Galaksi Abell 1835 ve Karanlık Enerji

Sinan Tektaş
NASA/ESA ortak yapımı Hubble Uzay Teleskobundaki geniş alan gezegen kamerası (WFPC2) ile kırmızı ötesi ışıkta çekilen 2,5 yay dakikalık alanı görüyorsunuz.

Kütlece yoğun bulutsuda Abell1835 görüntüsü 3,5 milyar ışıkyılı uzaklıkta alınmaktadır. İlk kez SCUBA (Sub-millimetre Common User Bolometer Array) gözlem aleti ile James Clerk Maxwell Teleskopla Hawaii de gözlemledi.

•Hubble sabiti ve elektron yoğunluğunun hesaplanmasında Galaksi Abell 1835 in (z=0,2523) X ışını milimetre dalgaları ve yüksek frekans ölçümleri kullanılmaktadır.Xışınında çok iyi çalışılabilen bulutsuya sahip ,geniş merkezi soğuma akışı vermektedir.ROSAT,PSPC ve HRI dan alınan verilerin kombinasyonu ve görüntüler ile milimetre dalga ölçümleri King modelindeki iyonize hidrojen gaz salınımına uymaktadır ,X ışın verilerinde sıcaklık yaklaşık 10 keV dır, ve üç frekansda 146 ile 280GHz arasındaki ilginç hızı 500+-1000km/s dır.Hubble sabiti 59 km/sMpc dir ve merkezi elektron yoğunluğu Abell1835 için n=5,64 x 10 -2 cm -3 dur ,Kozmoloji sabiti Ωo=1 ve Ωs =0 için geçerlidir.Burada hata Hubble Sabitini X-ışını sıcaklığında belirsizlik değeri almasından kaynaklanabilir.





• ABELL1835 SpektraIR1916 ve ISAAC görüntüleri




Abell1835IR1916(beyaz daire içinde olan)








3000 ışık yılında daha az uzaklıkta ve Samanyolu ile kıyaslanırsa en az on kat daha büyüktür.



İLK CİSİMLER , GÖRÜNTÜLER , KOZMOLOJİ PARAMETRELERİ

•Evren genişleyecek mi yoksa büzülecek mi?

•Evrende egzotik karanlık madde mi hakim?

•Evrenin şekli nedir?

•İlk galaksiler evrenin neresinde ve ne zaman oluştu?

•Evrenin genişlemesi ivme azalmasına rağmen hızlanıyor mu?

•Ve daha fazla sorular…



Evrenin ilk dönem görüntüleri

İyonize gazlardan alınan CMB ışıkları ile, evrenin oluşum yapısı hakkında WMAP yaklaşımı daha sağlıklı sonuçlara ulaşılmaktadır.



•Kozmik Mikrodalga radyasyonu arka zeminde olmak üzere WMAP de Big Bang ardından kalan ısı radyasyonu görüntülenir.

Evrenin Parametreleri

•WMAP hangi kozmolojik parametreleri ölçer ve ve evren hakkında nasıl bilgi verir?

Evrenin Oluşum Yapısı

•Evrendeki galaksi ve diğer yapıların oluşum süreci WMAP ın sunduğu ışıklardır



OPTİK VE X-IŞIN GÖRÜNTÜLERİ MİKRODALGADA EVRENİN İLK DÖNEMLERİ



•Kozmik Mikrodalga Arkafon (CMB) radyasyonu, radyan ısının Big Bang dan kalıntı olduğunu ve uzayın her tarafına aynı sıcaklığın yayıldığını gösterir.(1986 –Arno Perzia ve Robert Wilson)

•1992 NASA nın Kozmik Arkafon Patlama(COBE) uyduları ile kozmik mikrodalga arkafonunda küçük değişimler veya anistropi gözlendi,örneğin uzayın bir bölümünde sıcaklık 2,7251 derece Kelvin iken bir diğer tarafında sıcaklık 2,7249 derece Kelvin olmasını maddenin yoğunluğuna bağlandı,COBE un araştırması uzayda 7 derecelik açısal çözünürlükle yapıldı bu Ay’ ın görünen boyutundan 14 kez büyüktür .

