Evrendeki Mesafeler Nasıl Ölçülür? En Uzak Galaksi Hangisidir?

Eski zamanlardan beri insanlar, gök cisimlerinin ne kadar uzakta olduğunu hep merak etmiştir. Örneğin bize en yakın gök cismi olan Ay ne kadar uzaktaydı? Ya da yaydığı ısı ve ışıkla bize hayat veren Güneş, gökyüzünde “gezinen” gezegenler ne kadar uzakta olabilirdi ki?

Tarihte ilk defa Ay’ın ve Güneş’in uzaklığını hesaplamaya çalışan kişinin, M.Ö 3.yüzyılda yaşamış astronom Sisamlı Aristarkus olduğunu söyleyebiliriz. Milattan önce 2.yüzyılda yaşamış Antik Yunan astronomu Hipparkus‘da sistematik bir biçimde gök cisimlerinin uzaklıklarını ölçmeye çalışmıştır. Hipparkus’un gök cisimlerinin ne kadar uzakta olduğunu bulmak için kullandığı yöntem, “paralaks yöntemi” olarak bilinmektedir.

Paralaksın yanı sıra gök cisimlerine olan uzaklığı ölçmek için tarihte birçok yöntem kullanılmıştı. Paralaks yönteminin ise Ay, Güneş, gezegenler ve yakın yıldızların uzaklıklarını belirlemede oldukça kesin ve doğru bir yöntem olduğu ortaya çıkmıştır. Bu konu hakkında daha fazla bilgi almak için “Gök Cisimlerinin Uzaklıkları Nasıl Ölçülür” adlı yazımıza dilerseniz göz atabilirsiniz. Ancak bugünkü konumuz evrendeki daha uzak gök cisimlerinin uzaklıklarının nasıl ölçüldüğüyle ilgili olacak.

Evrenin, özellikle son yüzyılda astronomi alanında yapılan çalışmalarla insanların sandığından da daha büyük bir yer olduğu ortaya çıkmıştır. Öyle ki Edwin Hubble, bize en yakın galaksi olan Andromeda’nın mesafesini ölçtüğünde, evrenin büyüklüğüne ilişkin algılarımız çok ciddi olarak değişmişti.

Öyle ki Hubble, Andromeda Galaksisi’nin uzaklığını hesapladığı zaman, onun yaklaşık 900 bin ışık yılı uzaklığında olduğunu bulmuştu. Sonradan yapılan düzeltmeler sonucu bu sayının yaklaşık 2.5 milyon ışık yılı olduğu ortaya çıkmıştı. Peki Hubble, böylesine devasa bir mesafeyi nasıl hesaplayabilmişti?

Görsel: Kozmik Mesafe Merdiveni.

Astronomların bu soruya bir cevapları var. Kozmik ölçüde uzaklıkları hesaplayabilmek için astronomlar, “kozmik mesafe merdiveni” dedikleri bir yöntemi uygulamaktadır.

Kozmik Mesafe Merdiveni

Kozmik mesafe merdiveni, astronomların gök cisimlerinin uzaklıklarını belirlediği bir dizi yönteme verilen isimdir. Mesafeleri ölçme konusunda merdiven benzetmesi kullanıldığını görüyoruz çünkü evrendeki gök cisimlerinin uzaklıklarını ölçmek, sadece tek bir yöntemle yapılabilecek kadar kolay bir iş değildir. Bu yüzden çeşitli uzaklıkları ölçmek adına kozmik mesafe merdiveninin farklı basamaklarındaki ölçüm yöntemleri kullanılır.

Mesafe merdivenindeki her basamağı çıkmak demek, daha uzaktaki cisimleri ölçmek anlamına gelmektedir. Örneğin yakın bir yıldızın uzaklığını ölçmek için merdivendeki bir ölçüm basamağı kullanılırken, bir galaksinin mesafesini ölçmek için sonraki basamak kullanılmaktadır. Kozmik mesafe merdivenimizin ilk basamağı paralaks yöntemidir.

