Astronomi ve Uzay Bilimleri

Archive for Mayıs, 2009

Kendi ismiyle anılan sınıflandırmayı Hubble 19201i yıllarda tanımladı. Galaksilerin sınıflandırılması, çatala benzer bir şekil üzerinde üç ana grupta dizi hâlinde gösterilir. Eliptik galaksiler basıklık derecesine göre sıralanmıştır. Sarmal kollu galaksiler ise sarmal ve çubuklu sarmal galaksiler olarak ayrılır (Şekil 5.15).

Dördüncü grubu da düzensiz galaksiler oluşturmaktadır. Galaksilerin daha ayrıntılı sınıflandırılmaları için kitabın arkasındaki okuma parçasını okuyunuz.

İkinci Dünya Savaş’ında radar, yoğun olarak kullanıldı. Bunun sonucu 1950′li yıllarda radyo teleskoplar gelişti. Kısım 5.2 de anlatıldığı gibi 19441e hidrojen atomunun radyo dalgası yayacağı öngörülmüştü. Bunun gözlemlerle keşfi ve hidrojen atomunun evrenin her yerinde bol miktarda var olması yeni bir çağ başlattı. Radyo teleskoplarla evrenin çok uzak bölgeleri de kolayca gözlenir oldu. Birçok radyo ışınımı yayan kaynak gözlendi. Bunların galaksi oldukları anlaşıldı. Böylece yüzyılımızın ikinci yarısının başlarında tek radyo galaksiler ve radyo galaksi grupları gözlenmiş ve kataloglar düzenlenmiştir.

Radyo ışınımı yayan galaksiler; eliptik, sarmal veya düzensiz türde olabilir. Bazı hâllerde optik olarak tek bir nesne görülürken, aynı bölgeden iki ayrı merkezden radyo ışınımının geldiği belirlenmiştir. Modern interferometrelerle yapılan ayrıntılı radyo gözlemleri, radyo galaksilerin birçoğunda radyo yayını yapan büyük bulutların, merkezdeki optik galaksiye göre simetrik konumda olduğunu göstermiştir. Radyo galaksilerin bu şekilde çift yapı göstermeleri merkezdeki optik galakside meydana gelen şiddetli patlamaların sonucu oluştukları izlenimini vermektedir. Böylece radyo yayını yapan bulutların ortak bir çıkış noktası vardır ve birbirleriyle fizikî bağlantıları mevcuttur (Şekil 5.16).

100 milyar yıldızın oluşturduğu sistem olan Saman Yolu’nun yakın komşuluğunda 30′u aşkın küçüklü büyüklü galaksi vardır. Bunlara, Yere! Grup denir. Çekimsel olarak birbirine bağlı olan Yerel Grup üyeleri arasında Küçük Macellar Bulutu, Büyük Macellan Bulutu ve Andromeda gibi bildiğimiz galaksiler vardır. Büyük Macellan Bulutu bize 160 000 ışık yılı uzaklıkta ve en yakın Yerel Grup üyesidir. Messier kataloğunda M33 olarak bilinen galaksi ise bilinen en uzak Yerel Grup üyelerinden biridir. (Uzaklığı yaklaşık 2 400 000 ışık yılıdır.)

Büyük ve Küçük Macellan Bulutları’nın düzensiz tür olduklarını söylemiştik. Bunlar Saman Yolu’nun uydu galaksileri olarak bilinir, ileride göreceğimiz gibi her şey, hareket halindedir. Yerel Grupta da galaksiler birbirine göre hareket halindedir. Örneğin; Andromeda bize doğru 300 km/sn lik hızla yaklaşmakta, Büyük Macellan Bulutu ve Küçük Macellan Bulutu sırasıyla 300 km/sn ve 170 km/sn lik hızla bizden uzaklaşmaktadır. Andromeda’nın ve bir kısım diğer Yerel Grup üyelerinin hareketleri grup içinde yerel hareketlerdir. Bu nedenle evrenin genişlemesiyle ilgili gene! gözlemleri desteklemezler.