•2001 de Wilkonson Mikrodalga Anistropi Araştırması(WMAP) ;CMB radyasyonundan daha ayrıntılı sıcaklık değişim haritası ve COBE den daha hassas yüksek çözünürlükte olarak gerçekleşti

•Böylelikle evrenle ilgili yeni kozmoloji soruları, yanıtlanmak üzere ortaya çıktı.

WMAP ne kaydediyor?

•Evren genişledikçe sıcaklık 2967 derece Kelvin ‘e düşer,elektron ve proton yeniden bağlanarak nötr hidrojeni meydana getirir.







• Hidrojen arkafondaki kozmik radyasyon için tamamen saydamdır,evren bu sıcaklığa ulaştıktan sonra radyasyonun serbest olarak yayılması gerçekleşir.

• Mikrodalga arkafon radyasyon görüntüsü bulutlu gökyüzüne benzer.

• Optik ışığı su damlaları dağıtır,serbest elektronlar da kozmik arkafon radyasyonundaki fotonları dağıtır.

• Su buharı,optik ışık için ne kadar saydamsa ;nötr hidrojen de kozmik radyasyon için saydamdır,bulutlu havada su damlaları görüşümüzü kapatır.

• WMAP gözlemlerinde serbest elektronlar kozmik mikrodalga arkafon radyasyonunu dağıtır,bu bulut yüzeye ,”son saçılma yüzeyi “denir,son saçılma yüzeyini etkileyen başka bir olay gözlenmişse örneğin daha çok parlak veya sönük olması gibi,salınan ışığın tüm evreni geçişinden dolayı o gün yüzeyde etkilendiği olay kalır.

• Bing Bang den 13,5 milyar yıl sonra bugün;Kozmik Mikrodalga Arkafonu Radyasyonu Son Saçılma ise, bulutlu günde bulutlar arasından gelen ışıktır.

• Biz sadece ışığın saçıldığı bulutların yüzeyini görürüz.

Kozmik arkafon radyasyon gözlemleri Big Bang den sadece 380 000 yıl sonraki evreye ait fiziksel durumları araştırır.

MİKRODALGA ARKAFON AKI SPEKRUMU

WMAP Ölçümleri ve CMB Radyasyonu 0.62 < Ωdark < dark="ρdark/ρcritical," onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" href="http://2.bp.blogspot.com/_hFI2zvj81O0/SW9UP_yJa0I/AAAAAAAAAPE/JQN7KtKfGVc/s1600-h/untitled14.jpg">

•Tüm gökyüzü CMB radyasyon sıcaklığını WMAP ölçerken, tam değil de yaklaşık olarak ,düzgün olmayan bir parlama , değişimler ve ışık akısını alır.Mikrodalga arkafon sıcaklık değişimini etkileyen çok sayıda olaylar vardır,yoğunlukta değişim veya gazların hızlarının değişimi son saçılma yüzeyinde(ses dalgaları gibi),gravitasyonal potansiyel altında fotonun yörünge değişimlerinde olduğu gibi son saçılma yüzeyi evrenin gravitasyonal potansiyelindeki değişimle etkilenir ,böylelikle çok fazla fiziksel etki vardır,mikrodalga arkafon radyasyonu araştırılırken evrenin ilk dönemleri hakkında bilgi alabileceğiz.

•Sıcaklık değişimi “açısal spektrum değişimi” veya genlik veya sıcaklık değişiminin direnci açısal boyutta(küre şeklinde temsil edilir)

•Kozmologlar bu karmaşık durumu daha sade şekilde grafikle açıklarlar,grafikteki çıkıntılar değişik miktardaki enerjinin(sıcaklığın) fiziksel süreçlerin etkisinde çeşitli açılardaki değişimleridir,bu fiziksel süreçlerde kozmolojinin temel parametreleridir.



Karanlık Madde

•Grafiğin sol tarafındaki geniş kısım,sıcaklık değişiminin ana kaynağıdır, bunun nedeni son saçılmanın çekim kuvveti altındaki varyasyondan kaynaklanır.Fotonlar gravitasyon potansiyel etkisinden kurtulurken enerji kaybederler ve bu durumda bize kadar ulaşan radyasyonun ortalamasından daha soluk ve soğuk olarak görünmesine sebep olur.

