Paylaşım Yap
Tüm Reklamları Kapat
Tüm Reklamları Kapat

Büyük Patlama Anında Evren Ne Kadar Küçüktü?

Büyük Patlama Anında Evren Sonsuz Küçüklükte Değildi; Hatta Kısa Boylu Bir İnsandan Daha Küçük Olamazdı!

Büyük Patlama Anında Evren Ne Kadar Küçüktü?
16 dakika
21,653
Evrim Ağacı Akademi: Büyük Patlama ve Kozmik Enflasyon Yazı Dizisi

Bu yazı, Büyük Patlama ve Kozmik Enflasyon yazı dizisinin 5. yazısıdır. Bu yazı dizisini okumaya, serinin 1. yazısı olan "Büyük Patlama Nedir? Büyük Patlama Teorisi Hakkında Bilmeniz Gereken Her Şey!" başlıklı makalemizden başlamanızı öneririz.

Yazı dizisi içindeki ilerleyişinizi kaydetmek için veya kayıt olun.

EA Akademi Hakkında Bilgi Al
Tüm Reklamları Kapat

Bugün, fizik yasalarının görmemize izin verdiği kadarıyla, her ne yöne bakarsanız bakın, gözlenebilir evrenin sınırları akıl almaz düzeyde, astronomik mesafelere kadar uzanıyor. Hatta sırf bundan yola çıkarak Evren'in sonsuz olduğunu bile düşünebilirsiniz - ve kim bilir, aslında gerçekten sonsuz olabilir de...

İşin aslını bir gün öğrenebilecek miyiz, bilmiyoruz. Bildiğimiz bir şey var: Evren, sıcak bir Büyük Patlama ile doğdu (yani zamansal bir başlangıcı var) ve Evren'de ışık hızı sonsuz değil. Bu iki gerçek, Evren'in sadece görebildiğimiz kadarıyla sınırlı olduğumuz anlamına geliyor.

Tüm Reklamları Kapat

Gözlenebilir Evren'i Başa Sarmak...

Gözlenebilir Evren, 13.8 milyar yaşındadır; yani bulunduğumuz noktadan Evren'i gözleyebildiğimiz sınırların en uzak noktalarından bize ulaşan, dolayısıyla görebildiğimiz en eski ışık, günümüzden 13.8 milyar yıl önce yayılmıştır. O ilk yayılma anından bu yana 13.8 milyar yıl geçmiş olsa da, bu süreçte Evren'in sürekli genişlemesine bağlı olarak ışığın alması gereken yol da uzadığından, 13.8 milyar ışık yılı uzaktan yayılan ışığın bize aktardığı bilgi, aslında Evren'in Dünya'dan her yöne doğru 13.8 milyar ışık yılı değil, 46.1 milyar ışık yılı genişliğinde bir Gözlenebilir Evren'e sahip olmasına sebep olmaktadır.

Zaman akmaya devam ettikçe, yolda olan ışık eninde sonunda Dünya'ya ulaştığı için şu ankinden birazcık daha uzaktaki mesafeler de görünür olacaktır. Şöyle düşünün: Evren'deki tüm galaksilerin (yani Gözlenebilir Evren'deki ve onun ötesindeki tüm galaksilerin) %94 civarını hiçbir zaman göremeyeceğiz.[1]

Tüm Reklamları Kapat

Anlayacağınız, herhangi bir zamanda, ne kadar uzağı görebileceğimizin bir sınırı vardır. Bu, Gözlenebilir Evren'in sınırıdır. Bu aynı zamanda, uzak geçmişte herhangi bir noktaya geri dönülürse, Evren'in de sınırlı, ölçülebilir bir boyutu olacağı anlamına gelmektedir. Bahsedilen bu boyutun sıcak Büyük Patlama'dan bu yana ne kadar zaman geçtiğine bağlı olarak bugün olduğundan daha küçük olduğu tahmin edilmektedir.

Ama ya en başa dönersek ve sıcak Büyük Patlama'nın ilk ânına geri dönersek? Şaşırtıcı bir şekilde, insanların sandığının aksine, en başa döndüğümüzde Evren sonsuz küçüklükte, sonsuz yoğunlukta ve sonsuz sıcaklıkta bir tekilliğe ulaşmamaktadır. Bunun yerine Evren giderek küçülür; ancak bu küçülmenin bir sınırı vardır! Bu, Evren'in başlangıçta sahip olabileceği, mümkün olan en küçük boyuttur. İşte bu sınırın neden var olduğu ve erken evrenin minimum boyutunu nasıl anlayabileceğimiz önem arz etmektedir.

Herkül galaksi kümesi
Herkül galaksi kümesi
Forbes

Gök Cisimlerinin Ne Kadar Uzakta Olduğunu Nereden Biliyoruz?

Gözümüzü uzak galaksilere çevirdiğimizde, teleskoplarımızın görebildiği kadarıyla, ölçmesi kolay olan bazı şeyler olduğunu görürüz. Örneğin:

Evrim Ağacı'ndan Mesaj

  • kırmızıya kaymanın ne kadar olduğu ya da ışığının eylemsiz referans çerçevesinde ne kadar kaydığını,
  • ne kadar parlak gözüktüğü ya da nesnenin yaydığı ışığın ne kadarını ölçebildiğimizi ve
  • cismin ne kadar büyük olduğunu ya da gökyüzünde ne kadar açısal derece kapladığını

ölçebiliriz. Bu bilgiler çok önemlidir, çünkü eğer ışığın hızını (yani değerini tam olarak bildiğimiz nadir şeylerden birini) ve baktığımız nesnenin özünde ne kadar parlak ya da büyük olduğunu biliyorsak, bütün bu bilgileri kullanarak o nesnenin ne kadar uzaklıkta olduğunu bulabiliriz.

