EVREN KAÇ YAŞINDA?

Astronomlar, Büyük Patlamanın 10 ila 20 milyar yıl önce meydana geldiğini tahmin etmektedirler. Buna geniş bir açıdan bakarsak, Güneş Sisteminin 4,5 milyar yaşında olduğu düşünülmektedir ve insanoğlu bir canlı türü olarak birkaç milyon yıldır mevcuttur. Astronomlar evrenin yaşını iki yolla tahmin etmektedirler: (a) en yaşlı yıldızlara bakarak; ve (b) evrenin genleşme oranını ölçerek ve Büyük Patlamaya kadar geri giderek dış değer bularak (uzaylama).

En Yaşlı Yıldızlardan Daha Mı Yaşlı?

Astronomlar evrenin yaşını küresel kümeleri inceleyerek tahmin edebilirler. Küresel Kümeler yaklaşık bir milyon yıldızın yoğun bir şekilde toplanmasıdır. Küresel Kümelerin merkezine yakın yıldızlara ait yoğunluklar muazzamdır. Eğer bir Küresel Kümenin merkezine yakın yaşasaydık, o zaman en yakın takımyıldız komşumuz olan, Alfa Kentaur (Erboğa) takımyıldızından bize daha yakın yüz binlerce yıldız olacaktı. Bir yıldızın yaşam devresi onun kütlesine bağlıdır. Yüksek kütleli yıldızlar düşük kütleli yıldızlardan çok daha parlaktırlar, nitekim hidrojen yakıtı tedarikleri vasıtasıyla hızla yanarlar. Güneş gibi bir yıldız çekirdeğinde mevcut parlaklığında yaklaşık 9 milyar yıl yakacak kadar yeterli yakıta sahiptir. Güneşin iki katı kadar kütleli bir yıldız yakıt tedarikiyle sadece 800 milyon yılda yanacaktır. 10 güneş kütleli bir yıldız, yani Güneşten 10 kat daha kütleli bir yıldız, hemen hemen bin kat daha parlak yanar ve sadece 20 milyon yıllık bir yakıt tedarikine sahiptir. Bunun tersine, Güneşin yarısı kadar kütlesi olan bir yıldız, yakıtını 20 milyar yıl sürecek kadar yavaş yakar.

Bir küresel kümedeki tüm yıldızlar kabaca aynı zamanda oluştuğundan, kozmik saatler olarak hizmet edebilirler. Eğer bir küresel küme 10 milyon yaşından daha fazlaysa, o zaman onun hidrojen yakan yıldızlarının tamamı, 10 güneş kütlesinden daha az kütleli olacaktır. Bu da hiçbir özel hidrojen yakan yıldızın Güneşten bin defa daha parlak olamayacağı anlamına gelir. Eğer bir küresel küme 2 milyar yaşından daha büyükse, o zaman 2 güneş kütlesinden daha kütleli hiçbir hidrojen-yakan yıldız olmayacaktır.

En yaşlı küresel kümeler sadece 0,7 güneş kütlesinden daha az kütleli yıldızlar içermektedirler. Bu düşük kütleli yıldızlar Güneşten daha fazla sönüktürler. Bu gözlem en yaşlı küresel kümelerin 11 ila 18 milyar yaş arasında olduklarını ortaya koymaktadır. Bu tahmindeki kararsızlık bir küresel kümenin kesin mesafesini belirlemedeki zorluğa (bu yüzden, kümedeki yıldızların parlaklığındaki (ve kütlesindeki) bir kararsızlığa) bağlıdır. Bu tahmindeki başka bir kararsızlık kaynağı da takımyıldız oluşumlarının daha iyi detayları hakkındaki bilgisizliğimizde yatmaktadır.

Büyük Patlamaya Kadar Geri Giderek Dış Değer Bulma (Uzaylama)

Galaksinin yaşını tahmin etmek için alternatif bir yaklaşım da "Hubble sabitini" ölçmektir. Hubble sabiti (H0) evrenin mevcut genleşme oranının bir ölçümüdür. Evren bilimciler bu ölçümü Büyük Patlamaya kadar geri giderek dış değer bulmada kullanmaktadırlar. Bu dış değer bulma evrenin mevcut yoğunluğuna ve evrenin bileşimine dayanmaktadır.