•Böylelikle evren dominant olan karanlık madde şeklinde görülür, karanlık madde yoğunluğu incelendiğinde gravitasyon potansiyelindeki varyasyonlar ortaya çıkar.

•Bu durum açıkca belli değildir(evrenin ilk evreleri için hangi mekanizmalar neden oluyor),fakat bir çok kozmologlara göre; karanlık madde/gravitasyonel varyasyon , Big Bang den sonra bir saniyenin küçük oranı olarak evrenin “INFLATION” şişkinliği dönemi sonucu olarak kabul ediliyor.

•COBE uyduları bu değişimleri açısal skala halinde ilk kez 1992 yılında tespit etti

Wilkonson Kısadalga Anistropi Metodu(WMAP)

•WMAP ile evrenin ilk dönemi için bilinmeyen durumlarını açığa çıkaran tüm uzayın kozmik kısadalga arkafon radyasyonu özellikleri ölçülmektedir.

•Evrenin doğuşunden yaklaşık 380 000 yıl sonrası için mikrodalga radyasyonu açığa çıkmıştır.

•Zıt yönlerdeki sıcaklık farkı(anistropi) ölçümü ile WMAP resimleri ortaya çıktı.

•Bu resimler evrenin temel yapısı hakkında bilgi vermektedir.



WMAP de Görünen Değişimler

•Deneysel gözlemlerin bilgisayarda simulasyonunu gösteren şekiller.

•WMAP la gözlenenler ;COBE haritasında görünür bölgeden daha fazladır. Açısal çözünürlükle bilim insanları daha fazla bilgi almaktadır



EVRENİN İÇERDİKLERİ

•WMAP göre;%4 atom yıldız ve gezegenlerin oluşumu için,

•%22 karanlık madde ;bu atomdan farklıdır,ne ışık salar ne de ışık yutar,sadece çekim kuvveti ile ters olarak olarak tespit edilir.

•%74 karanlık enerji;antigravity(zıtçekim kuvveti) olarak davranır,karanlık madde den ayırt edilebilmektedir ,evrenin genişlemesinde ki ivmelenmenin sebebidir.

BİG-BANG VE İLK EVRELER

•Big Bang teorisine göre;evren ilk döneminde sıcak ve yoğun sıvıdır.

•Big Bang den sonra ilk 3000 ve 80 000 yıl içinde sıcaklık 2967 derece Kelvin de çoğu iyonlaşmış hidrojendir. Hidrojen atomunun elektronu enerji kazandığı için protondan uzaktır,böylece uzay, enerji kazanmış elektronlar ve protonlardan oluşur.

•Bu sıcak gaz foton adı altından yayılan ,saçılan ışıktır ki ;işte bu Kozmik Mikrodalga Arkafon Radyasyondur.

•İyonize gaz ne kadar uzun kalırsa o kadar kuvvetli parçacık çarpışmaları ile foton,elektron ve proton sıkı bağı olur ve bir tek sıvı gibi davranır.

•Bu tek sıvının davranışı ses dalgalarının gaz içinde hareketine karışır,

•Isınan gazın ses dalgalarındaki rolünü evrenin ilk evrelerindeki fiziksel yapısını açıklamak için araştırılması gerekiyor ki;CMB Radyasyonu ses dalgalarının fosil kayıtlarıdır.



WMAP de POLARİZASYON

Mavi olan noktalar soğuk, kırmızı ise ılık, beyaz çubuklar ploarizasyonu göstermektedir. Evrenin ilk saniyesinin trilyonuncu zamanı hakkında bilgi veriyor.(ilk yıldızların oluşumu ve diğer olaylar hakkında yeni ipuçları)



Karanlık madde ve karanlık olmayan madde

•Uzayda gök cisimleri için bazı bölgelerde ölçülebilen hız varsa yeterince kütle var demektir,böylelikle cisimlerin kaçmaması için çekim kuvveti vardır.

•Benzer hız ölçümleri geniş ölçekte yapıldığında;parlaklıkdan daha fazla miktarda kütle olduğu anlaşır.

