Gözlemsel kozmoloji
| Fiziksel kozmoloji |
|---|
 |
Gözlemsel kozmoloji, teleskoplar ve kozmik ışın dedektörleri gibi araçlar kullanılarak gözlem yoluyla evrenin yapısı, evrimi ve kökeninin incelenmesidir.
İlk gözlemler
[değiştir | kaynağı değiştir]Günümüzde uygulanan fiziksel kozmoloji biliminin konusu, Shapley-Curtis tartışması'nın ardından, evrenin Samanyolu Galaksisi'nden daha büyük bir ölçekte olduğu tespit edildiğinde tanımlanmıştır. Bu, Albert Einstein'ın Genel Görelilik Teorisi ile açıklanabilen evrenin boyutu ve kozmosun dinamiklerini belirleyen gözlemlerle hızlandırılmıştır. Başlangıçta kozmoloji, çok sınırlı sayıda gözleme dayanan ve sabit durum teorisyenleri ile Büyük Patlama kozmolojisinin savunucuları arasındaki tartışmalarla karakterize edilen spekülatif bir bilim dalıydı. Ancak 1990'lar ve sonrasında astronomik gözlemler, birbiriyle çelişen teorileri ortadan kaldırarak bilimi, David Schramm'ın 1992'de Ulusal Bilimler Akademisi kolokyumunda müjdelediği "Kozmolojinin Altın Çağı"na taşıdı.[1]
Hubble yasası ve kozmik mesafe merdiveni
[değiştir | kaynağı değiştir]Astronomide mesafe ölçümleri tarihsel olarak önemli ölçüde belirsizliklerle karşı karşıya kalmış ve bu durum halen devam etmektedir. Özellikle, yıldız paralaksı yakın yıldızların mesafesini ölçmek için kullanılabilirken, galaksimizin ötesindeki nesnelerle ilişkili minik paralaksları ölçmenin zorluğundan kaynaklanan gözlem sınırlamaları, astronomların kozmik mesafeleri ölçmek için alternatif yollar aramak zorunda kalmalarına neden olmuştur. Bu amaçla, 1908 yılında Henrietta Swan Leavitt tarafından Sefe değişeni için bir standart mum ölçümü keşfedildi ve bu, Edwin Hubble'a spiral nebulaya olan mesafeyi belirlemek için ihtiyaç duyduğu kozmik mesafe merdiveni basamağını sağladı. Hubble, Wilson Dağı Gözlemevi'ndeki 100 inçlik Hooker Teleskobu'nu kullanarak bu galaksilerdeki tek tek yıldızları tanımladı ve tek tek Sefeidleri izole ederek galaksilere olan mesafeyi belirledi. Bu, spiral nebulaların Samanyolu galaksisinin çok dışında bulunan nesneler olduğunu kesin olarak kanıtladı. Popüler medyada "ada evrenler" olarak adlandırılan bu evrenlere olan mesafeyi belirlemek, evrenin ölçeğini ortaya koydu ve Shapley-Curtis tartışmasını kesin olarak çözdü.
1927 yılında, Hubble'ın mesafe ölçümleri ve Vesto Slipher'in bu nesneler için belirlediği kırmızıya kayma değerleri dahil olmak üzere çeşitli ölçümleri birleştirerek, Georges Lemaître galaksilerin mesafeleri ile "geri çekilme hızları" olarak adlandırılan hızları arasındaki orantılılık sabitini ilk kez tahmin etti ve yaklaşık 600 km/s/Mpc değerini buldu.[2][3][4] Bunun, genel görelilik temelinde bir evren modelinde teorik olarak beklenen bir durum olduğunu gösterdi.[2] İki yıl sonra Hubble, mesafeler ve hızlar arasındaki ilişkinin pozitif bir korelasyon olduğunu ve eğiminin yaklaşık 500 km/s/Mpc olduğunu gösterdi.[5] Bu korelasyon, Hubble yasası olarak bilinir hale geldi ve kozmolojinin hala dayandığı genişleyen evren teorileri için gözlemsel temel oluşturdu. Slipher, Wirtz, Hubble ve meslektaşlarının gözlemlerinin yayınlanması ve teorisyenlerin Einstein'ın Genel görelilik teorisi ışığında bu gözlemlerin teorik sonuçlarını kabul etmeleri, modern kozmoloji biliminin başlangıcı olarak kabul edilir. Bu popüler görüş, Time Magazine dergisinin 20. yüzyılın en etkili 100 kişisini sıraladığı Time 100 listesinde Edwin Hubble için de yankı bulmuştur.
