Evren: Bölüm 2

Evren: Bölüm 2

28 Eylül 2018 0 Yazar: Tuğba YELİZ

Yazının ilk bölümüne buradan ulaşabilirsiniz.

Yazımızın başına çok önemli bir not düşelim: Evrenle ilgili yazılarımızda anlatılan her şey, gözlemlenebilir evren ile ilgili bilgiler. Yani evren düz derken, gözlemlenebilir evrende yapılan deneyler ve ölçümlerden çıkan bir sonuç bu. Görüş ufkumuzun ötesinde neler olup bittiğine dair bilgimiz yok. Bu nedenle yazıyı okurken bu önemli notu aklınızda tutmanız iyi bir fikir olabilir.

 

Gelelim evren hakkındaki diğer önemli sorulara.

 

Nasıl Oluyor da Yaşı 13.8 Milyar Yıl Olan Evrenin Çapı, Yaşından Daha Büyük Olabiliyor?

Aslında cevap kısa ve basit: Çünkü evren genişliyor. Bununla sorunun arasında ilgi kuramayanlar varsa, şekil üzerinden anlatmak yararlı olabilir:

 

https://qph.fs.quoracdn.net/main-qimg-ddcaf4b2c664efd8abfa8994fb9022c8-c

 

Soldaki küpün orta bölgesine yakın çizilmiş galaksilerden birinde olduğumuzu farz edelim. Küpün sol alt köşesindeki galaksilerden bir ışık demeti, bize doğru yola çıkmış olsun. Bu galaksi kümesinin bizimkinden 50 milyon ışık yılı uzakta olduğunu kabul edelim. Eğer soldaki şekilde gördüğümüz her şey, yine şekilde gördüğümüz halleriyle sabit olsaydı, yola çıkan ışık bize tam da aradaki uzaklıkla orantılı olarak 50 milyon yıl sonra ulaşırdı.

 

Fakat evren sabit değil. Şimdi sağdaki büyük küpe bakalım. Görüldüğü gibi, içinde bulunduğumuzu varsaydığımız galaksi kümesi, sol alttaki kümeden uzaklaştı. Yani evren bir miktar genişledi. Ancak ışık yola çıkmıştı ve bize doğru geliyordu. Burada evren genişleyip galaksiler birbirlerinden uzaklaştığı için, artık ışığın bize ulaşabilmek için alması gereken yol biraz daha fazla. Yani artık bize 50 milyon yıl değil, daha fazla sürede ulaşabilecek.

 

Bu olay şuna benzetilebilir: Bir yarışa başladınız. 500 metre ötedeki bitiş çizgisine kadar koşacaksınız. Start verildi ve koşmaya başladınız, ama birisi gelip bitiş çizgisini bulunduğu noktadan 200 metre daha uzağa taşıdı. Yarış devam ediyor, yarış sonunda siz o çizgiye öyle ya da böyle ulaşacaksınız, ama ulaştığınızda artık 500 değil, 700 metre koşmuş olacaksınız.

 

Peki birisi çizgiyi, koşamayacağınız kadar uzak bir mesafeye taşırsa ne olacak? O durumda çizgiye hiçbir zaman ulaşamayacaksınız.

 

İşte basite indirgediğimizde, gerçekleşen olay aslında buna benziyor. Işık bize ulaşmaya çalıştıkça biz ondan, genişleme nedeniyle bir anlamda kaçıyor gibiyiz. Uzak bir gelecekte, bugün gördüğümüz çok uzak galaksilerin ışığını belki de göremeyeceğiz, çünkü bizden tıpkı örnekteki bitiş çizgisi gibi, çok fazla uzaklaşmış olacaklar.

 

Evrenin ilk oluştuğu ana, yani Büyük Patlama’ya ait ışığı görme şansımız yok, çünkü ilk yazıda da bahsettiğim gibi, ilk dönemlerde evren ışığa karşı geçirgen değildi. Evrene ilişkin olarak görebileceğimiz en eski elektromanyetik dalgalar, kozmik mikrodalga arka plan ışınımına ait.