1- Paralaks Yöntemi

Trigonometrik paralaks yöntemi, tarih boyunca gök cisimlerine olan mesafeleri ölçmede kullanılmış, sırf geometri bilgisine dayanan en temel mesafe ölçüm tekniğidir. Yöntem kısaca şu şekilde işler: Dünya yörüngesinde döndükçe, 6 ay arayla Güneş etrafındaki yörüngesinin en uç konumlarına gelir. Bu uç konumlarda Dünya üzerindeki gözlemci, bir yıldızı gözlemlediği zaman yıldızın konumunun arka plandaki uzak yıldızlara göre değiştiğini görecektir. İşte yıldızın bu konumundaki değişimin miktarına paralaks kayması denmektedir.

Ancak konumdaki bu görünür değişimin miktarı oldukça azdır. Örneğin 3.26 ışık yılı uzaklıktaki bir yıldızın konumundaki kayma miktarı, “1 yay saniyeye” karşılık gelmektedir. 1 yay saniyenin, bir derecenin 3600’da birine karşılık geldiğini göz önünde bulundurursak, bu kayma miktarının oldukça az olduğunu söyleyebiliriz.

Ancak bize en yakın yıldız, 3.26 ışık yılından daha uzakta bulunmaktadır. Alpha Centauri takım yıldızında bulunan Proxima Centauri, Güneş’e en yakın yıldız olup, yaklaşık 4.24 ışık yılı uzaklığındadır. Proxima’nın sadece 0.0002 derecelik bir paralaks açısı vardır. Bir diğer ifadeyle Proxima Centauri’nin konumundaki değişimin miktarı ölçüldüğünde, yalnızca 0.7 yay saniyelik bir paralaks açısı ortaya çıkmaktadır.

Paralaks yönteminin 10 bin ışık yılı uzaklığa kadar olan yıldızların mesafelerini ölçmede oldukça başarılı bir yöntem olduğu ortaya çıkmaktadır. Ancak daha uzak yıldızlar için, Dünya yüzeyinden ölçülen paralaks yönteminin kullanılamadığını söyleyebiliriz. Bunun sebebi Dünya’nın atmosferindeki moleküllerin hareketlerdir. Atmosferdeki moleküller sürekli hareket halinde olduğu için, yıldızlardan yansıyan ışığın tam olarak tespit edilmesini oldukça zorlaştırmaktadır.

Görsel: Dünya, Güneş etrafında 6 ay aralıkla, yörüngesinin birbirine en uzak iki konumuna gelmektedir. Bu iki konum arasındaki mesafe yaklaşık 300 milyon kilometredir. Bu mesafe ne kadar fazla olursa o kadar uzaktaki yıldızların paralaks açısı tespit edilebilir.

Bu yüzden 1990 yılında Avrupa Uzay Ajansı tarafından Hipparcos uydusu yörüngeye fırlatılmıştır. Hipparcos uydusu, yeryüzünden ölçülemeyecek kadar uzakta olan yıldızların mesafelerini ölçmek üzere başlatılmıştır. Dünya atmosferinden etkilenmeyen Hipparcos uydusu, yıldızların yaklaşık bir mili yay saniye(0.001 yay saniye) hassaslığındaki konum değişimlerini ölçebilmektedir. Böylece 300 ışık yılı uzaklığa kadar olan yıldızların mesafeleri, Hipparcos uydusu tarafından ölçülebilmiştir. Görev süresi bitene kadar Hipparcos, 100 binden fazla yıldızın uzaklığını ölçtüğü ortaya çıkmaktadır.

Avrupa Uzay Ajansı’nın Hipparcos’dan sonra 2013 yılında yörüngeye fırlattığı GAIA uydusu ise 0.00001 yay saniye gibi çok küçük paralaks değişimleri olan yıldızların uzaklığını ölçebilecek bir başarı göstermiştir. Böylelikle astronomlar, GAIA uydusuyla birlikte 30 bin ışık yılı uzaklığa kadar olan yıldızların mesafesini paralaks yöntemiyle ölçebilmektedir.