3.25 milyon ışık yılı uzaklıktan sonra, galaksi sayısında ani bir düşüş görülmektedir Bu uzaklıktan sonra mutlak anlamda olmasa bile bir boşluk vardır Daha sonra, Yerel Gruba benzer pek çok galaksi kümeleri gözlenmektedir. Galaksi kümelerinin üye sayıları birbirinden oldukça farklıdır. Bin ve daha tazla üyeli kümelerin varlığı bilinmektedir, örneğin; Yerel Kümeye en yakın olan Virgo galaksi kümesi içinde binlerce galaksi vardır. Bu kümeler, içinde görüldükleri takım yıldıza göre isimlendirilmişlerdir.

250 milyon ışık yılı uzaklık içinde birkaç galaksi kümesi vardır. Bunlardan, bize en yakın olan Virgo kümesi yaklaşık 36 milyon ışık yılı uzaklıkta ve 7 milyon ışık yılı çapındadır. Bu kümeler içindeki galaksilerin biçimlerini açık bir şekilde görebiliriz, çünkü bu uzaklık astronomi ölçülerinde fazla değildir (Şekil 5.17). Göreceli olarak yakın kabul edebileceğimiz bu kümelerin ötesinde, üye sayısı bakımından daha zengin kümeler bulunmaktadır. Uzaklıktan dolayı, bu kümelerdeki galaksilerin şekillerini seçemeyiz, oniar leke gibi ya da yıldız gibi nokta şeklinde görünürler (Şekil 5.18).

Yerel Grup’ta olduğu gibi diğer galaksi kümelerinde de galaksiler arasındaki uzaklık çok çok büyüktür. Yıldızlar arasındakine benzer, galaksiler arasında da gaz ve toz parçacıkları bulunmaktadır. Ancak bu maddenin yoğunluğu o kadar azdır ki, galaksiler arasındaki ortam Yer’de elde edilebilecek boşluktan milyonlarca kez daha boşluktur. Böylece evrenin önemli bir kısmının boş uzay olduğu söylenebilir, fakat evrenin yapısını bu boşluk değil, galaksi veya galaksi kümelerinde bulunan madde belirler.

Galaksilerin kümelenmelerinden, evrende çeşitli boyutlarda yapının var olduğu anlaşılmaktadır. Bu yapının kökenini anlamak çağdaş kozmolojinin en başta gelen sorunlarından birisidir. Bugün biliyoruz ki evrende galaksi kümelerinden de büyük çapta yapılar vardır. Harvard Astrofizik Merkezinin parlak galaksilerle ilgili yaptığı araştırma, galaksilerin ve galaksi kümelerinin boyutlarından da büyük sistematik bir yapı olduğunu göstermiştir. Söz konusu yapıda galaksiler bir sicim üzerine dizilmiş gibi görünmekte ve dağılımlarında oldukça büyük boşluklar göze çarpmaktadır (Şekil 5.19).

Kuazarlar

Konumları çok iyi bilinen bazı radyo kaynaklarının gözlendikleri yerlerde optik galaksi bulunamamıştır. Bununla beraber, bazı hâllerde radyo kaynağı ile aynı konumda olan sönük, yıldızımsı nesnelerin fotoğrafı çekilmiştir. Böyle bir nesne ilk kez 1960 yılında 3C48 numaralı radyo kaynağının bulunduğu  yerde  keşfedilmiştir.  Bu  keşfi  T. Matthews ve A. andage Amerikan Astronomi Derneği’nin 107 nci toplantısında aynı yıl açıklamışlardır. Cambridge kataloguna göre 3C48 oıarak bilinen bu ilk nesneden sonra, 1963 te 3C273 ve 1967 ye gelindiğinde 150′nin üzerinde benzer nesne gözlenmiştir. Bir yıldız gibi küçük göründüğünden bunlara “yıldızımsı nesne” (quasi- stellar object=quasar) adı verilmiştir.