Nükleid bolluğu
[değiştir | kaynağı değiştir]Elementlerin kozmik bolluğunun belirlenmesi, astronomik nesnelerden gelen ışığın erken spektroskopik ölçümlerine ve emisyon ve absorpsiyon çizgilerinin tanımlanmasıyla başlar. Örneğin, Helyum elementi, Dünya'da bir gaz olarak izole edilmeden önce, Güneşteki spektroskopik imzası sayesinde ilk kez tanımlanmıştır.[6][7] Göreceli bollukların hesaplanması, meteoritlerin element bileşimlerinin ölçümlerine karşılık gelen spektroskopik gözlemler yoluyla gerçekleştirildi.
Kozmik mikrodalga arka planının tespiti
[değiştir | kaynağı değiştir]Kozmik mikrodalga arka plan 1948 yılında George Gamow ve Ralph Asher Alpher tarafından ve Alpher ve Robert Herman tarafından sıcak Büyük Patlama modeline bağlı olarak öngörülmüştür. Ayrıca, Alpher ve Herman sıcaklığı tahmin edebilmişlerdir.[8] ancak sonuçları toplumda geniş çapta tartışılmadı. Onların öngörüsü, 1960'ların başında Robert Henry Dicke ve Yakov Zel'dovich tarafından yeniden keşfedildi ve CMB radyasyonunun tespit edilebilir bir fenomen olduğu ilk kez Sovyet astrofizikçiler A. G. Doroshkevich ve Igor Novikov tarafından 1964 baharında yayınlanan kısa bir makalede CMB radyasyonunun tespit edilebilir bir fenomen olarak ilk kez tanınmasıyla yeniden keşfedildi.[9] 1964 yılında, Princeton Üniversitesi'nde Dicke'nin meslektaşları olan David Todd Wilkinson ve Peter Roll, kozmik mikrodalga arka planını ölçmek için bir Dicke radyometresi yapmaya başladılar.[10] 1965 yılında, Holmdel Township, New Jersey yakınlarındaki Bell Telephone Laboratories'in Crawford Hill tesisinde Arno Penzias ve Robert Woodrow Wilson, radyo astronomi ve uydu iletişimi deneylerinde kullanmak üzere bir Dicke radyometresi inşa ettiler. Cihazlarında, açıklayamadıkları 3,5 K'lik bir anten sıcaklığı fazlalığı vardı. Crawford Hill'den bir telefon aldıktan sonra Dicke, şu ünlü espriyi yaptı: "Çocuklar, bizden önce davrandılar.",[11] Fiziksel kozmolojinin ilkeleri (Princeton Univ. Pr., Princeton 1993) kitabında verilmiştir. Princeton ve Crawford Hill grupları arasında yapılan bir toplantıda, anten sıcaklığının gerçekten mikrodalga arka planından kaynaklandığına karar verildi. Penzias ve Wilson, bu keşifleri nedeniyle 1978 Nobel Fizik Ödülü'nü aldılar.
Modern gözlemler
[değiştir | kaynağı değiştir]Günümüzde, gözlemsel kozmoloji teorik kozmolojinin öngörülerini test etmeye devam etmekte ve kozmolojik modellerin iyileştirilmesine yol açmaktadır. Örneğin, karanlık madde ile ilgili gözlemsel kanıtlar, yapı ve galaksi oluşumu ile ilgili teorik modellemeyi büyük ölçüde etkilemiştir. Hubble diyagramını doğru süpernova standart mumlarla kalibre etmeye çalışırken, 1990'ların sonunda karanlık enerji için gözlemsel kanıtlar elde edilmiştir. Bu gözlemler, evrenin bileşen maddeleri açısından evrimini açıklayan Lambda-CDM modeli olarak bilinen altı parametreli bir çerçeveye dahil edilmiştir. Bu model daha sonra, özellikle WMAP deneyi aracılığıyla, kozmik mikrodalga arka planının ayrıntılı gözlemleriyle doğrulanmıştır.
