Modelimiz bir şey söylüyor, gözlemlerimiz başka bir şey.
20’nci yüzyılın başlarından bu yana evrenin genişlediğini biliyoruz. Fakat tam olarak ne kadar hızlı genişlediği tartışılmaya devam ediyor. Şimdiye kadar öğrendiğimiz kuramsal bilgiler, evrenin gerçek gözlemlerimizden hesapladığımız değere göre %8 civarı daha yavaş genişlediğini gösteriyor. Hubble gerilimi adı verilen bu uyumsuzluğun ardındaki sebep, fizikte cevap bulamamış en büyük sorulardan birini oluşturuyor.
En aşikar ve muhtemel açıklama, yaptığımız ölçümlerin doğru olmaması. Fakat geçtiğimiz hafta The Astrophysical Journal bülteninde yayımlanan yeni bir çalışmada, Hubble Uzay Teleskobu’ndan alınan veriler ile James Webb Uzay Teleskobu’ndan yapılan yeni gözlemler çaprazlama şekilde kontrol edilerek mevcut gözlemlerimiz daha da fazla doğrulanıyor ve ikisinin neredeyse mükemmel derecede uyuştuğu gösteriliyor.
Hubble Sabiti nedir ve onu nasıl ölçeriz?
Evrenin genişleme oranı, genelde “H0” şeklinde kısaltılan ve Hubble Sabiti şeklinde adlandırılan bir değer olarak ifade ediliyor. Evrenimizin tuhaflıklarından biri de genişleme oranının uzaklıkla beraber değişmesi; bir cisim ne kadar uzaktaysa, bizden o kadar hızlı uzaklaşıyordur. Bu gerçeği yansıtmak için söz konusu sabit, megaparsek başına saniye başına kilometre birimiyle ifade ediliyor (km/s/Mpc). Bir megaparsek, yaklaşık 300.000 ışık yılına eşdeğer bir mesafe birimi.
Evrene dair en iyi kuramsal modelimiz olan Lambda/Soğuk Karanlık Madde modelinde (“ΛCDM”), H0 için 67-68 km/s/Mpc’lik bir değer tahmin ediliyor. Ancak gözlemlerimiz, H0’ı 73 km/s/Mpc civarına yerleştiriyor. Peki neler oluyor?
Bunu anlamak için ilk önce H0’ın nasıl ölçüldüğünü anlamamız gerekiyor. Bilim insanları bunu uzaktaki cisimleri; yani yıldızları, galaksileri, süpernovaları inceleyerek ve bunların ne kadar uzak oldukları ile bizden ne kadar hızlı uzaklaştıklarını hesaplayarak yapıyorlar.
Kozmik mesafe basamağını tırmanmak
İlk adım, uzak cisimlerin bizden ne kadar uzak olduğunu hesaplayabilmek. Kozmik mesafeleri çözmek ise genelde basit olmayan bir iş. Makalenin yazarlarından Siyang Li, “Çalışmamızın birçoğu galaksilere olan mesafeleri ölçmeyi kapsıyor ki gökbilimde yapılması çok ama çok zor olan şeylerden biri bu” diyor kederli bir şekilde.
Li, gökbilimcilerin bu hesaplamaları yapmak için “kozmik mesafe basamağı” şeklinde adlandırılan bir şey kullandıklarını açıklıyor. Bu basamak, mesafesi Dünya’dan yaklaşık 1.000 parseğe kadar olan ve mesafesini basit trigonometri ile hesaplayabildiğimiz cisimlerle başlıyor. Li, daha uzak cisimlerde ise “Aslında iki parça bilgiye ihtiyacımız var” diyor. “Bunlardan biri görünürdeki büyüklüğü: Yıldız, Dünya üzerindeki bize ne kadar parlak görünüyor? Diğeri de o yıldızın esas parlaklığı: Gerçekte ne kadar parlak?”
Bu iki değer arasındaki farklılık, uzaklığın bir fonksiyonu: Bir cisim ne kadar uzaktaysa, o kadar soluk görünüyor. (Bir lambadan genişleyerek yayılan bir ışık ışını küresini hayal edin; eğer lambaya yakınsanız, bu ışınların birçoğu size ulaşacaktır ama giderek uzaklaşırsanız, daha fazla ışın sizi ıskalayacaktır.) Bu iki değer ve cismin uzaklığı arasında nispeten basit bir ilişki var. Dolayısıyla bu iki parça bilgiye sahipsek, üçüncüyü hesaplayabiliriz.
Bu kullanışlı bir şey çünkü hepsinin aynı gerçek parlaklık değerini paylaştığı (“standart mumlar” şeklinde bilinen) bazı cisim sınıfları var. (Örnekler arasında, Sefe’ler şeklinde bilinen bir yıldız sınıfının yanısıra tip 1a süpernovalar da var.) Bir standart mum sınıfının gerçek parlaklığını belirlediğimizde (ölçüleme olarak bilinen bir işlem), artık bu bilgiyi kullanarak değerin doğrudan hesaplanamayacağı kadar uzaktaki benzer cisimlere olan mesafeyi çözebiliriz. Bu işlem sonrasında başka bir standart mum sınıfı için tekrarlanabilir.
Bir cismin ne kadar uzak olduğunu bildiğimizde, ihtiyacımız olan ikinci bilgi parçası onun bizden ne kadar hızlı uzaklaştığı. Evren genişledikçe, bu gibi cisimlerden çıkan ışığın da bize ulaşması giderek daha uzun sürüyor ve dalga boyu, ışığın seyahat ettiği bu genişleyen uzay-zamanda esniyor. Bu olguya “kırmızıya kayma” adı veriliyor ve eğer belli cisimden gelen ışığın ne kadar kırmızay kaydığını çözebilirsek, bu cismin bizden ne kadar hızlı uzaklaştığını da hesaplayabiliyoruz.