Kuazarlar şimdiye kadar gözlenebilen en uzak cisimlerdir. Evrenin gözlenebilir en uç sınırlarındadırlar. Hem optik hem de radyo bandında müthiş enerji yayarlar. Tipik bir kuazarın yaydığı enerji, Güneş’in enerjisinden 10 trilyon kez daha fazladır. Bu enerji patlama şeklinde yayılmaktadır. Böyle bir enerjiyi tek başına uzaya yayabilen bir cismin kütlesinin çok büyük olması gerekir ki bunun da Güneş’in bir milyar katı civarında olduğu tahmin edilmektedir. Bu nedenle kuazariarın galaksi çekirdekleri olabileceği düşünülmektedir.
3C273 isimli radyo kaynağı araştırıldığında, kuazarın tayfı alınabilecek kadar parlak olduğu belirlenmiştir. Bu belirlemeden sonra kuazariarın yüksek kırmızıya kayma gösterdikleri keşfi yapılmıştır. (Kırmızıya kayma, ışık yayan kaynağın gözlemciden göreceli olarak uzaklaşması sonucu söz konusu kaynaktan gelen fotonların daha düşük enerjilere veya daha düşük frekanslara olan kaymasıdır.) Eğer bu Doppler kaymasından kaynaklanıyor ise 3C273 bizden ışık hızının % 16 sı bir hızla uzaklaşmaktadır. Benzer şekilde 3C48 kuazarının da bizden, ışık hızının % 37 si kadar bir hızla uzaklaştığı bulunmuştur. Galaksilerde bu kadar yüksek uzaklaşma hızı gözlenmemektedir Uzaklaşma hızlarından, bize olan uzaklıkları Hubble yasası (Daha sonra açıklanacak…) yolu ile tayin edilebilmektedir.

1965 yılında yapılan radyo gözlemleri 3C273′ün radyo ışınımı akı yoğunluğunu, 3 yılda % 40 artırdığını göstermiştir. Bu gözlemler kuazarlarda zaman zaman radyo patlamaları olduğuna işarettir. 3C273, radyo yayını şiddetinde değişkenlik gösteren en aktif kuazartar arasındadır. Bu tür değişken kuazarlar, optik bandta da değişkenlik göstermektedir.

Radyo frekanslarındaki müthiş aktivite, kuazariarın çekirdeğinden periyodik olarak yüksek enerjili elektron bulutlarının atılması ile açıklanabilir. Bununla beraber elektron bulutlarının çekirdekten dışarıya atılmasını sağlayan mekanizmayı besleyen enerji kaynağının ne olduğu tam olarak bilinmemektedir. Kuazarlardaki bu büyük enerji gereksinmesinin, merkezdeki büyük kütleli kara deliklerin çekimi sonucu merkeze düşen maddenin ortaya çıkardığı çekim enerjisi ile karşılandığı düşünülmektedir.

Daha önce, 3C48 ve 3C273ün yüksek kırmızıya kayma gösterdiklerinden söz edilmişti.  Genel olarak kuazartar,  yüksek kırmızıya kayma göstermektedir. Birçok kuazarda kırmızıya kayma miktarının 2 ve daha yüksek olduğu bulundu. Burada kırmızıya kayma miktarı, ışık hızına yakın bir hızla hareket eden kaynaktan bize gelen ışığın dalga boyundaki farklılaşmanın, kaynaktan yayıldığı andaki dalga boyuna oranının ölçüsüdür (= Δλ/λ; Δλ = dalga boyundaki farklılaşma, X= ışığın kaynaktan çıktığı andaki dalga boyu). Bu da kuazarların bizden uzaklaşma hızlarının ışık hızının %80 yöresinde olduğunu gösterir.

Yüksek kırmızıya kayma veya hızlarla ilgili başka açıklamalar önerilmiş ise de, kuazarların bizden uzaklaşma hızları tüm uzak galaksilerin uzaklaşmalarına neden olan evrenin genişlemesinden kaynaklandığı yaygın kabul görmüştür. Bu demektir ki kuazarlar çok uzakta, evrenin en uç noktalarında bulunmalıdırlar. Bize gelen ışık zaman içinde yol katettiğinden, uzağa bakmak, veya uzağı görmek demek, geçmişe bakmak veya geçmişi görmek demektir. Bu nedenle kuazarlar evrenin çok erken dönemine ait bilgileri bize göndermektedir. Bununla beraber bu evreyi incelemek için henüz yeterli veriye sahip değiliz.

Bizden yaklaşık 15 milyar ışık yılı uzaklıktaki gök cisimlerinin uzaklık ölçümleri yapılabilmektedir. Uzaklık ölçümündeki bu sınır teknolojinin koyduğu bir sınırdır.

