Astrofiziğin Yükselişi
1835 yılında Fransız filozof Auguste Comte yıldızların kompozisyonunu asla elde edilemeyecek olan bilgilere örnek olarak vermiştir. Ancak Comte’nin bu düşüncesinin aksine spektroskopinin ortaya çıkması bu bilgiye ulaşmamızı ve astrofiziğin doğuşunu sağlamaktaydı. 1802 yılında İngiliz fizikçi William Hyde Wollaston Güneş’in spektrumunu incelerken renklerin arasında siyah boşluklara rastlamış ve bunların renklerin sınırları olduğunu düşünmüştür. 1814 yılında Joseph von Fraunhofer de bu çizgileri fark etmiş ve yaklaşık 500 tanesini kataloglamıştır. Fraunhofer ayrıca sarı bölgede yer alan koyu D çizgisinin mum alevinin parlak çizgisi ile eşleştiğini de not etmiştir. Fraunhofer bunlara ek olarak ayrıca Venüs’ün ışığının da Güneş ışığı ile aynı yapıya sahip olduğunu ve diğer yıldızların ışığında da bu siyah çizgileri gördüğünü söylemiştir. 1849 yılında bu alanda önemli bir adım Fransız fizikçi Jean Foucault tarafından atılmıştır. Foucault karbon arkı tarafından üretilen ışıkta gözlemlenen turuncu çizgilerin aynı zamanda arkın çevresinde gazdan geçirilen Güneş ışığının spektrumunda da siyah soğurma çizgileri olarak gözlemlemiştir. Bu gözlem, ışıması için uyarılan bir gazın yaydığı ışığın rengi ile içerisinden geçen ışıktan soğurduğu renklerin aynı olduğunu ortaya koymuştur. 1859 yılında Robert Wilhelm Bunsen ve Gustav Robert Kirchhoff spektrum çizgilerini belirli elementler ile nasıl ilişkilendirileceğini keşfetmiştir. Kirchoff Güneş ışığındaki bu siyah çizgileri inceleyerek demir, kalsiyum, magnezyum, sodyum, nikel ve krom gibi elementlerin Güneş’te var olduğunu söylemiştir. 1868 yılında İngiliz astronom Joseph Norman Lockyer Güneş gözlemi yaparken spektrumda hiçbir elementle uyuşmayan turuncu bir çizgi keşfetmiştir. Lockyer yeni keşfettiği bu elemente Güneş tanrısı Helios’tan esinlenerek Helyum ismini vermiştir.
1860 yılında İngiliz Astronom William Huggins bir nebulayı gözlemlemiş ve sadece parlak emisyon çizgilerinden oluştuğunu keşfetmiştir. Huggins daha sonra 70 kadar nebulayı daha gözlemlemiş ve bunları iki ana gruba ayırmıştır. Nebulaların yaklaşık olarak üçte biri gazdan oluşurken kalan üçte ikisi ise tıpkı yıldızlardan bekleneceği gibi sonsuz spektrum oluşturuyordu. Bu da bu nebulaların aslında henüz gözlemlenemeyen yıldızlardan oluştuğu sonucunu ortaya çıkarıyordu.
Harvard Üniversitesi Gözlemevi, Charles Pickering önderliğinde bu dönemin en önemli spektroskopi çalışmalarının yapıldığı yerlerden birisidir. Pickering ve ekibi teleskop lensinin önüne bir prizma koyarak tek seferde birden fazla yıldızın spektroskopisini gözlemlemeyi başarmışlardır. Ortaya çıkan Henry Draper kataloğu yaklaşık olarak 225.000 adet yıldızın spektrumunu barındırmaktadır. Bu çalışmanın en önemli sonuçlarından bir tanesi de Amerikalı astronom Annie Jump Cannon tarafından 1895 yılında oluşturulan ve günümüzde de hâlâ kullanılan yıldız sınıflandırma yöntemidir.
