Evrenin ağırlığı (yani teknik olarak kütlesi) ölçümü çok zor bir şey. Bu ölçümü yapabilmek için sadece yıldızları ve galaksileri saymakla kalmayıp yıldızlararası uzaydaki nötr hidrojen tutamları, dağınık toz bulutlarını ve karanlık maddeyi de eklemeniz gerekecek. Astronomlar yüzyılı aşkın bir süredir evreni ölçmeye uğraşıyor; daha kesin ve doğru bir ölçüm için yeni yollar deniyorlar.
Kozmosun kütlesini bilmek, tarihini ve oluşumunu anlamak demek… Karanlık enerji evreni genişletmeye doğru itse de, madde evreni genişlemekten uzak tutmaya çalışır. İkisi birlikte ortalama bir madde ve enerji yoğunluğu oluştururlar ve bu da kozmik yoğunluk parametresi diye bilinir. Standart kozmoloji modeli (LCDM modeli diye de bilinir) bu parametreyi merkez alır.
Bu parametreyi ölçmenin bir yolu Kozmik Mikrodalga Fonu’na (CBM) bakmaktır. Bu Big Bang’den (Büyük Patlama) kalıntı parıltı ufak tefek ısı farklılıkları gösterir. Bu oynamaların ölçüsü kozmik genişlemenin oranını verir ve böylece kozmik madde yoğunluğunu öğrenmiş oluruz.
MESAFE NE KADAR UZAKSA…
Evreni ölçmenin başka bir yolu da uzak galaksilerin ışığının galaksiler tarafından nasıl yön değiştirdiğine bakmakla olur. Galaksi gibi büyük kütleli nesnelerin çekim kuvveti nedeniyle uzaktaki nesnelerin görüntüsünün kırılmış ve bozulmuş gibi görünmesi yani yerçekimsel kırılma denen bir etkidir bu. Bu metodu kullanmada çıkabilecek bir güçlük, hangi ışığın kırılıp hangisinin kırılmadığına karar vermektir. Baktığınız zaman görülen çarpık evren şeklini asıl evren şekli ile karşılaştırarak böyle bir şeye karar vermek mümkün olabilir ama maalesef bu şeklin ne olduğunu bilmiyoruz.
Tek bir galaksi için karşılaştırma yapmak mümkün değil fakat istatistiksel olarak karşılaştırabiliriz. Sıradan bir galaksinin ortalama şeklini bildiğimizden ne kadar kırılma olduğunun istatistiksel ölçüsünü almak için bu şekli gördüğümüz kırılmış şekillerle karşılaştırabiliriz. “Kilo-Derece Araştırması” denilen projenin amacı da buydu.
SPACEMAG TÜRKİYE’Yİ TAKİP ETMEK İÇİN TIKLAYIN: Twitter, FACEBOOK, Pinterest
Kırılma etkisi uzak bir galaksi ile bizim aramızdaki kitle miktarının istatistiksel ölçümünü verse bile kozmik yoğunluğu veremez. Bunun için galaksinin ne kadar uzakta olduğunu bilmek gerekir. Mesafe ne kadar uzak olursa aradaki kitlenin de o kadar fazla olması beklenir. Bu yüzden, araştırma grubu galaktik mesafelerin ne olduğuna kızıla kaymalarını farklı frekanslarda ölçerek karar verdiler.
STANDART KOZMOLOJİK MODEL
Sonuç, CMB’den çıkarılandan çok az farklı bir kozmik yoğunluk parametresi. Kozmolojide tuhaf anlaşmazlıklarla ilk karşılaşmamız değil bu. Standart Kozmolojik Model’in yanlış olduğu anlamına gelebileceğini düşünen araştırmacılar bile var. Standart modelde evrendeki karanlık enerji oranının sabit olduğu varsayılır. Fakat bu son veri karanlık enerjinin zamanla değiştiği alternatif bir modele çok daha uygun.
İlginç bir fikir fakat çok büyük bir adım. Son bulgular CMB verileriyle aynı fikirde olmasa da benzer diğer çalışmalar hemfikir. Bu çalışmada sistematik bir sapma olasılığı yüksek. Eski kozmoloji kitaplarınızı atmayın. Sonuç olarak bu yeni çalışmanın doğru olup olmadığını kanıtların ağırlığı belirleyecek.
BAĞLANTILI HABER VE MAKALELER: HOLLYWOOD, NEDEN UZAY VE ASTRONOT FİLMLERİ ÇEKİYOR?