Uzak galaksiler gözlendiğinde bizden uzaklaştıkları görülmektedir. Bu gözlemler ilk kez Hubble ve Lundmark tarafından 1920′lerde yapıldı Aynı yıllarda Hubble, ABD’de Mount Wilson Gözlem Evi’nde yaptığı çalışmalarında birçok galaksinin uzaklıklarını tayin etti. Aynı galaksilerin uzaklaşma hızlarını da ölçtü. Ölçümlerini yaptığı 45 kadar galaksinin hızlarını uzaklıklarına karşı bir grafikte noktaladı. Bu grafiğin bir doğru olduğunu gördü ve hız ile uzaklık arasında aşağıdaki bağıntıyı elde etti:

V = H-d

Burada V, galaksinin bizden uzaklaşma hızı, d uzaklığıdır. H ise söz konusu grafikteki doğrunun eğimidir ve Hubble sabiti olarak bilinir. H sabitinin yaklaşık değeri 17 km/sn/milyon ışık yılıdır. Bu demektir ki uzaklık 1 milyon ışık yılı artınca hız 17 km/sn artar. V- d arasındaki bu bağıntı evrenin genişlediğini gösteren meşhur Hubble yasasıdır. Bu yasaya göre başka galaksi kümelerinde bir cisim bizden ne kadar uzakta ise küme ile beraber o kadar büyük hızla bizden uzaklaşmaktadır. Bir önceki kısımda kuazarların çok uzaklarda gözlendiğini söyledik. Büyük hızlarla bizden uzaklaştıklarını da belirttik. Bu sonuçlar da Hubble yasasına uymaktadır.

Hubble’ın galaksi veya galaksi kümeleri için V- d grafiği Şekil 5.20 de görülmektedir. Yerel Grup dışındaki galaksilerin uzaklıkları ve galaksilerde gözlenen kırmızıya kayma miktarları (hızları) arasındaki ilişki, Şekil 5.21 de verilmiştir.

Evren modellerinin ayrıntılarına geçmeden önce, evrenin bize nasıl göründüğünü özetleyelim. Gözlemlerden hareketle evrenin geçmişini anlamaya ve evrenin geleceğinin ne olabileceğini modellerle açıklamaya çalışalım:

Son 25- 30 yıl içinde evreni anlamamızda gerçek bir devrim yaşandı. Gözlem teknikleri gelişti. Radyo, milimetre, kırmızı ötesi, mor ötesi, X- ışını ve gama ışını dalga boylarında gözlemler yapılabilir hâle geldi. Yer üzerinden olduğu kadar, uzaydan da gözlemler yapıldı. Yeni geliştirilen alıcılar, detektörler ve çok hızlı bilgisayarlar astronomide baş döndürücü gelişmelere neden oldu. Bu gelişmeler, evrenin anlaşılmasına önemli katkılar yaptı. Bu arada fizikte de benzer gelişmeler oldu ve bu bilgiler de evrenin anlaşılmasına katkılarda bulundu.

Öncelikle, evrenin şu andaki içeriğinin ne olduğundan başlamakta yarar var. Önce, bildiğimiz maddeyi sayalım. Bildiğimiz madde ile yıldızlar, gaz ve toz kastediliyor. Bunlar optik gözlemlerle saptanan maddeyi temsil etmektedir. Söz konusu maddenin, sıcaklığı 3000 ile 30 000°K arasındaki maddedir ki bu sıcaklıklar kara cisim sıcaklıklarıdır. Evrendeki maddenin çoğu bu hâldedir.

Yıldızlar, gaz ve toz, galaksileri oluştururlar. Bunlar belki de başlangıç koşullarının farklı olması nedeniyle farklı oluşmuştur. Galaksiler evrenin temel taşlarıdır. Tek başına bulunan galaksiler azdır, daha çok gruplar hâlinde bulunurlar. Daha önce de söz edildiği gibi galaksi kümelerinden de büyük yapıların varlığı söz konusudur. Bununla beraber, gök yüzünde yeterli büyüklükteki alanlarda ortalama alınırsa, içerdiği madde miktarı bakımından evren her yönde aynı görülmektedir. Buna, evrenin eşyönlülük özelliği denir.