Eğer evren düz ise ve çoğunlukla maddeden oluşuyorsa, o zaman evrenin yaşı 2/ (3 H0) olur. Eğer evren çok düşük bir madde yoğunluğuna sahip ise, o zaman onun dış değeri bulunmuş yaşı daha büyük olacaktır: 1/ H0. Eğer Genel Görelilik Kuramı bir kozmolojik sabit içerecek şekilde değiştirilirse, o zaman sonucu çıkarılacak yaş daha büyük bile olabilir.

Bir çok astronom, Hubble sabitini ölçmek için çeşitli farklı teknikleri kullanarak sıkı bir şekilde çalışıyorlar. H0'ın mevcut en iyi tahminleri 50 kilometre/sn/Megaparsek'ten 100 km/sn/Megaparsek'e kadar uzanmaktadır. Daha alışılagelmiş birimler içinde, astronomlar 1/ H0'ın 10 ila 20 milyar yıl arasında olduğuna inanmaktadırlar.

Bir Yaş Krizi?

Eğer iki yaş belirlemesini kıyaslarsak, potansiyel bir kriz ortaya çıkar. Eğer 1/ H0'ı 10 milyar yıl kadar küçük olduğunu tahmin eden astronomlar haklıysa, o zaman evrenin yaşı en yaşlı yıldızların yaşından daha kısa olacaktır. Bu çelişme, ya Büyük Patlama kuramının yanlış olduğu ya da genel göreliliği kozmolojik bir sabit ekleyerek değiştirmemiz gerektiği anlamına geliyor.

Bazı astronomlar bu krizin ölçümlerimizi iyileştirdikçe geçeceğine inanmaktadırlar. Eğer 1/ H0'ın daha büyük değerlerini ölçmüş olan astronomlar haklıysa ve küresel küme yaşlarının daha küçük tahminleri de doğruysa, o zaman tümü Büyük Patlama kuramı için uygun olacaktır.

MAP Evrenin Yaşını Ölçebilir

MAP uydusu tarafından yapılan ölçümler bu krizin çözümüne yardım edebilir. Eğer büyük ölçekli yapıların kökeni hakkındaki mevcut fikirlerimiz doğruysa, o zaman kozmik mikrodalga fon dalgalanmalarının ayrıntılı yapısı evrenin mevcut yoğunluğuna, evrenin bileşimine ve nispeten basit bir yol olarak genleşme oranına bağlı olacaktır. MAP, bu parametreleri % 5'ten daha iyi biri doğrulukla belirleyebilecektir. Böylece, evrenin genleşme yaşını %5'ten daha iyi bir olasılıkla tahmin edebileceğiz.

Eğer MAP tarafından ölçülen genleşme yaşı en yaşlı küresel kümelerden daha büyük olursa, o zaman Büyük Patlama kuramı önemli bir deneyi geçecektir. Eğer MAP tarafından ölçülen genleşme yaşı en yaşlı küresel kümelerden daha küçük olursa, o zaman ya Büyük Patlama kuramı hakkında ya da yıldızların oluşum kuramı hakkında bir şeyler esas itibarıyla yanlıştır. Her iki yolda da, astronomların el üstünde tuttukları bir çok fikrini yeniden düşünmeleri gerekli olacaktır.



EVREN NE KADAR HIZLI GENLEŞMEKTEDİR?

Tarihsel Bakış

1920'lerde, Edwin Hubble, Wilson Dağı Gözlemevi'ndeki yeni yapılmış teleskopu kullanarak, birkaç nebuladaki (bulutsu) değişen yıldızları ve astronomi çevrelerinde hararetli bir tartışma konusu olan dağınık cisimleri ortaya çıkarmıştır. Onun Sefeid değişkenleri olarak adlandırılan bir yıldızlar sınıfına benzeyen bu değişen yıldızlar için keşfi devrim yaratmıştır. Daha önceden, Harvard Koleji Gözlemevi'nde çalışan kadın astronom, Henrietta Levitt, bir Sefeid değişken yıldızın bu periyotları ve bunun parlaklığı arasında yoğun bir bağıntı olduğunu göstermişti. Bu yüzden, Hubble, bu yıldızların ve akılarının periyodunu ölçerek, bunların kendi galaksimiz içindeki bulutsular olmadığını, fakat kendi Galaksimizin kıyısının çok ötesinde dış galaksiler olduklarını gösterebilmişti.

