Evren (Kozmos)
Ziyaretçi
evren
KÂİNAT ya da KOZMOS olarak da bilinir,
Sponsorlu Bağlantılar
Evrenin başlıca bileşenleri, gökadalar, dev yıldız sistemleri, yıldız grupları ve bulutsulardır (yıldızlararası toz ve gaz bulutları). Bunları, daha küçük gökcisimleri olan yıldızlar ile bunların çevresinde dolanan gezegenler, uydular, kuyrukluyıldızlar ve göktaşları izler. Bu tür cisimlere ek olarak evrende kütleçekimi alanları ile çeşitli ışıma türleri bulunur.
Yeryüzünde kullanılan ölçekler, evrendeki uzaklık kavramını ifade etmekte yetersiz kalır. Bu nedenle, boşluktaki hızı değişmeyen ışığın, belirli bir zaman diliminde aldığı yol, uzaklık ölçeği olarak kullanılır. Işık saniyede 300.000 km yol alarak Yer çevresinin yedi katı kadar bir uzaklığı bir saniyede kateder. Yer’den gönderilen ışık ışınlarının Ay’a gidişi ise bir saniyeden biraz uzun sürer. Radyo dalgaları da ışığın uzun dalga- boylu ışınımı olduğundan, hızı ışık hızıyla aynıdır. Bu nedenle, Ay’da bulunan bir astronota sorulan bir sorunun yanıtını alabilmek için 3 saniye kadar beklemek gerekir. Yaklaşık 100 Güneş çapında olan Yer-Güneş uzaklığı 500 ışık saniyesidir. Bir başka deyişle, Yer’den, Güneş’in yaklaşık 8 dakika öncesi gözlenmektedir.
Günümüzde, Güneş’in uydusu olan dokuz gezegen bilinmektedir. Bunlardan Merkür ve Venüs, Güneş’e Yer’den daha yakın, ötekileri ise daha uzak eliptik yörüngelerde dolanır. Gezegenlerin en büyüğü olan Jüpiter’in Güneş’e olan ortalama uzaklığı, Yer- Güneş uzaklığının beş katıdır. Yer’in Güneş’e olan ortalama uzaklığına 1 gök birimi (g.b.) denir. Bu ölçeğe göre, en uzak ve en küçük gezegen olan Plüton (kimi zaman Neptün’den daha yakın olabilmektedir), 40 g.b. uzaklıktadır. Bu ise yaklaşık 5,5 ışık saatidir. Böylece, ışığın Yer ile gezegenler arasındaki yolculuğu, birkaç saniye ile birkaç saat arasında değişir.
Evrende Güneş’ten daha soğuk ve daha sıcak, sayılamayacak kadar çok yıldız vardır. Bunların Yer’e olan uzaklıkları, Yer- Güneş uzaklığına göre çok fazla olduğundan, bu yıldızlar Yer’den bakıldığında parıldayan noktalar gibi görülür.
Güneş’e en yakın yıldız olan Proxima Centauri (Alfa Erboğa’nın en sönük üçüncü bileşeni) yaklaşık 300.000 g.b. uzaklıktadır. Bu, ışık hızıyla dört yıldan fazla bir zaman alır. Işığın bir yılda aldığı yol olan ışık yılı, yıldızlararası uzayda, uzaklıkları ifade edebilecek iyi bir ölçektir. Proxima Centauri’yi de içine alan bir modelde, Güneş çevresinde dolanan Yer’in yörünge yarıçapı 2 mm olarak gösterilirse, Plüton’un yörünge yarıçapı 8 cm, en yakın yıldızın Güneş’e uzaklığı ise 600 m olacaktır.
Güneş çevresinde 10 ışık yılı yançaplı bir küre göz önüne alındığında, bunun içine 10 kadar yıldız girer. Bu uzaklık 10 kat artırıldığında, yıldız sayısı 10 bine çıkar. 100 bin ışık yılı çapındaki bir küre, içine 10n’den fazla yıldız alır. Yer’in de içinde bulunduğu Samanyolu Gökadası bu tür bir yıldız topluluğundan oluşur. Evrende binlerce gökada vardır. Bunların yapıları temel olarak üç türe ayrılır. Samanyolu gibi sarmal gökadalar, çekirdek, disk, ayla ve sarmal kollardan oluşur. Samanyolu’nun çapı 100 bin ışık yılı, ortalama kalınlığı ise 10 bin ışık yılı kadardır. Güneş, gökada merkezinden yaklaşık 30 bin ışık yılı uzaklıktadır. Ayla, gökadayı bir küre biçiminde çevreler. Ayla ve çekirdek, Öbek II adı verilen daha yaşlı yıldızlar topluluğunu içerir. Genç yıldızlar topluluğu olan Öbek I yıldızları ise disk ve sarmal kollarda yer alır.
