Belçikalı fizikçi Georges Lemaître 1927 yılında yayınladığı yazısında evrenin sabit bir kütle ile genişlemekte olduğunu savunmuştur. Lemaître, spiral nebulalarda gerçekleşen Doppler kaymasının evrenin genişlediğinin bir işareti olduğunu söylemiş ve 42 adet nebulanın kızıla kayma verilerini kullanarak bu genişleme için bir hız hesaplamıştır.
Bu dönemin en önemli gözlemcilerinden bir tanesi Edwin Hubble’dır. 1923 yılında Hubble, Wilson Dağı Gözlemevi’ndeki 254 cm çapındaki aynalı teleskobu kullanarak Andromeda Galaksisi’nde bulunan bir sefe değişeni yıldız keşfetti. Hubble bu yıldızı bir standart olarak kullanarak Andromeda Galaksisi’nin uzaklığını çok daha isabetli bir şekilde hesaplamayı başarmıştır. Sefe yıldızlarının parlaklığında düzenli olarak değişimler gerçekleşmektedir. 1908 yılında Henrietta Leavitt bu yıldızların periyodu ve parlaklığı arasındaki bağıntıyı ortaya çıkararak önemli bir keşifte bulunmuştur. Ejnar Hertzsprung ve Harlow Shapley bu bağıntıyı kalibre ederek mutlak parlaklık cinsine çevirmiştir. Hubble, yıldızın periyodunu bildiği için olması gereken mutlak parlaklığı da bilmektedir ve bunu gözlemlediği parlaklık ile karşılaştırarak yıldızın ne kadar uzakta olduğunu isabetli bir şekilde hesaplayabilmiştir. Hubble’ın bu hesaplaması, kuşkuya yer bırakmaksızın Andromeda’nın Samanyolu’nun dışında ve kendi başına bir galaksi olduğunu göstermiştir. Hubble bu çalışmasını diğer nebulalara da uygulamış ve evrenin gök adalardan oluştuğunu doğrulamıştır.
Hubble daha sonrasında çalışmalarını uzaklık ve kızıla kayma arasındaki bağlantıyı araştırmaya yöneltmiş ve kısa sürede Slipher’in çalışmalarının da ötesine geçmiştir. Hubble 1929 yılında uzaklık ve kızıla kayma arasındaki bağlantıyı açıkça ortaya koyan ve bu cisimlerin hızlarından da bahseden bir çalışma yayınladı. Hubble bu çalışmada Wilson dağındaki gözlemevinde Milton Humason tarafından hesaplanan hızların yanı sıra Slipher’ın hesapladığı hızları da kullanmıştır. Daha yakında bulunan bulutlarda Hubble sefe yıldızlarını kullanmıştır. Daha uzak galaksilerde ise çözülebilen en parlak yıldızların her galakside yaklaşık aynı parlaklıkta olacağını varsayarak hesaplamalarını gerçekleştirmiştir. Hubble’ın bu çalışması astronomi dünyasında uzaklık ve kızıla kayma etkisinin hızlıca kabul görmesini sağlamıştır ve bu ilişkiyi veren yasa ise Hubble Kanunu olarak bilinmektedir.
Sefe Değişeni
Hubble’ın bu çalışmaları galaksilerin birbirinden uzaklaştığını ortaya koymasıyla doğal olarak bu galaksilerin bir zamanlar çok daha yakın olduğu sonucu ortaya çıkmıştır. Hubble Yasası’na göre uzaklık hız grafiği doğrusaldır yani B galaksisi A galaksisine göre 10 kat daha uzaksa B galaksisi A galaksisine göre 10 kat daha hızlı uzaklaşıyor demektir. Bu grafiği oluşturan çizginin eğimine Hubble sabiti ismi verilmektedir ve Hubble’ın hesapladığı değer her bir megaparsek için saniyede 500 km’dir. Yani bizden 1 megaparsek uzaktaki bir galaksi bizden saniye 500 km hızla uzaklaşmaktadır. Hubble’ın bu hesabına göre evrenin yaklaşık iki milyar yaşında olduğu sonucu ortaya çıkmaktadır.
