Bulutsulardan Genişleyen Evrene: Edwin Hubble ve Hız-Uzaklık Bağıntısı

1920’li yılların başında gökbilimciler, teleskop kayıtlarında sarmal yapılı soluk lekeler halinde görünen “sarmal bulutsuların” doğasını tartışıyordu. Bazı araştırmacılar bu yapıların Samanyolu sınırları içinde yer alan nispeten küçük gaz ve toz bulutları olduğunu savunurken, “ada evren” görüşünü benimseyenler bunların çok uzaklardaki bağımsız yıldız sistemleri olduğunu öne sürüyordu. Tartışmanın çözülebilmesi, söz konusu soluk yapıların içindeki tekil yıldızları ayırt edebilecek optik güce ulaşılmasına bağlıydı. Edwin Hubble 1919 yılında Kaliforniya’daki Mount Wilson Gözlemevi kadrosuna katıldığında, yeni tamamlanan 100 inç (2,54 metre) ayna çaplı Hooker Teleskobu döneminin en yüksek ışık toplama kapasitesini sunuyordu. Bununla beraber, o yıllardaki gözlem pratiği büyük ölçüde fiziksel dayanıklılık ve sabır gerektiriyordu. Gözlemciler dondurucu gecelerde karanlık kubbenin içindeki yüksek platformlarda saatlerce hareketsiz kalıyor, uzaktaki sönük gökcisimlerinin duyarlı emülsiyonla kaplı cam fotoğraf plakalarında iz bırakabilmesi için devasa teleskobu el yordamıyla yönlendiriyordu.

Elde edilen cam plakalar gündüzleri büyüteç ve ölçüm mikroskopları altında inceleniyor, şeffaf zemin üzerindeki siyah noktacıklar arasında parlaklığı zamanla değişen yıldızlar aranıyordu. Sarmal bulutsuların uzaklığını hesaplayacak yöntem, daha önce Harvard Koleji Gözlemevi’nde çalışan Henrietta Swan Leavitt tarafından geliştirilmişti. Leavitt, Macellan Bulutları’na ait fotoğraf plakalarını incelerken “Sefeid” (Cepheid) adı verilen zonklayan değişen yıldızların zonklama süresi ile öz parlaklığı arasında doğrudan orantı bulunduğunu 1908 ve 1912 yıllarındaki çalışmalarıyla ortaya koymuştu. Bu tür yıldızların ışık değişim periyodu ölçüldüğünde gerçek ışıma gücü anlaşılıyor, yeryüzünden gözlenen görünür parlaklığıyla karşılaştırılarak mesafesi hesaplanabiliyordu. Hubble, Ekim 1923’te Andromeda Bulutsusu’nun (M31) fotoğraf plakalarında başlangıçta “nova” (yeni patlayan yıldız) sandığı sönük noktayı önceki gecelerin kayıtlarıyla karşılaştırdığında, yıldızın yaklaşık 31,4 günlük düzenli periyotla parlayıp sönükleşen Sefeid olduğunu fark etti. Leavitt’in periyot-parlaklık bağıntısını kullanan Hubble, 1924 yılında Andromeda’nın yaklaşık 900 bin ışık yılı uzaklıkta bulunduğunu hesapladı. O dönemde Sefeid yıldızlarının iki farklı türü olduğu henüz bilinmediğinden bu değer bugünkü 2,5 milyon ışık yılı ölçümünün altındaydı; ancak ulaşılan mesafe bile Andromeda’nın Samanyolu sınırlarının çok ötesinde bağımsız yıldız sistemi olduğunu kanıtlamaya yetiyordu.

