Galaksilerin ve Galaksi Kümelerinin Hareketleri
Bir galaksi kümesi içerisindeki galaksiler az çok rastgele hareket eder. Daha büyük ölçeklerde kümelerin kendilerinin de rastgele, düzensiz harekete sahip olması beklenir. Ancak gerçekte durum bu şekilde değildir. En büyük ölçeklerde, galaksiler ve galaksi kümeleri aynı şekilde çok düzenli bir harekete sahiptir.
Evrensel Durgunluk
1917’de, Percival Lowell yönetiminde çalışan Amerikalı gökbilimci Vesto M. Slipher, gözlemlediği hemen hemen her sarmal galaksinin kırmızıya kaymış bir spektruma sahip olduğunu bildirdi. Bu da Samanyolu Galaksisi’nden uzaklaştıkları anlamına geliyordu. Artık, yakınlardaki birkaç sistem dışında, çoğu galaksinin bizden her yönden uzaklaşan genel bir harekete sahip oldukları biliniyor. Herhangi bir galaksi kümesinin bir parçası olmayan galaksiler sürekli geri çekiliyor. Bir galaksi kümesine ait olmayan galaksiler birbirine göre rastgele hareket etmelerine rağmen galaksi kümeleri genel olarak bir durgunluk hareketine sahiptir.
Şekil 1
Şekil 1, Samanyolu Galaksisi’nden uzaklığı artan sırayla düzenlenmiş birkaç galaksinin optik spektrumlarını göstermektedir. Şekilde, spektrumların kırmızıya kayarak ilişkili galaksilerin geri çekildiği ve kırmızıya kaymanın boyutunun yukarıdan aşağıya doğru arttığı görülmektedir. Doppler kayması ve mesafe arasında bir bağlantı vardır. Mesafe ne kadar büyükse kırmızıya kayma o kadar fazla olur. Bu eğilim evrendeki neredeyse tüm galaksiler için geçerlidir. (Andromeda da dahil olmak üzere yerel grubumuzdaki iki gökada ve Başak Kümesi’ndeki birkaç gökada Samanyolu Galaksisi’ne yakınlaştığı için maviye kayma gösteriyor. Bu onların ana kümeleri içindeki yerel hareketlerinden kaynaklanıyor.)
Şekil 2, Şekil 1’deki galaksiler için mesafeye göre çizilen durgun hızı göstermektedir. Şekil 2, Dünya’ya olan mesafesi yaklaşık 1 milyar parsek içinde olan bazı başka galaksiler için de benzer bir grafiktir. Bunun gibi grafikler ilk olarak 1920’lerde Edwin Hubble tarafından yapıldı ve şimdi Hubble diyagramları adını taşıyor. Veri noktaları genellikle düz bir çizgiye yakın düşer, bu da bir galaksinin uzaklaşma hızının Dünya’ya uzaklığıyla doğru orantılı olduğunu gösterir. Bu kurala “Hubble Yasası” denir. Mesafelerinin ve hızlarının belirlenebilmesi koşuluyla herhangi bir galaksi topluluğu için böyle bir şema oluşturulabilir. Hubble diyagramında tanımlanan evrensel durgunluğa “Hubble akışı” denir.
Şekil 2
Galaksilerin durgun hareketleri, evrenin en büyük ölçeklerde ne sabit ne de değişmediğini kanıtlıyor. Evren genişliyor. Ancak Hubble yasası; insanların, Dünya’nın, Güneş Sistemi’nin ve hatta tek tek galaksilerin ve galaksi kümelerinin fiziksel olarak boyutlarının arttığı anlamına gelmemektedir. Bu atom, kaya, gezegen, yıldız ve galaksi grupları kendi iç güçleriyle bir arada tutulur ve büyümez. Yalnızca evrenin en büyük çerçevesi, galaksi kümelerini ayıran devasa mesafeler genişliyor.