Burada, kozmolojiyi doğrudan etkileyen modern gözlem çalışmaları yer almaktadır.
Kırmızıya kayma araştırmaları
[değiştir | kaynağı değiştir]Otomatik teleskopların ortaya çıkması ve spektroskopların gelişmesiyle birlikte, kırmızıya kayma uzayında evrenin haritasını çıkarmak için bir dizi işbirliği yapılmıştır. Kırmızıya kayma ile açısal konum verilerini birleştirerek, kırmızıya kayma araştırması gökyüzündeki bir alan içindeki maddenin 3 boyutlu dağılımını haritalandırır. Bu gözlemler, evrenin büyük ölçekli yapısının özelliklerini ölçmek için kullanılır. 500 milyon ışık yılı genişliğinde devasa bir Süperküme olan Büyük Duvar, kırmızıya kayma araştırmalarının tespit edebileceği büyük ölçekli bir yapının çarpıcı bir örneğidir.[12]
İlk kırmızıya kayma araştırması, 1977'de başlayan ve ilk veri toplama işlemi 1982'de tamamlanan CfA Kırmızıya Kayma Araştırması idi.[14] Daha yakın zamanda, 2dF Gökada Kırmızıya Kayma Araştırması evrenin bir bölümünün büyük ölçekli yapısını belirledi ve 220.000'den fazla galaksinin z değerlerini ölçtü; veri toplama 2002 yılında tamamlandı ve nihai veri seti 30 Haziran 2003 tarihinde yayınlandı.[15] (2dF, galaksilerin büyük ölçekli modellerini haritalandırmanın yanı sıra, nötrino kütlesinin üst sınırını da belirlemiştir.) Bir başka önemli araştırma olan Sloan Digital Sky Survey (SDSS) halen devam etmektedir (2011 itibarıyla) ve yaklaşık 100 milyon nesne üzerinde ölçümler yapmayı hedeflemektedir.[16] SDSS, 0,4'e varan yüksek kırmızıya kayma değerleri kaydetmiştir ve z = 6'nın ötesindeki kuasarların tespitinde rol almıştır. DEEP2 Kırmızıya Kayma Araştırması yeni "DEIMOS" spektrograf ile Keck teleskopları kullanmaktadır; pilot program DEEP1'in devamı olan DEEP2, kırmızıya kayma 0,7 ve üzeri olan zayıf galaksileri ölçmek için tasarlanmıştır ve bu nedenle SDSS ve 2dF'yi tamamlayıcı nitelikte olması planlanmaktadır.[17]
Teleskop gözlemleri
[değiştir | kaynağı değiştir]Radyo
[değiştir | kaynağı değiştir]Düşük frekanslı radyo emisyonunun (10 MHz ve 100 GHz) en parlak kaynakları, son derece yüksek kırmızıya kayma değerlerinde gözlemlenebilen radyo galaksileridir. Bunlar, aktif galaksilerin alt kümeleridir ve galaktik çekirdekten megaparsek mertebesinde uzaklaşan loblar ve jetler olarak bilinen geniş özelliklere sahiptirler. Radyo galaksiler çok parlak oldukları için, astronomlar bunları evrenin evrimindeki aşırı mesafeleri ve erken dönemleri araştırmak için kullanmışlardır.
Kızılötesi
[değiştir | kaynağı değiştir]Submilimetre astronomi dahil olmak üzere uzak kızılötesi gözlemler, kozmolojik mesafelerde bir dizi kaynağı ortaya çıkarmıştır. Birkaç atmosferik pencere hariç, kızılötesi ışığın çoğu atmosfer tarafından engellenir, bu nedenle gözlemler genellikle balon veya uzay tabanlı araçlarla yapılır. Kızılötesi dalga boyunda yapılan mevcut gözlem deneyleri arasında NICMOS, Kozmik Orijin Spektrografisi, Spitzer Uzay Teleskobu, W. M. Keck Gözlemevi, Kızılötesi Astronomi için Stratosferik Gözlemevi ve Herschel Uzay Gözlemevi bulunmaktadır. NASA tarafından planlanan bir sonraki büyük uzay teleskobu olan James Webb Uzay Teleskobu da kızılötesi dalga boylarında keşifler yapacak.