Fakat yalnız Samanyolu Galaksisi bile 100 bin ışık yılı çapındadır. Bu durumda paralaks yöntemiyle sadece galaksimizin bize yakın yerlerindeki yıldızların uzaklığını ölçebiliyoruz. Galaksinin daha uzak kısımlarında ve hatta diğer galaksilerde bulunan yıldızların uzaklığını ölçmek amacıyla daha başka bir yöntemin kullanılması gerektiğini söyleyebiliriz.

Kozmik mesafe merdivenimizin bir sonraki basamağında “Standart Mumlar” olarak adlandırılan, Sefe(Cepheid), RR Lyrae yıldızları ve 1a Tipi Süpernovalar bulunmaktadır. Astronomlar bu standart mumları kullanarak daha uzak mesafeleri ölçebilecek yöntemler geliştirmiştir.

2- Astronominin Kozmik Cetvelleri: Standart Mumlar

Gece göğündeki yıldızların hepsi birbirinden farklı parlaklıklara sahiptir. Bunun sebeplerinden birisi, kimi yıldızların bazı yıldızlardan daha parlakken diğerlerinden daha sönük olmasıdır. Bir diğer sebebi de yıldızların hepsinin bizden farklı mesafelerde bulunmasıdır.

Antik çağlarda astronomlar, yıldızların hepsinin bize eşit mesafede olduğuna inanıyorlardı. Böylelikle parlaklıklarındaki değişimin, sadece yıldızların gerçek parlaklıkları arasındaki farktan kaynaklandığını düşünüyorlardı. Bunun üzerine yıldızları parlaklıklarına göre kıyaslamak üzere bir sınıflandırma oluşturmuşlardı: Kadir Sistemi.

Bu sınıflandırmaya göre gökyüzündeki en parlak yıldızlar, en düşük parlaklık şiddetine ya da en düşük “kadire” sahiptiler. Ancak günümüzde yıldızların bizden farklı uzaklıklarda olduklarını bildiğimizden, Antik gök bilimcilerin kadir sistemini ikiye ayırıyoruz: Görünür kadir ve Mutlak kadir. Görünür kadir, bir yıldızın Dünya’dan bakıldığı zaman görülen parlaklığına eşitken mutlak kadir, standart mesafe birimi olan 10 parsek(32.6 ışık yılı) mesafeden bakıldığı zaman görülen parlaklığına verilen isimdir.

Gökyüzündeki en parlak cisimler negatif kadir değerine sahiptir. Örneğin Venüs, -4.6’lık görünür bir parlaklığa sahipken en parlak yıldız Sirius’un -1.5 görünür parlaklığı vardır. Görüleceği üzere bir gök cisminin görünür parlaklığını ya da kadrini ölçmek son derece kolaydır. Fakat iş mutlak parlaklığı ölçmeye gelince aynı şeyi söyleyemeyiz. Çünkü bir cismin mutlak kadrini, yani gerçek parlaklığını bilebilmek için o cismin ne kadar uzakta olduğunu bilmek gerekiyor.

Ancak konumuz zaten cisimlerin uzaklığının nasıl ölçülebileceği hakkında olduğu için çoğu yıldızın gerçek parlaklığını bilebilmemize imkan yok. Yine de evrende öyle gök cisimleri ve yıldızlar var ki bunların gerçek parlaklıkları, ne kadar uzakta olduklarını bilmeye gerek kalmadan ölçülebiliyor. Bu gök cisimleri günümüzde “standart mumlar” olarak bilinmektedir. Standart mum ismi, ilk defa 1912 yılında astronom Henrietta Leavitt tarafından verilmiştir.

