Evren : Bölüm 1

Evren : Bölüm 1

19 Eylül 2018 0 Yazar: Tuğba YELİZ

Evren ile ilgili kafa karıştıran birçok soru var; bir sonu var mı, neyin içinde genişliyor, yaklaşık 13.8 milyar  yaşındaysa nasıl oluyor da çapı 93 milyar ışık yılı oluyor gibi… Bu yazı dizimizde bunları cevaplamaya çalışacağız.

 

Yazı biraz uzun olacak. O nedenle aralarda konu başlıkları yazmayı uygun gördüm. Hangi sorunun cevabını merak ediyorsanız sadece o kısmı okuyabilirsiniz.

 

UZAY VE EVREN ARASINDA BİR FARK VAR MI?

Uzay, genellikle gök cisimleri arasındaki büyük ölçüde boş olan ortamı tarif ederken kullandığımız bir kelime. Yani biraz daha yerel  diyebiliriz. Evren ise aklınıza gelebilecek her şeyi kapsıyor: Dünya, galaksiler, karanlık madde, gıcık  olduğunuz matematik öğretmeniniz, gürültücü komşularınız, tek hücreliler vs… Yani çok daha genel bir terim.

 

EVREN NASIL OLUŞTU? HER AŞAMASINI KESİN OLARAK BİLİYOR MUYUZ?

Elbette %100 kesinlikle bilmiyoruz, ama tabi ki bazı fikirlerimiz var. Hemen söyleyeyim, aşağıda yazacaklarımı kimse elinde cetvelle, tartıyla ölçemez. Bu tür çalışmalar bilgisayar modelleriyle ve matematiksel hesaplamalarla yapılıyor ve fiziğin bunları destekleyip desteklemediğiyle de kontrol ediliyor. Yani bir bilim insanının bir sabah kalkıp “Dur bakalım, bugün ortaya şöyle bir şey atayım da eğleneyim biraz” gibi kafadan atmak gibi bir lüksü yok. Her şey gerçeklere uygun.

 

Evren nasıl oluştu? Yaklaşık 13.8 milyar yıl önce gerçekleştiğini kabul ettiğimiz ve adına Big Bang ya da Büyük Patlama dediğimiz, şu anda en çok kabul gören kozmolojik modele göre, tekillik adını verdiğimiz ve bugün bilinen fizik kurallarının geçersiz olduğu çok yoğun bir noktadan gerçekleşen bir patlama ve genişlemeyle…

 

Şimdi adım adım gidelim.

 

Patlamanın hemen ardından geçen ilk anlar, Planck zamanı adıyla anılır. Bu süre, ışık hızındaki bir fotonun, Planck uzunluğunu katetmesi için gereken süredir. Peki Planck uzunluğu nedir? Planck uzunluğu, kütle çekim gibi olayların geçersiz olduğu, yalnızca kuantum etkilerinin baskın olduğu mikro boyuttaki bir ölçüdür ve 1.6 × 10^(-35) metredir. Daha açık yazmak gerekirse; 0.000000000000000000000000000000000016 metre.

 

Bu kadar küçük bir yolu fotonun katetme süresi olan Planck zamanı 10^(-43) saniyedir (0.0000000000000000000000000000000000000000001 saniye). Büyük Patlama’dan hemen sonraki bu süre içerisinde neler olup bittiğini henüz tam olarak anlayabilmiş değiliz. Genel Görelilik bu safhada gravitasyonel tekillik adı verilen bir durumu öngörür. Yani bu evrede madde yoğunluğu ya da uzay-zaman eğriliği sonsuzdur ve bu aslında bilinen fizik yasalarının anlamsızlaştığı bir durumdur.

 

Bu noktada 4 temel kuvvetin (elektromanyetik kuvvet, zayıf ve güçlü nükleer kuvvetler, kütle çekim kuvveti) aynı şiddette olduğu ya da birleşik olduğu yönünde bir görüş hakimdir.

 

Bir sonraki adımda, yani patlamadan sonraki 10^(-43) ile 10^(-36). saniyeler arasında, kütle çekim kuvvetinin diğerlerinden ayrıldığı ve bu durumun ilk parçacıkların oluşmasına zemin hazırladığı tahmin edilir. 10^(-36). saniyeye gelindiğinde, başlangıçta 10^32 Kelvin mertebesinde olan sıcaklık 10^28 K’ye kadar düşer.