19. yüzyılın ortaları Doppler etkisinin doğruluğu ve doğası hakkında tartışmalara sahne olmuştur. 1842 yılında Avusturyalı fizikçi Christian Doppler hareket halindeki bir ışık kaynağının hareketinden kaynaklanan frekans değişiminin ikili yıldız sistemlerinin renklerini açıklanabileceğini söylemiştir. Ancak bunun doğru olmadığını bugün bilmekteyiz. 1845 yılında Hollandalı fizikçi C. H. D. Buys-Ballot bir grup müzisyeni hareket halindeki bir trene koyarak Doppler etkisini ses için açıklamıştır. 1868 yılında Huggins, Sirius yıldızının spektrumundaki F çizgisinde yıldızın Dünya etrafındaki çembersel hareketinden kaynaklandığı düşünülen küçük bir sapmayı keşfetmiştir. Doppler etkisi için sağlam bir doğrulama da 1870 yılında Alman astronom Hermann Karl Vogel tarafından ortaya konulmuştur. Vogel Güneş’in doğu ve batı uçları arasında yıldızın hareketinden kaynaklanan bir spektrum kayması keşfetmiştir. 1880’li yıllarda Julius Scheiner fotografik spektrum kullanarak yıldızların radyal hızlarını ölçmeye başlamıştır. Spektrum tipleri ve radyal hızların tablolaştırılması kısa bir sürede yıldız katalogu oluşturmanın bir standardı haline gelmiştir.
Yıldız spektrumlarının kataloglanması yeni keşiflere de öncülük etti. Bir yıldızın parlaklığının spektrum tipi ile ilişkilidir ancak daha uzak yıldızlar daha sönük olduğu için bu yöntemin kullanılması, yıldızın uzaklığının bilinmesini gerektirmektedir. Amerikalı astronom Henry Norris Russell 1913 yılında yaptığı çalışmasında uzaklığı kesin olarak bilinen yıldızların mutlak parlaklık ile spektrum tipini karşılaştıran bir serpilme diyagramı yayınladı. Bundan kısa bir süre önce de Danimarkalı Ejnar Hertzsprung benzer birbirlerine çok yakın olduğu bilinen bir yıldız kümesindeki yıldızları kullanarak benzer diyagramlar oluşturmuştur. Ortaya çıkan bu serpilme diyagramlara bugün de kullanılan Hertzsprung-Russell (H-R) diyagramı adı verilmiştir. H-R diyagramları pek çok yıldızın oldukça dengeli oldukları ve ömürlerinin büyük bir kısmını geçirdikleri ana kol evresinde olduğunu ortaya çıkarmıştır. Bir yıldızın mutlak parlaklığı sıcaklığı ile bağlantılıdır. Mavi ve daha sıcak ana kol yıldızları (O ve B sınıfı yıldızlar) kırmızı ve daha soğuk olan ana kol yıldızlarından (K ve M sınıfı) çok daha parlaktır. H-R diyagramı aynı zamanda kırmızı renkte olan ancak ana kol yıldızlarından çok daha parlak olan yeni yıldızları ortaya çıkardı. Bu yıldızlar aynı renkteki ana kol yıldızlarından çok daha parlak oldukları için daha büyük olmak zorundalardı ve bu nedenle bu yıldızlara kırmızı dev ismi verilmiştir. Kırmızı devlere ek olarak H-R diyagramı sayesinde bir süre sonra da beyaz cüceler de keşfedilmiştir. H-R diyagramı bugün bile yıldızların evrimlerini takip etmek için elimizde olan en önemli araçlardan bir tanesidir.