Standart mum olarak adlandırılan yıldızların gerçek parlaklıkları ya da mutlak kadirleri bilindiği için evrendeki mesafeleri ölçmek amacıyla kullanılabiliyorlar Çünkü görünür parlaklığı bilinen bir cismin eğer gerçek parlaklığı da biliniyorsa o zaman cismin görünür parlaklığı ile gerçek parlaklığı arasındaki farktan, o cismin ne kadar uzakta olduğu hesaplanabilmektedir.

a) Sefe (Cepheid) Değişen Yıldızları

Sefe Değişken Yıldızları, isminden de anlaşılacağı üzere parlaklıklarında belirli bir değişimin görüldüğü yıldızlardır. Sefe Değişenleri sıcak ve kütleli bir yıldız grubudur. Öyle ki Güneş’in 5-20 katı kadar kütleye sahip olabilirler. Bu yıldızlar özel bir tip yıldız olup, hem büyüklüklerinde hem de sıcaklıklarında periyodik olarak değişimler gözlemlenir. Bir diğer ifadeyle düzenli aralıklarla parlaklıkları azalır ve artar.

Amerikan astronom Henrietta Leavitt 1908 yılında, Macellan Bulutsuları’nda Sefe Değişen Yıldızları’nı gözlemlerken bir şey fark etti. Sefe Yıldızları’nın parlaklığı ile parlaklık değişimleri için geçen süre arasında bir ilişki keşfetmişti. Bir diğer ifadeyle Sefe Yıldızları’nın parlaklığı, en parlak hale gelmesi için geçen süre ile doğru orantılıydı. Örneğin bir Sefe Yıldızı diğerine göre daha parlaksa, daha parlak olan Sefe Yıldızı’nın daha uzun parlaklık değişim dönemleri vardı.

Peki Leavitt bu ilişkiyi nasıl keşfetmişti? Macellan Bulutsusu o kadar uzaktadır ki Leavitt, işleri kolaylaştırmak adına Bulutsudaki bütün yıldızların bizden aynı uzaklıkta olduğunu varsaymıştı. Bu durumda eğer Macellandaki bütün değişen yıldızlar bize aynı mesafedeyse, o zaman yıldızların görünür parlaklıklarındaki farklılık, mutlak(gerçek) parlaklıklarının birbirinden farklı olmasından kaynaklanmaktaydı.

Buradan yola çıkarak Leavitt, daha parlak görünen Sefe Yıldızları’nın parlaklık değişim dönemlerinin daha uzun olduğunu tespit edince, aynı zamanda bunların mutlak parlaklık olarak da diğerlerinden daha parlak yıldızlar olduğu çıkarımını yapmıştı. Demek ki gerçek parlaklığı fazla olan Sefe Yıldızları, daha uzun parlaklık dönemine sahipti.

Görsel: Hubble, 1923 yılında Andromeda Galaksisi’nin uzaklığını, Sefe Yıldızları’nı ölçerek hesaplamıştı. Resmin sağ üst tarafında VAR! olarak görülen yazı, Hubble tarafından yazılmıştı. VAR, Variable Stars ifadesinin kısaltılmış ismi olup, Andromeda Galaksisi’ndeki Değişen Yıldızların varlığını vurgulamak için yazılmıştı.

Böylece astronomlar Sefe Yıldızları’nın parlaklık-dönem ilişkisine bakarak gerçekte ne kadar parlak olduklarını belirleyebileceklerdi. Mutlak(gerçek) parlaklığı bilindiği zaman ise Sefe Yıldızı’nın bize ne kadar uzakta olduğu ölçülebilecekti. Çünkü bir Sefe Yıldızı’nın mutlak parlaklığı bilindiği zaman, görünür parlaklığıyla kıyaslandığı vakit yıldızın ne kadar uzakta olduğu hesaplanabilirdi.

Ancak Sefe Yıldızları’nın mutlak parlaklıklarını ölçmek için, ironik bir biçimde onların ne kadar uzakta olduklarının bilinmesi gerekiyordu. Eğer Macellan Bulutsusu’na olan mesafe ölçülebilirse, Sefe Yıldızları’nın gerçek parlaklıkları belirlenebilirdi. Böylece Sefe Yıldızları’nın mesafe ölçme aracı olarak kullanılması kaçınılmaz olacaktı.