•Böylelikle evrende karanlık madde vardır.

•Karanlık madde evrenin oluşumu ve yapısı hakkında önemli sonuçlar verir.

•Genel rölativitiye göre;evren AÇIK, DÜZ veya KAPALI dır.

•Evrendeki toplam kütle ve enerji bu üç ihtimale göre araştırılır.

•Eğer evren AÇIK ise; toplam kütle ve enerji yoğunluğu (omega)düşüktür, omega birim değerden küçüktür.

•Eğer evren KAPALI ise;omega birim değerden büyüktür.

•Eğer evren DÜZ ise;omega birim değere eşittir.

Karanlık madde iki kategoriye ayrılıyor: 1)Baryonik ve 2) Baryonik olmayan

İkinci kategori de kendi içinde kütlesine ve hızına bağlı olarak ikiye ayrılıyor: I)Soğuk karanlık madde (çokaz basınçla yavaş hızdadır)

II)Sıcak karanlık madde(hızlı hareket ediyor)



Karanlık madde




Karanlık olmayan madde




Evrenin Geometrisini Ölçmek

•Mikrodalga arkafon değişimi için belirgin açısal ölçekleme, son saçılma yüzeyindeki ses hızı ufku açısına bağlı olarak alınır.

•Bu mesafe evrenin geometrisini ölçek için bir cetvel olarak kullanılır.

•Düz evrende bu ölçek kabaca 1 derece dir, bizim sıcaklık değişim spektrumunda I=180 olur.

•Eğer evren düz ise; protonlar durmadan hızla dağıtan yörüngede hareket ederler, uzayda negatif eğri çizerler şekildeki gibi.

•Bu etki nedeni ile bir cisim fiziksel boyutlarından daha küçük olarak görünür.

Böylelikle, eğer evren düz(açık) olsaydı;değişim spekrumundaki ilk çıkıntılarında küçük açılara kayması gerekirdi





Grafiğin Açıklanması

•Sağ tarafta küçük açılara doğru gidildikçe ses dalgalarının iyonize hidrojen gazı içinden geçişini gösterir.

•Her bölge için proton ve elektron yoğunluğu ortalamanın üzerinde olması (ses dalgalarının sıkıştığı bölge)daha önce belirtildiği gibi fotonlar, elektronlar ve protonların son saçılma yakınından önce tek bir sıvıya benzer gibi davranışından veya foton yoğunluğunun yüksek olmasından kaynaklanabilir.

•Son saçılma zamanı radyasyondaki hidrojen gazı donacaktır çünkü gazın dalgaları destekleyecek kapasitesi olmaz (basıncın veya katılaşmanın önemli kaynağını fotonlar sağlamaktadır),bu bölge bize ortalamadan daha parlak ve sıcak gözükür.

•Çoğu kozmologlar inanıyorlar ki; Big Bang den hemen kısa süre sonra(belki şişme döneminde) gravitasyonel değişimlerin sebebi, ses dalgalarının hidrojen gazını tetiklemesi sonucudur.

•Bu dalgalar donmadan önce 300 000 yıl yaşarlar, limit mesafede hareket eder veya belirli sayıda osilasyon yaparlar.

•Bu mesafeye ses hızı ufku denir,evrenin ilk evresi için temel uzaklık ölçüsüdür.

•İlk ve geniş çıkıntı ses dalgalarının sıkışma ve donma başlangıcını gösterir, bunlar çok düşük frekanstadır.

•Yüksek frekansta ki dalgalar ise, belirgin çıkıntıların olduğu yerlerdir ki bunlarda seyrekleşen dönemle sıkışmanın son saçılmadan geldiğini gösterir.

•Diğer çıkıntıların yükseklikleri ise son saçılmada gazın özelliğine ve içerdiğine bağlı olarak değişir.



Madde İçerik Hesaplanması

•Kozmik arkafon radyasyon deneyleri son saçılma yüzeyindeki gravitasyonel değişimlerden etkilenmektedir. Fotonlar gravitasyon potansiyel kuyularına enerji kazanmak üzere düşerler,bu enerjiyi potansiyel kuyularını tırmanırken kaybederler.Eğer evren düz ve tamamen maddeden ibaret ise,bu iki olay kesinlikle ihmal edilir, madde foton yörüngesi boyunca gravitasyonel etki altında kalmaz.