Hubble'ın ikinci devrimsel keşfi, onun Sefeid'e dayalı galaksi mesafe belirlemeleri ve bu galaksilerin göreli hızlarının ölçümleri planıdır. Daha uzak galaksilerin bizden daha hızlı bir şekilde uzaklaştıklarını göstermiştir: Evren statik değildir, ancak genleşmektedir. Bu keşif, modern kozmoloji çağının başlangıcını belirlemiştir. Bugün, Sefeid değişkenleri galaksilere olan uzaklıkları ölçmek için en iyi metot olarak kalmıştır ve bunlar genleşme oranı ve evrenin yaşını belirlemede çok önemlidir.

Sefeid Değişkenleri Nedir?

Güneş ve Sefeid değişen yıldızlar dahil, bütün yıldızların yapısı yıldızdaki maddenin donukluğu (opaklığı) ile belirlenir. Eğer madde çok donuksa, o zaman fotonların yıldızın sıcak merkezinden dışa dağılması uzun sürecektir ve güçlü sıcaklık ve basınç eğimleri yıldızın içinde gelişebilir. Eğer madde neredeyse saydam ise, o zaman fotonlar yıldızın içinde kolaylıkla hareket ederler ve herhangi bir sıcaklık eğrisini silerler. Sefeid yıldızlar iki hal arasında salınırlar: Yıldız yoğun haldeyken, atmosferindeki bir tabakadaki helyum tek başına iyonlaşır. Fotonlar, tek başına iyonlaşmış helyum atomlarındaki bağlı elektrondan dışa saçılırlar, bu yüzden, tabaka çok donuktur ve tabaka boyunca büyük sıcaklık ve basınç eğimleri oluşur. Bu büyük basınçlar tabakanın (ve tüm yıldızın) genleşmesine sebep olur. Yıldız genleşmiş haldeyken, tabakadaki helyum iki kat iyonlaşır, böylece tabaka ışınıma daha geçirgen olur ve tabaka boyunca daha zayıf basınç eğimleri olur. Yıldızı çekim gücüne karşı destekleyecek basınç eğimi olmaksızın, tabaka ve (tüm yıldız) büzülür ve yıldız sıkıştırılmış haline geri döner.

Sefeid değişken yıldızlar beş ila yirmi güneş kütlesi arasında kütlelere sahiptirler. Daha kütleli yıldızlar daha parlaktırlar ve daha genişlemiş kaplamalara sahiptirler. Kaplamaları daha genişlemiş olduğundan ve kaplamlarındaki yoğunluk daha düşük olduğundan, tabakadaki yoğunluğun ters kare köküne orantılı olan değişebilirlik periyotları daha uzundur.

Sefeidleri Kullanmadaki Zorluklar

Sefeidleri mesafe belirteçleri olarak kullanmakla birlikte çok sayıda zorlukta olmaktadır Yakın geçmişe kadar, astronomlar yıldızlardan gelen akıları ölçmek için fotoğraf klişeleri kullanmışlardır. Klişeler yüksek derecede doğrusal değildi ve sıklıkla hatalı akış ölçümleri ortaya çıkıyordu. Kütleli yıldızlar daha kısa ömürlü olduklarından, daima kendi tozlu doğum yerlerinin yakınında konumlanmış olurlar. Özellikle çoğu fotoğraf görüntüsünün çekildiği mavi dalga boylarındaki, toz ışığı emer ve eğer uygun bir şekilde düzeltilemezse, bu toz emilmesi hatalı parlaklık belirlemelerine yol açabilir. Sonuç olarak, uzak galaksilerdeki Sefeidleri yerden tespit etmek çok zor olmaktadır: Yerkürenin dalgalanan atmosferi, bu yıldızları ana galaksilerinin yayılan ışığından ayırmayı imkansız hale getirmektedir.

Sefeidleri mesafe belirteçleri olarak kullanmaktaki bir diğer tarihi zorluk, yakınındaki bir Sefeid modeline olan mesafeyi belirleme problemi olmuştur. Son yıllarda, astronomlar kendi Samanyolu Galaksimizin uydu galaksilerinden ikisi olan Büyük Magellan Bulutu (LMC) ve Küçük Magellan Bulutuna (SMC) mesafeleri belirlemede birkaç çok güvenilir ve bağımsız metot geliştirmişlerdir. LMC ve SMC büyük sayıda Sefeid içerdiğinden dolayı, bunlar mesafe ölçeğini ayarlamak için kullanılabilir.

