Friedmann denklemleri

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Atla: kullan, ara

Evrenin yoğunluğu, yeterince büyük bir hacim göz önüne alınarak ve gözlenen kütle ölçülerek bulunur. Bu kütleyi belirlemek için, bu hacim içinde gözlenen parlak galaksiler sayılır ve bu sayı ortalama bir galaksinin kütlesiyle çarpılır. Bir galaksinin kütlesinin, galaksinin sarmal ya da elips biçiminde olduğu belirtildiğinde, ortalama olarak türünü temsil ettiği varsayılır. Bu yöntemlerden birinde, galaksi merkezi çevresinde dönen gaz bulutlarının yaydığı 21 cm hidrojen çizgisi ölçülür ve galaksi merkezinden itibaren ölçülen çeşitli uzaklıklar için dönme hızı, çizgi genişliklerinden çıkarılır. Buradan da merkezcil ve kütle çekim kuvvetinin eşit olduğu bilindiğinden kütle hesaplanabilir.

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  • Joseph Silk, (1994,1997). Evrenin Kısa Tarihi.Tübitak Popüler Bilim Kitapları. ISBN 975-403-073-1