Galaksiler II: Galaksilerin Uzaydaki Dağılımı

Okuma Süresi: 6 dakika


Galaksiler uzayda düzgün dağılmış halde bulunmaz. Aksine, daha büyük madde yığınları halinde kümelenme eğilimindedirler. Bu düzensiz dağılım, onların hem görünüşlerini hem de evrimlerini belirlemeye katkı sağlar. Astronomide bir nesnenin ne kadar uzakta olduğunu bilmek o nesneyi anlamak için oldukça önemlidir. Bu yüzden gökbilimcilerin galaksilere olan uzaklıkları ölçmek için kullandıkları yöntemler de büyük önem taşır.

Mesafelerin Genişlemesi

Gökbilimciler, görünür evrende galaksimizin varlığı kadar parlak (veya daha fazla) yaklaşık 40 milyar galaksinin olduğu tahmin ediyor. Bazıları, gök bilimcilerin mesafeleri ölçmek için kullandığı tekniklerden biri olan Sefeid (Cepheid) değişken tekniği ile ölçülebilecek kadar yakın bulunur. Gökbilimciler, 25 megaparsek kadar uzaklıkta bulunan galaksilerdeki Sefeidlerin periyotlarını tespit edip ölçtüler (Şekil 1).

Bununla birlikte, bazı galaksiler Sefeid türü yıldız içermez. Bu durumda bu galaksilerin çoğunun 25 megaparsekten çok uzakta olduğu düşünülür. Çok uzak galaksilerdeki Sefeid değişkenlerinin görünen parlaklıklarını ve periyotlarını ölçmek için dünyanın en hassas teleskopları bile yeterli olmayabilir. Bu nedenle daha uzak mesafeleri ölçmek için çalışacak yeni bir nesne sınıfı seçilmelidir.

Araştırmacıların bu sorunu çözmelerinin bir yolu, standart mumlar adı verilen gök cisimleri ile astronomik uzaklık ölçümleri yapmaktır. Standart mumlar, parlaklıkları ölçülerek kesin olarak ne kadar enerji yaydığını tespit edebildiğimiz gök cisimleridir. Ölçümde temel fikir oldukça basittir. Bir nesne görünüşü veya ışık eğrisinin şekli ile standart bir mum olarak tanımlandığında parlaklığı tahmin edilebilir. Bulunan parlaklık ile görünen parlaklıkla karşılaştırıldığında nesnenin mesafesi bulunabilir. Dolayısıyla içerisinde bulunduğu galaksiye olan mesafesi de elde edilir. Parlaklığın belirlenme yönteminden ayrı olarak, Sefeid değişken tekniği de aynı mantığa dayanıyor.

En hassas şekilde uygulanması için, standart bir mumun iyi tanımlanmış parlaklığa sahip olması, böylece parlaklığını tahmin etmedeki belirsizliğin az olması ve nesnenin uzak mesafelerden görülebilecek kadar parlak olması gerekir. Yıllar boyunca gökbilimciler, standart mumlar olarak pek çok nesne türünün kullanımını keşfettiler. Novalar, emisyon bulutsuları, gezegenimsi bulutsular, küresel kümeler, Tip I (karbon patlaması) süpernovaları ve hatta tüm galaksiler kullanıldı. Bununla birlikte, hepsinin eşit derecede kullanışlı olmadığını fark ettiler. Bazılarının parlaklığında diğerlerine göre daha küçük iç yayılımlar vardır. Bu da onları mesafeleri ölçmek için daha az güvenilir hale getirir.

Son yıllarda, özellikle gezegenimsi bulutsular ve Tip I süpernovalarının standart mumlar olarak daha güvenilir oldukları kanıtlandı. İkincisi, standart mumlar dikkat çekici ölçüde sürekli zirve parlaklığına sahip olması onların tanımlanmalarına ve yüzlerce megaparseklik mesafelere kadar ölçülmelerine olanak tanır. Tip I (karbon patlaması) süpernovasından küçük parlaklık yayılması, bu şiddetli olayların meydana geldiği koşulların doğrudan bir sonucudur. Büyüyen bir beyaz cüce karbon füzyonunun başladığı kritik kütleye ulaştığında patlar. Patlamanın büyüklüğü, beyaz cücenin nasıl oluştuğuyla veya daha sonra kritik kütleye nasıl ulaştığıyla göreceli olarak ilgisi yoktur. Bunun sonucu olarak, tüm bu süpernovalar oldukça benzer özelliklere sahiptir. Böylece, uzak bir galakside bir Tip I süpernova gözlemlendiğinde astronomlar galaksinin uzaklığının doğru bir tahminini hızlı bir şekilde elde edebilirler.