 

O zamanlar Adanalılar var olsaydı, kesinlikle evrenin birtakım köşelerine ateş ederlerdi (:

 

10^(-36) ve 10^(-32). saniye arasında bu kez güçlü nükleer kuvvetler, bileşik kuvvetlerden ayrılır ve “enflasyon teorisi” ya da “şişme teorisi” olarak da bildiğimiz süreç devreye girer (bu konuya tekrar geleceğiz). Bu noktada erken evrenin lineer boyutları, saniyenin çok küçük bir kesri içerisinde üstel olarak aşırı derecede artar.

 

10^(-12). saniyeye gelene kadar, W ve Z bozonları ile Higgs bozonlarını da içeren egzotik parçacıklar oluşur. Genişlemeyle beraber elementer parçacıklar evrenin her tarafına dağılır. 10^(-12). saniyeye gelindiğinde, elektromanyetik kuvvetle zayıf nükleer kuvvet de artık birbirinden ayrılır ve sıcaklık 10^16 Kelvin’e düşer. Düşmüş hali bu yani, düşünün…

 

10^(-12) ve 10^(-6). saniyeler arasında bol miktarda kuark, elektron ve nötrino oluşur. 4 temel kuvvet günümüzdeki şeklini alır. Kuark ve anti-kuarklar birbirini yok eder, ancak baryogenez olarak bilinen bu süreçte kuarkların tamamı yok olmaz ve daha sonra birleşerek maddeyi oluşturmak üzere var olmaya devam ederler.

 

Büyük Patlama ve sonrası

 

10^(-6). saniyeden 1 saniyeye kadar evren artık kuarkların bir araya gelebilmesine olanak verecek kadar soğumuştur ve dolayısıyla artık hadronlar oluşabilir. Bunların en önemlileri de proton ve nötronlardır (Bunların ikisi de 3’er kuarktan oluşur. Proton 2 adet “yukarı” ve 1 adet “aşağı” kuarktan; nötron ise 2 adet aşağı, 1 adet yukarı kuarktan meydana gelir)

 

İlk 1 saniye ile 3 dakika arasındaki dönemde, hadron ve anti-hadronların birbirini yok etmesiyle (yine tamamen değil), leptonlar ve anti-leptonlar evrende baskın hale gelir. Bunların en önemlileri olan elektron ve pozitronlar çarpışıp yok olurken fotonlar açığa çıkar. Çarpışan fotonlarla da tekrar elektron ve pozitron çiftleri oluşur.

 

Daha bitmedi…

 

3 dakika ile 20 dakika arasında evrenin sıcaklığı artık başlangıçtaki sıcaklığa kıyasla o kadar düşüktür ki, proton ve nötronlar hidrojen, helyum ve lityum gibi basit elementleri oluşturmak üzere bir araya gelmeye başlarlar. Ancak proton ve nötronların bir araya gelmesiyle oluşan ilk çekirdek döteron olarak da bilinen ağır hidrojen, yani döteryum çekirdeğidir.

 

20. dakikadan sonra, bu nükleer füzyon olayları durur, çünkü artık sıcaklık ve yoğunluk buna izin vermemektedir.

 

3 dakika ile 240000 yıl arasında evren, opak (yani saydam olmayan) ve sıcak bir atom çekirdeği ve elektron çorbası, yani plazma ile doludur. Lepton ve anti-leptonların çoğunun birbirini çarpışarak yok ettiği daha önceki süreç nedeniyle, enerjinin baskın bileşeni fotonlardır.

 

240000 ile 300000 yıl arasındaki süreçte sıcaklık artık 3000 dereceye kadar düşmüştür. Yoğunluk da düşmeye devam etmektedir. Bu süreçte, daha önce plazma halinde bulunan madde içerisindeki hidrojen ve helyum atomları elektron yakalamaya başlar ve ortam ışığa karşı geçirgen hale gelir. Bu dönem aynı zamanda, bugün gözleyebildiğimiz en erken dönemdir.