Eliptik gökadalar ise, elipsoit ya da küre biçimindeki yıldız topluluklarıdır. Parlaklık, kütle ve boyut olarak sarmal gökadalardan çok daha büyük olabilirler. Üçüncü tür gökada ise, belli bir bakışımı bulunmayan düzensiz gökadalardır. Samanyolu’na en yakın olan Küçük ve Büyük Magellan bulutları bu türdendir. Güney yarıküreden gözlenebilen Küçük ve Büyük Magellan bulutları, Samanyolu’ndan yaklaşık 200 bin ışık yılı uzaklıktadır ve 109 kadar yıldız içerir. Samanyolu ile boyut olarak karşılaştırıldığında en yakın gökada, sarmal Andromeda Gökadası’dır. 2 milyon ışık yılı uzaklıkta olan Andromeda Gökadası, Samanyolu ve 18 kadar başka gökadayla birlikte Yerel Küme’yi oluşturur. Yerel Küme yaklaşık 2 milyon ışık yılı uzunluğunda bir bölgeyi kapsar.
Yerel Küme’nin ötesinde, bunun çapının birkaç katı uzaklıkta, benzer biçimde bazı gökada gruplan vardır. Daha büyük uzaklıklara gidildiğinde, yalnızca birçok gökadadan oluşan kümeler gözlenebilir. Bunlardan Yer’e en yakın olanı, binlerce gökadanın oluşturduğu Başak (Virgo) kümesidir. Başak kümesi, çoğunlukla eliptik gökadalardan oluşmuştur. Bunlardan M 87, kümenin merkezinde bulunur, radyo ve X ışınlarının kaynağı olarak bilinir.
Uzaya hangi doğrultuda bakılırsa bakılsın, gökadalar ve yıldız kümeleri görülür. Uzağa gidildikçe, bunların ancak çok parlak ve büyük olanları görülebilir. Daha uzak mesafelerde kuvazarlar bulunur. Evrenin en uzak gökcisimleri oldukları kabul edilen kuvazarlar, ilk olarak 1960’ta, radyo kaynakları olarak bulunmuştu. 1963’te sayısı dört olarak bilinen bu gökcisimlerinin ne olduğu başlangıçta anlaşılamamış, ama yıldıza benzer bir görünümde olduklarından “yıldızımsı cisim” anlamına gelen kuvazar olarak adlandırılmışlardır. Kuvazarların uzaklaşma hızı çok büyük olduğundan, bunların görünür bölge tayflarında kırmızıya kayma (Doppler etkisi) olayı gelişir. Radyo kaynaklarının çoğunun bu tür gökcisimleri olduğu, günümüzde bilinmektedir. Bugün bilinen kuvazar sayısı binlerle ifade edilmektedir.
Evrenin incelenmesi
Evrenin yapısının anlaşılması için yapılan ilk çalışmalar Eski Yunanlılara değin uzanır. Eski Yunan astronomları, gökcisimlerinin görünen hareketlerini incelemişler ve bunlara uyan modeller geliştirmeye çalışmışlardır. Pythagoras (İÖ y. 580 - y. 500), evrenin dört temel madde olan toprak, su, hava ve ateşten oluştuğunu, Yer’in küresel yapıda olduğunu ve Ay’ın, yansıttığı ışık nedeniyle parlak görüldüğünü ileri sürdü. Zamanında bilinen yedi gökcisminin (Güneş, Ay ve beş gezegen) Yer’in çevresinde bağımsız olarak hareket eden küresel cisimler olduğu savını ortaya attı. Çinliler ve Mısırlılar gibi Yunanlılar da yıldızların oluşturduğu şekilleri adlandırarak, gökyuvarmı takımyıldızlara böldüler. Günümüzde de, gökkürede konum belirlemek için hâlâ bu takımyıldızlardan yararlanılmaktadır. İÖ 384-322 arasında yaşayan Aristoteles, çalışmalarında Ay’ın evrelerinin nedenini açıkladı, ayrıca Güneş’in Ay’dan daha uzak olduğunu ve Güneş tutulmasına Ay’ın Güneş ile Yer arasına girmesinin neden olduğunu ortaya koydu.