 

Evrenin Bir Sonu Var mı?

Gözleyebildiğimiz evren için konuşursak, öyle bir son yok gibi görünüyor. (Sondan kastımız sınır ya da uç bir nokta). Bakabildiğimiz her yönde alabildiğine uzanan ve bizden uzaklaşan galaksiler var. Bizim bulunduğumuz konumdan bakınca kendimizi evrenin merkezinde gibi algılıyoruz. Biz merkezdeyiz ve uzaktaki diğer tüm galaksiler bizden hızla uzaklaşıyor gibi…

 

Peki Andromeda Galaksisi’nda olsaydık bu değişecek miydi? Hayır. Yine kendimizi merkezde sanacaktık ve uzaktaki diğer galaksiler bizden hızla uzaklaşıyor olacaktı. Hangi galaksiden bakarsak bakalım göreceğimiz manzara aşağı yukarı aynı olurdu. Bu durumda merkez ya da kenar gibi kavramlar oldukça anlamsız bir hale geliyor.

 

Bulunduğumuz yerin evrende ayrıcalıklı bir konumda olmaması durumu “Kopernik İlkesi” olarak adlandırılır.

Kısacası evrenin bir sonu olup olmadığını henüz bilmiyoruz ve eğer varsa bulunduğumuz yerden bunu göremiyoruz. Bu da aslında felsefi bir bakış açısıyla baktığımızda, bizim için evreni sonlu hale getiriyor, çünkü belli bir noktadan ötesini istesek de göremiyoruz.

 

Evrenin Şekli Nasıldır?

Bazı gözlemler yapılmadan ve bazı bilgilere ulaşmadan önce, evren için söz konusu olabilecek 3 şekil bulunmaktaydı. Bunları aşağıdaki resimde görüyorsunuz:

 

 

Burada biraz detaya girelim.

 

Yeterince büyük ölçeklerden bakarsak evrenin her yerde aynı olduğunu görürüz ve buna evrenin homojen olması denir. Yine yeterince büyük ölçeklerden bakarsak evrenin her yönde aynı olduğunu görürüz. Bu da evrenin izotropik olmasıdır. Özetle, büyük ölçekten bakıldığında evren tekdüze bir yerdir ki buna da “Kozmoloji İlkesi” denir. Bu tekdüzelik, enerji ve momentumun dağılımını da belirler.

 

Bahsi geçen enerji ve momentum dağılımı, evrenin “eğriliğini” belirlemede önemlidir.

 

Momentum nedir diyenler için kısa bir açıklama yapmak gerekiyor. Aslına bakarsanız momentumu anlatmak, diğer fiziksel özellikleri anlatmak kadar kolay değil. Çok net bir tanım bulamayabilirsiniz bu konu hakkında. Ancak en özet şekliyle, “momentum, hareket halindeki kütledir” gibi bir sonuç çıkabilir. Bir cismin momentumu, onun kütlesi ile hızının çarpımına eşittir.

 

Fizikte tek bir kütle tanımı yoktur; durağan kütle, rölativistik kütle gibi farklı tanımlar bulunur. Şu anda bu konunun detayına inmeye gerek yok, ancak şunu bilmemiz yeterli: Fotonların da momentumu vardır. Kütlesine (ya da kütlesizliğine) şu an için takılmamıza gerek yok.

İlk evren modellerinden biri Einstein‘in kozmolojik modelidir. Her ne kadar yararlı çalışmalar içeriyor olsa da, Einstein bulduğu formüller evrenin genişliyor olması gerektiğini gösterdiği için, formüllere bir sabit eklemek suretiyle bu durumdan kurtulmaya çalışmıştır. Kozmolojik sabit olarak bilinen bu sabiti, Hubble evrenin genişlediğini kanıtladıktan sonra formüllerinden kaldırmıştır.

 

Ancak, kozmolojik sabit aslında formülden kaldırılan lüzumsuz ayrıntı değildir. Böyle bir sabit gerçekten vardır, fakat Einstein’in kullandığı şekilde değil. 90’lı yıllara kadar bunun sıfır olduğu düşünülüyordu. Yapılan bir çalışma sonrasında değeri ölçülebildi. Çok küçük olmakla beraber, tam olarak sıfır olmadığını biliyoruz. Bu sabit, boş uzayın enerji yoğunluğunu tanımlar.