Son Gelişmeler

Son teknolojik ilerlemeler astronomların çok sayıdaki diğer eski zorluğun üstesinden gelmesini sağlamıştır. CCD'ler (şarj bağlı cihazlar) olarak adlandırılan yeni detektörler doğru akı ölçümlerini mümkün kılmıştır. Bu yeni detektörler, aynı zamanda, kızılötesi dalga boylarında da hassastır. Toz, bu dalga boylarında çok daha fazla saydamdır. Çoklu dalga boylarındaki akıları ölçerek, astronomlar toz etkilerini düzeltebilmiş ve çok daha doğru mesafe belirlemeleri yapabilmişlerdir.

Bu ilerlemeler "Lokal Grup"tan oluşan yakın galaksiler üzerine doğru bir çalışmayı sağlamıştır. Astronomlar Sefeidleri hem ****l zengini M31 iç bölgesinde (Andromeda) hem de ****li zayıf dış bölgede gözlemlemişlerdir. Bu çalışma, Sefeidlerin özelliklerinin hassas olarak kimyasal miktarlara bağlı olmadığını göstermiştir. Bu ilerlemelere rağmen, astronomlar, Yerkürenin atmosferi ile sınırlı olarak, sadece en yakın galaksilerin mesafelerini ölçebilmişlerdir. Evrenin genleşmesine bağlı olarak harekete ilaveten, galaksiler komşuların kütle çekimine bağlı olarak "izafi hareketlere" sahiptirler. Bu olağandışı hareketlerden dolayı, astronomların, Hubble sabitini belirleyebilmek için uzak galaksilere mesafeleri ölçmeleri gerekmektedir.

Evrenin daha derinlerine inmeye çalışırken, astronomlar galaksilere izafi mesafeleri belirlemek için bir dizi yeni teknik geliştirmiştir: bu bağımsız izafi mesafe ölçekleri şu anda 10'dan daha iyisinde anlaşmışlardır. Örneğin, spiral galaksinin dönme hızı ve parlaklığı arasında Tully-Fisher bağıntısı olarak adlandırılan, çok sıkı bir ilişki vardır. Astronomlar aynı zamanda, bir beyaz cücenin patlayıcı yanmasına bağlı olduğu düşünülen, hepsi hemen hemen aynı tepe parlaklığına sahip, Tip Ia süpernovasını bulmuşlardır. Bununla beraber, büyük sayılardaki prototip galaksilere mesafelerin doğru ölçümleri olmaksızın, astronomlar bu izafi mesafe ölçümlerini ayarlayamazlardı. Bu yüzden, Hubble sabitinin doğru belirlemelerini yapamamışlardır.

Geçen birkaç on yıl içinde, önde gelen astronomlar, farklı veri setlerini kullanarak, Hubble sabiti için 50 km/sn/Mpc ila 100 km/sn/Mpc arasında değişen değerler rapor etmişlerdir. Bir faktör 2 belirsizliğe karşılık gelen bu farklılığı çözmek gözleme dayalı evren bilimdeki göze çarpan en önemli problemlerden biridir.

Hubble Anahtar Projesi

Hubble Uzay Teleskopunun "anahtar projelerinden" birisi Edwin Hubble'ın yakın galaksilere mesafeleri ölçme programını tamamlamaktır. Hubble Uzay Teleskopu (HST) çap olarak Hubble'ın Wilson Dağı'ndaki teleskopuna kıyaslanırken, Los Angeles'in kenar mahallelerinde yerleşmiş olmasından çok, Yerküre atmosferinin üzerinde olma avantajına sahiptir. Bu yüzden, HST daha uzak galaksilerdeki Sefeidleri çözebilir. Anahtar projeler yakın 20 galaksiye mesafeleri almayı amaçlar. Bu büyük model ile, proje ayarlanabilir ve birkaç ikincil mesafe belirtecin doğruluğu denetlenebilir. Proje aynı zamanda Sefeid değişkenlerinin özelliklerinin yıldız bileşimlerine hassas olup olmadığını da kontrol edebilir.

Onarımdan Önce ve Sonra M100'ün HST Görüntüsü



Hubble Uzay Teleskopunun NASA tarafından onarımı görüntüsünü düzeltmiştir ve anahtar proje programına imkan tanımıştır. Şekil, anahtar proje programı tarafından gözlemlenmiş yakın galaksilerden biri olan, M100'ün birkaç görüntüsünü göstermektedir. Dikkate değer ölçüde yenilenmiş HST ile, Sefeid değişkenlerini incelerken gerekli bir adım olan, M100'deki tek parlak yıldızları bulmak çok daha kolay olmuştur. M100'ün özdeviniminin Hubble genleşme hızının önemli bir bölümü olarak bize yeterince yakın olmasından dolayı, anahtar proje ekibi M100'ü içeren bir küme olan, Virgo (Başak) kümesinden daha uzak olan Koma (kuyrukluyıldız saçı) kümesine kadar dış değer bulmak için ve Hubble sabitinin bir ölçümünü elde etmek için izafi mesafe belirteçlerini kullanmıştır: H0 = 80 km/sn/Mpc. Bu ölçümdeki istatistik hata 17 km/sn/Mpc'dir. Baskın hata kaynağı M100'den daha uzak Koma kümesine dış değer bulmadır.