Aristoteles, Ay tutulması sırasında Yer’in Ay üzerine düşen gölgesinden ve Yer yüzeyinde farklı enlemlerde bulunan kimselerin, kuzey ve güney ufuklarında aynı yıldızlan görememelerinden hareketle, Yer’in küresel olduğu kanısına vardı. İÖ 160 - y. 127 arasında yaşayan astronom Hipparkhos, Rodos’ta bir gözlemevi kurdu ve 850 kadar yıldızın gökküredeki konumunu içeren bir katalog düzenledi. Ayrıca yıldızlan parlaklıklarına göre altı sınıfa ayırdı ve her yıldızın görünen parlaklığını belirtti. Yaptığı önemli bir keşif de, gökkürenin dönme ekseninin hareketine ilişkindi. Gerçekte, Yer’in kendi ekseni çevresinde dönerken, Ay’ın ve Güneş’in kütleçekimi etkisiyle topaç hareketi yapmasından kaynaklanan bu yalpalama (presesyon) hareketi, bir turunu 26 bin yılda tamamlar.
IÖ 3. yüzyılda, İskenderiye Okulu’nun Yunanlı astronomları ve Sisamlı Aristark- hos (İÖ y. 310-230), Yer-Güneş uzaklığının Yer-Ay uzaklığına oranını 20 olarak hesapladı. Günümüzde bu oranın 400 olduğu bilinmektedir.
Yer’in çapını oldukça başarılı bir biçimde ilk kez hesaplayan, gene İskenderiye Oku- lu’ndan Kyreneli Eratosthenes (İÖ 276-y. 194) oldu. Eratosthenes’in bulduğu değer bugün bilinene göre yüzde 20 hatalıydı. Ama bu hatanın, o dönemde uzaklık ölçümünde kullanılan birimden kaynaklandığı sanılmaktadır.
Eski Yunanda son büyük astronom Ptolemaios’tu (İS 2. yy). Ptolemaios’un 13 kitaptan oluşan Almagest adlı yapıtı başta Hipparkhos olmak üzere, kendinden önceki astronomların yaptıkları çalışmaları da içerir. Ptolemaios’un en önemli çalışması, 17. yüzyıla değin geçerliliğini koruyan yermerkezli evren modelidir. Buna göre evrenin merkezi Yer’di. Gezegenler ve Güneş, Yer’in çevresinde dolanıyordu. Bu sistemde, gezegenlerin ve Yer’in kendi ekseni çevresindeki hareketleri oldukça iyi bir biçimde verilmişti. Ama gerçekte gezegenlerin Güneş çevresinde dönmesi ve Güneş’e Yer’den daha yakın gezegenlerin bulunuşu bazı aksamalara yol açıyordu. Ptolemaios, bunları “geri hareket” biçiminde açıklamıştı. Yermerkezli evren sistemi, Yer’i evrenin en önemli gökcismi olarak kabul ettiği için, ortaçağ Avrupa’sının dini baskısı nedeniyle, üzerinde tartışma yapılmasına dahi izin verilmeksizin, yüzyıllar boyu doğru olarak kabul edildi. Bunun yerine, yalnızca astrolojiye izin verildiğinden, gökcisimlerinin görünen hareketleri konusundaki çalışmalar ancak bu çerçeveyle sınırlı kaldı. Rönesan- sın etkisiyle astronomi yeniden canlanmaya başladı. Kopernik (1473-1543) Güneş sistemi için, günmerkezli bir sistem geliştirdi. Evrenin küresel bir yapıda olduğunu ve gökcisimlerinin Güneş’in çevresindeki dairesel yörüngeler üzerinde düzgün bir biçimde hareket ettiğini ileri sürdü. Yer’in o zamana değin bilinen altı gezegenden biri olduğunu savundu ve Güneş sistemindeki gezegenlerin sırasını, Merkür’den Satürn’e kadar doğru bir biçimde verdi. Kopernik’in yaklaşık bir yüzyıl kadar kabul edilmeyen bu görüşleri, evrenin yapısının anlaşılması yolunda çok önemli bir adım oluşturdu.