Standart mumlara önemli bir alternatif, 1970’lerde astronomlar Samanyolu Galaksisi’nin birkaç on megaparsekleri içerisindeki spiral galaksilerin dönme hızları ve parlaklığı arasında bir ilişki bulunmasıyla keşfedildi. Dönme hızı, bir spiral galaksinin toplam kütlesinin ölçüsüdür. Bu yüzden, bu özelliğin parlaklıkla ilgili olması şaşırtıcı değildir. Şaşırtıcı olan, ilişkinin ne kadar kuvvetli olduğudur. Tully-Fisher ilişkisi, artık bilindiği üzere, sadece galaksinin ne kadar hızlı olduğunu gözlemleyerek, bir sarmal galaksinin parlaklığının önemli ölçüde doğru bir tahmini elde edilmesini sağlar.  Her zamanki gibi, galaksinin gerçek parlaklığını görünen parlaklığıyla karşılaştırmak mesafesini verir.

Şekil 2’de uzaktaki bir sarmal gökadaya yandan bakıldığında ve belirli bir emisyon çizgisi gözlemlendiği düşünülerek yöntemin nasıl kullanıldığı gösterilmiştir. Maddenin genellikle bize yaklaştığı galaksinin yanından gelen radyasyon, Doppler etkisiyle maviye kaymıştır. Bizden uzaklaşan diğer taraftan gelen radyasyon da benzer miktarda kırmızıya kayar. Genel etki, galaksiden gelen çizgi radyasyonunun galaksinin dönüş hızı ile genişlemesidir. Dönüş ne kadar hızlı olursa, genişleme miktarı o kadar artar. Genişlemesinin miktarının ölçerek galaksinin dönüş hızını öğrenilebilir. Bununla birlikte, Tully-Fisher ilişkisi ile de galaksinin parlaklığı tespit edilebilir.

Bu çalışmalarda normalde kullanılan belirli çizgi, aslında spektrumun radyo kısmında yer alıyor. Galaktik diskteki 21 cm’lik çizgi, nötr hidrojen çizgisidir. Bu çizgi optik çizgilerde referans olarak kullanılır. Çünkü optik radyasyon incelenen diskteki toz tarafından çok güçlü bir şekilde emilir ve 21 cm’lik çizgi normalde çok dardır. Çizginin dar olması genişlemeyi gözlemlemeyi kolaylaştırır. Ek olarak, gökbilimciler hem kendi gökadamızda hem de diğerlerinde tozun neden olduğu emme sorunlarından kaçınmak için genellikle optik parlaklık yerine kızılötesi kullanırlar.

Tully-Fisher ilişkisi, yaklaşık 200 megaparsek uzaklığındaki sarmal galaksilere olan mesafeleri ölçmek için kullanılabilir. Bu sınırın ötesinde çizgi genişlemesinin doğru bir şekilde ölçülmesi giderek zorlaşır. Eliptik galaksiler için, bir galaksinin çapına doğru genişleyen bir çizgi ile ilgili benzer bir bağlantı mevcuttur. Galaksinin çapı ve açısal boyutu bilindiğinde, mesafesi temel geometriden hesaplanabilir. Bu yöntemler, gökbilimciler tarafından sıklıkla kullanılan standart mumların çoğunun yerine tercih edilir ve böylece uzaktaki nesnelere olan mesafeleri belirlemenin farklı yollarını sağlar.

Şekil 3’te de belirtildiği gibi, standart mumlar ve Tully-Fisher ilişkisi kozmik mesafe merdiveninin beşinci ve altıncı basamaklarını oluşturur. Aslında, gökbilimcilerin evreni büyük ölçeklerde haritalandırma arayışlarında kullandıkları yaklaşık bir düzine kadar birbirleriyle ilişkili fakat aynı olmayan teknikleri bulunmaktadır. Daha düşük basamaklarda olduğu gibi, bu yeni tekniklerin özelliklerini daha yerel yöntemlerle ölçülen mesafeleri kullanarak kalibre edilir. Bu şekilde, mesafe-ölçüm süreci gittikçe daha büyük mesafelere kadar ilerler. Aynı zamanda, her adımdaki hatalar ve belirsizlikler birikir. Bu nedenle en uzak nesnelere olan mesafeler en az bilinenlerdir.