Macellan Bulutsuları’na olan mesafe “istatistiksel paralaks” yöntemiyle hesaplandığı zaman, artık hangi Sefe Yıldızı’nın gerçekte ne kadar parlak olabileceği astronomlar tarafından belirlenmeye başlamıştı. Görünür parlaklık-mutlak parlaklık arasındaki farktan yola çıkan astronomlar, nerede bir Sefe Yıldızı tespit ederlerse onun uzaklığını hesaplayabilir hale geldiler. Artık Sefe Yıldızları kozmik mesafe merdiveninin basamaklarından birine yerleşmişti.

Astronomlar, yeryüzündeki teleskoplarla Sefe Yıldızları’nı gözlemleyerek 13 milyon ışık yılına kadar olan mesafeleri ölçebilmektedir. Hubble Uzay Teleskobu ise 100 milyon ışık yılı kadar bir uzaklığı ölçerek şimdiye kadarki en uzak Sefe Yıldızı’nı tespit etmesiyle kayda geçmiştir.

Sefe yıldızları oldukça parlak olduğu için etraftaki yıldızlardan kolayca ayırt edilebilir ve milyonlarca ışık yılı uzaklıktan kolayca tespit edilebilirler. Parlaklık-dönem ilişkisi, Sefe Yıldızları’nı evrendeki mesafeleri ölçme konusunda oldukça faydalı ölçüm araçları haline getirmiştir diyebiliriz.

b) RR LYRAE DEĞİŞEN YILDIZLARI

RR Lyrae Değişen Yıldızları da tıpkı Sefe Değişen Yıldızları gibi parlaklıkları periyodik olarak değişen yıldızlardır. Ancak bu yıldızlar Sefe Yıldızları’ndan çok daha sönük yıldızlar olup, parlaklık dönemleri de 0.2 ile 1 gün arasında değişmektedir.

Tıpkı Sefe Yıldızları’nda olduğu gibi RR Lyrae Yıldızları’nın parlaklık-dönem ilişkisine bakarak onların gerçekte ne kadar parlak olduğu ve böylece ne kadar uzakta oldukları tespit edilebilmektedir.

Ancak RR Lyrae yıldızları Sefeler’e göre daha az parlak oldukları için sadece Samanyolu’ndaki uzaklıkları ölçmek amacıyla kullanılır. Buna rağmen astronomlar, RR Lyrae yıldızlarını kullanarak 60 milyon ışık yılı uzaklığa kadar olan mesafeleri ölçebilmektedir.

Şimdiye kadar Sefe ve RR Lyrae yıldızları gözlemlenerek evrende yaklaşık 100 milyon ışık yılı kadar uzakta olan gök cisimlerinin uzaklıkları ölçülebiliyor. Ancak evren 100 milyon ışık yılından çok daha büyük bir yer. Evrendeki birçok galaksi de 100 milyon ışık yılından çok daha uzakta. Durum böyleyken uzaydaki teleskoplar bile bu mesafeden daha uzakta olan yıldızları tespit etmekte zorlanıyorlar.

Sonuç olarak kozmik mesafe merdiveninde daha yüksek bir basamağa geçmemiz gerekiyor. Çok uzaktaki galaksilerin mesafelerini ölçebilmek için astronomlar, son derece parlak gök cisimlerini kullanmayı tercih ediyorlar: 1-a tipi süpernovalar.

c) 1-a Tipi Süpernovalar

Süpernovalar evrendeki en parlak gök olaylarından birisidir. Doğası itibariyle bir yıldızın ömrünün sonuna gelip, patlamasıyla gerçekleşen bir olaydır. Bu patlama öyle boyutlara ulaşabilir ki koskoca bir galaksinin parlaklığına eşit bir parlaklık yayabilir. Ancak evrende farklı tipte süpernovalar bulunmaktadır. Bu süpernovalardan birisi de 1-a tipi süpernovalar olarak adlandırılır.