Galilei’nin teleskopu keşfetmesi, Kopernik’in ortaya attığı sistemin, gözlemsel olarak desteklenmesini sağladı. Üzerine kuvvet etkimeyen cisimlerin doğrusal yörüngede sabit hızla hareket ettiği ve özellikle, kütleçekiminin etkisiyle tüm cisimlerin aynı hızda düştüğü yolundaki düşünceleri, Einstein’ın genel görelilik kuramının başlıca öğelerinden biri olan eşdeğerlik ilkesinin temelini oluşturacaktı.
Kopernik’in sistemini destekleyen bir başka astronom da, Galilei’nin çağdaşı olan Kepler’dir. Alman astronom Kepler (1571- 1630), DanimarkalI astronom Tycho Brahe’nin yaptığı gözlemleri değerlendirerek, gezegenlerin, odaklarından birinde Güneş’ in bulunduğu eliptik yörüngelerde hareket ettiklerini ileri sürdü ve konuya ilişkin üç yasa geliştirdi. 17. yüzyılda gezegenlerin herhangi bir andaki konumları oldukça duyarlı biçimde belirlenebiliyordu. Ama bu hareketlerin nedeni henüz açıklanamamıştı. Bu konuda en önemli adımı, İngiliz bilim adamı Newton (1643-1727) attı. Kütleçekimi ile dinamiğin üç temel yasası olan eylemsizlik, kuvvet ve etki-tepki ilkelerini geliştirerek gök mekaniğinin temellerini atan Newton, böylece, Güneş sisteminde yörüngelerin eliptik olma nedeninin anlaşılmasını sağladı.
1705’te Ingiliz astronom Edmond Halley (1656-1742), daha sonra kendi adıyla anılacak olan kuyrukluyıldızın 76 yıl sonra tekrar geleceğini, Newton yasalarına dayanarak hesapladı. Halley’in hesaplarına uygun olarak, 25 Aralık 1758’de Halley kuyrukluyıldızı tekrar göründüğünde, Halley ve Newton çoktan ölmüşlerdi.
Modern evren modelleri
Evrenin yapısını ve oluşumunu modern anlamda araştıran ilk kozmolog Einstein’dır. 1916’da genel görelilik kuramına ilişkin makalesini yayımladıktan sonra, bunu uzayda madde dağılımı sorununa uyguladı. Daha sonra görelilikli genel kütleçekimi kuramının alan denklemlerini çözerek, evrenin statik durumunu koruması için, kütleçekimi kuvvetinin o zamana değin bilinmeyen bir itme kuvvetiyle dengelenmesi gerektiğini ileri sürdü. 1922’de Sovyet matematikçi A. Friedman, aynı denklemlerin dinamik çözümlerini de gösterdi. Onun çözümlerinde, Einstein’in, evrensel sabit olarak adlandırdığı, fiziksel niteliği bilinmeyen itme kuvvetlerine gerek kalmıyordu. 1927’de Georges Lemaire, Friedman’ın çözümlerini kullanarak evrende tüm gökcisimlerinin birbirinden uzaklaştığını savunan genişleyen evren modelini geliştirdi. Bu modele göre genişleme hızı, kütleçekimi kuvvetinin etkisiyle azalmaktaydı ve evrenin geçmişte, oluşumun başladığı belirli bir başlangıç anı vardı.
1929’da ABD’li astronom Edwin Hubble, Wilson Dağı Gözlemevi’nde yaptığı gözlemler sırasında, gökada tayflarında belirlediği kırmızıya kayma olayını, gökadaların birbirlerinden uzaklaşmakta olduklarının bir işareti olarak yorumladı ve böylece, genel görelilik kuramının ilk kanıtını sağladı. Hubble, Doppler bağıntısından yararlanarak hesapladığı gökadaların dikine uzaklaşma hızlarının, gökadaların birbirlerinden uzaklıklarıyla doğru orantılı olarak arttığını belirledi.
Daha uzaktaki gökadaların daha hızlı uzaklaşması, balon modeliyle açıklanabilir. Bir balonun üzerine eşit aralıklarla işaretlenen noktalar, balona hava üflendikçe birbirterinden uzaklaşır. Balon, noktaların arası iki birim olacak biçimde şişirildiğinde, aralarında bir birim uzaklık bulunan noktalar bir, iki birim bulunanlar ise iki birim uzaklaşacaktır. Böylece eşit zaman diliminde alınan yol iki kat fazla ve buna bağlı olarak hız da iki kat büyük olacaktır. Bu, Hubble’m gökadaların tayflarında gözlediği kırmızıya kayma olayından çıkardığı sonuca benzer. Ayrıca, balon üzerinde hangi nokta başvuru noktası olarak alınırsa alınsın, olayın görünümü değişmez. Aynı biçimde, evrenin eşdağılımlı bir yapısı olduğu varsayılır. Evrende uzaya hangi noktadan bakılırsa bakılsın, evrenin tüm yapısının aynı biçimde görüleceği varsayımına kozmoloji ilkesi denir. Bu ilkeye göre uzayda evreni temsil eden herhangi iki nokta birbirine eşdeğerdir. Bu ilke, genişleyen evren modellerinin hemen tümünde kabul edilmektedir.