Hubble Sabiti’ni hesaplamak
Her iki bilgi parçası da elimizde olduğunda, Hubble Sabiti’nin hakiki şeklide belirlenmesi makul derecede basitleşiyor: Sürat ve mesafe arasında, v= H0d denklemiyle ilişki kuruluyor. Burada v sürat olurken d mesafe, H0 ise Hubble Sabiti oluyor.
Bu ölçümü büyük miktarda uzak cisim için aldığımızda, Hubble Sabiti için çok daha kesin bir değere yoğunlaşabiliriz. Tabii ki bunu yapmak için ölçümlerin doğru olması büyük önem taşıyor. Uzaktaki cisimlere dair bildiklerimizin çoğu, onlarca yıldır veri toplayan Hubble Uzay Teleskobu’ndan geliyor. James Webb Uzay Teleskobu’nun fırlatılması ise bu verinin çapraz biçimde doğrulanması için güzel bir fırsat sağladı.
Makalenin baş yazarı olan ve 2011 yılında Hubble gerilimine yönelik yaptığı araştırmayla Nobel Fizik Ödülü’nü kazanan Adam Riess’in de açıkladığı gibi bu durum, yeni araştırma olasılıklarına da kapı aralıyor: “JWUT yakın-kızılötesinde daha iyi çözünürlük ve hassasiyete sahip. Hubble ise daha mavi dalga boylarında daha iyi. Hubble’ın en büyük avantajı, daha uzun süredir çalışıyor olması ve böylelikle çok daha fazla veri toplaması. Fakat JWUT, yeterince veri geldiğinde Hubble’ı bile geride bırakabilir; ya da Hubble geriliminin incelenmesinde ortaklaşa şekilde kullanılabilirler.”
Şimdilik JWUT’den gelen sonuçlar, halihazırda var olan verilerle neredeyse mükemmel bir bağlantı sergiliyor ve sorunun, yaptığımız ölçümlerin doğruluğu olmadığına dair daha güçlü kanıtlar sağlıyor. Riess, bu durumda problemin kuramla alakalı olabileceğini söylüyor. “Ölçümlerde kusur bulunamaması”, diyor bilim insanı, “modelde bir kusur olması senaryosunu giderek daha muhtemel hale getiriyor.”
ΛCDM modeli nedir ve bu modelde neden farklı bir Hubble Sabiti tahmin ediliyor?
İsminden de anlaşılacağı üzere ΛCDM modeli, iki temel kavrama dayanıyor: Biri kozmolojik basit (Yunan alfabesindeki “Λ” harfiyle gösteriliyor) iken diğeri de soğuk karanlık maddenin mevcudiyeti. Kozmolojik sabit, uzayın kendi içsel enerjisini ifade ediyor; mevcut tahminlerde evrendeki enerjinin yaklaşık %68’ini meydana getirdiği ileri sürülen o gizemli “karanlık enerji”. Diğer yandan “soğuk karanlık madde”, yine karanlık enerji gibi bulunamayan ve evrenin enerjisinin diğer %27’lik kısmını meydana getiren karanlık maddeye dair en iyi anladığımız şeyi temsil ediyor. (Yıldızları, gezegenleri ve insanları meydana getiren geleneksel madde ise sadece %5 gibi ufacık bir oranı kapsıyor.)
Karanlık enerji ve karanlık madde kavramları keyfi şeyler değil; karanlık maddenin varlığı, galaktik dönüşte meydana getirdiği etkilerden çıkarılabiliyor ve evrenin devam eden genişlemesi için de karanlık enerji gerekiyor. ΛCDM modelindeki versiyonlar bu gerçekleri yansıttığı gibi Büyük Patlama’dan geriye kalan ışınım olan kozmik mikrodalga arka plan ışımasına (CMB) dönük gözlemlerimizle de uyum sergiliyor.
“Temel olarak ΛCDM’de, Büyük Patlama’dan sonraki modde/sıcaklık dalgalanmalarının fiziksel boyutu tahmin ediliyor” diyor Riess. CMB, söz konusu dalgalanmaların açısal boyutunu ölçmede kullanılıyor ve bu ikisinin karşılaştırılması, Hubble sabitini kalibre ediyor.”
Fakat devam eden Hubble gerilimi problemi, açıkça bir şeyin doğru olmadığını gösteriyor. Riess veya Li’nin, problemin kökünün nerede bulunabileceğine dönük kuşkuları mı var? “Karanlık kısımdaki bir şey” diyor Riess. “Ya şakacı karanlık enerji ya da şakacı karanlık madde.”
Riess’e katılan Li, Hubble geriliminin kökeninde karanlık enerjiyi mükemmel biçimde anlamamış olmamızın yatıyor olabileceğinden kuşkulanıyor: “Karanlık maddeden konuşursak, bunun orada olduğunu biliyoruz ve galaksilerin davranışını tahmin etmek için geliştirebildiğimiz modeller var; dönüşleri ve bunun gibi şeyleri yani. Fakat karanlık enerjide, tümüyle uyuşan tam bir alternatifin bulunmadığı pek çok olasılık var… Karanlık enerjiyle ilgili bilmediğimiz ve hâlâ keşfedip öğrendiğimiz çok fazla şey var.”
Yazar: Tom Hawking/Popular Science. Çeviren: Ozan Zaloğlu.