1a tipi süpernovalar ikili yıldız sistemindeki yıldızlardan birinin infilak etmesiyle sonuçlanır. Bu ikili yıldız sisteminde yıldızlardan bir tanesini beyaz cüce oluştururken diğerini kütle olarak daha küçük, hacim olarak daha büyük bir yıldız oluşturur. Beyaz cüce yıldızın kütlesi muazzam büyüklükte olduğu için diğer yıldızdan sürekli materyal “çalmaya” başlar.

Ancak bu çalma eylemi sonsuza kadar devam edemez çünkü beyaz cücenin de kütlesinin bir sınırı vardır. Bu sınır astrofizikçilerin hesaplarına göre 1.4 Güneş kütlesi kadardır ve ötesine geçildiği zaman beyaz cüce muazzam bir süpernova olayıyla patlar.

Görsel: Beyaz cüceler muazzam kütleçekimi nedeniyle diğer büyük yıldızdan materyal çalmasıyla bilinir. Ancak belirli bir eşiği aştıktan sonra beyaz cüce, süpernova patlamasıyla infilak eder.

Beyaz cücelerin patlamasıyla sonuçlanan 1-a tipi süpernovalar o kadar parlaktır ki bazen galaksilerin parlaklığını bile geçebilmektedir. Ayrıca teorik olarak bütün beyaz cüceler 1.4 Güneş kütlesine ulaştığı zaman bir süpernova patlamasına dönüştüğü için evrenin her yerinde aynı parlaklıkta 1-a tipi süpernovalar gözlemlemek mümkündür. 1-a tipi süpernovaların hem aşırı parlak bir olay olması hem de birbirleriyle parlaklıklarının birbiriyle aynı olması nedeniyle astronomlar, onları kullanarak evrendeki mesafeleri ölçebilmektedir.

Astronomlar, beyaz cüce yıldızların 1.4 Güneş kütlesine ulaştıkları zaman 1-a tipi süpernovaya dönüştüğünü bildikleri için bu süpernovaların gerçekte ne kadar parlak olması gerektiğini de kolaylıkla hesaplayabilirler. Dünya’dan yapılan gözlemler sonucu 1-a tipi süpernovaların görünür parlaklıklarını ölçen astronomlar, gerçek parlaklık ile görünür parlaklık arasındaki farktan, bu süpernovaların ne kadar uzakta olduklarını hesaplayabiliyorlar.

Şu ana kadar 1-a tipi süpernovalar kullanılarak 1 milyar ışık yılına kadar olan mesafeler ölçülebilmektedir.

KIRMIZIYA KAYMA:

Kozmolojik mesafe merdivenindeki en yüksek basamak kırmızıya kayma olgusudur. Kırmızıya kayma, ışığın dalga boyuyla alakalı bir fenomendir. Işığın dalga boyu uzadıkça spektrumda kırmızıya doğru, kısaldıkça maviye doğru kayar.

1929 yılında Edwin Hubble, neredeyse bütün galaksilerden gelen ışığın dalga boyunun spektrumda kırmızıya doğru kaydığını tespit etmişti. Bu kaymanın, ya galaksinin bizden uzaklaşmasıyla ya da evrenin genişlemesi nedeniyle gerçekleşmesi gerekirdi. Hubble, galaksilerden gelen ışığın dalga boyunun kırmızıya kaymasına sebep olan şeyin evrenin genişlemesi olduğunu keşfettiği zaman, bu olgu “kozmolojik kırmızıya kayma” olarak bilinmeye başlamıştı.

Galaksilerin ışığının kırmızıya kayma miktarı, galaksilerin uzaklığıyla doğrudan orantılıdır. Bir galaksi ne kadar uzaktaysa, ışığının dalga boyu da spektrumda o kadar kırmızı bölgeye doğru kayacaktır. Kırmızıya kayma-uzaklık olgusuna dayanarak astronomlar, evrendeki en yaşlı galaksileri, dolayısıyla evrendeki en uzak galaksileri tespit edebilmektedir.

Görsel: Kare içindeki kırmızı görüntü, şu ana kadar evrende tespit edilen en uzak galaksi olan GN-z11 galaksisidir. Gn-z11’den yayılan ışığın bize ulaşması için yaklaşık 13.4 milyar yıl geçmiştir.

