Evrenin Tarihsel Genişlemesi: Başlangıçtan Günümüze ve Ötesine

Giriş: Evrenin Genişlemesi Nedir?

Sizi evrenin başlangıcından bugüne uzanan evrenin genişlemesini fizik tarihindeki önemi, dönemleri ve gelecekteki sonlarıyla alakalı bilgi sahibi olacağınız bu yazıyı okumaya başlamadan önce içinde bulunduğumuz evrenin genişlemesinin ne olduğuna açıklık getirmek istiyorum. Evrenin genişlemesi, uzayın kendisinin zamanla büyümesi anlamına gelir. Gök cisimleri arasındaki mesafe artar ama bunun sebebi cisimlerin hareketi değil, uzayın genişlemesidir. Daha iyi kavramak için somut bir örnek verelim: Evreni bir balon ve gök cisimlerini balona yapıştırılmış stickerlar olarak düşünürseniz balon büyüdükçe stickerlar arasındaki mesafe artacaktır. Evren genişledikçe galaksiler arasındaki mesafenin büyümesini buna benzetebiliriz. Şimdi sizi giriş bölümüyle çok yormadan evrenin genişlemesine tarihsel bir bakış atalım.

Başlangıç: Büyük Patlama ve Enflasyon

Evrenin başlangıcından (büyük patlamadan) sonraki 10−36 saniye sonra 10−33 ile 10−32 saniyeleri arasında sürdüğü öne sürülen enflasyon dönemi, ölçülmesi neredeyse imkansız bir sürede yaşanmasına rağmen etkileri hala devam etmektedir ve gözlemlenebilir. Bu dönemde evren, saniyenin milyarda birinin milyarda biri kadar kısa bir sürede, atomdan daha küçük bir noktadan devasa boyutlara ulaştı. Ölçek faktörü (a(t)) (daha sonra değineceğiz) inanılmaz bir hızla arttı. Bu genişleme ışık hızıyla ölçülen hızların katlarıyla gerçekleşti, ama özel göreliliğe aykırı değildi çünkü uzay kendisi genişliyordu. Bu dönemin en önemli özelliği evrenin homojen ve izotoprik olmasını sağladı. yani büyük ölçekte evren her yerde benzer hale geldi.

Erken Evren: Radyasyon Baskın Dönemi

Bu dönem enflasyonun bitiminden başlayıp yaklaşık 47.000 yıl sonrasına kadar sürer. Bu dönemde evren henüz çok sıcak ve yoğundu, enerji neredeyse tamamen radyasyon halindeydi. Protonlar, nötronlar, elektronlar ve fotonların sürekli etkileşim halinde olmasından ışık serbestçe ilerleyemiyordu, çünkü sürekli maddeyle çarpışıyordu.

Madde Dönemi: Galaksilerin ve Yıldızların Doğuşu

Madde dönemi evrenin doğuşundan 47.000 yıl ila 8,8 milyar sonrasına kadar sürer. Bu dönemde evrenin enerji yoğunluğunu madde (karanlık ve normal madde) domine etmeye başlar. Bu dönemde evrenin genişleme hızı kütle çekimi sebebiyle azalmış ama hiçbir zaman 0 olmamıştır. Evrenin oluşumundan yaklaşık 380.000 yıl sonra, evren elektronların elektronlar çekirdeklerle birleşerek nötr atomlar oluşturmasına imkan sağlayacak kadar soğudu. Bu sayede fotonlar artık serbest kaldı ve kozmik mikrodalga arka planı (CMB) oluştu. CMB (ne olduğundan bahsedeceğiz), bugün evrenin erken dönemine dair en net gözlemsel kanıtımızdır. Bu dönemde yoğunluk farkları büyüyordu. Bazı bölgeler daha fazla madde çekiyor, diğer bölgeler daha boş kalıyordu. Bu yoğunluk farkları, galaksilerin tohumlarını oluşturdu. Karanlık madde, galaksilerin etrafında bir iskelet gibi davranarak maddeyi bir arada tuttu. Kısaca bu dönem, evrenin görünür yapısının temelini atmıştır.