Hubble’ın bu çalışmasından sonra gerçekleşen çalışmalar evrenin hesaplanandan çok daha yaşlı olduğunu ortaya koymuştur. Radyoaktivite üzerindeki çalışmalar Dünya’nın yaklaşık 4.5 milyar yıl yaşında olduğunu ortaya koymuştur. Hubble sabitine önemli bir düzeltme 1952 yılında Amerikalı astronom Walter Baade tarafından yapılmıştır. Baade’ye göre Hubble galaksiler arasındaki mesafeyi oldukça hafife almıştır çünkü aslında iki farklı sefe yıldızı bulunmaktadır. Bu düzeltme Hubble sabitini yaklaşık olarak yarıya indirmiştir. Bir başka önemli düzeltme ise 1958 yılında Hubble’ın eski asistanı Amerikalı Allan Sandage tarafından yapılmıştır. Sandage’ın hesaplarına göre Hubble sabiti her bir megaparsek için saniyede 100 km kadardır. Sandage, Hubble’ın uzak galaksilerde parlak yıldızlar olarak düşündüğü cisimlerin aslında yıldız kümeleri olduğunu ortaya koymuştur. Daha sonra gelen yıllarda bu düzeltmeler devam etmiştir ve Hubble sabiti üzerinde düzenlemeler yapılmıştır. Günümüzde kabul edilen sabit ise her bir megaparsek için saniyede 71 km’dir. Bu değer de evrenin yaşının yaklaşık 13,7 milyar yıl olduğu anlamına gelmektedir.
Bu dönemde ortaya çıkan kozmolojik modellerin büyük bir kısmı evrenin bir zamanlar oldukça küçük olduğunu varsaymaktadır. 1930’lu yıllara geldiğimizde astronomlar, evrenin evrimsel geçmişi hakkında modeller oluşturmaya başladılar. Buna bir örnek de Lemaître’in modelidir. Lemaître evrenin bir zamanlar ağırlığı evrenin toplam ağırlığına eşit olan tek bir atomdan oluştuğunu ve zamanla bozunarak bugün bildiğimiz atomları oluşturduğunu söylemiştir.
Lemaître’in teorisini büyük patlama teorisinin bir öncüsü olarak görmek mümkün olsa da kozmolojide büyük yankılar uyandıran bu teori, 1948 yılında Ralph Alpher ve tez danışmanı George Gamow tarafından ortaya konulmuştur. Gamow, bir şaka olarak fizikçi Hans Bethe’nin ismine de çalışmada yer vermiştir. Bu sayede Alpher-Bethe-Gamow (Yunanca alfabenin ilk üç harfi Alfa, Beta, Gama) serisi oluşmuştur. Tek bir sayfadan oluşan αßγ (Alfa, Beta, Gama) isimli yazılarında Alpher ve Gamow element sentezinin evrenin oluşumundan yaklaşık 20 saniye sonra başladığını söylemiştir. İkili, evrenin başlangıçta nötronlardan oluşan sıcak bir bulut olduğunu ve daha sonra nötronların proton ve elektronlara dönüştüğünü varsaymıştır. Elementlerin oluşumu ise nötron yakalama yöntemi ile gerçekleşmiştir.
1948 yılında yayınlanan başka bir çalışmada Alpher ve Amerikalı fizikçi Robert Herman, evrenin oluştuğu dönemden kalan elektromanyetik radyasyonun hâlâ var olması gerektiğini ancak genişlemeden dolayı artık 5 K ışık sıcaklığına karşılık gelmesi gerektiğini ortaya koymuşlardır. Elektromanyetik radyasyonun karşılık geldiği bu sıcaklık bu ışığın sadece radyo teleskoplarına görünür olduğu anlamına gelmektedir. 1953 yılında Alpher, Herman ve Amerikalı fizikçi James Follin evrenin erken dönemlerini adım adım açıklayan bir makale yayınlamışlardır. Bu çalışmaya göre nükleosentez evrenin oluşumundan yaklaşık 30 dakika sonra tamamlanmıştır. Bu çalışmaya göre günümüzde evrende bulunan hidrojen ve helyum oranı 7:1 ila 10:1 olmalıydı. Bu da günümüzde evrenin ağırlığının %29’u ila %36’sının helyum tarafından oluşturulduğu anlamına gelmektedir.