H-R Diyagramı
Yıldızların enerjilerinin kaynağı bu dönem için büyük bir gizemdir. 19. yüzyılda bu enerjinin kaynağının kimyasal reaksiyon veya kütleçekimsel enerjinin ortaya çıkardığı enerji olduğu düşünülmektedir. Fakat İskoç fizikçi William Thomson bir kimyasal reaksiyonun 3000 yıldan uzun sürmesinin oldukça zor olduğunu ortaya koymuştur. Kütleçekimsel enerji fikrine göre de Güneş her yıl yaklaşık olarak 75 metre küçülmektedir ya da sürekli olarak üzerine düşen gök cisimleri tarafından ısıtılmaktadır. 1890’lı yıllarda radyoaktivitenin keşfi ve aynı zamanda Dünya’nın içinin de bu mekanizma ile ısındığının keşfi ile Güneş’te gerçekleşen reaksiyonun nasıl gerçekleştiğine dair çeşitli fikirler oluşmuştur. Doğru açıklama ise 1905 yılında Albert Einstein’ın ünlü E = mc^2 denklemini yayınlaması ile gelmiştir. İngiliz astrofizikçi Arthur Eddington proton-proton reaksiyonunu önermiştir. Buna göre 4 adet hidrojen atomu bir araya gelerek helyumu oluşturmakta ve aradaki kütle farkı da Einstein’ın denklemine göre enerji olarak ortaya çıkmaktadır. Fakat Eddington nükleer fiziğin bu dönemde henüz çok ilkel bir aşamada olması nedeniyle bunun nasıl olduğunu açıklayamıyordu. Nükleer fizik alanında 1930’larda nötron ve bir hidrojen izotopu olan döteryumun keşfi ile büyük bir adım atılmıştır. 1937 yılında Alman fizikçi Carl Friedrich von Weizsäcker CNO döngüsünü keşfetmiştir. Bu döngüde karbon, azot ve oksijen atomları; hidrojenin helyuma dönüşmesine sebep olan nükleer reaksiyonlarda katalizör olarak görev yapmaktadır. 1939 yılında Hans Bethe CNO döngüsüne dair daha ayrıntılı bir çalışma yayınlayarak yıldız astrofiziğini daha sağlam bir temele oturtmuştur. Bethe aynı zamanda Eddington’un proton-proton reaksiyonu hakkında da bir açıklama sunmuştur. Bu açıklamaya göre çok yüksek sıcaklıklarda gerçekleşen çarpışmalarda kimi zaman iki protondan bir tanesi pozitron ışıması yaparak nötrona dönüşebilmektedir ve bunun sonucunda bir döteryum oluşmaktadır. Döteryumdan ise helyum farklı şekillerde oluşabilmektedir.
Görelilik Teorisi Gelişiyor
20.yüzyılın astronomi ve kozmoloji adına en önemli teorik gelişmelerinden biri 1905’ten 1915’e süregelen ve nihayetinde evrenin kökeninin açıklanmasına ışık tutan görelilik teorisinin gelişimiydi. Görelilik Teorisi, Maxwell tarafından çalışılmış Elektromanyetik Teori ile o zamana kadar insanların göreli hareket hakkında bildikleri arasındaki zıtlıkları temel alarak doğdu. Lise öğrencisi iken Einstein, ışık üzerine zeki bir düşünce deneyi kurgulamıştı. Elektromanyetik Teori’ye göre ışık dalgası değişen elektrik ve manyetik alanları barındırıyordu. Einstein ışıkla birlikte ışık hızında koşabilen bir kişinin göreceği şeyin ne olacağını sordu, o zamana kadar bilinen görelilik anlayışına göre ışık dalgası o kişiye göre durağan gözükmeliydi. Durağan durumda elektrik ve manyetik dalgalar değişmeyecek ve öyleyse ışık dalgası var olmayacaktı. Açıkça bu durumda bir sıkıntı vardı.
Karşılaşılan zıtlıklar sadece teoride değil deneysel olarak da vardı. 19. yüzyılın sonlarına doğru genel olarak inanılan şey aynı ses dalgaları gibi diğer dalgalarda olduğu gibi ışığın ilerlemesi için de bir ortamın gerekliliğiydi. Bu ortama bir isim de verilmişti, ışık taşıyıcı (ışık saçan) eter. Ancak içlerinde Michelson-Morley deneyinin de olduğu birkaç deney Dünya’nın bu farz edilen etere göre olan bir hareketini tespit edemedi. Bu çıkmaz için bazıları umutsuz çıkış yolları öne sürdü. George Francis FitzGerald 1889’da hareketli bir cismin eterle olan etkileşiminin cismin hareketine zıt ve tam Michelson-Morley deneyinin 0 sonucunu verecek miktarda olduğunu iddia etti. Hendrik Antoon Lorentz de benzer çalışmalar yaptı.