•Eğer kozmolojik sabit ve gravitasyonel potansiyel kuyularının derinliği zamanla değişiyorsa; foton derin potansiyel kuyuya düşer ve oldukça sığ kuyudan tırmanır. Foton yörüngesi boyunca enerji artışı olur.

•Daha yoğunluğu fazla bölgede(potansiyel yokuşu üreten) dolaşan diğer foton ise yokuşu çıkarken enerji kaybeder.

•Bu nedenle geniş açısal ölçeklerde kozmolojik sabitin eklenti değişimine gerek var.

•Geniş açısal ölçekle; gravitasyonal potansiyelin düşük kırmızıya kaymada hassas değişimleri ölçülür.



Madde Enerji Yoğunluğu

•Yüksek kırmızıya kaymada(z=500-1300) benzer etki görülmektedir. Foton ve nötrino birlikteliği toplam enerji yoğunluğunu gösterir.Bu birliktelik nedeniyle gravitasyon potansiyelinde periyoda bağlı değişmeler olur,z=500 için açısal ölçekte yaklaşık 2 dereceye karşı gelir.

•Foton enerji yoğunluğunun madde yoğunluğuna oranında önemli rolü bu sınırlardaki radyasyon ve yüksek genlikteki sıcaklık değişimi alır.

•FIRAS foton enerji yoğunluğu spektrum ölçümlerini yaptığı sürece;açısal ölçekte madde enerji yoğunluğunu tespit etmek için genlikte değişim hesaplamaları yapılmaktadır..



KAYNAKLAR:

Serkan CABİ,MIT Center for Theorical Physics,http://www.mit.edu/people/cabi , physics web /PHYSİCS WORLD

May- 2004 sayfalarına ulaşmamda yardımcı oldu.

1)Robert R Caldwell is in the Department of Physics and Astronomy, Dartmouth College, 6127 Wilder Laboratory, Hanover, NH 03755-3528, US,

2) R R Caldwell and P J Steinhardt 2000 Quintessence Physics World November pp31-37

3)R P Kirshner 2000 The Extravagant Universe: Exploding Stars, Dark Energy, and the Accelerating Cosmos (Princeton University Press)

4)R A Knop et al. (The Supernova Cosmology Project) 2004 New constraints on Ωm, ΩΛ, and w from an independent set of eleven high-redshift supernovae observed with HST Astrophys. J. at press (arXiv.org/abs/astro-ph/0309368)

5)A G Riess et al. 2004 (The High-z Supernova Search Team) Type 1a supernova discoveries at z > 1 from the Hubble Space Telescope: evidence for past deceleration and constraints on dark energy evolution Astrophys. J at press (see arXiv.org/abs/astro-ph/0402512)

6)S Boughn and R Crittenden 2004 A correlation between the cosmic microwave background and large-scale structure in the universe Nature 427 45

7)P Fosalba et al. 2003 Detection of the ISW and SZ effects from the CMB-galaxy correlation Astrophys. J. 597 L89

8)M R Nolta et al. (WMAP Collaboration) 2004 First year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: dark energy induced correlation with radio sources Astrophys. J. at press . (arXiv.org/abs/astro-ph/0305097)

9)R Scranton et al. (SDSS Collaboration) 2003 Physical evidence for dark energy arXiv.org/abs/astro-ph/0307335

10)A Cooray et al. 2004 Growth rate of large-scale structure as a powerful probe of dark energy Phys. Rev. D 69 027301

11)Z Haiman et al. 2000 Constraints on quintessence from future galaxy cluster surveys Astrophys. J. 553 545

12)J Weller et al. 2002 Constraining dark energy with Sunyaev-Zel'dovich cluster surveys Phys. Rev. Lett. 88 231301





Yorumlar
Resim eklemek için:
[image] image_url [/image]

Bir kod bloğu eklemek için:
[code] your_code [/code]

Teklif eklemek için:
[quote] your_quote [/quote]

Bağlantı eklemek için:
[link] your_link_text | link_url [/link]