Evrenin yaşı ve büyüklüğü nasıl ölçülür?

Evrenin 13,8 milyar yaşında olduğunu söylemek kolay; bu sayıya nasıl ulaşıldığı ise modern astronominin en ilginç hikâyelerinden biridir. Kimse evrenin doğum belgesini görmedi. Yaş ve büyüklük; ışık, mesafe ve hız ölçümlerinin dikkatle birleştirilmesiyle hesaplanır. Bu sayfa iki temel yöntemi ve ikisinin neden tam örtüşmediğini anlatır. Evrenin genel tanımı için "Evren", görebildiğimiz kısmın sınırları için "Gözlemlenebilir evren" sayfalarına bakabilirsiniz.

Bugünkü en iyi değer

ESA'nın Planck uydusunun 2018 verilerine göre evrenin yaşı yaklaşık 13,8 milyar yıldır; daha hassas biçimde 13,787 ± 0,020 milyar yıl. Önceki ölçümler de bununla uyumludur: NASA'nın WMAP uydusunun dokuz yıllık verisi (2012) 13,772 ± 0,059 milyar yıl, Planck 2015 verisi 13,813 ± 0,038 milyar yıl vermişti.

Birinci yol: genişleme hızından yaşa

Evren genişliyorsa, filmi geri sararak her şeyin bir arada olduğu ana ne kadar zaman önce ulaşıldığını hesaplayabiliriz. Bunun için genişleme hızını, yani Hubble sabitini (H₀) bilmek gerekir. H₀, bir galaksinin uzaklığı her bir megaparsek (yaklaşık 3,26 milyon ışık yılı) arttığında uzaklaşma hızının saniyede kaç kilometre arttığını söyler.

En basit tahmin, H₀'ın tersi olan Hubble zamanıdır. H₀ yaklaşık 69 km/s/Mpc alınırsa Hubble zamanı yaklaşık 14,5 milyar yıl çıkar. Ama genişleme hızı tarih boyunca sabit kalmadı: Erken evrende madde genişlemeyi frenledi, son birkaç milyar yılda karanlık enerji hızlandırdı. Bu yüzden Hubble zamanı bir düzeltme çarpanıyla çarpılır; Planck değerleri için bu çarpan yaklaşık 0,956'dır.

Gerçek hesap ise daha ayrıntılıdır: Kozmik mikrodalga arka plandaki küçük sıcaklık farklarının deseni, standart kozmolojik modele (ΛCDM) uydurulur. Model; madde, karanlık madde ve karanlık enerji oranlarını ve genişleme tarihini birlikte belirler, yaş da bu tarihten çıkar.

Tarihten bir ders

Edwin Hubble 1929'da genişlemeyi gösterdiğinde Hubble sabitini yaklaşık 500 km/s/Mpc olarak hesaplamıştı. Bu, bugünkü değerlerin yaklaşık yedi katıdır ve galaksilerin olduğundan çok daha yakın sanılmasından kaynaklanan mesafe hatalarına dayanıyordu. Bu yüzden bulunan yaş da "çok düşük" çıktı. Hubble sabitinin makul doğrulukta ilk ölçümünü 1958'de Sandage yaptı.

İkinci yol: kozmik mesafe merdiveni

Genişleme hızını doğrudan ölçmek için iki şey gerekir: galaksilerin uzaklaşma hızı ve uzaklığı. Hız, tayftaki kırmızıya kaymadan kolayca ölçülür. Uzaklık ise astronominin en zor ölçümüdür. Tek bir yöntem her mesafede işe yaramadığı için gökbilimciler basamakları birbirini ayarlayan bir kozmik mesafe merdiveni kurar:

1. Astronomi birimi ve radar: Merdivenin zemini Dünya–Güneş mesafesidir. Astronomi birimi 2012'de Uluslararası Astronomi Birliği tarafından tam olarak 149.597.870.700 metre olarak tanımlandı. Venüs ve diğer cisimlere radar sinyalleri gönderilerek Dünya'nın yörüngesi birkaç metre hassasiyetle bilinir.
2. Paralaks: Yakın bir yıldıza altı ay arayla, Dünya yörüngesinin iki ucundan bakıldığında yıldız uzak arka plana göre hafifçe kayar. Kaymanın açısından uzaklık geometriyle hesaplanır. Bir parsek, yaklaşık 3,26 ışık yılıdır. Yerden doğrudan paralaks ölçümü yaklaşık 1.000 parseğe kadar ulaşır; ESA'nın 2013'te fırlatılan ve 2025'te emekliye ayrılan Gaia uydusu bu erimi büyük ölçüde genişletti ve bir milyardan fazla yıldızın konumunu ölçtü.
3. Sefeid değişenleri: Henrietta Swan Leavitt 1908'de ilk sonuçlarını yayımladı, 1912'de Küçük Macellan Bulutu'ndaki 25 Sefeid değişeni üzerinden şu ilişkiyi kurdu: Daha parlak Sefeidler daha uzun sürede titreşir. Titreşim süresini ölçerek yıldızın gerçek parlaklığı, görünür parlaklıkla karşılaştırarak da uzaklığı bulunur. Leavitt'in "standart mum" adını verdiği bu yıldızlar yakın galaksilerde yaklaşık %7 hatayla çalışır; bilinen en uzak Sefeidler yaklaşık 29 megaparsek uzaktaki NGC 3370 galaksisindedir. Hubble 1923'te Andromeda'da Sefeidler bularak onun ayrı bir galaksi olduğunu gösterdi.
4. Kırmızı dev kolunun ucu (TRGB) ve diğer yöntemler: Yaşlı yıldız topluluklarındaki en parlak kırmızı devlerin belirli bir parlaklıkta kümelenmesi, RR Lyrae değişenleri, gezegenimsi bulutsular ve yüzey parlaklığı dalgalanmaları gibi yöntemler ara basamakları destekler.
5. Tip Ia süpernovaları: Belirli bir türdeki beyaz cüce patlamalarının en yüksek mutlak parlaklığı yaklaşık −19,3 ± 0,3 kadirdir. Bu patlamalar yüzlerce megaparsek, hatta daha uzak mesafeleri yaklaşık %5 belirsizlikle ölçmeyi sağlar. 1998'de evrenin hızlanarak genişlediği bu süpernovalar sayesinde anlaşıldı.
6. Kırmızıya kayma ve Hubble yasası: En uzak galaksi ve kuasarlar için uzaklık, ölçülen genişleme hızı üzerinden kırmızıya kaymadan hesaplanır.