Einstein’ın yaklaşımı ise çok daha temeldi. 1905’te yayınladığı “Zur Elektrodynamik bewegter Körper” (Hareketli Cisimlerin Elektrodinamiği Üzerine) eserinde aksiyomatik dediğimiz, bazı şeylerin kanıtlanmamış ama doğru olduğu kabul edilerek ilerlendiği yöntemle çalıştı. İlk olarak varsaydı ki üniform olarak (ivmesiz) hareket eden referans çerçevelerinin hepsinde aynı fizik yasaları geçerliydi (her biri bilinen fizik kanunlarını uygulamak için geçerli sistemlerdi) ve ikinci olarak kaynağın ve gözlemcinin göreli hareketine bağlı olmaksızın ışığın hızı daima aynıydı. İlk postulata karşı çıkılamazdı, bu Kopernik’ten Galileo’ya gelen bilimsel devrimin mantıksal sonucuydu. İkinci postulat ise alışılagelmedikti. Işığın hızı gözlemciye göre değişmeyeceği için bahsettiğimiz lise yıllarında aklına takılan gözlemciye göre durmuş gözükecek ışık paradoksunu da çözmüş oldu. Bu iki postulattan şu şaşırtıcı sonuçlar çıktı: zaman farklı referans çerçevelerinde farklı hızlarda geçiyordu, uzunluklar hareket yönünde kısalıyordu ve cismin hızı ışık hızına yaklaştıkça hareketli cismin kütlesi artıyordu. Tüm bunlar Özel Görelilik Teorisi dediğimiz teorinin parçalarıydı ve buna özel dememizin sebebi kütleçekim kavramını içermemesi ile sadece sabit hızlı hareketleri konu almasıydı.
Einstein’dan gelen eşitliklerin çoğu daha önce Lorentz tarafından sağlanmıştı. Fransız Henri Poincaré de çözüme yaklaşıyordu. Görelilik konsepti zaten araştırmacıların arasında varlık içindeydi, eğer Einstein makalesini yazmasaydı aynı basit sonuçlara muhtemelen ulaşılacaktı. Einstein’ın meziyeti onun açık düşünceliliği ve aksiyomatik yaklaşımıydı, bu sayede algılayışımızda kökten bir değişimi gerektirecek gerçekleri tespit edebildi. Eterin onun görüşünde yeri yoktu. Kısa süre sonra Einstein’ın eski matematik öğretmeni Hermann Minkowski zamanın dördüncü boyut olarak görüldüğü uzay-zaman kavramını formüle etti. Bu Özel Görelilik Teorisi’nin denklemlerini değiştirmedi ancak insanların teori hakkındaki görüş şeklini büyük değişime uğrattı ve genel teori için yolu hazırladı.
Özel Görelilik’in nihai kaderi keşfedilmiştiyse de kütleçekim alanının teorisi olan Genel Görelilik için aynı şeyi söylemek zor. Einstein Özel Görelilik Teorisi’ni yayınladıktan kısa süre sonra kütleçekim problemine yöneldi. 1907 yılına gelindiğinde bir kütleçekim alanının ışık ışınlarını bükeceğine çoktan ikna olmuştu. Yeni teorisinin gelişiminde iki düşünce ona eşlik etmişti, ilki eşdeğerlik ilkesiydi. Buna göre ivmelenme ve kütleçekim bir şekilde aynı şeyin farklı tezahürleriydi. Örneğin Einstein’ın anlattığı şekilde, serbest düşüş halindeki bir adam kendi ağırlığını hissetmeyecekti ve bu, ivmelenmeyle kütleçekiminin eşdeğer olduğunu gösteriyordu. İkincisi ise fizik kanunlarının sadece eylemsiz referans sistemlerinde değil her rastgele referans çerçevesinde aynı matematik formda olması varsayımıydı. Matematiği her ne kadar zor olsa da Einstein 1915 yılında Genel Görelilik Teorisi’ni geliştirdi.
Göreliliğin Test Edilmesi
Einstein gözlemsel kanıtlara dair pek bir ilerleme göstermemişti, sadece Merkür’ün normal gözükmeyen günberi ilerleyişini inceledi. Newton fiziğine göre eğer Merkür Güneş yörüngesindeki tek gezegen olsa o zaman aynı yönelişini koruyarak mükemmel elips yörüngesinde olacaktı. Ancak gerçekte diğer gezegenlerin Merkür’ün yörüngesi üzerindeki zayıf etkisi elips yörüngesinin uzun ekseninin sabit değil de Güneş etrafında dönen şekilde olmasına sebep oluyordu. Yani Newton mekaniğine göre Merkür’ün Güneş’e en yakın olduğu nokta (günberi) diğer gezegenlerin etkisiyle Merkür’ün hareket yönünde yavaşça ilerliyordu.