 

Bu çalışmadan 1 yıl kadar sonra De Sitter farklı bir kozmolojik model açıklamıştır. Aslında bu modelde evren durağan değildi, fakat o dönemde elde olan bilgilerle yapılan yorumlar, bu gerçeği gözden kaçırmış ve bu model de başka bir durağan evren modeli sanılmıştı.

 

Daha sonra ortaya, kısaca FRW olarak da bilinen Friedmann-Robertson-Walker modelleri çıkmıştır. Bunlar aslında tüm genişleyen ya da daralan evren modellerini içeren genel modellerdir. Modellerin önemli noktalarından biri, az sonra bahsedeceğimiz ölçek katsayısı parametresinin evrimini elde etmenin yolunu bulmuş olmasıdır.

 

Az önce yukarıda gördüğünüz 2 küplü şekli hatırlayalım. Bu şekillerde gerçekleşen olayı matematiksel olarak daha iyi kavramak için, uzay boyunca genişleyip daralabilen bir koordinat sistemi
kullanırız. Buna, “birlikte hareket eden” anlamına gelen “co-moving koordinatlar” denir. Bu koordinatlar kullanıldığında, genişleyen bir uzayda, üzerinde çalışılan noktalar birbirlerinden uzaklaşsa bile, bu noktaların birbirine göre koordinatları değişmez.

 

 

Bu sistem tek başına uzayın genişlemesini ve geometrisini tanımlayamaz. Bunun için başka bazı parametrelere de ihtiyacımız vardır.

1Ölçek Çarpanı: Ölçek çarpanı, zamana bağlı bir parametredir ve evrenin genişlemesi ya da daralması bu parametreyle ilgilidir. Evren genişliyorsa ölçek çarpanı artıyor, evren daralıyorsa ölçek çarpanı küçülüyor demektir.

 

Eğer ölçek çarpanı artıyor ve evren genişliyorsa, co-moving koordinatlardaki 2 noktanın birbirine göre koordinatları değişmese de, bu noktalar arasındaki fiziksel mesafe artıyor demektir.

 

2- Eğrilik Parametresi (k): Bu parametre yalnızca -1 ,0 ve +1 değerlerini alabilir. Bu değerler bize şunu söyler:

k = +1 ise evren sonludur

k = 0 ya da -1 ise evren sonsuzdur.

 

3- Yoğunluk Parametresi: Evrenin kapalı (küre gibi) ya da açık (eyer gibi) olması durumlarının tam arasındaki model kritik modeldir.

 

 

Kritik modeldeki madde yoğunluğu, kritik yoğunluktur. Herhangi bir t anında, kozmik maddenin gerçek yoğunluğu, kritik yoğunluğun bir kesri olarak verilir. Buna yoğunluk parametresi denir. Bu değer de 1’den küçük, 1’e eşit ya da 1’den büyük olabilir. Bu durumların hangi geometrik şekillere karşılık geldiği de aşağıda görülüyor:

 

 

Tüm bu parametreler birbiriyle bağlantılı. Konudan konuya atlıyor gibi görünsem de pek öyle değil. Birazdan grafiklerde, bunların birbirleriyle ilişkisini göreceksiniz.

 

Yapılan çalışmalar gösteriyor ki, evrenimiz düz. Büyük ihtimalle bir sonu olmadığı sonucunu da çıkarabilirsiniz. Henüz sonlu olduğuna dair bir kanıtımız olmamakla beraber, sonsuz olduğuna ilişkin bir kanıtımız da yok. Ancak matematiksel olarak bakarsak bu k = 0 değeri, az önce de söylediğim gibi, sonsuz bir evreni temsil eder ve şu andaki verilere göre k’nin 0 olduğu kabul ediliyor.