Günümüz: Karanlık Enerji ve Hızlanan Genişleme

Yaklaşık son 5 milyar yıldır evrenin genişlemesini karanlık enerji adı verilen bir “şey” belirliyor. “Şey” dememin sebebi, tahmin edeceğiniz üzere bu enerjinin ne olduğunu tam bilmememizdendir. Bu enerjiyle alakalı birçok fikir ortaya atılmıştır ama bugüne dek elimizdeki somut bilgilerin neredeyse 0 olmasından belirli bir tanım yapamıyoruz. Bu dönemde madde yoğunluğu artık evrenin genişlemesini frenleyememiştir. Evrenin genişlemesi ivmeli hale gelmiştir, yani galaksiler birbirinden gitgide daha hızlı uzaklaşıyor. Hubble Sabiti (H₀) (ne olduğunu öğreneceğiz) bugün yaklaşık 67–73 km/s/Mpc değerindedir. Günümüzde uzak galaksiler bizden ışık hızından hızlı uzaklaşabilir; bu, uzayın kendisinin genişlemesinden kaynaklanır ve özel göreliliğe aykırı değildir.

Genişlemenin Tarihini Öğrendikten Sonrası

Büyük patlamadan bu yana evrenin dönemlerini, dönemlerin özelliklerini ve genişlemenin bu dönemlere göre nasıl değiştiğini öğrendik. Ama evrenin genişlemesini daha iyi anlamak için işin derinine inmemiz gerekiyor. Şimdi ölçek faktörü, kozmik mikrodalga arka planı (CMB) ve Hubble Sabiti kavramlarına değineceğiz.

Ölçek Faktörü

Ölçek faktörü (a(t)), evrenin büyüklüğünü zaman içinde gösteren bir parametredir. Örneğin a(t) = 0 büyük patlama anını, a(t) = 0 bugünü ve a(t) > 1 geleceği temsil edebilir. Ölçek faktörünün artış hızını madde ve karanlık enerji baskın dönemleri belirler. Madde baskın dönemde ölçek faktörü yavaştır, karanlık enerji baskın dönemde (günümüz) ölçek faktörü hızlıdır. Ölçek faktörü, evrenin tarihsel genişlemesini kronolojik olarak anlatmak için en temel kavramdır.

Kozmik Mikrodalga Arka Planı (CMB)

Kozmik mikrodalga arka planı, kısa adıyla CMB, evrenin ilk ışığıdır. Büyük patlamadan yaklaşık 380.000 yıl sonra ortaya çıkmıştır. Bu ışık, evrenin sıcak ve yoğun plazma döneminden serbest kalmasıyla oluşmuştur. CMB geçmişteki evren hakkında birçok ipucu verir. Erken evrenin sıcaklığını, yoğunluğunu hesaplayabilmemizi sağlar. Evrenin düz veya eğimli olduğunu gösterir. Küçük dalgalanmalar galaksilerin ve büyük ölçekli yapının tohumlarıdır.

Hubble Sabiti (H₀)

Hubble Sabiti, evrenin bugünkü genişleme hızını ölçen sabittir. Birimi km/s/Mpc’tir. 1 megaparsek (3.26milyon ışık yılı) uzaklıktaki bir galaksinin ne kadar hızlı uzaklaştığını ölçer. Yaklaşık değerleri 67–73 km/s/Mpc’tir. Hubble sabiti, yakın galaksiler için genişleme hızını verir ve çok uzak galaksiler için ışık hızını aşan uzaklaşmayı açıklar.

Tüm Bu Bilgilere Nasıl Ulaştık?

Burada öğrendiğimiz bilgilere nereden ulaştığımızı hiç merak ettiniz mi? Sizi evrenin başlangıcından bu yana açıklanmasında bilim insanlarının katkılarını öğrenmeye davet ediyorum.