Örneğin astronomlar 2020 yılının Ocak ayında, bilinen en uzak kuasarı tespit edebilmişlerdir. J0313-1806 isimli bu kuasar, bir galaksinin oldukça parlak bir çekirdeğidir. Işığının dalga boyundaki yüksek kırmızıya kayma olgusunu inceleyen astronomlar, kuasarın Büyük Patlama’dan sadece 670 milyon yıl sonra oluştuğunu, dolayısıyla 13 milyar ışık yılı kadar uzakta olduğunu hesaplamışlardır.

Ancak evrende tespit edilen en uzak cisim yukarıda bahsedilen kuasar değil, bir galaksidir. GN-z11 isimli bu galaksi, Büyük Ayı takım yıldızı yönünde bulunan, oldukça yüksek kırmızıya kayma olgusu gösteren bir galaksidir. Öyle ki ışığının kırmızıya kayma miktarı ölçüldüğü zaman, bu miktarın 13.4 milyar ışık yılı uzaklığa denk geldiği hesaplanmıştır. Bu da demek oluyor ki GN-z11 galaksisinin 13.4 milyar yıl önceki ya da Büyük Patlama’dan sadece 400 milyon yıl sonraki halini görmekteyiz. Gn-z11, şu ana kadar tespit edilen evrendeki en uzak galaksidir.

Evrendeki en uzak gökcisimlerinin listesi, astronomlar daha yüksek kırmızıya kayma oranları gösteren cisimler buldukça sürekli değişmektedir. Galaksiler ve kuasarlar gibi gök cisimlerinden yayılan o sönük kırmızı ışık, çağlar boyunca yol kat ederek bize evrenin ilk zamanlarının sırlarını göstermeye devam ediyor.

Kaynaklar:

1- Wikipedia, “Cosmic distance ladder”. <https://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_distance_ladder>. (Erişim Tarihi: 15 Temmuz 2021).

2- Astronomy, “The cosmic distance ladder: How we measure an infinite universe”. <https://astronomy.com/news/2019/07/the-cosmic-distance-ladder>. (Erişim Tarihi: 15 Temmuz 2021).

3- Rutgers School of Arts and Sciences, “Type 1a Supernovae”. <https://www.physics.rutgers.edu/analyze/wiki/Ia_supernovae.html>. (Erişim Tarihi: 15 Temmuz 2021).

4- National Geographic, “Type 1a Supernovae: Why Our Standart Candle Isn’t Really Standard”. <https://www.nationalgeographic.com/science/article/type-1a-supernovas-cosmic-candle-mystery>. (Erişim Tarihi: 16 Temmuz 2021).

5- Cosmos, “Cosmological Redshift”. <https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/c/cosmological+redshift>. (Erişim Tarihi: 16 Temmuz 2021).

6- EarthSky, “What Do Redshifts Tell Astronomers”. <https://earthsky.org/astronomy-essentials/what-is-a-redshift/>. (Erişim Tarihi: 16 Temmuz 2021).

7- Wikipedia, “RR Lyrae variable”. <https://en.wikipedia.org/wiki/RR_Lyrae_variable>. (Erişim Tarihi: 17 Temmuz 2021).

8- Cosmos, “RR Lyrae”. <https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/R/RR+Lyrae>. (Erişim Tarihi: 17 Temmuz 2021).

9- Lumen Learning, “Variable Stars: One Key to Cosmic Distances”. <https://courses.lumenlearning.com/astronomy/chapter/variable-stars-one-key-to-cosmic-distances/>. (Erişim Tarihi: 17 Temmuz 2021).

10- Universe Today, “What are Cepheid Variables?”. <https://www.universetoday.com/40468/what-are-cepheid-variables/>. (Erişim Tarihi: 18 Temmuz 2021).

11- “Explanation of the cosmic distance ladder“. The University of Western Australia. 2011

Bir Yorum Yaz