Evrenin ikinci bileşeni ışınımdır. Kozmoloji için en önemli olanı bunun kara cisim bileşenidir. Einstein’ın     E =  mc² denklemini kullanarak kütle karşılığını bulduğumuzda, bilinen normal madde yoğunluğundan 1000 kez daha küçük olduğu görülür. Başka bir deyişle, evrendeki ışınımın yoğunluğu normal madde yoğunluğunun binde biri kadardır.

Mikrodalga arka- alan ışınımının (Büyük Patlama ile evrene yayıldığı düşünülen ve evrenin her yerinde gözlenen ışınım ki yayıldığı zamanın izlerini taşımaktadır ve bu bakımdan çok önemlidir.) ilginç iki özelliği vardır:Birincisi her yönde aynı şiddette gözlenmesi, eş yönlü olması; ikincisi ise bu ışınımın 2.7°K’lik bir kara cisim ışınımı olmasıdır. Bu astronomide rastlanabilecek en iyi bir kara cisim ışıması olarak düşünülebilir. Önemi, evrende belli bir zamanda, madde ile ışınımın aynı sıcaklıkta dengede olmuş olduğudur.

Son olarak, evrenin üçüncü bileşeni normal olmayan maddedir. Bunu ikiye ayırabiliriz: Relativistik plâzma ve manyetik alan (karanlık veya saklı madde). Bunlardan, ikinci kategorideki madde üzerinde biraz durmak istiyoruz. Galaksi veya galaksi kümeleri gibi büyük sistemlerin yaydıkları ışınımdan hareketle, sistemin dinamiğinden bulunan madde miktarı açıklanamamaktadır. Galaksi kümeleri için böyle bir durum uzun yıllar bilinmekteydi, ancak son yıllarda aynı şeyin büyük galaksiler için de geçerli olduğu bulunmuştur. Böylece, evrende göremediğimiz bir maddenin varlığı söz konusudur. Görünmeyen bu madde ışınım yaymayan yıldızlararası gezegenler, çok küçük kütleli yıldızlar, ağır nötnnolar, bilinmeyen ve zayıf etkileşen temel parçacıklar, küçük kara delikler, büyük kara delikler, süper kara delikler vb. olabilir. Bilim ve tekniğin gelişmesiyle ileride bunların bir kısmı gözlenebilir ve bir kısmı için de dolaylı kanıtlar bulunabilir. Önceleri bu maddeye, kayıp madde deniliyordu; ancak, bu kulanımının yanlış olduğu açıktır, çünkü bu madde kayıp değil, evrende bir yerlerde bulunmaktadır, fakat biz onu henüz göremiyoruz.

Özetle, bugün itibariyle astronomi ve kozmoloji hakkında bildiklerimiz şunlardır:

(i)      Yıldızlar ve yıldız evriminin temel fiziği,
(i)     Yıldızların dev molekül bulutları içindeki yoğun gazlardan
oluştuğu,
(iii)    Yıldızlararası maddenin değişik fazlarda olduğu, maddenin
yıldızlarda değişime uğradıktan sonra yıldızlararası ortama atıldığı,
(iv)    Galaksilerin,  evrenin temel taşları olduğu,
(v)    Galaksiierdeki yüksek enerji olaylarının çekirdeklerindeki
aktivitelerie, belki de orada bulunan karadelikleıie ilgili olduğu,
(vi)    Sıcak Büyük Patlama modelinin evreni en iyi açıklayan model olduğu.

Bilinen durumu böylece özetledikten sonra, geçmişi ele alalım: Evreni geçmişte inceleyebiliriz, çünkü ışık belirli bir hızla hareket etmektedir. Ancak, gözlediğimiz olayların olduğu evreyi, evren için bir model kurmadan inceleyemeyiz. 1965 yılında mikro dalga arka- ton ışınımının keşfinden beri evren için kabul edilen standart model, sıcak büyük patlama modelidir.