1948’de ABD’li fizikçi George Gamow, Hubble’m gözlemlerini de göz önüne alarak, bugün kabul edilen modele benzer bir sistem geliştirdi. Ona göre, evren başlangıçta çok yoğun, olağanüstü sıcak ve tekil durumdaydı; daha sonra patlayarak genişlemeye başlamış ve gittikçe soğuyarak bugünkü durumuna gelmişti {bak. büyük patlama modeli). Gamow, büyük patlamayı kanıtlayacak izlerin uzayda gözlenmesi gerektiğini iteri sürdü. Yaptığı kuramsal hesaplara göre bugünkü evrenin, büyük patlamanın ilk anlarından kalma, yaklaşık 25 K sıcaklığındaki bir kara cismin ışımasına karşılık gelen bir ışınım içermesi gerekmekteydi. Gamow’dan sonra bu hesaplar daha ayrıntılı olarak Alpher ve Herman tarafından yinelendi ve eğer böyle kalıntı bir ışınım varsa bunun yaklaşık 5 K sıcaklığındaki kara cismin ışınımına eşdeğer olması gerektiği iteri sürüldü. Ama bu modeli destekleyecek gözlemsel kanıtlar çok daha sonra elde edilecekti. Aynı yıllarda, İngiliz astrofizikçiler Hermann Bondi, Thomas Gold ve onlardan ayrı olarak Fred Hoyle, büyük patlama modeline karşılık, durağan hal varsayımmı geliştirdiler. Bondi ve Gold’ un soruna yaklaşım biçimi, yöntem olarak Hoyle’dan tümüyle farklıydı. Bondi ve Gold’un modelinde, kozmoloji ilkesinin yerini, zamana bağlı olarak değişmezlik özelliğini içeren “kusursuz kozmoloji ilkesi” aldı. Buna göre evrenin herhangi iki noktasından ne zaman bakılırsa bakılsın, evrenin görünümü aynı olacaktır. Başka bir deyişte bu, herhangi iki noktanın uzay-zaman geometrisi içinde birbirlerine eşdeğer oldukları haldir.
Bu model, evrenin bir başlangıcı olmasına, yani büyük patlamaya karşı olmakla birlikte, gökadaların tayflarındaki kırmızıya kayma olayını, gene evrenin genişlemesinin kanıtı olarak yorumlar. Ama bu kurama göre, gökadaların birbirlerinden uzaklaşması sonucunda boşalan uzay, evrene sürekli olarak katılan yeni maddeyle dolduğundan, evrenin ortalama yoğunluğu sabit kalır. Sürekli madde yaratılması düşüncesi, fiziğin temel yasalarından biri olan madde ve enerjinin korunumu ilkesine karşıdır. Buna karşılık, evrene uygulanabilecek temel fizik yasalarının, yeryüzündekinden farklı olabileceği düşüncesiyle, evrenin durağan hal varsayımı, daha duyarlı gözlemler yapıldıkça, elde edilen yeni bilgilere uydurulmaya ve düzeltilmeye çalışıldı.
Evrenin oluşumu ve yapısı
Genişleyen evren modelinde yer alan aşın yoğun ve tekil başlangıç maddesinin nasıl oluştuğu ve hangi fiziksel süreç sonucunda patladığı henüz tam olarak açıklanamamıştır. Bununla birlikte, günümüzde evrenin oluşumunu ve evrimini temsil eden en geçerli modelin, genel görelilik kuramı ite büyük patlama modeline dayalı olan, genişleyen evren modeli olduğuna inanılmaktadır. Bu modelin dayandığı başlıca dört varsayım, kozmoloji ilkesinin geçerliliği, evrenin toplam kütlesinin sabut olması, Hubble yasasının evrenin genişlediğini kanıtlayacak biçimde yorumlanması ve genel görelilik kuramının evrensel geçerliliğidir.