 

Yıldızlardaki bolluğa benzer şekilde, evrenartık % 75 hidrojen ve % 25 helyumdan oluşmaktadır. Tabi ki oran tam olarak 75-25 şeklinde değil. Ancak lityum bu dönemde yok denecek kadar düşük miktarda olduğundan yüzde hesabına bile katılmıyor diyebiliriz.

 

300000 ile 150 milyon yıl arasında, henüz ilk yıldızlar oluşmadığından evren karanlıktır. Ayrıca karanlık maddenin baskın bileşen olduğu da söylenebilir. Bu son 2 dönem civarında bir yerde (genellikle 380000 yıl kabul görür) kozmik mikrodalga arka plan ışınımının oluştuğu düşünülüyor.

 

https://cdn-images-1.medium.com/max/800/1*svAtJuDK8C_3JvbXpSrKxg.jpeg

 

150 milyon ile 1 milyar yıl arasında ilk kuasarlar oluşmaya başlar. Yaydıkları yoğun ışınımın neden olduğu etkiden dolayı evrende plazma oluşumu yeniden tetiklenir. Bundan sonraki birkaç yüz milyon yıl içerisinde, gaz yoğunluğundaki dengesiz dağılımlar nedeniyle yıldız oluşumları başlar.

 

Burada teorik yıldızlar olan popülasyon III yıldızlarının ortaya çıktığı düşünülmektedir. Bunlar son derece büyük kütlelerden oluştukları için çok kısa sürelerde evrimlerini tamamlayarak patlarlar ve diğer yıldızların oluşumu için zemin hazırlarlar.

 

Ortamda çok büyük hacimler halinde olan maddeler kütle çekimi etkisiyle çökerek galaksileri oluşturmaya ve yine kütle çekimi nedeniyle, oluşan bu galaksiler birbirlerine doğru çekilerek gruplaşmaya ve bugünkü grup ve kümeleri oluşturmaya başlar.

 

Büyük Patlama’dan sonraki 8.5 milyar ile 9.5 milyar yıl arasındaki süreçte Güneş Sistemi oluşur.

 

13.8 milyar yıl sonraki zaman ise günümüze karşılık gelir. Yıldız ölümleri ve oluşumları günümüzde hâlâ devam etmektedir.

 

Buraya kadar saydığımız her şey kısaca dönemlere ayrılacak olursa, başlıca şu şekilde özetleyebiliriz bunları:

 

  • Planck dönemi
  • Büyük birleşme
  • Enflasyon ya da şişme dönemi
  • Elektrozayıf dönem
  • Kuark – hadron dönemleri
  • Nötrino ayrışması dönemi (Teorik cisimler olan ilksel kara deliklerin bu dönemde oluştuğuna dair bir görüş var)
  • Lepton dönemi
  • Nükleosentez
  • Foton dönemi
  • Yeniden birleşme dönemi (Bu arada isim sizi yanıltmasın. Yeniden birleşme diyoruz, ancak bu, elektron ve protonların daha önceki herhangi bir evrede de birleştiğini söylemiyor bize. Sadece isimlendirme Büyük Patlama teorisi ortaya çıkmadan daha önceki bir çalışma nedeniyle bu şekilde yapılmış ve isim sonradan değiştirilmemiş)
  • Karanlık dönem
  • Yıldız ve galaksi oluşumları

 

ENFLASYON YA DA ŞİŞME TEORİSİ

Enflasyon ya da şişme teorisine geri geleceğiz demiştik. Bu teoriye neden ihtiyaç duyuldu? Genel olarak bir teori birçok soruya yanıt verebiliyor, ama birkaç noktada takılıyorsa o teori yanlış değil eksiktir. Büyük Patlama’nın da bazı eksikleri var. Başlıca 3 problem var ki, Büyük Patlama teorisi için bunlar birer sorundu.

 

Bunlardan biri “flatness” yani düzlük problemi. Günümüzdeki hesaplar ve gözlemler, evrenin düz olduğunu gösteriyor (dünya ile karıştırmayalım; düz olan evren). Ancak Büyük Patlama’ya göre eğriliğin zamanla beraber artması ve evrenin günümüzde gördüğümüz şeklini alabilmesi için, inanılmayacak kadar büyük bir tesadüfle bir ince ayara maruz kalması gerekirdi. Bu konu evrenin kritik yoğunluk denen bir parametresiyle ilişkilidir, ancak kafalar zaten yeterince karışacağından işin o kısmına girmeden yüzeysel olarak geçeceğim.