 

Bu durumda ilk sorumuzun cevabını almış olduk: Evren düzdür! (Dünya ile karıştırmamak gerektiğini bir kez daha söyleyelim. Düz olan evrendir)

 

Bu konuyla ilgili araştırmalarda tabi ki evrenin toplam enerjisi, Hubble parametresi gibi kavramlar da işin içine giriyor. Ancak konuyu çok ciddi bir makaleye çevirip beyin bulandırmaya gerek olmadığından, bunların nasıl hesaplandığı gibi konulara dalmayıp cevabı burada sonlandırmayı uygun buldum.

 

Aşağıdaki şekilde, günümüze dek üretilmiş FRW modelleri için grafikler verilmiş. Burada ters V ile gösterilen lambda kozmolojik sabit; R ile gösterilen ölçek çarpanı ve k ile gösterilen değerler de eğrilik parametresidir. Bu grafiklerden, bu 3 parametrenin değişimine göre evrenin nasıl genişleyeceği ya da daralacağı okunabilir.

 

http://people.virginia.edu/~dmw8f/astr5630/Topic16/t16_FRW_models.jpg

 

Örnek olması açısından ilk grafiği değerlendirelim.

 

 

Burada dikey eksen (R ile gösterilmiş) ölçek çarpanını, yatay eksen ise (t ile gösterilmiş) kozmik zamanı gösteriyor. Yukarıya doğru gidildikçe R artıyor (yani evren genişliyor), sağa doğru gidildikçe t artıyor (yani kozmik zamanda Büyük Patlama’dan günümüze ve geleceğe doğru ilerliyor)

k = +1, bize evrenin sonlu olacağını söyler demiştik. Lambda ise boş uzayın enerji yoğunluğu olan kozmolojik sabitti. Şekle göre grafiğin en sol alt köşesi, yani kırmızı çizginin başladığı yer, Büyük Patlama’yı temsil ediyor diyebiliriz.

Ardından, k = +1 ve lambda < 0 olması durumunda, ölçek çarpanının zamanla önce arttığını, yani evrenin belli bir noktaya kadar genişlediğini, kırmızı çizginin başlangıçtan sağ yukarıya doğru bir artış gösterdiğini, daha sonra ölçek çarpanının tekrar küçülmeye başladığını, yani evrenin daraldığını, kırmızı çizginin tekrar düşüşe geçtiğini ve t eksenine doğru indiğini görüyoruz.

 

Yani bu model, önce genişleyen, maksimum bir genişliğe ulaşan ve sonra tekrar daralan, sonlu bir yaşam süresine sahip bir evreni gösterir.

Diğer grafikleri kendiniz de yorumlayabilirsiniz artık, öyle değil mi?

 

Evrenin Genişlediği Nasıl Kanıtlandı?

Evrenin genişlediğini biliyoruz. Peki ama nasıl biliyoruz?

Bu konulara merakı olan herkes Edwin Hubble ismini duymuştur. Kendisi evrenin genişlediğini kanıtlayan kişidir. Bakalım bunu ne şekilde başarmış.

Konuyu yine bir resim üzerinden anlamak daha kolay olacaktır diye düşünüyorum.

 

http://people.virginia.edu/~dmw8f/astr5630/Topic16/t16_redshift.jpg

 

Burada, bahsi geçen co-moving koordinatlarda bulunan 2 galaksi temsil ediliyor. Diyelim ki biz B galaksisindeki gözlemciler olarak A galaksisini inceliyoruz. Yukarıdaki küçük resimde “earthbound light” ile gösterilen ve A galaksisinden çıkan ışık bize doğru seyahatine başlıyor. t = t(em) ile gösterilen zaman, bu ışığın o galaksiden çıkış zamanı ve R = R(t(em)) de ışığın çıktığı zamandaki ölçek çarpanı.

 

Alttaki büyük resimde ne görüyoruz? Co-moving koordinatlardaki A ve B galaksileri birbirinden uzaklaşmış durumda. Aradaki mesafe artmış ve ışık bize ulaşmış. Burada t = t(obs) ışığın bize ulaştığında gözlendiği an. R = R(t(obs)) da ölçek çarpanının ışık bize ulaştığındaki değeri.