Bir nesne içindeki hareketin neden olduğu kırmızıya kaymadan durgun kırmızıya kaymayı ayırt etmek için Hubble akışından kaynaklanan kırmızıya kaymaya “kozmolojik kırmızıya kayma” denir. Büyük bir kozmolojik kırmızıya kayma sergileyecek kadar uzakta bulunan nesnelerin, kozmolojik mesafelerde, yani evrenin kendi ölçeğiyle karşılaştırılabilir mesafelerde olduğu söyleniyor.
Hubble yasasının bazı çarpıcı sonuçları bulunmaktadır. Hubble yasasına göre neredeyse tüm galaksiler durgun hız gösteriyorsa, bu onların yolculuklarında tek bir noktadan başladıkları anlamına geldiği düşünülür. Zaman geriye doğru alınabilseydi, tüm galaksiler tek bir noktaya, belki de uzak geçmişte şiddetli bir olayın olduğu yere geri döneceği şeklinde yorumlanır. Bunlar doğru olabilir ancak beklenildiği şekilde değildir.
Hubble Sabiti
Hubble yasasında durgun hız ile mesafe arasındaki orantılılık sabiti, H0 sembolü ile gösterilen Hubble sabiti olarak bilinir. Şekil 2’de gösterilen veriler daha sonra durgun hız = H0 x mesafe denklemine uymaktadır. Hubble sabitinin değeri, Şekil 2 (b)‘deki düz çizginin eğimidir. Bu eğim gerileme hızının mesafeye bölümünü verir. Gökbilimciler, Hubble diyagramının doğruluğunu ve sonuçta ortaya çıkan H0 tahminini sürekli olarak daha doğru hâle getirmeye çalışırlar. Çünkü Hubble sabiti, doğanın en temel niceliklerinden biridir ve bütün evrenin genişleme oranını belirtir.
Hubble’ın H0 için orijinal değeri şu anda kabul edilen değerden çok daha yüksek, yaklaşık 500 km/sn/Mpc idi. Bu aşırı tahmin neredeyse tamamen ölçüm yapıldığı zamandaki kozmik mesafe ölçeğindeki hatalardan, özellikle de Sefeid değişkenlerinin ve standart mumların kalibrasyonlarından kaynaklanıyordu. Çeşitli gözlemsel hatalar fark edilip çözüldükçe ve mesafe ölçüm araçları daha güvenilir hâle geldikçe ölçülen değer hızla düştü. H0 içi yayınlanan tahminler, yaklaşık 1960’ların ortalarında “modern” aralığa (örneğin mevcut değerin yüzde 20’si) girdi.
Ölçüm teknikleri gelişmeye devam ettikçe Hubble sabitindeki belirsizlik giderek azaldı. 21. yüzyılın başlarında, farklı tekniklerle H0’ın tüm önde gelen ölçümleri, örneğin, Tully-Fisher ölçümleri, Başak Kümesi’ndeki Sefeid değişkenleri çalışmaları ve Tip I Süpernova gibi standart mumların gözlemleri başka ölçümlerle oldukça tutarlı olmaya başladı.
Uzaklık Ölçme Yöntemlerinin Sıralaması
Hubble yasasını kullanarak gökyüzünde, uzaktaki bir cisme olan mesafeyi basit bir şekilde durgunluk hızını ölçüp Hubble sabitine bölerek elde edebiliriz. Dolayısıyla Hubble yasasının geçerli olduğunu addeden bu yöntem Şekil 3’te görülen mesafe ölçüm yöntemlerinin en tepesinde yer alır. Eğer Hubble’ın bu yasasını doğru ise bu, evrendeki büyük mesafeleri ölçmemize olanak sağlar.
Şekil 3
Aktif Galaksiler
Yazı dizimizin ilk yazısında bahsettiğimiz galaksi sınıfları genellikle normal galaksiler olarak kabul edilir. Bu galaksilerin parlaklıkları, cüce eliptik ve düzensiz galaksilerde Güneş’in yaklaşık bir milyon katı ile devasa galaksilerde yaklaşık bir trilyon Güneş parlaklığı arasında olmak üzere değişir. Örneğin Samanyolu Galaksisi parlaklık değeri 2 x 10^10 Güneş parlaklığındadır. Bundan yola çıkarak odağımızı parlak galaksilere çevirdiğimizde parlaklığı 10^10 Güneş parlaklığında olan galaksiler parlaktır fakat bizim galaksimiz bu değerin üzerinde olmasına rağmen anormal bir şekilde bu derecede parlak değildir.