Gökada Kümeleri

Şekil 4, Samanyolu’nun yaklaşık 1 megaparsek içerisindeki bilinen bütün büyük astronomik nesnelerin konumlarını gösterir. Gökadamız iki Macellan Bulutu ve neredeyse kendi galaktik düzlemimizde yatan Yay cücesi dahil olmak üzere düzinelerce uydu gökadasıyla birlikte görünür. Bizden 800 kiloparsek uzaklıkta bulunan Andromeda Galaksisi de kendi uydularıyla çevrili olarak gösterilmiştir. Andromeda’nın galaktik komşularından ikisi eklerde gösterilmiştir. M33 bir sarmaldır ve M32, Andromeda’nın merkezi çıkıntısının altında ve sağında bulunan Şekil 5’te kolayca görülebilen bir cüce eliptiktir.

Sonuç olarak, yaklaşık 55 gökadanın bizim gökadamıza komşu olduğu bilinmektedir. Bunlardan üçü (Samanyolu, Andromeda ve M33) spiraldir ve geriye kalanlar düzensiz cüce ve cüce eliptiklerdir. Bu galaksilerle birlikte, galaksimizin ölçeğinin üzerinde evrende yeni bir yapı seviyesi olan Yerel Grup’u oluştururlar. Şekil 4’te gösterildiği gibi, Yerel Grup’un çapı yaklaşık 1 megaparsekten biraz fazladır. Samanyolu Galaksisi ve Andromeda açık ara farkla en büyükleridir ve daha küçük galaksilerin çoğu kütle çekimiyle bunlardan birine bağlıdır. Yerel Grup’taki galaksilerin birleşik kütle çekimi, onları bir yıldız kümesindeki yıldızlar gibi ancak milyon kat daha büyük bir ölçekte birbirine bağlar. Genel olarak, karşılıklı kütleçekimsel çekimleriyle bir arada tutulan bir galaksi koleksiyonuna galaksi kümesi adı verilir.

Yerel Grup’un ötesine geçersek, geldiğimiz bir sonraki büyük gökada kümesi, içinde bulunduğu takımyıldızın adını taşıyan Başak Kümesi’dir. (Şekil 6) Samanyolu’ndan yaklaşık 17 megaparsek uzaklıkta Başak Kümesi bulunur. Başak Kümesi, kütle çekimi tarafından yaklaşık 3 megaparsek genişliğinde birbirine sıkı sıkıya bağlı bir gruba bağlanmış 2500’den fazla galaksi barındırır. Evrenin her yerinde galaksiler bulunuyor ve çoğu galaksi, galaksi gruplarının veya kümelerinin üyeleridir. Uygulamada, bir grup ve küme arasındaki ayrım esas olarak bir ortak düşünce meselesidir. Gruplar genel olarak yalnızca birkaç parlak gökada (Samanyolu ve Andromeda gibi) içerir ve düzensiz bir şekilleri vardır. Fakat Başak gibi büyük ve zengin kümeler, uzayda oldukça düzgün bir şekilde dağılmış binlerce ayrı gökada içerebilir.

Şekil 7’de gösterilen ve yaklaşık 100 megaparsek uzakta bulunan Saç kümesi, zengin bir kümenin başka bir örneğidir. Şekil 8, Dünya’dan yaklaşık 700 megaparsek uzaklıkta bulunan, çok daha uzaktaki zengin bir kümenin uzun pozlu fotoğrafıdır. Galaksilerin oldukça büyük bir miktarı (muhtemelen %40 kadarı) herhangi bir grubun veya kümenin üyesi değildir, fakat kümeler arası uzayda tek başına hareket eden görünüşte ayrılmış sistemdir.

Hazırlayan: Çiğdem Uysal

İTÜ Astronomi Kulübü Üyesi

Kaynak:

  • Chaisson, E., McMillan, S. (2008), Astronomy Today, San Francisco CA: Pearson Addison-Wesley.

Yorumlar kapatıldı.

WordPress gururla sunar | Theme: Baskerville 2 by Anders Noren.

Yukarı ↑