Ek bir kızılötesi araştırma olan İki Mikron Tüm Gökyüzü Araştırması da, aşağıda açıklanan diğer optik araştırmalara benzer şekilde, galaksilerin dağılımını ortaya çıkarmada çok yararlı olmuştur.
Optik ışınlar (insan gözüyle görülebilen)
[değiştir | kaynağı değiştir]Optik ışık, astronomi çalışmalarının gerçekleştirilmesinde hala başlıca araçtır ve kozmoloji bağlamında bu, evrenin büyük ölçekli yapısı ve galaksi evrimi hakkında bilgi edinmek için uzak galaksileri ve galaksi kümelerini gözlemlemek anlamına gelir. Kırmızıya kayma araştırmaları bunu gerçekleştirmek için yaygın olarak kullanılan araçlardır ve en ünlülerinden bazıları 2dF Gökada Kırmızıya Kayma Araştırması, Sloan Dijital Gökyüzü Araştırması ve yakında başlayacak olan Büyük Sinoptik Araştırma Teleskobudur. Bu optik gözlemler genellikle fotometri veya spektroskopi kullanarak bir galaksinin kırmızıya kaymasını ölçer ve ardından Hubble yasası ile özel hızlar nedeniyle kırmızıya kayma bozulmalarını modüle ederek uzaklığını belirler. Ek olarak, gök koordinatları ile gökyüzünde görülen galaksilerin konumu, diğer iki uzamsal boyut hakkında bilgi edinmek için kullanılabilir.
Çok derin gözlemler (yani zayıf kaynaklara duyarlı olanlar) da kozmolojide yararlı araçlardır. Hubble Derin Alan, Hubble ultra derin alan ve Hubble Güney derin alan bunun örnekleridir.
Ultraviyole
[değiştir | kaynağı değiştir]Ultraviyole astronomisi sayfasına bakınız.
X-ışınları
[değiştir | kaynağı değiştir]X ışını astronomisi sayfasına bakınız.
Gama ışınları
[değiştir | kaynağı değiştir]Gama ışını astronomisi sayfasına bakınız.
Gelecekteki gözlemler
[değiştir | kaynağı değiştir]Kozmik nötrinolar
[değiştir | kaynağı değiştir]Büyük Patlama modelinin öngörüsüne göre, evren Kozmik mikrodalga arka planına benzer bir Kozmik nötrino arka planı ile doludur. Mikrodalga arka plan, evrenin yaklaşık 380.000 yaşında olduğu zamandan kalma bir kalıntıdır, ancak nötrino arka plan, evrenin yaklaşık iki saniye yaşında olduğu zamandan kalma bir kalıntıdır.
Bu nötrino radyasyonu gözlemlenebilseydi, evrenin çok erken aşamalarına bir pencere açılmış olurdu. Ne yazık ki, bu nötrinolar şu anda çok soğuk olduğundan, doğrudan gözlemlenmesi fiilen imkansızdır.
Kütleçekimsel dalga
[değiştir | kaynağı değiştir]Kütleçekimsel dalga arka planı sayfasına bakınız.
İlgili yazılar
[değiştir | kaynağı değiştir]Kaynakça
[değiştir | kaynağı değiştir]- ^ Arthur M. Sackler Ulusal Bilimler Akademisi Kolokyumları: Fiziksel Kozmoloji; Irvine, Kaliforniya: 27-28 Mart 1992.
- ^ a b
Lemaître, G. (1927). "Un univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactiques". Annales de la Société Scientifique de Bruxelles A. Cilt 47. ss. 49-56. Bibcode:1927ASSB...47...49L. Partially translated in Lemaître, G. (1931). "Expansion of the universe, A homogeneous universe of constant mass and increasing radius accounting for the radial velocity of extra-galactic nebulae". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 91 (5). ss. 483-490. Bibcode:1931MNRAS..91..483L. doi:10.1093/mnras/91.5.483
.
- ^
van den Bergh, S. (2011). "The Curious Case of Lemaitre's Equation No. 24". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 105 (4). s. 151. arXiv:1106.1195 . Bibcode:2011JRASC.105..151V.
- ^
Reich, E. S. (27 Haziran 2011). "Edwin Hubble in translation trouble"
. Nature News. doi:10.1038/news.2011.385.