Hubble sabitinin anahtar proje belirlemesi, Hubble sabitini tahmin etmek için birkaç bağımsız çaba ile tutarlıdır: yayınlanmış literatürde G.F.R. Ellis ve iş arkadaşları tarafından yapılmış yeni bir istatistik sentez, 66 < H0 < 82 km /sn / Mpc. Sonucunu vermiştir. Bununla birlikte, Hubble sabitinin değeri üzerinde halen tam bir ortak karar yoktur: Allan Sandage tarafından yapılmış yeni bir analiz Tip Ia süpernovasını kullanarak Hubble sabiti için önceden yapılmış birçok ölçümle tutarsız olan bir değer ortaya koymuştur: H0 = 47 km/ sn/MPC.

Geçen yıl içinde, anahtar proje 8 diğer galaksideki Sefeidleri ortaya çıkarmıştır ve sonucu bulunmuş mesafeler M100 ile tutarlıdır. Bu yeni gözlemler birkaç önemli kontrol ve kalibrasyonu olanaklı kılmıştır: M101'de, anahtar proje hem ****li zayıf hem de ****l zengini bölgelerde Sefeidleri bulmuştur: bu, Sefeid özelliklerinin miktarlara bağlı olup olmadığını görmek için bir deneye imkan verecektir. Özellikle önemli bir ölçüm, süpernova mesafe ölçeğini ayarlamak için kullanılan yakın bir galaksiler grubu olan, Fornax kümesine mesafesinin belirlenmesidir. Bu ölçüm geriye kalan farklılığı umut verici bir şekilde çözecektir. Sonuçta, anahtar proje Hubble sabitinin doğruluğu % 10'dan daha iyi olan güvenilir bir ölçümünü yapabilmiştir.

MAP ve Hubble Sabiti

Kozmik mikrodalga fon dalgalanmalarının ayrıntılı yapısını tanımlayarak, MAP, % 5'ten daha iyi bir şeklide, Hubble sabiti dahil, temel kozmolojik parametreleri doğru olarak belirleyebilecektir. Bu ölçüm Sefeid değişkenleri ve diğer teknikleri kullanan geleneksel ölçümlerden tamamen bağımsızdır.

Bu sayfa D.N. Spergel, M. Bolte (UC, Santa Cruz) ve W. Freedman (Carnegie Gözlemevleri) tarafından yazılmış bir makaleden uyarlanmıştır.

Daha Fazla Okuma

*

Uzay Teleskopu Bilim Enstitüsü'nden filmler dahil Hubble Sabiti üzerine Dahası.
*

Freedman, Wendy L., "Genleşme Oranı ve Evren Bilimi", Scientific American, Kasım, 1992.
*

Osterbrock, D.E., Gwinn, J. A. & Brashear, R.S., "Hubble ve Genleşen Evren", Scientific American, Temmuz, 1993.

EVREN SONSUZ MUDUR?

"Bazıları Dünyanın Ateş İçinde Sona Ereceğini Söylüyorlar, Diğerleri de Buz İçinde "

Aynen Robert Frost'un şiirinde Yerküre için iki olası kader hayal ettiği gibi, evren bilimcilerde evren için iki olası son öngörmektedirler:

*

Sonsuz genleşme
*

"Büyük Sıkıştırma"

Evrenin oluşumu genleşme devinirliği ve kütle çekim gücü arasında bir savaşımla belirlenmiştir. Kütle çekimin kuvveti evrenin yoğunluğuna bağlı iken, genleşme oranı Hubble Sabiti, H0, ile belirlenir. Eğer evrenin yoğunluğu Hubble sabitinin karesi ile orantılı olan "kritik yoğunluk"tan daha az ise, o zaman evren sonsuza dek genleşecektir. Eğer evrenin yoğunluğu "kritik yoğunluk"tan daha büyük ise, o zaman çekim gücü sonunda kazanacak ve evren kendisi üzerine çökecektir.