1953 yılından sonra Alpher ve Gamow’un teorisinde başka büyük bir gelişme olmamıştır. Her ne kadar teori test edilebilir olsa da teori o dönem büyük bir etki yaratamamıştır. Evrendeki helyum oranı ise 1960’lı yıllara kadar ölçülemediği için teoriyi test etmek o dönemde mümkün olmamıştır. Daha da önemlisi Alpher ve Gamow’un 5 K ışık sıcaklığında olduğunu söylediği arkaplan ışıması o dönemde astronomların ilgisini çekememiştir.
1948 yılında süredurum (steady-state) adında alternatif bir teori ortaya çıktı. Bu teorinin farklı versiyonları Fred Hoyle, Hermann Bondi ve Thomas Gold tarafından ortaya konulmuştur fakat ana fikir evrenin genişlediği fakat evrendeki ortalama değerlerin değişmemekte olduğudur. Teori her ne kadar bazı açılardan Büyük Patlama Teorisi’ne benzese de arada farklar vardır. Örneğin Büyük Patlama Teorisi’nde uzaktaki galaksilere baktığımız zaman bu galaksilerin geçmişteki hallerini gördüğümüz için uzak galaksilerin daha genç yıldızlardan oluşması gerekmektedir. Fakat Süredurum Teorisi’nde ise en uzak mesafelerden bile galaksileri evrimlerinin her durumunda gözlemleyebiliriz. Bunun yanı sıra Büyük Patlama Teorisi’ne göre galaksilerin yoğunluğu da zamanla değişmelidir ve bu sebeple uzak galaksiler daha yoğun olmalıdır. Süredurum Teorisi’nde ise galaksilerin yoğunluğu yaklaşık olarak aynı olmalıdır. Ancak 1950 yılında radyo astronom Martin Ryle evrenin uzak bölgelerinde daha yakın bölgelerine göre daha fazla radyo galaksi olduğunu keşfetmiştir. Bu durum da evrenin Süredurum Teorisi ile açıklanamayan bir şekilde değişim gösterdiği anlamına gelmektedir. 1960 yılında kuasarların keşfi de Süredurum Teorisi’nin aleyhine olmuştur. Kuasarlar kuvvetli radyo dalgası kaynaklarıdır ve ışıkları kızıla kaymaktadır. Bu da oldukça uzakta oldukları anlamına gelmektedir. Kuasarların uzaklığı ve parlaklığı göz önüne alındığında kuasarların muazzam miktarda ışıma yaptığını hatta tek bir kuasarın bir galaksi kadar parlak olabileceği çıkarımı yapılabilmektedir. Süredurum Teorisi’ne göre bu tarz gök cisimlerinin var olması mümkün değildir, evren her bölgesinde benzer özelliklere sahip olmalıdır. Fakat kuasarların keşfi evrenin değişim gösterdiğinin açık bir göstergesidir. Bir başka soru da evrende bulunan elementlerin miktarlarıdır. Süredurum Teorisi’ne göre bütün elementler yıldızlarda oluşmaktadır. Fakat aßγ makalesinde Alpher ve Gamow elementlerin büyük patlama ile oluştuğunu savunmuştur. Ancak daha sonraları Büyük Patlama
Teorisi’nin savunucuları yıldızlarda da element sentezi olduğunu kabul etmişlerdir ancak yıldızların evrendeki tüm elementleri oluşturamayacağını savunmuşlardır. Ayrıca yıldızlar hafif elementlerin büyük kısmının kaynağı olması mümkün değildir. Örneğin bir galaksinin ömründe yıldızların galaksinin kütlesinin %36’sı kadar helyum oluşturması mümkün değildir.
Süredurum Teorisi hiçbir zaman büyük kitlelere erişememiştir ve o dönemdeki takipçileri genel olarak Britanya’da bulunmaktadır. Fakat Büyük Patlama Teorisi’ne rakip bir teori olması büyük patlamayı savunan bilim insanlarının teorilerini geliştirmesini sağlamıştır.