1859’da Le Verrier Merkür günberisinin bildiğimiz gezegenlerin etkisiyle açıklanabilecekten biraz daha hızlı şekilde ilerlediğini söyledi. Le Verrier Uranüs’ün hareketindeki anormalliklerden yola çıkarak Neptün’ü keşfetmişti. Dolayısıyla Merkür’ün hareketindeki bu farklılığı da Merkür ve Güneş arasında keşfedilmemiş bir asteroid halkası veya bir gezegene bağladı. Hatta gezegene Vulcan adı bile verildi ancak daha sonra hayali olduğu kanıtlandı.
Einstein yeni teorisini yayınlamadan önce bu Merkür problemine doğru çözümü getirmesini kontrol etti. Newton’un kütleçekim teorisinde gördüğümüz iki cisim arasındaki çekim kuvvetinin mesafenin karesiyle ters orantılı olduğu genel göreliliğe göre birbirine yakın büyük kütleli cisimler için tam olarak doğru değildi. Yasa mesafenin 4. dereceden tersi şeklinde yenilenmeliydi. Merkür Güneş’e bu farkın görülebileceği kadar yakınlıktaki tek gezegendi dolayısıyla Newton’un kütleçekim yasası Güneş Sistemi genelini tanımlamada oldukça başarılı bir yaklaşım olmuştu.
Einstein’ın kütleçekim teorisinin bir diğer tahmini yıldız ışık ışınlarının Güneş’in yanından geçerken yaşayacağı bükülme miktarıydı. Einstein’ın yüzüne burada biraz şans gülmüştü. Çünkü teorisinin ön versiyonunda bükülme aslında olması gerekenin yarısı kadar çıkacak şekildeydi. Einstein o sıralarda astronomların ilgisini çekmeye çalışıp Güneş tutulması sırasında Güneş’in arkasındaki yıldızların görünen yer değiştirmelerine bakarak bükülmeyi tespit etmek istiyordu. Ancak 1. Dünya Savaşı’nın araya girmesi gibi sebeplerle kimse testi yapmayı başaramadı. Eğer Einstein’ın bu erken hesabını test edebilselerdi, bükülme miktarında bir hata görecekler ve belki de bu Genel Görelilik Teorisi’nin nihayetinde kabulünün de önünde bir engel olabilecekti.
İngiltere’de Eddington Genel Görelilik’e ilginin yayılmasında anahtar rol oynadı. Sir Frank Dyson ile Kraliyet Astronomi Topluluğunu ikna ettikten sonra biri Brezilya’ya diğeri Batı Afrika kıyısındaki Principe Adası’na 1919’daki Güneş tutulması gözlemi seferini düzenlediler. Gece vaktindeki konumları belli olan yıldızları Güneş tutulması sırasında Güneş’in arkasında kaldıklarında da fotoğraflayıp pozisyonlarını karşılaştırdılar ve görülen küçük bir etki olsa da Einstein’ın ışığın bükülmesine dair tahminin doğru olduğunu gördüler. Bunu ilan etmeleriyle uluslararası bir sansasyon yaratılmış oldu.
Genel GöreliliK’in tahmin ettiği 3. etki kütleçekimsel kızıla kaymaydı. Yoğun kütleli objeden gelen ışık daha uzun dalga boylarında yani kızıla kaymış olmalıydı. Bunun ölçümü oldukça hassastı, Güneş spektrumundaki absorpsiyon çizgilerini kullanarak yapılan ölçüm girişimleri de çelişkili çıkmıştı. 1925’te Wilson Dağı Gözlemevi’nden Walter Adams Sirius’un eşlikçi yıldızlarından biri olan Sirius B beyaz cücesinin (Güneş’ten daha fazla kayma oluşturacaktı) kütleçekimsel kızıla kaymasını belirlediğini duyurdu. Bu görelilik teorisiyle birlikte Eddington’ın beyaz cücelerin büyük yoğunluklarını tahmin eden yıldız yapısı teorisini de destekledi. Ancak aslında Einstein yine şanslıydı. İleriki yıllarda anlaşıldı ki Adams’ın ölçümleri gerçektekinin 4 katı kadar küçüktü ve bu hatayı Eddington’ın Sirius B’nin yarıçapı ve sıcaklığı üzerine fikirleri (gerçekte Sirius B daha küçüktü) dengeliyor, tesadüfi bir uyuşma sağlıyordu. Bu tesadüf Genel Görelilik’in kabulünü sağlamıştı. Tabii sonrasında Einstein’ın teorisinin tahminleri laboratuvarlarda başarılı şekilde ve doğruluğu görülerek ölçüldü.