Hubble gerilimi: iki yol, iki cevap

Bugün iki yöntem birbirinden bağımsız olarak çok hassas sonuçlar veriyor, ama bu sonuçlar örtüşmüyor:

• Erken evren yöntemi: Planck uydusunun kozmik mikrodalga arka plan verileri ve standart model, H₀ = 67,4 ± 0,5 km/s/Mpc verir.
• Geç evren yöntemi: Mesafe merdiveniyle yapılan ölçümler 73 km/s/Mpc civarında toplanır. Hubble Uzay Teleskobu verileri 74,03 ± 1,42 km/s/Mpc vermiş, James Webb Uzay Teleskobu 2023'te bu sonucu doğrulamıştır.

Fark 5 sigmanın, yani istatistiksel olarak tesadüfle açıklanamayacak düzeyin üzerindedir. Buna Hubble gerilimi denir ve nedeni çözülmüş değildir. İki ana olasılık tartışılır: Ya mesafe merdiveninin bir basamağında henüz fark edilmemiş sistematik bir hata vardır, ya da standart kozmolojik model eksiktir ve yeni bir fizik gerekir. Hubble sabiti için kaynaklarda 60 ile 80 km/s/Mpc arasında değerler verilmesi, sorunun ne kadar canlı olduğunu gösterir.

Bağımsız kontrol: en yaşlı yıldızlar

Evren, içindeki en yaşlı yıldızlardan daha genç olamaz. Bu yüzden yıldız yaşları önemli bir kontroldür. Yıldız kümelerinde ana diziden ayrılma noktası ve en soğuk beyaz cücelerin soğuma süresi, evrenin yaşına alt sınırlar koyar. "Methuselah yıldızı" olarak bilinen yıldızın yaşı 2021 itibarıyla 14,27 ± 0,80 milyar yıl olarak tahmin ediliyor; BD +17°3248 için tahmin 13,8 ± 4 milyar yıl. Hata payları hesaba katıldığında bu değerler evrenin 13,8 milyar yıllık yaşıyla çelişmez.

Büyüklük nasıl hesaplanır?

Evrenin yaşı ve genişleme tarihi bilinince, gözlemlenebilir evrenin büyüklüğü de hesaplanabilir. En eski ışık yaklaşık 13,8 milyar yıldır yolda; ama ışığı yayan madde, genişleme nedeniyle bugün yaklaşık 46,5 milyar ışık yılı uzaktadır. Gözlemlenebilir evrenin çapı böylece yaklaşık 93 milyar ışık yılı bulunur. Evrenin tamamının büyüklüğü ise bilinmiyor; ölçümler evrenin %0,4 hata payıyla düz olduğunu gösteriyor, bu da çok büyük ya da sonsuz bir evrenle uyumludur.

Kısaca

• Evrenin yaşı Planck 2018 verilerine göre 13,787 ± 0,020 milyar yıldır.
• Yaş, genişleme hızı (Hubble sabiti) ve kozmik mikrodalga arka planın kozmolojik modele uydurulmasıyla hesaplanır.
• Kozmik mesafe merdiveni radar, paralaks, Sefeidler ve Tip Ia süpernovaları gibi basamaklardan oluşur.
• Erken evren (67,4) ve geç evren (yaklaşık 73) yöntemleri farklı Hubble sabitleri veriyor; bu "Hubble gerilimi" çözülmüş değil.
• En yaşlı yıldızların yaşları, hata payları içinde evrenin yaşıyla uyumludur.

Kaynaklar: Wikipedia — Age of the universe, Wikipedia — Cosmic distance ladder, Wikipedia — Hubble's law, Wikipedia — Henrietta Swan Leavitt, Wikipedia — Gaia (spacecraft), Wikipedia — Astronomical unit