Büyük patlama modelinin dinamiği, iki gerçek ve bir var sayım üzerine kurulmuştur. Evren büyük ölçekte eş yönlüdür. 2.7°K’lik Mikro dalga arka-fon ışınımının gözlenmesi bunu doğrulamaktadır, ikinci gerçek ise, evren bugün düzgün olarak genişlemektedir. Bu gerçekte Hubbie’ın galaksileri gözleyerek, galaksilerin bizden uzaklaşma hızları ile uzaklıkları arasında bulduğu lineer bağıntı ile doğrulanmıştır. Söz edilen iki gerçek bize galaksi sistemlerinin düzgün bir hızla birbirlerinden uzaklaştıklarını söylemektedir (Şekil 5 22). O hâlde evren, eş yönlü ve düzgün olarak genişlemektedir. Modeli tamamlamak için var sayımımız ise kozmolojik ilkedir. Bu ilke Yerin evrende özel bir konumda olmadığını söylemektedir. Başka bir deyişle evrenin herhangi bir yerindeki gözlemci de bizim gördüklerimizi aynen görür.

Evrenin dinamiğini çekim kuvveti belirlemektedir. Çekim kuvveti evrende en etkin uzun- mesafe kuvvetidir. Evrendeki maddenin oluşturduğu çekim kuvveti evrensel genişlemeyi yavaşlatır. Böylece, evrenin sonunu bugünkü yavaşlama hızı belirler. Yavaşlama hızının ne kadar büyük olduğu sorusu; bugün evrende, genişlemenin yavaşlamasına neden olan maddenin ne kadar olduğu sorusu ile eş anlamlıdır. Evrendeki genişlemenin yavaşlama hızını veya evrenin ortalama kütle yoğunluğunu ölçerek, bazı moaellerle, evrenin geçmişini ve geleceğini belirleyebiliriz. Eğer modelimiz doğru ise her iki ölçümün de aynı sonucu vermesi gerekir.

Büyük patlama modelleri, boyutsuz yavaşlama hızı parametresi, q, ve yine boyutsuz kütle yoğunluğu parametresi, Ω ile karekterıze edilirler. Evrenin şimdiki zamanını “0″ alt indisi ile gösterirsek, kuramsal olarak q_o=(1/2)QΩ_o dır. Bu parametrelerin kritik değerleri q_o=1/2 ve Ω_o=1 dir. Eğer q_o, kritik değeri 1/2 den; Ω_o kritik değeri 1 den büyük ise evrende, genişlemeyi belirli bir zaman içinde tamamen durduracak kadar yeterli madde var demektir. Genişleme durduktan sonra hareket ters dönecek, ve evren büzülmeye başlayarak, tekrar sıcak ve yoğun olan uzay- zaman tekil noktasına dönecektir. Bu durumda tekrar büyük patlama olacak ve evren kendisini tekrarlayacaktır (salınım yapan büyük patlama modeli). Eğer q_o ve Ω_o kritik değerlerinden küçük ise, evrendeki genişleme durmayacak; evren sürekli genişleyecektir. Parametrelerin kritik değerleri ise evrenin sonsuza kadar genişleyerek orada durmasına karşı gelmektedir. Salınım yapan model kapalı evren modeli, ve sonsuza genişleyen modeller de açık evren modelleri olarak tanımlanmaktadırlar.

Evrenin ortalama yoğunluğunun veya yavaşlama hızının ölçülmesi, astronomide en zor gözlemlerden birisidir. Galaksilerin ışık yayan veya görünen kısımlarındaki kütle miktarından, yoğunluk parametresi Ω_o Ω_oiçin bir alt limit bulabiliriz. Bu değer 0.01 civarındadır. Ancak görmediğimiz, saklı kütle veya karanlık kütleyi de hesaba katmalıyız ki o zaman Ω_o = 0.1 olabilir. Maddenin bilinmeyen başka şekillerde de olabileceğini düşünürsek Ω_o  değeri daha büyük olmalıdır. Diğer yandan galaksi kümelerinin hareketlerinin gözlenmesiyle elde edilen değeri 0.1 ile 0.2 arasındadır. 1986 yılında gerçekleşen Kırmızı Ötesi Astronomi Uydusu (IRAS) gözlemlerinin yorumlanmasıyla Ω_o‘ın 0.5- 0.8 değerlerine çıkabileceği önerilmiştir.