Büyük Patlama Teorisi’nin (BPT) önündeki bir engel 5 veya 6 atomik kütledeki kararlı izotopların yokluğuydu. 1952’de Edwin Salpeter 3 alfa parçacığının bir araya gelip karbon-12 oluşturabileceğini ve bunun yıldızların içerisindeki kütle boşluğu problemini çözecek sıklıkta olduğunu ileri sürmüştü. Ancak anlaşıldı ki evrenin erken dönemlerinde kütle boşluğu probleminin bu şekilde çözülmesi için şartlar uygun değildi. 1957’de Hoyle, Amerikan astronomlar William Fowler, Margaret Burbidge ve Geoffrey Burbidge ile yıldız içlerine uygun koşullar dahilinde çoğu elementin bolluk miktarını açıklayan detaylı bir makale yayınladılar (makale daha sonradan bu kişilerin baş harfleriyle anılacaktı B^2FH). B^2FH makalesi açıkça bir Süredurum Teorisi içermese de onu destekler gözükmüştü çünkü büyük patlamaya uygun sıcaklık ve basınç koşulları kullanılmamıştı. Ancak daha sonraki birkaç makalesinde Hoyle daha hafif elementlerin tatmin edici şekilde ancak büyük patlama gibi koşullarda oluşabileceği sonucuna ulaştı. Ardından ise yine kendisi elementlerin kökeni olarak büyük patlama yerine büyük kütleli objeleri destekledi, diğer astronomlar ise bu çalışmayı büyük patlamayı doğrulayıcı olarak gördü. Böylece Hoyle başarısız bir kozmolojik teoriyi savunurken nükleosentez üzerine ciddi katkılarda bulunmuş oldu.
Döteryum ve diğer hafif elementlerin kozmik bollukları iyi tahminlerle elde edilebildiğinde, BPT tüm hafif elementlerin bolluk miktarını detaylıca açıklayabileceğini kanıtlamış oldu. Şu an var olan senaryolara göre hidrojen, döteryum, 2 helyum izotopu ve lityum büyük patlamadan hemen sonra ortaya çıkmıştı.
Evrende bir maddenin şu andaki yoğunluğuna dair varsayım yaptığımızda bu değere göre büyük patlamanın ardından nasıl bir kozmik bolluk durumu olduğunu hesaplayabiliriz. Bu büyük patlama modelinin ciddi bir zaferi olarak görüldü çünkü elementlerin şu andaki bolluklarının hepsi sadece bir adet başlangıç koşulları sistemiyle açıklanabilir hale gelmişti. Şu anki anlayışımıza göre ağır elementlerin çoğu ise sonradan yıldızlar içerisinde veya nötron yıldızı çarpışmaları ve süpernova patlamalarında oluşuyor.
Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması Teoriyi Kanıtlıyor
1965’li yıllarda Arno Penzias ve Robert W. Wilson ,Bell Laboratuvarlarında aslında ana amacı başka olan 6 metrelik mikrodalga huni anten üzerindeki uyarlamalarıyla radyo astronomisi çalışmaları yaptılar. -269,9 derece celciusluk sabit, kalıcı ve sürekli bir sinyal tespit ettiler. Antenin hunisine konan güvercinleri kovmak dahil her türlü gürültü kaynağını elimine ettikten sonra sinyalin hala orda ve sabit olduğunu gördüler, teleskobun yönü ne tarafa olursa olsun yine hiç değişmiyordu. Princeton’dan bu konular üzerine çalışan fizikçi Robert Dicke’e bunu danıştıklarında o bu buluşlarına şaşırmamıştı. Aynı sıralarda Dicke’in eski öğrencisi James Peebles da -263 derece celciusta bir evrensel arkaplan ışımasının varlığını tahmin eden bir makale yayınlamıştı. Bu parçalar birbirlerini tamamladı ve kozmik mikrodalga arkaplanı (KMA) BPT’yi destekleyen üçüncü büyük kanıt olarak kabul edildi. Patlama sonrası genişlemenin ilk evrelerinde atomların hepsi hâlâ tamamiyle iyonizeydi, evren elektromanyetik radyasyona karşı mattı. Ne zaman evren nötr atomların oluşumuna izin verecek kadar soğudu, o zaman ışığın havada ilerleyebilmesi gibi aniden elektromanyetik ışımalara geçirgen hâle geldi. Bu ayrışma anında elektromanyetik ışıma çok yüksek enerji ve düşük dalga boyundaydı. Süregelen uzay genişlemesiyle birlikte dalga boyları şu anki mikrodalga uzunluklarına ulaşana kadar gerilip uzadı. Bu nedenle ki şu an uzayın her noktası bir radyo dalgaları kaynağıymış gibi davranıyor. Bu fenomen çoğu kozmoloğa göre Süredurum Teorisi’nin sonuna işaret ediyordu, Hoyle ve iş arkadaşları Süredurum Teorisi’ni kabul edilir hâle getirmek için uğraşlarını hâlâ sürdürseler bile.