Mesafe sorununun aşılması, yıllardır biriken başka gözlemsel veriyi anlamlandırma imkânı doğurdu. Arizona’daki Lowell Gözlemevi’nde çalışan Vesto Melvin Slipher, 1912 yılından itibaren 24 inçlik mercekli teleskoba bağladığı tayfçeker (spektrograf) ile sarmal bulutsuların ışığını bileşenlerine ayırarak incelemeye başlamıştı. Bulutsular çok sönük olduğundan, tek tayf kaydı alabilmek için fotoğraf plakasını bazen birkaç geceye yayılan onlarca saat boyunca pozlamak gerekiyordu. Gökcisimleri gözlemciden uzaklaştığında, yaydıkları ışığın tayf çizgileri dalga boyunun uzaması nedeniyle kırmızı uca doğru kayar; yaklaştığında ise mavi uca yönelir. Slipher, Andromeda Bulutsusu’nun saniyede yaklaşık 300 kilometre hızla Güneş Sistemi’ne yaklaştığını saptamıştı; fakat 1917 ve 1925 yıllarına kadar ölçtüğü kırktan fazla sarmal bulutsunun büyük çoğunluğunun tayfında belirgin kırmızıya kayma görülüyordu. Saniyede yüzlerce, hatta bin kilometreyi aşan hızlarla bizden ayrılan bu sistemlerin neden neredeyse tamamının dışarıya doğru hareket ettiği o yıllarda açıklanamayan gözlemsel sorundu.

Gözlemciler cam plakalar üzerinde mesafe ve tayf ölçümleri yaparken, kuramsal fizikçiler evrenin bütününe ilişkin matematiksel modeller üzerinde çalışıyordu. Albert Einstein 1917 yılında genel görelilik kuramını evrene uyguladığında, dönemin yaygın bilimsel kabulüne uygun biçimde durağan evren modeli elde edebilmek için denklemlerine “kozmolojik sabit” adını verdiği terimi eklemişti. Aynı yıl Hollandalı astronom Willem de Sitter, Einstein’ın denklemlerinden hareketle uzaktaki cisimlerin ışığında kırmızıya kayma öngören alternatif çözüm geliştirdi. Ardından 1922’de Rus fizikçi Aleksandr Friedmann, 1927’de ise Belçikalı fizikçi ve astronom Georges Lemaître, genel görelilik denklemlerinin doğal olarak dinamik ve genişleyen uzay modellerine işaret ettiğini bağımsız olarak gösterdi. Üstelik Lemaître, 1927 yılında Belçika’da Fransızca yayımlanan makalesinde Slipher’ın hız verileri ile Hubble’ın erken dönem mesafe tahminlerini birleştirerek gökcisimlerinin uzaklıklarıyla orantılı hızlarla uzaklaştığını matematiksel olarak türetmişti; ancak yerel bilimsel dergide çıkan bu çalışma o dönemde astronomi dünyasında geniş yankı bulmadı.

Mount Wilson Gözlemevi’nde ise Hubble, gözlemevinin inşaatında katır sürücüsü olarak çalışmaya başlayıp zamanla gece asistanlığına ve usta gözlemciliğe yükselen Milton Humason ile işbirliği kurdu. Humason daha sönük ve uzak bulutsuların tayflarını kaydederken, Hubble da Sefeid değişenleri, bulutsular içindeki en parlak yıldızlar ve küme parlaklık ortalamalarını kullanarak mesafe tahminlerini genişletti. Mart 1929’da ABD Ulusal Bilimler Akademisi Bildirileri’nde (Proceedings of the National Academy of Sciences) yayımlanan altı sayfalık “Galaksi Dışı Bulutsular Arasında Uzaklık ve Dikine Hız İlişkisi” başlıklı makalesinde Hubble, dikine hızı bilinen 46 bulutsuyu inceledi ve bunlardan mesafesini tahmin edebildiği 24 gökcisminin verilerini grafik üzerinde birleştirdi. Makalede kullanılan hız ölçümlerinin büyük bölümü Slipher’ın daha önceki çalışmalarından geliyordu. Grafikteki noktalar dağınıklık gösterse de ortaya çıkan eğilim belirgindi: Bulutsuların uzaklığı arttıkça, tayflarındaki kırmızıya kaymadan hesaplanan uzaklaşma hızları da doğru orantılı biçimde artıyordu.