 

İkinci büyük problem, “horizon” yani ufuk problemi. Kozmik mikrodalga arka plan ışınımının tekdüzeliği bize, evrenin birbirine zıt yöndeki uzak bölgelerinin birbirleriyle bir zamanlar temas halinde bulunmuş olmaları gerektiğini söyler. Ancak Büyük Patlama’nın standart genişlemesi söz konusu olduğunda, böyle bir şey mümkün değildir.

 

Üçüncü problem “monopole” yani tek kutup problemi. Büyük Patlama’ya göre, erken evren dönemleri içerisinde, çok sayıda ağır ve kararlı tek kutuplu elementer parçacık oluşmuş olmalıydı. Ancak bu durum gözlemsel olarak desteklenmiyor.

 

Şu halde bunlara ve başka bazı problemlere daha yanıt vermesi gereken bir teoriye ihtiyaç olduğu ortaya çıkıyor. İşte bu da şişme teorisi ile sağlanmış durumda. Şişme, Büyük Patlama’nın hemen peşinden gerçekleşen, oldukça hızlı (üstel olarak artan bir hızdan bahsediyoruz) ve güçlü bir olay.

 

Bunun düzlük sorununu nasıl çözdüğünü bir örnekle anlatalım: Büyükçe bir topun üzerinde yaşadığınızı düşünün. Bu durumda topun eğriliğinden haberdar olacak ve kapalı bir evrende yaşadığınızı düşünecektiniz. Ancak topun bir anda dünya boyutlarına ulaştığını düşünün. Bu durumda yaşadığınız yüzey size düz görünecekti, ancak büyük ölçeklerden bakıldığında yine de eğri bir cisim üzerinde olduğunuz anlaşılacaktı.

 

Şimdi topun evren boyutlarında büyüdüğünü farz edin. Neresinden bakarsanız bakın eğriliği göremeyecek ve düz bir yerde yaşadığınızı düşünecektiniz. Oysa başlangıçta oldukça eğri bir yüzey üzerindeydiniz. Şişme teorisine göre durum tam olarak bu. Ani bir genişlemeyle aşırı derecede büyüyen bir uzay dokusu üzerinde, başlangıçtaki eğrilik seviyesi ne olursa olsun, düz bir evren algısı yaşıyor olmamız oldukça doğal.

 

 

Ufuk problemi de şişme teorisi ile açıklanabilir. Şişme teorisine göre, günümüzde birbirine zıt yönde ve uzak olan bölgeler şişme evresi öncesinde, standart Büyük Patlama’da olduklarına kıyasla çok daha yakın olmalıydılar. Bu durumda birbirleriyle temas halinde bulunabilir ve tekdüze bir hale gelmiş olabilirler ve üstel genişlemeyle de bu tekdüzeliği kazandıktan sonra birbirlerinden hızla ayrılırlar.

 

Gelelim tek kutuplular problemine… Şişme teorisine göre bunların şişmeden hemen önce üretilip var olmaları mümkündür, ancak şişme evresi gerçekleştikten sonra tek kutupluların yoğunluğunda üstel olarak azalma gerçekleşir ve günümüzde tespit edilemeyecek seviyelere kadar düşebilirler.

 

Bütün bu karman çorman konular her şeyin cevabını veriyor mu? Bizi, evrenin oluşumu ya da evrimi üzerine daha fazla kafa patlatma sıkıntısından tamamen kurtarıyor mu? Maalesef hayır. Çalışmalar son sürat devam ediyor bu konuda. Bunlar dışında çok farklı türden çalışmalar da mevcut bu konu hakkında; Şişme teorisinin bilimsel bir teori olamayacağı ve onun yerine “büyük sıçrama” fikrinin konulması gerektiği iddiasından tutun, evrenin yaşının en az 986 milyar yıl olması gerektiğine kadar… Doğru çıkabilir mi bunlar? Dayanak noktalarını duymadan bir şey söylemek zor.

 

SİMETRİ KIRILMASI NEDİR?