1960’ların ortasında BBT; evrenin gözlenen genişlemesi, hafif elementlerin bolluklarının ölçümü ve kozmik mikrodalga arkaplanı ile desteklenmiş bir kozmoloji standartı olmuştu. Tabii teorinin son hali bu değildi, birçok farklı form ve düzeltmeler edinecekti.
Büyük Patlamanın Yankıları
Karanlık Madde
20. yüzyıl boyunca artık çok açıktı ki evren gözle görülenden çok daha fazlasıydı. Samanyolu’nun kütle yoğunluğuna dair erken tahminlerin dahilinde 1922’de James Jeans galaksinin görünen yıldızların 3 katı kadar karanlık yıldızlar içerebileceğini öne sürdü. 1933’de Fritz Zwicky galaksi kümelerinin dinamiklerine çalışarak galaksilerde bu kümeleri kütleçekimsel olarak bir arada tutacak kadar yeterli görünür madde olmadığı sonucuna vardı. Aynı zamanda görünen madde miktarının kritik yoğunluk (sonsuzda durgun olacak şekilde gitgide yavaşlayan bir genişleyen evreni oluşturabilmek için gerekli yoğunluk) için gerekli miktardan çok az olduğunu söyledi. Ancak karanlık maddenin muhtemelen bu farkı tamamlamak için yeterli olacağını tahmin etti.
Jeans ve Zwicky’nin tahminleri pek dikkat çekmedi ve karanlık madde ancak 1970’lerde ciddi bir mesele hâline geldi. 1974’te birçok bilim insanı içeren ekipler galaktik dinamikleri inceleyerek evrenin %90-95’inin karanlık madde formunda olması gerektiği sonucuna vardılar. 1978’de Vera Rubin galaksilerdeki yıldızların dönüş hızlarını galaktik merkezden uzaklıklarının fonksiyonu olarak yazdığı bir makale yayınladı. Dönüş hızları oldukça geniş radyal uzaklıklar için neredeyse sabit bulundu, görünür maddenin dağılımı tabanlı tahminlere göre olması gereken mesafeye göre dönüş hızlarının azalmasıydı. Rubin’in keşifleri galaksi halelerinde (galaksinin etrafını küresel biçimde saran düşük yoğunluklu gaz ve toz yapısı) bol miktarda karanlık maddenin varlığına kanıt olarak yorumlandı. O sıralarda radyo astronomlar da 21 cm dalga boyundaki hidrojenin bir spektrum çizgisini kullanarak yıldız ışığının az olduğu galaksi dış bölgelerinde de benzer sonuçları buldular.
Şu anki düşünceye göre evren Öklid geometrisi dediğimiz düz geometriye oldukça yakın ve bu da demek ki kritik yoğunluğa oldukça yakın. Ancak nükleosentez hesaplamaları, günümüz hafif elementlerinin bolluklarıyla uyumu ancak sıradan baryonik maddelerin (proton ve nötrondan oluşan madde, görünür diye bahsettiklerimiz) kritik yoğunluğun %5’inden fazla olmaması durumunda sağlıyor.