 

Bunlar ne anlama geliyor? Işık bize doğru yolculuk yaparken galaksilerin co-moving koordinatları değişmedi, ancak aradaki fiziksel uzaklık arttı. Fiziksel uzaklığın artması, yani evrenin genişlemesi, ışığın dalga boyunu etkiler. Neden dediğinizi duyar gibiyim. Şundan:

 

https://sites.ualberta.ca/~pogosyan/teaching/ASTRO_122/lect30/6592_fig26_04.jpg

 

Gördüğünüz gibi yukarıdaki lastik bant üzerinde bir ışık dalgası var ve bu dalganın orijinal (yani bizim örneğimizdeki durumda, galaksiden ilk çıktığı andaki) hali. Lastik bandı evren olarak düşünüyoruz ve alttaki duruma bakıyoruz. Bandı sündürüp genişlettiğimizde ışığın dalga boyunda da bir büyüme oldu. Basit bir örnek olsa da, olay buna oldukça benziyor.

 

Bu olayın adı kırmızıya kaymadır. Kırmızının ne ( ya da hangi bölge) olduğunu BU yazıdan okuyabilirsiniz.

Sonuç olarak uzayda bizden uzaklaşan bir cismin bize ulaşan ışığında kırmızıya kayma gözlenir. Eğer cisim yaklaşıyorsa kayma maviye doğru olur. Normalde cismin hareketinden kaynaklanan bu kaymalara Doppler kayması denir. Ancak burada durum cisimlerin değil, evrenin kendi genişlemesinden kaynaklı olduğundan bir Doppler kayması değildir. Buna kozmolojik kırmızıya kayma denir. Ancak bu, galaksilerin
bundan bağımsız Doppler kaymaları göstermeyeceği anlamına gelmez. Sonuçta galaksilerin kendilerine özgü hareketleri de vardır.

 

Hubble, uzak galaksiler üzerindeki gözlemlerinden, galaksilerin bizden uzaklaştığını, bu kırmızıya kaymaları gözleyerek fark etti. Üstelik kırmızıya kayma değerlerini incelediğinde, daha uzaktaki galaksilerin daha büyük kırmızıya kaymalar gösterdiğini, yani bizden daha büyük hızlarla uzaklaştıklarını gördü.

 

Hubble sabiti adı verilen sayı da, genişleme oranının bir açıklayıcısıdır. Bu sabitin zaman içerisinde farklı gözlemlerde farklı sonuçlar verdiği görülmektedir.

Burada kafaları biraz karıştıran balon örneğinden bahsetmeden geçmeyeyim. Evrenin genişlemesini ve galaksilerin birbirlerinden uzaklaşmasını anlatmak için sık sık şişirilmekte olan bir balon örneği verilir. Aşağıdaki gibi:

 

https://cdn-images-1.medium.com/max/800/1*mWYMpmx9wDROG0LpS4y_eA.jpeg

 

Galaksiler ya da görünen/görünmeyen her türlü madde, bu örnekteki gibi bir küre üzerinde değildir. Balon örneği, küresel bir yüzeydeki herhangi bir noktanın konumunun, diğerlerinden hiçbir farkı olmaması, nereden bakarsanız bakın kendinizi merkezdeymiş gibi görmeniz ve küresel bir yüzeyin bir
sınırının olmaması gibi özelliklerden dolayı da yararlı bir örnektir. Fakat yanıltır. Bu, sadece galaksilerin birbirinden uzaklaşma durumunu gözünüzde canlandırabilmeniz adına yapılan basit bir benzetmedir. Evrenin (en azından gözlenebilir kısmının) böyle balon gibi küresel ve kapalı bir yüzey olmadığını az önce görmüştük.

 

Evren Neyin İçerisinde Genişliyor?

Gündelik hayatımızda genişleme kavramını kafamızda canlandırırken doğal olarak hep bir ortam içerisindeki maddeyi düşünüyoruz. Pişmekte olan bir kekin ya da ekmeğin fırın içerisinde ya da şişirilen bir balonun hava içerisinde genişlemesi gibi… Ancak evren için kafamızda bir genişleme sahnesi canlandırmak, bizim algılarımız dahilinde biraz zor olabiliyor.