Hubble, 1929 tarihli makalesinde uzaklık ile hız arasındaki orantı katsayısını ($K$ sabiti, bugünkü adıyla Hubble sabiti $H_0$) megaparsek başına saniyede yaklaşık 500 kilometre olarak hesapladı. Yaklaşık 3,26 milyon ışık yılına karşılık gelen her megaparseklik mesafe artışında, bulutsuların uzaklaşma hızı saniyede 500 kilometre yükseliyordu. Kullanılan mesafe basamaklarındaki kalibrasyon eksiklikleri ve uzak galaksilerdeki parlak gaz bulutlarının tekil yıldızlarla karıştırılması nedeniyle bu ilk değer, günümüzde kabul edilen saniyede yaklaşık 67 ila 73 kilometrelik ölçümün yedi katı büyüklüğündeydi. Tarihsel açıdan dikkat çekici başka ayrıntı ise Hubble’ın kendi bulgusunu yorumlama biçimiydi. Yaygın popüler anlatıların aksine Hubble, 1929 makalesinde “genişleyen evren” kavramını kullanmadığı gibi, incelediği sistemleri de “galaksi” yerine “galaksi dışı bulutsu” olarak adlandırmayı sürdürdü. Makalesinin sonunda, bulduğu doğrusal bağıntının de Sitter modelindeki kuramsal etkiyi temsil edebileceğine ihtiyatlı biçimde değindi. Hatta yaşamının sonuna kadar kırmızıya kaymanın gerçek uzaklaşma hareketinden mi yoksa ışığın uzayda yol alırken maruz kaldığı bilinmeyen fiziksel ilkeden mi kaynaklandığı konusunda temkinli tutumunu korudu ve metinlerinde “görünür hız” ifadesini tercih etti.

1929 yılındaki ilk grafik nispeten yakın mesafedeki bulutsuları kapsadığı için bazı gökbilimciler doğrusal bağıntıya şüpheyle yaklaşmıştı. Hubble ve Humason, 100 inçlik teleskopla gözlemlerini sürdürerek 1931 yılında çok daha uzak galaksi kümelerini içeren kapsamlı çalışma yayımladı. Saniyede 20 bin kilometreye yaklaşan hızlara ve 100 milyon ışık yılını aşan tahminî mesafelere kadar uzanan yeni ölçümler, hız-uzaklık orantısının dar bölgeyle sınırlı kalmadığını açıkça doğruladı. Arthur Eddington ve Willem de Sitter gibi kuramcıların Lemaître ile Friedmann’ın dinamik uzay çözümlerini bu gözlemsel sonuçlarla birleştirmesiyle, galaksiler arasındaki mesafe artışının bizzat uzay dokusunun genişlemesinden kaynaklandığı anlayışı 1930’lu yıllarda modern kozmolojinin temel çerçevesine dönüştü. Einstein da 1931 yılında Mount Wilson Gözlemevi’ni ziyaret ederek gözlemsel verileri yerinde inceledi ve durağan evren varsayımını terk etti. Bilimsel sürecin çok katmanlı gelişimini ve kuramsal katkıları dikkate alan Uluslararası Astronomi Birliği (IAU), 2018 yılında aldığı kararla söz konusu bağıntının “Hubble-Lemaître Yasası” olarak adlandırılmasını benimsedi.

Genişleyen evren fikrinin gözlemsel zemine oturması, yirminci yüzyılın ilk çeyreğinde farklı kurumlarda yürütülen çalışmaların adım adım birleşmesiyle gerçekleşti. Harvard’da cam plakalar üzerindeki Sefeid yıldızlarını inceleyen Leavitt’in periyot-parlaklık bağıntısı, Arizona’da saatler süren pozlamalarla sarmal bulutsuların kırmızıya kaymasını saptayan Slipher’ın tayf kayıtları, Friedmann ile Lemaître’in kuramsal modelleri ve Hubble ile Humason’ın Mount Wilson’daki sistemli ölçümleri aynı bilimsel tabloda buluştu. Hubble’ın 1929’da kullandığı erken dönem mesafe kalibrasyonu, başlangıçta evrenin genişleme yaşını Yerküre’nin radyometrik yaşından daha küçük çıkaracak ölçüde sapma barındırıyordu. İzleyen on yıllarda, özellikle 1952’de Walter Baade’nin Sefeid değişenlerinin iki ayrı yıldız popülasyonuna ayrıldığını göstermesiyle mesafe ölçeği yeniden kalibre edildi ve hız-uzaklık bağıntısı modern astrofiziğin en temel ölçüm araçları arasındaki yerini aldı.

Kaynaklar

• A Relation between Distance and Radial Velocity among Extra-Galactic Nebulae - Edwin Hubble (PNAS, 1929)
• Edwin Hubble | Biography, Discoveries, Education, & Facts - Britannica
• 1929: Edwin Hubble Discovers the Universe is Expanding - Carnegie Science Observatories
• Edwin Hubble & the Expanding Universe - CSIRO Australia Telescope National Facility