Sıradan baryonik madde formundaki karanlık madde adayları karadelikleri, Jüpiter boyutundaki gezegenleri ve kahverengi cüceleri içerir. Parçacık fiziğine ait bazı yeni Büyük Birleşik Teoriler büyük miktarda zayıf etkileşimli büyük kütleli parçacıklar denilen ekzotik temel parçacıkların varlığını tahmin ediyor. 1998’deki nötrinoların kütleye sahip olduğunun keşfi de aradığımız cevabın bir kısmını sağlıyor. Ancak karanlık maddenin doğasının çoğunluğu hâlâ bir bilinmez.
Uzay Teleskopları
Astronomik cihazların uzaya koyulmasıyla Dünya’nın atmosferinin gözlemler üzerindeki etkisi saf dışı bırakılmış olur. 1957’de Rus uydusu Sputnik ile başlayan yapay uydu devri ile uzaydaki gözlem enstrümanlarımız önemli rollere sahip oldu. İlk zamanlarda bu aletler yukarıya balonlar ve roketlerle gönderilmişti anca uydular daha uzun gözlem süreleri ve daha iyi stabiliteye olanak verdi. İlk Amerikan uydusu Explorer 1, 1958 yılında yollanmış ve Dünya’yı saran enerji yüklü parçacıkların bulunduğu bir kuşağın (Van Allen Kuşakları) varlığına dair büyük bir keşfe dahil olmuştu. 1962’den başlayarak 8 farklı Güneş gözlemcisi uydu bir tam Güneş döngüsü süresinden fazla zaman için Güneş’i izledi ve yıldızımıza dair Dünya’dan görünene göre çok daha net görüntüler elde edildi.
Sputnik 1
İlk başarılı gezegen yakın uçuşunu yapan Mariner 2, 1962 yılında Venüs’e yaptığı ziyarette birçok enstrümana sahip olsa da kamerası yoktu. Resim geri dönüşü yapabilen ilk gezegen yakın uçuş 1965’te yapılan Mariner 4 göreviydi, Mars’tan 22 adet fotoğraf gönderilmişti. Jüpiter ve Satürn’e yapılan ilk yakın uçuşlar 1973’teki Pioneer 10 ve 1979’daki Pioneer 11 idi ve bunlar gezegenlere, halkalarına ve uydularına dair gezegen bilimini temelden etkileyen ve halkın uzaya merakını canlandıran muhteşem görüntüler göndermişlerdi. Daha özelleştirilmiş uydularla spektrumdaki kızılötesi, gama ışını, X ışını dalga boylarına ait gözlemler de yapılmaya başlandı.
Mariner 4’ten gelen Mars fotoğrafı
1989 yılında Kozmik Arkaplan Işıması Kaşifi (COBE) uydusu hassas şekilde bu arkaplan ışımasını ölçmeye başladı. Nihayetinde 1994 yılında -270,424 derece celciusa karşılık gelen siyah cisim ışıma spektrumuna tam bir uyum sağladı. Ancak sağladığı en önemli sonuç, erken evrende büyük patlamadan 300.000 yıl sonra ayrılma dönemi denilen zamandaki yoğunluk dalgalanmalarına (değişimlerine) karşılık gelen uzayın farklı yönlerinde çok küçük sıcaklık dalgalanmalarını tespit etmesiydi. Bu kozmologlara bir rahatlama getirdi çünkü bu dalgalanmaların bulunamaması erken evrende yapıların oluşumuna dair teorilerde zorluklara yol açıyordu.
Açık ara farkla Dünya yörüngesine en hırsla konulmuş enstrüman 1990 yılında yollanan Hubble Uzay Teleskobu idi. Yollanmasının hemen ardından teleskoptaki birincil aynadaki bir dizayn kusurunun resim kalitesini büyük ölçüde azalttığı fark edildi ancak servis hizmeti şeklinde astronotların teleskoba gidip gerekli düzeltmeleri yapmasıyla çözüldü. Teleskobun temel görevleri olası kozmolojik model sayısını sınırlandırmak amacıyla Hubble sabitinin ve evrenin kütle çekimi kuvvetlerine karşı olarak yaptığı genişleme hareketinin yavaşlamasını belirten parametrenin (deceleration parameter) değerini daha doğru şekilde bulmaktı.
