük gökadada, Büyük ve Küçük Macellan Bulutları'nda aynı bölgenin farklı gecelerde çekilmiş plakalarını karşılaştırarak yüzlerce değişen yıldız belirledi.

1912'de Küçük Macellan Bulutu'ndaki yirmi beş Sefeid'in dönemlerini yayımladı ve çarpıcı bir düzen gördü: daha uzun dönemli Sefeidler, daha parlaktı. Bu yıldızların hepsi aynı bulutta, yani bize kabaca aynı uzaklıkta olduğu için, görünen parlaklıklarındaki fark gerçek parlaklıklarındaki farkı yansıtıyordu. Leavitt, dönemlerin yıldızların gerçek ışık saçımıyla bağlantılı olduğunu yazdı.

Bu bağıntıya dönem-parlaklık ilişkisi (period-luminosity relation) denir; bugün onun onuruna Leavitt yasası da deniyor. Yasa, yıldızın ritmini ölçerek gerçek gücünü bulmayı sağlar. Leavitt 1921'de öldü ve keşfinin evreni nasıl değiştireceğini göremedi.

Cetveli ayarlamak

Leavitt'in yasası başlangıçta yalnızca göreli bir cetveldi. Bir Sefeid'in öbüründen kaç kat parlak olduğunu söylüyordu ama gerçek uzaklıkları vermiyordu. Cetvele sayı koymak için, uzaklığı başka bir yolla ölçülebilen yakın Sefeidler gerekiyordu. Gökbilimciler bu yakın yıldızları kullanarak yasayı ayarladı. Bu ayarın ayrıntısı ve evreni basamak basamak ölçen yöntemler dizisi, galaksiler konusunu işlerken karşımıza çıkacak.

Ayarlanmış cetvelin kullanımı basittir. Uzaktaki bir Sefeid'in parlaklığını haftalarca izler, döneminin kaç gün olduğunu bulursun. Yasa sana yıldızın gerçek gücünü verir. Bu gücü teleskopta görülen sönüklükle karşılaştırırsın ve uzaklık ortaya çıkar.

Andromeda'da bir yıldız

Bu yöntemin en ünlü sonucu 1923'te geldi. O yıllarda gökbilimciler, Andromeda gibi sarmal "bulutsuların" Samanyolu'nun içinde mi, yoksa ondan çok uzakta, ayrı yıldız sistemleri mi olduğunu tartışıyordu. Edwin Hubble, Wilson Dağı'ndaki dev teleskopla Andromeda'nın fotoğraflarını çekiyordu. 5-6 Ekim 1923 gecesi çektiği plakada bir yıldızı önce yeni patlamış bir yıldız sandı. Sonra onun düzenli bir ritimle değiştiğini gördü, plakadaki işareti silip yerine büyük harflerle "VAR!" yazdı. Bu değişen yıldız, Andromeda'da bulunan ilk Sefeid'di.

Hubble, Leavitt'in yasasıyla bu yıldızın uzaklığını hesapladı. Sonuç, Samanyolu'nun bilinen boyutlarının çok ötesindeydi. Andromeda, galaksimizin bir parçası değil, kendi başına bir galaksiydi. Bugünkü ölçümler, o yıldızın iki milyon ışık yılından daha uzakta olduğunu gösteriyor. Tek bir zonklayan yıldız, evrenin sandığımızdan çok daha büyük olduğunu kanıtlamıştı.

Bugün de iş başında

Sefeidler bugün de kozmik uzaklık ölçümlerinin temel taşlarındandır. Hubble Uzay Teleskobu ve James Webb Uzay Teleskobu, onlarca milyon ışık yılı uzaktaki galaksilerde Sefeidleri tek tek seçebiliyor. Bu ölçümler, evrenin ne hızla genişlediğini hesaplamada kullanılıyor. Sefeidlere dayanan ölçümlerle evrenin erken dönemine dayanan ölçümler arasında bugün hâlâ süren bir uyuşmazlık var ve gökbilimciler bunun ölçüm hatasından mı, yoksa yeni bir fizikten mi kaynaklandığını araştırıyor.