Erken evrenin ilk aşamalarında, her etkileşim için ayna benzeri simetriye sahip bir dönem vardır. Bir elektron oluştuğu zaman, bunun anti parçacığı olan pozitron da oluşur. Peki her şey böyle mükemmel devam etseydi ve parçacıklarla anti parçacık çiftleri çarpışıp birbirini yok etmeye devam etseydi, biz var olabilir miydik? Cevap hayır. Fakat buradayız ve bu soruyu sorabiliyoruz. O halde bu güzel simetrinin bir şekilde sekteye uğramış olması gerekiyor.

 

Simetri kırılması olarak adlandırdığımız olay, erken evrende faz değişimlerine neden olur. Oluşum aşamasındaki herhangi bir faz değişimi ise evrenin karakteristiklerinin ve özelliklerinin değişmesi anlamına gelir. Örneğin süpergravite simetri kırılması sonucunda evren Planck döneminden uzay-zamanın oluştuğu döneme geçmiştir. GUT (Büyük Birleşik Teori) simetri kırılmasıyla da madde ve uzay-zaman birbirinden ayrılmış ve açığa çıkan enerji, parçacıkların oluşumunda kullanılmıştır.

Simetri kırılması sonuç olarak düzenden kaosa bir geçiş anlamına da gelir.

 

Şişme evresinden sonra üçüncü ve son simetri kırılması gerçekleşmiştir. Bu da 4 temel kuvvetin günümüzdeki halini almasında etkisi olan kırılmadır.

 

KOZMİK MİKRODALGA ARKA PLAN IŞINIMI NEDİR?

İngilizce ismi olan “cosmic microwave background radiation“un baş harfleri nedeniyle genellikle CMB ya da CMBR olarak karşımıza çıkan bu olay, aslında Büyük Patlama’nın bir kalıntısı olan elektromanyetik ışınımdır. Elektron ve protonların, nötr hidrojen atomları oluşturmak üzere bir araya geldiği yeniden birleşme evresinde oluştuğu düşünülmektedir.

 

Hadron dönemi gerçekleştikten sonra, yeniden birleşme döneminde meydana çıkan nötr hidrojen atomlarını düşünelim. Bu atomlar ilk oluşma aşamasında, yüksek enerji durumundaki elektronları içeriyordu. Bu elektronlar kolayca düşük enerji seviyelerine geçebiliyordu. Bunu yaparken de, “salma” olarak adlandırdığımız olayı gerçekleştiriyorlardı. Yani foton açığa çıkarıyorlardı.

 

Yukarıda, ortamın ışığa karşı geçirgen olduğu dönemden söz etmiştim. Fotonlar bu şekilde üretilip maddeyle (yani atomlarla) bağlarını kestiklerinde, evrende başka maddelerle etkileşime girmeden rahatça seyahat edebilmeye başladılar. İşte bugün CMBR olarak adlandırdığımız ışınımı oluşturan şey, bu fotonlardır. Ancak bu ışınım, evren başlangıçtaki sıcaklığına kıyasla oldukça soğuduktan sonra üretilmiştir ve enerjisi, insan gözünün doğrudan görebileceği spektral aralığa düşmez. Yalnızca kızılöte bölgede gözlenebilir.

http://apminstitute.org/wp-content/uploads/2014/07/image.jpg     (WMAP verilerinden elde edilmiş CMBR haritası)

 

EVRENİN YAŞINI NEREDEN BİLİYORUZ?

Evrenin yaşı dediğimizde anladığımız şey, Büyük Patlama’dan bu yana geçen süre. Ondan öncesi hakkında bir bilgimiz olmadığından -eğer varsa- o dönemi buna dahil edemiyoruz. Şu halde Büyük Patlama’dan bu yana geçen süreyi nasıl hesaplıyoruz?

 

Elimizde bizimkine benzer bir evren varsa, onun yaşıyla, nasıl ve ne kadar genişlediği arasında bir ilişki olması gerekir. Eğer günümüzdeki genişlemeyi ölçebilirsek, ekstrapolasyon denen bir işlemle, günümüze ait bu veriler, Büyük Patlama modelleriyle beraber değerlendirilir ve geçmişe yönelik verilere ilişkin tahminler oluşturulabilir.