Bugün gözlemsel olarak belirlenen yoğunluklar açık evren modelini öngörmekte ise de, yoğunluk parametresinin değerinde genel bir artış görülmektedir. Evrendeki görünmeyen madde miktarı da dikkate alınırsa, Q0′ın kritik değeri aşması olasıdır. Böylece, hem kapalı hem de açık evren modelleri eşit olasılıkta görünmektedir. Belki de bekle gör demek daha doğru olur.

Şimdi bir de kozmolojide zaman ve uzaklık ölçümüne bakalım: Daha  önceki bölümlerde (kısım 5.6) söz edildiği gibi en iyi uzaklık ölçümü, galaksilerin bizden uzaklaşma hızlarından kaynaklanan kırmızıya kayma ile yapılır (Söz konusu hızlar ışık hızından küçük ise, kırmızıya kaymayı şu şekilde ifade edebiliriz; kırmızıya kayma = z = Δλ/λ = v/c, veya v = cz; burada v = galaksinin uzaklaşma hızı, c = ışık hızı, W = dalga boyundaki kayma miktarı, X = gözlenen ışığın dalga boyu.) Hareket eden kaynağın hızı ışık hızına yakın ise z ve v bağıntısında relativistik düzeltme yapılmalıdır. Bu düzeltme yapılırsa z, bir veya birden büyük olduğunda galaksinin hızı v, ışık hızı c’den büyük çıkmayacaktır. Kırmızıya kayma miktarı, gözlenen ışığın galaksiden çıktığı anda galaksilerin birbirlerine göre ne kadar uzaklıkta olduklarının bir ölçüsüdür.

Daha önce söz edilen modeller yardımıyla kırmızıya kaymayı zamanla ilişkilendirebiliriz. q_o ve Ω_o‘m belli değerleri için (örneğin, kritik değerleri olan 1/2 ve 1 için) kırmızıya kayma, z, ye karşı zaman grafiği çizilebilir. Gözlenen kırmızıya kayma miktarı grafikte işaretlenir Buna karşı gelen zaman veya ışığın kaynaktan çıktığı andaki evrenin yaşı bulunur. Normal galaksilerde gözlenen kırmızıya kayma 0.5 civarındadır. Çok parlak, dev eliptik galaksilerde 1 veya daha büyük değerler gözlenmektedir Ancak, en büyük kırmızıya kayma kuazarlarda gözlenmektedir ve yaklaşık 4 civarındadır. Bu demektir ki, evrenin en uç sınırlarındaki cisimler kuazarlardır, ve bizden uzaklaşma hızları çok büyüktür. Başka bir deyişle, evrenin çok erken evreleri hakkında bilgi gönderiyorlar demektir, z = 4 değeri, kuazarların, evrenin yaşının, şimdiki yaşının yaklaşık beşte biri olduğu zaman hakkında bilgi gönderdiklerini gösterir. Böyle olduğu, yukarıda söz edilen kırmızıya kayma-zaman grafiğinden bulunur Gözlemler Hubble sabitinin ölçülmesiyle, evrenin bugünkü yaşını yaklaşık 18- 20 milyar yıl vermektedir.

z = 4 ten daha uzakta veya zaman  olarak   daha erken  dönemde görülebilen   başka   cisim    yoktur.    Evrenin   z = 4    ten    önceki    evresini anlayabilmek için Büyük Patlama evren modellerinin  ısısal evrimine ayrıntılı bakmak gerekir.

Büyük Patlama modelinde t = 0 zamanı uzay ve zamanda tekilliği ifade eder. t = 0 anında maddenin kapladığı uzay da boyutsuzdur. t = 0 zamanı civarında, evrende temel parçacıklar ve ışınım vardır. Ortamın sıcaklığı bir trilyon derece büyüklüğündedir. Evren genişlediği için giderek soğur. Sıcaklık bir milyon dereceye düştüğünae temel parçacıklar hafif çekirdekleri oluşturmaya başlarlar. Hidrojen atomunun çekirdeği proton zaten vardı, sonra helyum, deteryum ve biraz da lityum oluşur. Bu süreç ilk birkaç dakika içinde bitmiştir. Yapılan  hesaplara göre,  Büyük  Patlamanın  bu evresinde kütle olarak %25 helyum üretilmiştir.  Bugün uzayda gözlediğimiz helyum miktarı da bu kadardır.