- ^
Hubble, E. (1929). "A relation between distance and radial velocity among extra-galactic nebulae". Proceedings of the National Academy of Sciences. 15 (3). ss. 168-73. Bibcode:1929PNAS...15..168H. doi:10.1073/pnas.15.3.168 . PMC 522427 . PMID 16577160.
- ^ The Encyclopedia of the Chemical Elements, sayfa 256
- ^ Oxford English Dictionary (1989), s.v. "helium". 16 Aralık 2006 tarihinde Oxford English Dictionary Online'dan alınmıştır. Ayrıca, buradaki alıntıdan: Thomson, W. (1872). Rep. Brit. Assoc. xcix: "Frankland ve Lockyer, sarı çıkıntıların D'den çok uzak olmayan bir yerde çok belirgin bir parlak çizgi oluşturduğunu, ancak bugüne kadar herhangi bir dünyevi alevle özdeşleştirilmediğini keşfettiler. Bu, onların Helyum olarak adlandırmayı önerdikleri yeni bir maddeyi işaret ediyor gibi görünüyor."
- ^ Gamow, G. (1948). "The Origin of Elements and the Separation of Galaxies". Physical Review. 74 (4). s. 505. Bibcode:1948PhRv...74..505G. doi:10.1103/physrev.74.505.2.Gamow, G. (1948). "The evolution of the universe". Nature. 162 (4122). ss. 680-2. Bibcode:1948Natur.162..680G. doi:10.1038/162680a0. PMID 18893719. Alpher, R. A.; Herman, R. (1948). "On the Relative Abundance of the Elements". Physical Review. 74 (11). s. 1577. Bibcode:1948PhRv...74.1577A. doi:10.1103/physrev.74.1577.
- ^ A. A. Penzias (1979). "The origin of elements". Nobel lecture. 205 (4406). ss. 549-54. Bibcode:1979Sci...205..549P. doi:10.1126/science.205.4406.549. PMID 177296594 Ekim 2006.
- ^ R. H. Dicke, "Mikrodalga frekanslarında termal radyasyonun ölçümü", Rev. Sci. Instrum. 17, 268 (1946). Radyometre için bu temel tasarım, sonraki kozmik mikrodalga arka plan deneylerinin çoğunda kullanılmıştır.
- ^ A. A. Penzias ve R. W. Wilson, "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s," Astrophysical Journal 142 (1965), 419. R. H. Dicke, P. J. E. Peebles, P. G. Roll ve D. T. Wilkinson, "Cosmic Black-Body Radiation," Astrophysical Journal 142 (1965), 414. Tarihçe P. J. E. Peebles
- ^ Geller, M. J.; Huchra, J. P. (1989), "Mapping the Universe", Science, 246 (4932), ss. 897-903, Bibcode:1989Sci...246..897G, doi:10.1126/science.246.4932.897, PMID 17812575
- ^ Duffy, Jocelyn (2 Ekim 2018). "Hyper Suprime-Cam Survey Maps Dark Matter in the Universe". Carnegie Mellon University. 12 Nisan 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Aralık 2022.
- ^ Daha fazla ayrıntı için resmi CfA web sitesine bakınız.
- ^ Shaun Cole; et al. (The 2dFGRS Collaboration) (2005). "The 2dF galaxy redshift survey: Power-spectrum analysis of the final dataset and cosmological implications". Mon. Not. R. Astron. Soc. 362 (2). ss. 505–34. arXiv:astro-ph/0501174 . doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09318.x . 2dF Galaksi Kırmızıya Kayma Araştırması ana sayfası 5 Şubat 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde http://msowww.anu.edu.au/2dFGRS/ arşivlendi.
- ^ SDSS Ana Sayfası
- ^ Marc Davis; et al. (DEEP2 işbirliği) (2002). "DEEP2 kırmızıya kayma araştırmasının bilimsel hedefleri ve ilk sonuçları". Astronomik Teleskoplar ve Enstrümantasyon Konferansı, Waikoloa, Hawaii, 22–28 Ağustos 2002. arXiv:astro-ph/0209419 .
| Arka plan |  | |
|---|---|---|
| Kozmolojik teorilerin tarihi | ||
| Geçmişteki evren | ||
| Şimdiki evren | ||
| Gelecekteki evren | ||
| Bileşenler | ||
| Yapı oluşumu | ||
| Deneyler | ||
' | ||