 

İş o kadar kolay olmamakla beraber şuna benzetilebilir: Spor yapıyorsunuz ve hareketlerinizin sayısını her gün yükseltiyorsunuz. Bugün bu hareketten 200 tane yaptım (ve ilginç bir şekilde kalpten ölmedim). Her gün, bir önceki günden 10 tane fazla hareket yaptığıma göre, 10 gün önce kaç hareket yapıyordum acaba? Bu durumda 200’den 10’ar 10’ar düşerek 10 gün öncesine ait hesabı yapabilirsiniz: Dün 190 tane, önceki gün 180 tane gibi…

 

Arkeologların, bir kalıntının yaşını elde etmede kullandığı yöntemler gibi, gök bilimci ve kozmologların da yaş saptamakta kullandığı bazı yöntemler var. Bunlardan biri küresel kümeler. Galaksimizde bilinen 150 kadar küresel küme var. Bu kümeler galaksi oluşumlarına ışık tutmalarının yanı sıra, galaksilerin en yaşlı yıldızlarına da ev sahipliği yaparlar.

 

Omega Centauri küresel kümesi

 

Küresel kümelerin Hertzsprung – Russel adı verilen diyagramlarından, bu kümelerin yaşları hesaplanabilir. Gözleyebildiğimiz en yaşlı küresel kümelerin HR diyagramları bizi hep yaklaşık 13.2 milyar yıla götürmektedir. O halde şunu düşünebiliriz: Evren en az 13.2 milyar yaşında olmalı, çünkü içerisinde bulundurduğu bu yıldızlardan daha genç olmasının imkanı yok. Bu anne babanızdan daha yaşlı olmanız gibi bir durum olurdu.

 

Küresel kümelerin HR diyagramlarındaki dönüm noktası, kümenin yaşını hesaplama olanağı verir.

 

Peki gözleyemediğimiz yerlerde bundan daha yaşlı yıldızlar varsa, bu yöntem bize kesin bir sonuç vermiş olur mu? Hayır. O halde buna ek olarak biraz daha sağlam bir kanıta ihtiyaç duyabiliriz. Bu durum, yöntemi tamamen geçersiz kılmıyor tabi ki. Sadece işimizi sağlama almak istiyoruz.

 

Bu şartlar altında ikinci ve daha iyi bir yöntem ise, CMBR’nin dalga boyunu kullanmak. Bu ışınım evrene homojen olarak dağıldığından, bunu ölçeceğimiz yerin sonuç üzerinde bir fark yaratmaması gerekiyor. Burada da devreye, yukarıda bahsettiğim ekstrapolasyon istatistikleri giriyor. Bunu kullanarak evrenin yaşını hesaplayabilmek için Hubble sabiti, evrendeki maddenin yoğunluğu ve evrenin ne kadar zamanda
ne derece genişlediğini bize fısıldayan ölçek parametresiyle ilişkili olarak kozmolojik sabit gibi parametreler gerekiyor bize.

 

Bu arada belirteyim; kozmolojik sabit birçok zaman Einstein’in yaşamında düştüğü en büyük yanılgı olarak anılmış olsa da, aslında böyle bir sabit gerçekten var. Değeri tam sıfır olmamakla beraber sıfıra oldukça yakın.

 

WMAP ve Planck gibi uydular, CMBR’nin haritasını elde etmiş durumda. Yukarıda bahsedilen parametreler ve bu harita ışığında yapılan hesaplardan, evrenin yaşının yaklaşık olarak 13.772 milyar yıl olduğu bulundu. Elbette bu değerin + ve – yanılma payı var. Ancak hem küresel küme yıldızları hem de CMBR göz önüne alındığında, evrenin yaşının 13.2 ile 14 milyar yıl arasında bir yerde olduğunu rahatça söyleyebiliyoruz. Yaklaşık 13.8’i ise %99 gibi bir kesinlikle söylüyoruz.

 

Evrenle ilgili geri kalan soruların cevapları bir sonraki yazımızda. Takipte kalın!..

 

Yararlanılan Kaynaklar
https://www.physicsoftheuniverse.com/topics_bigbang_timeline.html
http://abyss.uoregon.edu/~js/ast123/lectures/lec18.html
Ankara Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Kozmoloji dersi notları

 

Kapak Görseli
https:// cdn.spacetelescope.org/archives/images/wallpaper5/heic0406b.jpg adresinden alıntıdır.