Sefeidlerin daha sönük akrabaları da var. RR Lyrae denen, dönemi bir günden kısa zonklayan yaşlı yıldızlar, Ders 9.7'deki küresel kümelerin uzaklıklarını ölçmekte kullanılır.

Aslında…

Sefeidlerin değeri de burada yatar: gerçek güçlerini dönemleriyle kendileri söyledikleri için, görünen parlaklıkla uzaklık arasındaki belirsizliği çözerler.

Büyük resim

Leavitt'in keşfi, astronominin en büyük sıçramalarından birinin anahtarıydı. Bir yıldızın ritmini gerçek gücüne bağlayan tek bir ilişki, insanlığın evren anlayışını Samanyolu'nun sınırlarından milyarlarca galaksiye taşıdı. Evrenin genişlediğinin keşfi de bu cetvel olmadan mümkün olmazdı.

Bu modül boyunca bir yıldızın doğumunu, olgunluğunu, ölümünü ve bıraktığı mirası izledik. Zonklayan yıldızlar bu hikâyenin bir evresidir; aynı zamanda evrenin boyutlarını ölçtüğümüz aletlerdir. Yıldızların nasıl yaşadığını anlamak, evrenin haritasını çizmenin de yolunu açtı.

Özet

1. Bir yıldızın görünen parlaklığı hem gerçek ışık gücüne hem uzaklığına bağlıdır; gerçek gücü bilinen bir yıldızın uzaklığı, görünen parlaklığından hesaplanabilir.
2. Sefeidler, dış katmanlarındaki bir gaz tabakasının ışığı dönüşümlü olarak hapsedip bırakmasıyla şişip büzülen dev yıldızlardır; Leavitt 1912'de, dönemleri uzun olan Sefeidlerin daha parlak olduğunu gösterdi.
3. Hubble 1923'te Andromeda'da bir Sefeid bularak onun ayrı bir galaksi olduğunu kanıtladı; Sefeidler bugün de galaksilere uzaklık ve evrenin genişleme hızı ölçümlerinde kullanılır.

Görev

Quiz

1. Bir yıldızın görünen parlaklığı hangi iki şeye bağlıdır?
2. Standart mum ne demektir?
3. Bir Sefeid neden düzenli olarak şişip büzülür?
4. Henrietta Leavitt, Küçük Macellan Bulutu'ndaki Sefeidlerde ne buldu ve bu yıldızların aynı bulutta olması neden önemliydi?
5. Hubble'ın 1923'te Andromeda'da bulduğu Sefeid neyi kanıtladı?

Cevaplar

1. Yıldızın gerçek ışık gücüne ve bize olan uzaklığına.
2. Gerçek ışık gücü bilinen, bu yüzden görünen parlaklığından uzaklığı hesaplanabilen bir nesne.
3. Dış katmanlarındaki bir gaz tabakası sıkışınca ışığı hapseder ve yıldızı dışarı iter; şişip soğuyunca ışığı geçirir, basınç düşer ve yıldız yeniden büzülür. Bu döngü bir vana gibi sürekli tekrarlanır.
4. Dönemi uzun olan Sefeidlerin daha parlak olduğunu buldu. Hepsi aynı bulutta, bize kabaca aynı uzaklıkta olduğu için, görünen parlaklık farkları gerçek parlaklık farklarını gösteriyordu.
5. Andromeda'nın Samanyolu'nun bir parçası değil, çok uzakta, ayrı bir galaksi olduğunu.

Kaynaklar

Sonraki derse köprü

Bu modülde yıldızların gaz bulutlarından doğduğunu, yaşayıp öldüğünü ve bıraktıkları elementlerle yeni kuşakları beslediğini gördük. Güneş de böyle zenginleşmiş bir buluttan doğdu. Ama Güneş'in çevresinde gezegenler, uydular, kuyruklu yıldızlar da oluştu ve sistemin kütlesinin neredeyse tamamı merkezdeki yıldızda kaldı. Dönen bir bulut, nasıl oldu da bir yıldızla birlikte bir gezegen ailesi doğurdu?