Genel Görelilik Teorisi’nde kütleli cisimler etraflarındaki uzay-zaman yapısını büker. Einstein bu gözlenebilir fenomenin erken tahminlerini kendisi kısmi ve yaklaşıklar sonuçlar kullanarak yapmıştı. Bu yüzden Karl Schwarzschild 1916’da küresel cisim etrafındaki uzay-zamana dair Einstein alan eşitlikleri için kesin çözüm bulduğunda Einstein şaşırmıştı. Dış çözüm denen çözüm için Schwarzschild uzay-zamanı Newtonsal hareketlerin hafif düzeltmelerini sunuyordu. Ancak iç çözüm denen şeyin derinliklerine girildiğinde ilginç bir sistemin işaretleri görüldü. Eğer bir cisim 2GM/c^2 den daha küçük yarıçapa sıkışacak kadar yoğunsa (R<2GM/c^2, G: Newton kütleçekim sabiti, M: nesnenin kütlesi, c: ışık hızı) çözüm sorunlu bir hal alıyordu. Bu kritik yarıçapta (Schwarzchild yarıçapı) çözüm belirli matematiksel ifadelerin sıfır ya da sonsuz olduğu bir tekillik yaratıyor gibiydi. Bu on yıllar boyu karışıklık yarattı, bazıları bunu iç çözümü görmezden gelerek veya problemi kaldıran koordinat sistemlerini inceleyerek gidermeye çalıştı. 1939’da J. Robert Oppenheimer ve Hartland Snyder yıldızların nükleer enerjileri bitip çökmeye başladıklarında olanları araştırırken Schwarzchild çözümü üzerine rölativistik analizlerinde gösterdiler ki Schwarzschild yarıçapı bir tekilliğe karşılık değil, ışığın sonsuzluğa kaçamadığı bir yüzeye karşılık gelip bunu tanımlıyordu. Böylece yıldız çöküşle birlikte kendini dış gözlemciyle herhangi bir iletişime kapıyordu. Bu çalışma kara delik çalışmalarının başlangıç yeriydi. Kara delik kavramı 1967’de John Archibald Wheeler tarafından ortaya atılmış, 1970lede ise olası kara delik adayları ilk defa gözlemlenmişti.
Galaksiler ve Genişleyen Evren
Einstein kütleçekim teorisini evrenin tümüne ilk kozmolojik makalesiyle 1917’de uyguladı. Astronomideki son gelişmelere çok tanıdık olmadığı için evrenin statik ve değişmez olduğunu varsaydı. Maddenin evrende üniform dağıldığını düşündü ancak kendi alan eşitliklerine statik bir çözüm bulamadı. Problem şuydu ki evrendeki tüm maddenin karşılıklı kütle çekimleri evreni büzülmeye yöneltiyor gibi gözüküyordu. Bu nedenle kozmolojik sabit denilen Λ faktörünü ek terim olarak tanıttı. Bu terim kütleçekim etkisine karşı gelen ve uzun mesafelerde etki edebilen evrensel bir itici kuvveti gösteriyordu. Daha sonra evrenin genişlediği öğrenildiğinde Einstein kozmolojik sabiti kariyerinin en büyük hatası olarak tanımlayacaktı.
Einstein’ın statik çözümü sonlu hacimli ancak herhangi bir kenara sahip olmayan kendi üstüne bükülmüş şekilde bir uzay-zaman evreni temsil ediyordu. Uzay pozitif eğimliydi yani üzerinde bulunan bir üçgenin açıları toplamı 180 dereceden fazla olacaktı (Bu yapının iki boyutta örneği olarak Dünya’nın yüzeyi verilebilir, sonlu bir alan ancak kenar yok).