Evrenin bir başlangıcı olduğunu ve bu başlangıcın büyük patlamayla başladığını kabul eden modern genişleyen evren modellerinin hemen hepsi, evrenin yaşam öyküsü üzerinde uyuşmaktadır. Ama ayrıntıda bazı ayrılıklar görülmektedir. Bu modellere, Standart Büyük Patlama Modelleri denir. Buna göre, başlangıçta evren, sıcaklığı 1016 K gibi olağanüstü yüksek proton, nötron, elektron, pozitron ve nötrino gibi temel parçacıklardan oluşmuş, sonsuz yoğun bir ortamdı. Bu ortama enerji egemendi; bu durumda, madde yoğunluğu yerine, bunun eşdeğeri olan enerji yoğunluğundan söz edilir. Patlamadan 100 saniye kadar sonra sıcaklık 109 K’e düşmüş ve temel parçacıklar daha ağır çekirdekleri oluşturmak üzere birleşmeye başlamıştır. Bu olay birkaç dakika sürmüş, bu arada nötronlar, protonlar tarafından kapılarak ağır bir hidrojen ya da döteryum çekirdeği oluşmuştur. Döteryum bir kez oluştuğunda, çok hızlı bir tepkimeler zinciri gerçekleşmiş, nötronlar ite döteryum çekirdeği protonlarla bir araya gelerek helyum çekirdeklerinin oluşumuna yol açmıştır. Nötronların bozunumu dikkate alınmazsa, bir helyum çekirdeği (iki proton artı iki nötron), 10 proton ite iki nötronun (her beş proton için bir nötron) biraraya gelmesiyle ve sekiz protonu (sekiz hidrojen çekirdeği) bırakmasıyla oluşmuştur.
Böylece patlamadan birkaç saniye sonra yaklaşık yüzde 25 helyum, yüzde 75 hidrojen ve az miktarda döteryumdan oluşan bir yapı ortaya çıkmıştır. Bundan sonraki 1 milyon yıl boyunca evren, fotonlann kurtulup uzaya yayılamadığı yıldız çekirdeği gibi sıcak ve mat bir yapıda kalmıştır. Bu zaman süresinde sıcaklık yavaş yavaş 3.00Ö K’e düşmüş, yoğunluk da 1.000 atom/cm3 olmuştur. Bu noktadan sonra ışınım uzaya kaçmaya başlamıştır. Artık enerjinin maddeye egemenliği sona ermekteydi. Uzaya yayılan madde, kütleçekimi kuvvetinin etkisiyle kümeler biçiminde toplanmaya başlamıştır. Böylece ışınım çağı sona ermiş ve yıldız çağı olarak adlandırılan yeni bir süreç başlamış, gökadaların ve yıldızların oluşumu gelişmiştir. Ateştopu, süper dev yıldız patlaması gibi yerel bir olay olarak düşünülmez. Patlama olmuştur ve hâlâ tüm evren içinde yaşanmaktadır. Bu modellerin kanıtlanmasına yönelik araştırmalar, evrenin en uzak geçmişine karşılık gelen en uzak bölgelerinin incelenmesiyle sürdürülmektedir. Bu amaçla gözlemlerin yoğunlaştınldığı en uzak gökcisimlerinden biri de kuvazarlardır. Ku-azarların tayflarında, önemli oranda kırmızıya kayma olayı gözlenmektedir. Eğer kırmızıya kayma kozmolojik bir olaysa, hız-uzaklık bağıntısına göre, kuvazarların, ışık hızına çok yaklaşan büyük dikine uzaklaşma hızları, onların evrenin en uç noktalarında oluştuğunu gösterir. Oysa, durağan hal varsayımıyla tutarlı olabilmesi için, kuvazarların uzaydaki dağılımlarının düzgün olması gerekirdi. Kuvazarların oluşumunun, evrenin geçmişinde gerçekleşen bir olay olduğunu gösteren gözlemler, durağan hal modelinin dayandığı kusursuz kozmoloji ilkesine karşıdır.
Büyük patlamayı destekleyen bir başka kamt, evrendeki helyum bolluğudur. Yıldız-öncesi çağlarda helyum atomu oluşmamış olsaydı, yıldızlarda ve bulutsularda helyumun hidrojene oranının yüzde 5’i geçmeyeceği hesaplanmıştır. Oysa gözlemler, bu gibi gökcisimlerinde He/H oranının yüzde 25-30 olduğunu göstermektedir. Bu nedenle helyum, yıldızların ve gökadaların oluşumundan çok önce, ışınım çağında oluşmuş olmalıdır. Bu da büyük patlama modeli için, yeri ve zamanı belli bir olaydır.