20. Yüzyıl Fizikçilerinin Evrene Bakışı

Albert Einstein

Albert Einstein, 1915 yılında yayımladığı genel görelilik teorisi ile evreni artık sadece boş bir sahne olarak değil, madde ve enerjiye tepki veren dinamik bir uzay-zaman olarak tanımladı. Sir Isaac Newton’un mutlak zaman kavramının yanlış olduğunu belirterek uzayzaman isimli bir kavram ortaya attı. Einstein’a göre uzay ve zaman birbirinden ayrı kavramlar değildir. Birbirlerini sürekli etkilerler ve bir cismin hızı ne kadar artarsa, zaman cisim için o kadar yavaşlar. Işık hızına ulaşan bir cisim için zaman durur. Işığın bize ulaşması milyarlarca yıl alabilir ama ışığın bakış açısında en ufak bir zaman geçmemiştir. Einstein, evrenin durağan olduğuna o kadar inanmıştı ki denklemlerine sonradan “hayatımın en büyük hatası” dediği ama günümüzde karanlık enerji ile tekrar önem kazanan kozmolojik sabiti ekledi.

Edwin Hubble

Agora Bilim Pazarı

Dünya Küresi: Antik, 30 cm, Işıksız

Dünyanın siyasi durumunu eskitme harita tekniği ile geçmişi ve bugünü bir arada sunan “Antik Küre” ofislerin vazgeçilmez bir aksesuarı niteliğindedir.

• Harita Türü: Antik
• Çap: 30 santimetre
• Işık Durumu: Işıksız

Devamını Göster

₺1,185.00

Satın Al Tüm Ürünler

1920’lerde galaksiler üzerinde yaptığı gözlemlerde o zamanki bilimi sarsan bir şey gözlemledi: Galaksilerin ışıkları kırmızıya kayıyordu, yani birbirinden uzaklaşıyordu. Einstein’ın durağan evren varsayımını çürüten bu gözlemler, evrenin genişlediğini kanıtlayan ilk gözlemsel veridir. Hubble, hız ile uzaklık arasında doğrusal bir ilişki buldu ve buna Hubble yasası adı verilir. Hubble yasası şunu söyler: Orjinden uzaklaşan herhangi iki nokta, her biri doğrusal çizgide ve orjinden uzaklığı orantılı bir hıza sahip olarak, birbirlerinden uzaklıklarına göre orantılı bir hızla uzaklaşırlar. Yani günümüz bilimiyle uyumlu olan, evrenin genişleme hızının gitgide arttığını belirtmiştir.

Bu bilim insanları listesine daha birçok isim ekleyebiliriz. Bu 2 isim bilmemiz gereken en önemlileri. Şimdi ise evrenin olağan sonlarına göz atacağız.

Evrenin Olağan Sonları

Büyük Donma

Büyük Donma, günümüzdeki gözlemlerle en uyumlu senaryodur; evren sonsuz bir şekilde genişlemeye devam eder, galaksiler birbirinden uzaklaşır ve yıldızlar tükenir. Yeni yıldız oluşumu durur, evren soğur ve enerjisi homojenleşir, böylece hiçbir iş yapabilecek enerji kalmaz.

Büyük Çöküş

Bir diğer olası senaryo, Büyük Çöküş evrenin genişlemesinin bir noktada durması ve kütleçekiminin galaksileri yeniden bir araya çekmesidir. Tüm madde ve enerji tekrar tek bir noktada toplanır ve evren çöker. Ancak günümüz verileri, evrenin genişlemesinin hızlandığını gösterdiği için bu senaryo olasılığı oldukça düşüktür.

Büyük Yırtılma

Üçüncü senaryo ise Büyük Yırtılma (Big Rip) olarak adlandırılır. Eğer karanlık enerji zamanla güçlenirse, evrenin genişlemesi ivmeli bir şekilde hızlanır. Bu durumda galaksiler, yıldızlar ve hatta atomlar birbirinden kopar ve evrenin tüm yapıları adım adım parçalanır. Bu senaryo, karanlık enerjinin doğasına bağlı olduğu için hâlâ teorik bir olasılık olarak kabul edilmektedir.

Sonuç

Bu yazıda evrenin Büyük Patlama’dan beri yapısının sürekli değiştiğini, bilinmeyen bir karanlık maddenin evrenin hızla genişlemesine sebep olduğunu, Hubble sabiti ve CMB gibi evreni anlamlandırmamıza yarayan birçok kavramı, farklı bilim insanlarının yaptığı çalışmaları, evrenin muhtemel sonlarını öğrendik. Okuduğunuz için teşekkürler, bilimle kalın!