Yukarıda söz edilen temel parçacıkların etkileşmeleri ile ilgili süreçler evrenin yaşı 1 saniye ile 15 dakika arasında iken yaşanmıştır. Bu süreçlerde ortaya çıkan kimyasal yapının bugün gözlediğimiz yapıya uygun olması; kutlandığımız fiziğin, bugünden geriye giderek evrenin yaşının 1 saniye olduğu zamana kadar doğru olduğunu gösterir.

Böylece sıcak büyük patlama modelini destekleyen; birbirinden bağımsız 3 bulgu vardır. Birincisi, evrenin eş yönlü genişlemesi; ikincisi, hafif elementlerin sentezi ve üçüncüsü 2.7°K’lik mikrodalga arka- alan tayfının kara cisim tayfı olmasıdır.

1   özellikleri itibariyle açık yıldız kümeleri ile kapalı yıldız kümelerini karşılaştırınız.
2   Yıldızlararası ortamda keşfedilen çok atomlu moleküllere hergün yenileri eklenmektedir. Bulunduğunuz yerdeki üniversitelerden yararlanarak veya ilgili araştırmacılarla haberleşerek keşfedilen molekülleri güncel hâle getiriniz. Uzayda organik moleküllerin varlığının sonuçlarını tartışınız.
3.  Gök yüzü açık ve mevsim uygun ise (Kitabın arkasındaki atlastan yararlanınız.) geceleyin çıplak gözle görebildiğiniz, örneğin “Orion” bulutsusunu, açık küme olan “Ülker” takım yıldızını belirleyiniz. Saman Yolu’nu anlatıldığı gibi görebiliyor musunuz?
4.  Güneşin Saman Yolu merkezi etrafında dolanma hızı 220 km/sn ise, bir dolanma sonucu katettiği yolu hesap ediniz.
5.  Bilindiği gibi ikinci Dünya Savaşı sırasında, astrofizik bilgileri çok kullanılmıştır. Güneş’teki patlamalardan savaşta yararlanılmıştır. Diğer yandan gelişen savaş teknolojisi ve hidrojen atomunun 21 cm dalga boyunda ışınım yaymasının bulunmasından sonra radyoteleskoplar gelişmiş ve 1950 li yıllardan sonra radyo astronomide hızlı bir atılım olmuştur. Bilim ve teknolojinin etkileşmesine iyi bir örnek teşkil eden bu konuyu araştırıp inceleyiniz.
6.  Sarmal bir galaksi içinde yaşadığımızı nasıl anlarız? Sarmal kolların nerede olduğunu gözlemlerle nasıl anlarız?
7.  Galaksi çeşitlerini, şekil ve içerik bakımından karşılaştırınız.
8.  Kuazarların bizden çok büyük hızlarla uzaklaştıkları bilinmektedir. Başka bir deyişle kuazarların kırmızıya kaymaları çok büyüktür, öyleyse kuazarlardan gelen ışık, zaman olarak Evrenin erken dönemlerinden bilgi taşımaktadır. Kuazarların    çok    büyük    değerdeki    kırmızıya    kayma    gözlemlerini yorumlamaya çalışınız.
9.  Genişleyen Evren modelini anlayabilmek için bir balonun üzerine galaksileri temsil eden noktalar koyup yavaş yavaş şişirmek gerekir. Noktalar arasındaki uzaklıklar balon şiştikçe artacaktır. Ancak noktaların veya galaksilerin birbirlerine göre konumları değişmeyecektir. Böyle bir deneyle Evrenin nasıl genişlediği hakkında fikir edinmeye çalışınız.
10.  Büyük patlama kozmoloji kuramını destekleyen gözlem ve bulguları tartışınız. Büyük patlama salınım modelinin gerçekleşebilmesi için ne olması gerekmektedir?
11.  Evrenin yaklaşık boyutunu (yarıçapını) bulmak için en basit yol, en uzak galaksinin bizden ışık hızı ile uzaklaştığını varsayalım. Hubble sabitinin tersi yaklaşık 20 milyar yıl ise evrenin yarıçapı nedir?
12.  Güneşin Galaksi merkezine olan uzaklığı 10000 pc ve merkez etrafında dolanma dönemi 100000 yıl olsaydı Galaksinin, kütlesi ne olurdu?