Genel görelilik kuramının alan denklemlerinin çözümleri ite gözlemsel veriler, evrenin nasıl genişlediğini ve buna bağlı olarak, boyutunun ve yoğunluğunun nasıl değiştiğini tanımlamaktadır. Büyük patlama sonrasında gökadalara etkiyen kuvvet yalnızca kütleçekimi kuvveti olduğuna göre, evrenin genişleme hızı da Yer yüzeyinden düşey doğrultuda yukarı doğru atılan bir merminin çekim kuvvetinin etkisiyle giderek yavaşlamasına benzer bir biçimde yavaşlayacaktır. Merminin ilk hızı saniyede 11 km’den büyükse, yerçekiminden kurtulur, aksi takdirde tekrar yeryüzüne döner. Benzer biçimde, büyük patlama sonucu, gökadalar yeterince büyük bir hızla birbirlerinden uzaklaşıyorsa, bu durum sonsuza değin böyle sürecek demektir. Eğer kazandıkları hız gerekli kritik kurtulma hızından daha küçükse, yavaşlayacaklar ve taşın yeryüzüne tekrar dönmesi gibi, evrende, gökadaların birbirleri üzerine düşmesi biçiminde bir çökme olacaktır. Eğer evren boş olsaydı, kütleçekimi kuvveti de söz konusu olamayacağından, genişlemede bir yavaşlama düşünülemeyecekti .
Evrende var olan maddenin çekim etkileşimi, genişlemeyi yavaşlatacaktır. Bu etkileşim, evrende maddenin eşdağılımlı olduğu varsayılarak hesaplanan madde yoğunluğuna bağlıdır. Yeterince yüksek madde yoğunluğu varsa, bunun çekim etkileşimi, genişlemeyi bir zaman sonra durduracak ve evrende çökme başlayacaktır. Bu durum, evrenin başlangıcında bir tekilliğin olduğu görüşünü de açıklar. Çünkü bu, bir genişleme, bir çökme biçiminde salınım yapan bir evren modelidir. Böyle bir model için yapılan hesaplar, son büyük patlamadan sonra geçen zaman için 13,3xl09 yıldan daha küçük bir değer verir. Ortalama yoğunluk çok küçükse, evren sonsuza kadar genişleyecektir. Bu yoğunluk göz önüne alındığında, hesaplanan yaş 13,3xl09 yıldan daha büyük olacaktır. Bu iki çözüm arasında kritik yoğunluk olarak adlandırılan 5xl0-30 gr/cm3 belirli bir değer için evrenin yaşı 13,3xl09 yıl olarak bulunur.
Genel görelilik kuramının öngördüğü sonuçlardan biri de, fotonlann, maddenin var olduğu ortamda, uzay-zaman eğrileri (jeodezikler) üzerinde hareket ettiğidir. Uzay- zaman eğriliği doğrudan maddeye bağlı olduğundan, kritik yoğunluk evrenin açık ya da kapalı olduğunu gösterir. Böylece, evrenin kritik kütte yoğunluğundan küçük yoğunluk için açık, büyük yoğunluk için kapalı, belki de salınım yapan bir evren olduğu sonucu çıkar.
Uzayda madde yoğunluğunu belirlemek için yapılan gözlemsel çalışmalar kesin sonuç vermemekte birlikte, kaba bir bilgi vermek açısından dikkate değerdir. Belli uzaklıktaki gökadalann ve gökada kümelerinin sayısından ortalama yoğunluk hesaplanabilir. Burada en önemli güçlük, gökada kümelerinin kütlelerindeki belirsizliklerdir. Bunun dışında gökadalararası madde hakkında da bilgi sahibi olmak gerekir. Bununla birlikte, yapılan hesaplar, ortalama yoğunluğun 10 30 gr/cm3’den daha düşük ve 10 31 gr/cm3’e yakın olduğunu göstermektedir.
Bu, kritik yoğunluk değerinden küçüktür ve evrenin açık olduğuna işaret eder. Ama hesaplardaki belirsizlik, bu sonucun kesin olarak kabul edilmesini çok güçleştirmektedir.