Karanlık Enerji
1980’lerde astronomlar Tip 1a süpernovaları standart mumlar olarak kullanmaya başladılar. İşleyiş ise şu şekilde: İkili sistemde yer alan beyaz cüce yıldız komşu gök cisminden yavaşça maddeyi çekerek kendi kütlesini gittikçe arttırır. Genel olarak beyaz cücenin kütlesi Chandrasekhar limiti dediğimiz 1,4 Güneş kütlesini aşamaz yoksa bir nötron yıldızına çöker. Karbon zengini beyaz cüceler bu yavaş yavaş çektikleri malzemeyle çekirdeklerinin sıcaklığını karbonun nükleer tutuşmasına kadar çıkartır ve bu sırada bu tutuşma bir patlamaya sebep olur (tip 1a süpernova). Yavaş madde toplanması ve belli kütle limiti sebebiyle bu süpernovalar parlaklık olarak oldukça üniform (Yani tip 1a süpernovalar arasında salt (iç) parlaklık neredeyse aynıdır.) ve dahası çok uzaklardan görülebilecek şekilde parlaktır. Dolayısıyla salt (iç) parlaklıklarını bildiğimiz bu tip 1a süpernovaların görünür parlaklıklarına bakarak uzaklıkları bulunabilir ve bu özellikleri sayesinde kozmolojik uzaklık ölçümlerinde standart mumlar olarak kullanılabilir.
1990’larda 2 farklı grup uzak galaksilerdeki Tip 1a süpernovaları kullanarak bu galaksilerin bize uzaklıklarını bulmaya ve böylece evrenin genişleme hızının zamanla nasıl değiştiğini büyük hassasiyetle görmeye çalıştılar. Yer tabanlı teleskoplarla Hubble Uzay Teleskobu’nu kullanan ekipler beklenmedik bir sonuca ulaştılar. Genişlemenin yavaşladığını gösteren daha iyi bir değer bulmak yerine iki grup da evrenin aslında hızlanarak genişlediğini gördüler. Direkt yapılan gözlemlere göre uzaktaki süpernova beklenenden %20-25 oranında daha sönük gözüküyordu. İki ekip de gaz toz bulutlarının yapabileceği sönükleştirmeyi de eledikten sonra genel kanıya vardılar. Evren hızlanarak genişliyordu ve bu ivmelenme 5 veya 6 milyar yıl önce başlamıştı.
Bu çalışmalardan çıkan fikir birliği; evrenin geometrisinin aslında düz ve dolayısıyla kritik yoğunluğa oldukça yakın olduğu ve toplam enerji yoğunluğunun yalnızca %30’unu maddenin oluşturduğu, geri kalan %70’in “karanlık enerji”den geldiği şeklinde oldu. Karanlık enerjinin doğası şu an bilinmiyor, kuantum mekaniksel vakum enerjisiyle bağlantılı olabilir ancak bu olasılığa dair de çözülememiş ciddi zorluklar var. Evrendeki enerji yoğunluğunun %30’unu oluşturan maddenin de ancak %5’i tipik baryonik madde gibi gözüküyor. Yani evrenin ancak küçük bir bölümü gezegenler, yıldızlar ve galaksiler formunda olarak görülebilir halde.
Astronomi tarihi serüvenimiz içerisinde günümüze vardığımız bu noktada aslında biliyoruz ki Antik Yunanlardan ve Babillilerden günümüze tüm gelişmelerle insanlık olarak ancak buzdağının tepesini görmüş oluyoruz. Neredeyse 4000 yıllık astronomi geçmişimiz olsa da evren o zamandan bu zamana barındırdığı tuhaflık ve bilinmezliğinden hâlâ hiçbir şey kaybetmedi ve sanırım ki gelecekte de bizi şaşırtmayı sürdürecek.
Hazırlayan: Altuğ Ancaza & Deniz Kaçan
İTÜ Astronomi Kulübü Üyeleri
Kaynaklar
https://www.britannica.com/science/astronomy
https://cdn.britannica.com/s:700×500/64/145464-050-D9934CA4/Sputnik-1.jpg
https://cdn.britannica.com/s:700×500/04/135304-050-3CFD58AE/content-universe.jpg