 

Öncelikle şunu bilmeliyiz: Eğer evren sonsuzsa, hiçbir şeyin içerisinde genişlemiyor demektir. Sadece, az önceki lastik bant örneğinde olduğu gibi, düşük bir ihtimalle kendi dokusundaki bir sünmeden ya da daha yüksek bir ihtimalle sürekli olarak, cisimler arasında yeni uzay-zaman dokusu oluşturmasından dolayı genişliyor olabilir.

 

Burada kafa karıştıran olan Büyük Patlama’dan ne anlaşıldığı. Bu, bildiğimiz bir bomba patlamasına benzemiyor. O tür bir patlama yine dünya üzerindeki diğer olaylar gibi, ortamdan bağımsız düşünülemez. Ancak Büyük Patlama, evrende bir yerde bulunan bir noktanın patlayıp oraya buraya madde saçması değil. Büyük Patlama, doğrudan evrenin kendisini oluşturdu. Bu nedenle dışında bir yerde
bir ortama ihtiyaç var mı diye sormak, bizi her zaman “evet, var” şeklinde bir sonuca götürmeyebilir.

 

Eğer evrenin bir sonu yani sınırı varsa, o zaman herhangi bir şeyin içerisinde olduğunu ve orada genişlediğini düşünebiliriz tabi ki. Ancak bu şey pekala bir başka evren de olabilir. Evrenimiz, bir başka evren içerisinde oluşmuş bir kabarcık evren olabilir. Burada iş, iç içe geçmiş paralel evrenler konusuna daha uygun düşüyor. Bu yazımızın konusu bu olmadığından, konuyu uzun uzadıya irdelemeyeceğiz.

 

Eğer Galaksiler Bizden Uzaklaşıyorsa, Nasıl Oluyor da Andromeda Galaksisi Bize Doğru Geliyor?

Evren karmaşık bir yer. Galaksilerin tamamı farklı farklı yönlere doğru birbirlerinden kaçıyormuş gibi düşünmemelisiniz. Bazı görece yakın galaksiler, kütle çekim kuvveti nedeniyle bir arada kalabilir ve grup halinde diğerlerinden uzaklaşıyor olabilirler. Bu esnada grubun içerisinde, yine bu kütle çekimi nedeniyle, kendi aralarında farklı etkileşimler gösterebilirler.

 

Yani A galaksi grubu içindeki a, b, c galaksileri birbirlerine doğru giderek günün birinde birleşebilirler, ama bu durum, A galaksi grubunun, bir başka grup olan B’den ya da herhangi bir d galaksisinden uzaklaşmasına engel değildir.

 

Samanyolu Galaksisi ve Andromeda Galaksisi, Yerel Grup adı verilen bir grubun üyesidir. Birbirlerine doğru ilerlemekteler ve merak edenler için söyleyelim, hesaplamalara göre, her şey aynı düzende devam ederse, yaklaşık 4 milyar yıl sonra birleşecekler.

 

Şimdiden ismi bile hazır sayılır: Milkdromeda ya da Milkomeda. Evet, isimlendirmek için fazlasıyla erken olduğu kesin. Fakat en azından bilimsel konuşmalarda bu yapıdan kısaca söz ederken kullanılabilecek isimler bunlar. O nedenle kullanmakta bir sakınca yok 🙂

 

Evrene ilişkin soruların sonu gelmiyor. Ancak yazımızın sonu geldi.

Son demişken, evrenimizin olası sonlarına da basit bir şekilde yazılmış ŞU yazıdan göz atabilirsiniz.

Takipte kalın, bilimle kalın.

 

Yararlanılan Kaynaklar:
https://www.cfa.harvard.edu/seuforum/faq.htm
Ankara Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Ders Notları
Kapak Görseli:
https://d1o50x50snmhul.cloudfront.net/wp-content/uploads/2018/02/23163147/eso1439a1-800×533.jpg