20. yüzyılın başlarında hala çoğu astronom Samanyolu’nun görünen evrenle aynı şey olduğuna inanıyordu. Küçük bir kısım ise spiral nebulaların aralarındaki geniş boşluklarla uzaya yayılmış Samanyolu benzeri yıldız sistemleri olduğunu söyleyen Ada Evrenler Teorisi’ne inanıyordu. Bazıları bunlara spirallerin bir şekilde Samanyolu sisteminin bir parçası olduğunu söyleyerek karşı çıktıysa da Heber Curtis’in gösterdiğine göre uçtan uça görülebilen bazı spiraller açıkça ekvatoral düzlemlerinde büyük miktarda toz yığınları içeriyorlardı. Samanyolu’nu da aynı yapıda düşündüğümüzde düşük galaktik enlemlerde görünürlük bu yığın sebebiyle engellenecekti. Bu da sönük spiralleri göremememize ve spiral nebulaların aslında Samanyolu’ndan ayrı spiral galaksiler olduğunu anlamamıza engel teşkil etmişti. 1917’de Curtis ayrıca spiral fotoğraflarında 3 nova buldu, bunların en sönüğü spirallerin Samanyolu’ndan çok uzaklarda olduğunu gösterdi.
Evrenin statik olduğu fikrine karşı fikirler kısa bir süre sonra ortaya çıkmaya başladı. 1912 yılında Amerikalı astronom Vesto M. Slipher spiral nebulaların radyal hızlarını ölçmeye başlamıştır. İlk ölçüm yaptığı nebula Andromeda nebulası olan Slipher bu nebulanın ışığının maviye kaydığını fark etti. Slipher Andromeda’nın, Samanyolu’na doğru saniye 300 km o döneme kadar henüz ölçülmemiş bir hızla yaklaştığını hesaplamıştır. 1917 yılına gelindiğinde Slipher 25 kadar spiral nebulanın saniyede 1000 kilometreye kadar çıkabilen hızlarını hesaplamıştır. Bu hızlarla hareket eden cisimlerin Samanyolu galaksisine bağlı olması neredeyse imkansızdır. Slipher bu nebulaların bir kısmının maviye kaydığını fark etse de pek çoğu kırmızıya kayarak bizden uzaklaşıyordu. Astronomlar buradan direkt olarak evrenin genişlediği yargısına ulaşmamıştır ancak Slipher Samanyolu galaksisinin de gözlemlenen spirallerden sadece bir tanesi olduğunu düşünmüştür.
1917 yılında Hollandalı matematikçi Willem de Sitter uzaklık ve kızıla kayma konusunda da bağlantılar kuran yeni bir kozmolojik çözüm önerdi. Sitter her ne kadar evrenin yapısını maddeyi ihmal ettiği için açıklayamasa da astronomları uzaklık ve kızıla kayma arasındaki bağlantıyı araştırmaya itmiştir. 1924 yılında İsveçli astronom Karl Lundmark bu spiral nebulaların hızı ve uzaklığına dair bir çalışma yayınlamıştır. Buradaki asıl zorluk uzaklıkları hesaplayabilmekti. Lundmark bu zorluğu aşmak için Andromeda’nın içinde bulunan bir nebulanın parlaklığını hesapladı. Lundmark daha sonra bu nebulayı Samanyolu’nda bulunan ve uzaklığı bilinen bir nebula ile parlaklığının aynı olması gerektiğini düşünerek karşılaştırıp uzaklıkları hesaplamaya çalışmıştır. Daha da uzakta olan spiraller için ise Lundamark, bu spirallerin de Andromeda ile yaklaşık aynı boyutta olması gerektiğini düşünerek hesaplamalarını gerçekleştirmiştir.
Teorik açıdan bakıldığı zaman 1922 ve 1924 yılları arasında Rus matematikçi Aleksandr Friedmann, Einstein’ın denklemlerine statik olmayan kozmolojik çözümler bulmaya çalışmıştır. Friedmann’ın modeli Einstein’ın aksine evrenin genişlemesine ve küçülmesine izin veriyor ayrıca Sitter’in aksine maddeyi de hesaba katıyordu. Friedmann’ın bu çözümleri 1925 yılındaki ölümüne kadar, astronomik gözlemler tarafından desteklenmediği için büyük bir etki uyandıramamıştır.
Hazırlayan: Altuğ Ancaza & Deniz Kaçan
İTÜ Astronomi Kulübü Üyeleri
Kaynaklar
https://www.britannica.com/science/astronomy
https://users.astro.ufl.edu/~guzman/ast1002/class_notes/Ch17/curvsurf.gif