Evrenin Geometrisi

Evrenin yoğunluğu aynı zamanda onun geometrisini de belirler. Eğer evrenin yoğunluğu kritik yoğunluğu aşarsa, o zaman uzayın geometrisi kapanır ve bir kürenin yüzeyi gibi pozitif olarak eğilir. Bu da foton yollarının yavaş yavaş uzaklaştığı ve sonunda bir noktaya geri döndüğü anlamına gelir. Eğer evrenin yoğunluğu kritik yoğunluktan daha az ise, o zaman uzayın geometrisi açıktır ve bir eyerin yüzeyi gibi negatif olarak eğilir. Eğer evrenin yoğunluğu tam olarak kritik yoğunluğa eşit olursa, o zaman evrenin geometrisi bir kağıt parçası gibi düz olur. Bu yüzden, evrenin geometrisi ve kaderi arasında doğrudan bir bağ vardır.

Büyük Patlama kuramının bir uzantısı olan şişirilme teorisinin en basit versiyonu, evrenin yoğunluğunun kritik yoğunluğa çok yakın olduğunu ve evrenin geometrisinin bir kağıt parçası gibi düz olduğunu tahmin etmektedir.

MAP'ten Gelen Ölçümler

MAP uydusu evrenin geometrisi dahil olmak üzere Büyük Patlama kuramının temel parametrelerini ölçmeyi amaçlamaktadır. Eğer evren açık ise, o zaman kozmik mikrodalga fon dalgalanmaları yarım dereceli ölçek üzerinde en büyük olur. Eğer evren düz ise, dalgalanmalar dereceli ölçek üzerinde en büyük olur. Eğer evren kapalı olursa, dalgalanmalar daha büyük ölçekte bile en büyük olur. Bu yüzden, MAP'in dalgalanma ölçeği ölçümü evrenin yoğunluğunu araştırmaktadır ve evren bilimcilere evrenin nihai sonunun iç yüzünü gösterecektir.



EVREN NEYDEN YAPILMIŞTIR?

Protonlar, Nötronlar ve Elektronlar: Yaşam Kadrosu

Siz, bu bilgisayar, soluduğumuz hava ve uzak yıldızlar, hepsi protonlar, nötronlar ve elektronlardan yapılmıştır. Protonlar ve nötronlar, çekirdekler içinde birbirine bağlıdırlar ve atomlar elektronların tam bir takımı ile çevrili çekirdeklerdir. Hidrojen bir proton ve bir elektrondan müteşekkildir. Helyum iki proton, iki nötron ve iki elektrondan müteşekkildir. Karbon altı proton, altı nötron ve altı elektrondan müteşekkildir. Demir, kurşun ve uranyum gibi daha ağır elementler daha çok sayıda proton, nötron ve elektron bile içermektedirler. Astronomlar protonlar, nötronlar ve elektronlardan yapılmış tüm maddeleri "baryonik madde" olarak adlandırmaktan hoşlanırlar.

Yaklaşık on yıl öncesine dek, astronomlar evrenin hemen hemen tamamen bu "baryonik madde"den, olağan maddeden oluştuğunu düşünmekteydiler. Ancak, geçmiş on yılda, evrende göremediğimiz bir şeyler, belki de yeni bir madde formu olduğu gibi fikirleri toplayan daha fazla delil vardır.

Karanlık Madde Gizemi

Yıldızların ve gazın hareketlerini ölçerek, astronomlar galaksileri "tartabilirler". Kendi güneş sistemimizde, Güneşin kütlesini ölçmek için Dünyanın Güneş etrafındaki hızını kullanabiliriz. Yerküre, Güneş etrafında saniyede 30 kilometre (kabaca saatte altmış bin mil) hızla dolaşmaktadır. Eğer Güneş dört kat daha kütleli olsaydı, o zaman Yerkürenin yörüngesinde kalabilmesi için Güneş etrafında saniyede 60 kilometre hızla dönmesi gerekecekti. Güneş, Samanyolu etrafında saniyede 225 kilometre hızla hareket etmektedir. Bu hızı (ve diğer yıldızların hızlarını) galaksimizin kütlesini ölçmek için kullanabiliriz. Benzer olarak, uzak galaksilerdeki gaz ve yıldızların radyo ve optik gözlemleri astronomların bu sitemlerdeki kütlenin dağılımını belirlemelerine imkan vermektedir.