Genişleyen evren kuramına göre, madde yoğunluğunun zamanla azalması gerekir. Uzak gökadalar geçmişi temsil edeceklerinden birbirlerine daha yakın olmalıdır. Ama çok zayıf ve uzak gökadalar için uzaklık ölçümü yeterli duyarlıkta yapılamadığından, yoğunluğun zamanla değişimine ilişkin kesin bir şey söylemek zordur. Bununla birlikte, gözlenen radyo kaynaklarının sayısı ve bunlardaki kırmızıya kayma olayı, genişleyen evren kuramının bir kanıtı olabilir. Kırmızıya kayma miktarı ile radyo kaynağı sayımlan birleştirildiğinde, bunla- nn yoğunluğunun uzaklıkla arttığı gözlenmektedir. Bu durum, durağan hal varsayımının dayandığı kusursuz kozmoloji ilkesini bozmakta, buna karşılık, büyük patlamaya dayanan evrimci modeli desteklemektedir.
Modellerin kanıtlanmasına yönelik en önemli araştırma konulanndan biri de fon ışımasına ilişkindir. 1948’de Gamow, genişleyen ve soğuyan evrenin, başlangıçta olağanüstü yoğun ve sıcak olması gerektiğini varsayarak, o zaman geçerli koşullar altında evrenin yaydığı ışınımın bugün dahi gözlenebilmesi gerektiğini ileri sürmüştü. Buna göre, evren ateştopu durumundayken mat olduğundan, ancak sıcaklığı 3000 K dolayına düştüğünde, ışınım kendisine bir çıkış yolu bulabilmiş ve bu sıcaklıktaki bir kara cismin ışıması biçiminde gerçekleşmiştir.
Gamow’un bu öngörüsü, o dönemdeki koşulların böyle zayıf bir ışımayı gözlemeye olanak vermemesi nedeniyle unutulmuş ve bir kenara bırakılmıştır. 1965’te Princeton Üniversitesi fizikçilerinden R. H. Dicke ve grubu, böyle bir ışınımı gözleyebilmek için bir mikrodalga teleskopu kurulabileceğini ileri sürdüler. Bunun üzerine başlayan çalışmalar sürdürülürken, bundan bağımsız olarak başka bir amaçla A. Penzias ve R. Wilson, Samanyolu Gökadası’nın belli yönlerinden gelen radyo dalgalarını belirlemeye çalışıyorlardı. Ama bu çalışmada, amaç dışı bir gürültü algılanmaktaydı. İki bilim adamı, tüm önlemlere karşın kurtulamadıkları bu gürültünün sonunda, uzaydan alınan bir radyo yayını olduğuna karar verdiler. Çalışmalarından haberdar oldukları Dicke ile temasa geçtiklerinde, bunun büyük patlamadan kalan ışınım olduğu ortaya çıktı. Daha sonra yerden, balonlarla ve yakın zamanda atmosfer dışında yapılan gözlemler sonucunda, mikrodalga fon ışımasının 2,7 K sıcaklığındaki kara cismin ışımasına karşılık geldiği belirlendi. Bu ise, evrenin başlangıcında bir büyük patlama olayının gerçekleştiğini gösteren en önemli kanıttı.
Bütün bu gözlemsel kanıtlar, büyük patlamayla başlayan, genişleyen evren kuramını destekler niteliktedir.
Evrenin başlangıçta nasıl tekil bir hal gösterdiği, patlamayı neyin tetiklediği gibi birçok olayın hâlâ bilinmemesine karşın, kozmologlar büyük patlamadan sonra evrenin yaşamöyküsünü anlatan senaryonun, gerçeği oldukça iyi bir biçimde temsil ettiği konusunda uyuşmaktadır. Son 10 yıl içinde, kuramsal modeller ile gözlemler arasında, yalnızca ayrıntıda bazı uyuşmazlıklar ortaya çıkmıştır. Artık kozmologlar, temel evren modelinin durağan hal varsayımına mı yoksa başlangıcında büyük patlamanın yer aldığı genişleyen evren modeline mi daha yakın olduğunu tartışmamakta, ikinci modelin ayrıntılarıyla ilgilenmektedirler. Nasıl ki, gök mekaniğinde, günberi kayması ve bunun gibi ayrıntılarla uğraşılıyorsa, büyük patlama kuramında da, gökadaların oluşumunda ne gibi tedirginliklerin etkili olduğu konusu tartışılmaktadır.
kaynak: Ana britannica
BAKINIZ Evren Nedir?
Son düzenleyen Safi; 3 Mayıs 2018 01:30