Galaktik Radyasyon
Parlak galaksilerin %40 gibi kayda değer bir kısmı daha önce tanımladığımız normal galaksi kategorisinde değildir. Elektromanyetik dalga spektrumları önemli ölçüde “normal” kuzenlerine göre farklıdır ve parlaklıkları ise son derece fazladır. Gökbilimciler açısından büyük bir önem gören bu galaksiler topluca aktif galaksiler olarak bilinmektedir. Bu galaksilerin en parlak olanları evrende bilinen en enerjik nesnelerdir ve tümü aralıklı da olsa galaktik evrimde önemli bir aşamayı temsil edebilir. Aktif galaksiler, görülebilir dalga boylarında sıradan galaksilerden pek farklı görünmezler ancak farklı dalga boylarında farklı özellikleri çok daha belirgin bir şekilde görülebilir. Normal bir galaksinin yaydığı enerjinin çoğu tıpkı yıldızlardan gelen radyasyondaki gibi elektromanyetik spektrumun görünür kısmının içine veya yakınına yayılır. Buna karşılık Şekil 4’te şematik olarak görüldüğü gibi aktif galaksilerden gelen görünür dalga boyunda zirve yapmaz.
Şekil 4
Aktif galaksilerin çoğu önemli miktarlarda görünür radyasyon yayar fakat yaydıkları enerjinin büyük bir kısmı kızılötesi veya morötesi dalga boylarında yayılır. Başka bir açıdan bakarsak aktif galaksilerden gelen radyasyon sayısız yıldızın tamamından gelmesini beklediğimiz radyasyon ile uyuşmamaktadır. Bu sebeple de radyasyonlarının yıldız kaynaklı olmadığı söylenebilir. Yıldız dışı kaynaklı yayılıma sahip pek çok galaksi yıldız patlaması galaksileri olarak bilinir. Bu galaksilere Şekil 5’te gösterilen ve düzensiz bir galaksi olan NGC 1569 başlıca örneklerden birini oluşturur.
Şekil 5
“Aktif galaksi” terimi ise anormal aktivite dediğimiz şiddetli olaylarının galaksi çekirdeğinde veya yakınında meydana geldiği galaksiler için kullanılır ve bu tür sistemlerin çekirdeklerine aktif çekirdek adı verilir. Bu sınırlamalara rağmen aktif galaksiler özellik olarak hâlâ farklılıklar barındırırlar barındırması sebebiyle gökbilimciler “aktif galaksi” kategorisine giren galaksileri listelediler. Örneğin Şekil 6’da yaklaşık olarak 3 ışık yılı genişliğinde yoğun emisyon çekirdeğinin çevreleyen mavi renkli yeni yıldızların doğduğu bir halka ile nükleer aktiviteyle birlikte yaygın yıldız oluşumunu barındıran aktif bir galaksi gösterilmektedir. Yazı dizimizin son yazısında ise aktif galaksilerin üç temel türü olan Seyfert galaksileri, radyo galaksileri ve kuasarları ele alacağız.
Şekil 6
Bizim galaksimiz olan Samanyolu Galaksisi’nin çekirdeğinde aktivitenin merkezdeki süper kütleli karadelikle ilişkili olduğu net bir şekilde görülebilir. Gözlemlediğimiz kadarıyla çoğu gökbilimci temelde aynı durumun aktif galaksilerin çekirdeklerinde devam ettiğini ve normal galaksiler ile aktif galaksilerin yıldız olmayan nükleer bileşen radyasyonunun galaksinin geri kalanından gelen ışığı gölgede bırakma derecesinde prensipte farklılık gösterebileceğini düşünüyor.
Hazırlayanlar: Çiğdem Uysal & Serdar Kutluer
İTÜ Astronomi Kulübü Üyeleri
Kaynak:
- Chaisson, E., McMillan, S. (2008), Astronomy Today, San Francisco CA: Pearson Addison-Wesley.