İçərisində olduğumuz kainatın insan ağlının qavraya bilməyəcəyi məsafələri ölçə bilmək , kozmologiya elmi üçün ən əhəmiyyətli məqsədlərindən birinin başında gəlməkdədir.
Kainatdakı cisimlər ilə aramızdakı uzaqlıqların ölçülməsi üçün elm insanları illərlə sürən müşahidələr və araşdırmalar nəticəsində fərqli bir çox üsul inkişaf etdirməyi bacarmışdır.
Kainatda çox uzaq məsafələrdəki bir Qalaktikanin bizdən uzaqlığını ölçə bilmək üçün Qalaktikanin yaxınlarında parlaqlıq dərəcəsini yaxşı bildiyimiz bir istinad işıq qaynağına ehtiyacımız vardır. 1a tipi Süpernovaların kəşfi ilə axtardığımız bu standart işıq qaynağını qətiliklə tapdığımızı söyləyə bilərik.
Elm insanları , çox böyük diametrli teleskopların köməyi ilə kainatin hər hansı uzaq bir nöqtəsinə fokuslanaraq günlərlə fotoşəkil çəkərlər və çəkdikləri fotoşəkilləri bir-birləri ilə müqayisə edib 1a tipi süpernova tapmağa çalışarlar. Fotoşəkil içərisində bir nöqtədə yeni bir işıq qaynağı təsbit etdiklərində bunun bir süpernova olduğu aydın olmuş olar. Bu nöqtədən sonra ikinci mərhələ , tapdıqları bu yeni işıq qaynağının spektri araşdırılaraq 1a tipi Supernova olub olmadığına baxmaqdır. Əgər elədirsə uzaqlıq ölçmək üçün istinad ediəcək işıq qaynağı tapılmış deməkdir.. Parlaqlığı bilinən süpernovadan bizə çatan işıq , onun uzaqlığının kvadrati ilə tərs mütənasib olduğundan , Supernovanın iştirak etdiyi Qalaktikanin uzaqlığı hesablana bilər.
1a Tipi Süpernovaları , bizim bildiyimiz nəhəng kütləli ulduzların partlaması nəticəsində yaranan supernovalardan fərqləndirən ən əhəmiyyətli xüsusiyyətləri partlama nəticəsində yaranan parlaqlıqlarının hamısında eyni dərəcədə olmasıdır.1a Tipi Süpernovalar ümumiyyətlə ikili ulduz sistemlərində görülürlər və bu sistem içərisində bir standart ulduz ilə bizim Dünyamız ölçülərində bir Ağ Cücə iştirak etməkdədir. Böyük kütləyə sahib olan ulduzdan ağ cücəyə davamlı olaraq maddə ötürülməsi reallaşar. Bu maddə ötürülməsi nəticəsində Ağ Cücə getdikcə böyüyər və sıxışaraq həddindən artıq dərəcədə istiləşməyə başlayar r. Kütləsi 1,3 Günəş kütləsinə qədər çatan Ağ Cücə , sonunda öz cazibəsinə məğlub olar və qorxunc ölçülərdə bir partlama meydana gətirərək bütün kütləsini kosmosa saçar.Belə ki, bu supernova partlaması nəticəsində geriyə nə bir qara dəlik , nə də bir neytron ulduzu qalar.Bu partlama o qədər böyük şiddətdə gerçəkləşir ki işıqları kainatın ən uc nöqtələrindən belə dünyaya rahatlıqla çata bilər.
Bu nöqtədə elm insanlarının ən çox işinə yarayan nöqtə isə bütün 1a tipi Süpernovaların partladiqlari əsnada davamlı eyni parlaqlıq gücünə sahib olmalarıdır. Bu səbəblə də bir standart işıq mənbəyi kimi uzaqlığın təyin edilməsi barəsində insanlığın ən əhəmiyyətli köməkçilərindən biri olmaqda və olmağa da davam etməkdədirlər.
Həmçinin onu da qeyd edimki 1a tipi Supernovalar kainatda uzaq nöqtələri ölçmək üçün tək üsul deyil.
Doppler sürüşməsi : Əgər bir işıq qaynağı müşahidəçiyə görə uzaqlaşır ya da yaxınlaşırsa , ondan qaynaqlanan işığın dalğa uzunluğu , fərqli görünür. Bunun səbəbi , işığın müşahidəçiyə görə həmişə eyni sürətlə hərəkət etməsidir. Əgər cisim müşahidəçidən uzaqlaşirsa , cisimdən qaynaqlanan işığın dalğa uzunluğu artar. Buna " qırmızıya sürüşmə" deyilir. Çünki qırmızı , görünən spektr içində uzun dalga uzunluğuna malikdir. Əgər cisim müşahidəçiyə yaxınlaşırsa , cisimdən qaynaqlanan dalğa uzunluğu qısalar. Doppler sürüşməsindən faydalanılaraq , bir cisimin müşahidəçiyə görə sürəti hesablana bilər.
Paralaks Üsulu: Yaxın ətrafımızdakı ulduzların uzaqlıqları " paralaks " adı verilən bir üsulla tapıla bilir. Bu üsul kəşf edilmədən əvvəl kimsə ulduzların nə qədər uzaq olduqlarını bilmirdi. Dünyanın orbiti üzərində bir-birinə ən uzaq iki nöqtədə ( 6 ayda bir ) edilən müşahidələrdə , yaxındakı ulduzların uzaq ulduzlardan ibarət fonun qarşısında yer dəyişdirdiyini görərlər. Bu yer dəyişdirmə , ulduzun bizə olan uzaqlığıyla tərs mütənasibdir. Ulduzun uzaqlığı , triqonometrik hesablamalar istifadə edilərək tapıla bilər. Paralaks üsuluyla yalnız 3000 işıq ili uzaqlığa qədər olan yaxın ulduzların uzaqlıqları tapıla bilir.
Sefeid Dəyişən Ulduzları : Qırmızıya sürüşmə üsulunun aşağı həssaslığı , paralaks üsulunun da çox məhdud bir uzaqlığa qədər nəticə verməsi , bu üsulları istifadə edərək kainatın genişləmə sürətini , bu səbəbdən də yaşını dəqiq şəkildə hesablamağımıza yetmir. Bu mövzuda kozmologların əhəmiyyətli bir silahı daha var: Sefeid dəyişən ulduzları . Sefeid'lerin çox əhəmiyyətli bir xüsusiyyəti , parıldama güclərinin " döyünmə(sıxılıb-genişlənmə) " periyodlarıyla bağlı olmasıdır. Parilti gücləri artdıqca , periyodlar da uzanar. Periodu ölçülə bilən bir Sefeid ulduzunun parlaqlığı hesablana bilər. Parlaqlığı bilinən bir ulduzdan bizə çatan parilti miqdarına baxılaraq nə qədər uzaqda olduğu bilinər.
No comments:
Post a Comment