Standart mumlar (L) ve standart cetveller (R), gökbilimcilerin geçmişte çeşitli zamanlarda uzayın genişlemesini ölçmek için kullandıkları iki farklı tekniktir.
Standart mumlar (L) ve standart cetveller (R), gökbilimcilerin geçmişte çeşitli zamanlarda uzayın genişlemesini ölçmek için kullandıkları iki farklı tekniktir.
Forbes

Gerçekte, bir nesnenin ne kadar büyük ya da parlak olduğu konusunda sadece tahmin yürütebiliriz. Eğer uzak bir galakside bir süpernova gerçekleştiğini görürseniz, daha önce görmüş olduğunuz yakındaki bir süpernovaya dayanarak o süpernovanın özünde ne kadar parlak olduğunu bildiğinizi varsayıyorsunuz; ama aynı zamanda o süpernovanın gerçekleştiği ortamın ve süpernovanın kendisinin aynı olduğunu ve süpernovayla sizin aranızdaki hiçbir şeyin aldığınız sinyali değiştirmediğini de varsayıyorsunuz. Gökbilimciler ölçüm sonucunu değiştirebilecek bu etkileri üç sınıfa ayırıyor:

  • Evrimsel etki: daha yaşlı/daha uzaktaki nesnelerin özünün farklı olması,
  • Çevresel etki: Bu nesnelerin bulunduğu konumun şartlarının düşündüğümüzden farklı olması,
  • Yıkıcı etki: Toz gibi bir şeyin ışığı engellemesi.

Bu etkilere ek olarak, bilmediğimiz başka etkiler de olabilir.

Çeşitli araçlar ve teleskoplar kullanarak görebildiğimiz kadarıyla evrenin tarihi
Çeşitli araçlar ve teleskoplar kullanarak görebildiğimiz kadarıyla evrenin tarihi
Sloan Digital Sky Survey (SDSS)

Ama eğer gördüğümüz bir nesnenin öz parlaklığı (ya da büyüklüğü) konusunda haklıysak, o halde parlaklık/uzaklık ilişkisini baz alarak nesnelerin ne kadar uzakta olduğunu ölçebiliriz. Dahası, kırmızıya kaymalarını ölçerek, ışığın bize ulaştığı süre boyunca evrenin ne kadar genişlediğini öğrenebiliriz. Aynı zamanda; madde ve enerji, uzay ve zaman arasında iyi tanımlanmış bir ilişki (Einstein’ın genel göreliliğinin bize vermiş olduğu şey) olduğundan, bu bilgiyi evrende mevcut olan bütün madde ve enerjinin farklı formlarının farklı kombinasyonlarını hesaplamada kullanabiliriz.

Görelilikten Bir Evren Türetmek

Evren'de, gelecekte ne olacağını veya geçmişte ne olduğunu bilmek istiyorsak, onu ortaya koyan kuralları ve yasaları anlamamız gerekmektedir. Evren için ve özellikle Evren'in dokusunun zamanla nasıl evrimleştiği konusu, modern kütleçekimi teorisi tarafından, yani Einstein'ın Genel Görelilik Teorisi tarafında belirlenmektedir. Einstein'ın denklemlerine Evren'deki tüm farklı madde ve enerji türlerinin ne olduğunu ve bunların zaman içinde nasıl hareket edip geliştikleri girilirse, aynı denklemler, herhangi bir zamanda uzayın nasıl eğrilip büküleceğini (tüm genişleme veya büzülmeler dahil olmak üzere) söyleyebilecektir.

Tüm Reklamları Kapat

İçinde yaşadığımız Evren, yalnızca Einstein'ın genel göreliliği tarafından yönetilmekle kalmamaktadır; aynı zamanda bu teorinin özel bir durumudur. Evren'imiz:

  • İzotropiktir; yani bakılan her yönde ortalamada aynı özelliklere sahiptir.
  • Homojendir, yani gidibilecek tüm lokasyonlarda ortalamada aynı özelliklere sahiptir.

Eğer Evren'imiz, madde ve enerji bakımından her yerde ve her yönde aynıysa, o zaman ya genişlemesi ya da büzülmesi gereken bir evren türetilebilir. Bu çözüm ilk olarak Alexander Friedmann tarafından türetilmiştir ve Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) metriği olarak tanımlanmaktadır. Genişlemeyi (veya daralmayı) yöneten denklemler ise Friedmann Denklemleri olarak bilinmektedir.

Madde (hem normal hem de karanlık) ve radyasyon, artan hacmi nedeniyle Evren genişledikçe daha az yoğun hale gelirken, karanlık enerji ve ayrıca şişme sırasında alan enerjisi, uzayın kendisine özgü bir enerji şeklidir. Genişleyen Evrende yeni alan yaratılırken, karanlık enerji yoğunluğu sabit kalır. E. SIEGEL / GALAXY'NİN ÖTESİ
Madde (hem normal hem de karanlık) ve radyasyon, artan hacmi nedeniyle Evren genişledikçe daha az yoğun hale gelirken, karanlık enerji ve ayrıca şişme sırasında alan enerjisi, uzayın kendisine özgü bir enerji şeklidir. Genişleyen Evrende yeni alan yaratılırken, karanlık enerji yoğunluğu sabit kalır. E. SIEGEL / GALAXY'NİN ÖTESİ
Forbes

Evren'de ne olduğu ölçülebilir veya belirlenebilirse, bu denklemler Evren'in hem geçmişteki hem de gelecekteki özellikleri hakkında her şeyi anlatacaktır. Günümüzde, yalnızca Evren'i neyin oluşturduğu ve şu anda genişleme hızının ne olduğu bilgileri bilinirse, Evren'imizle ilgili şu durumlar belirlenebilir:

  • Geçmişte veya gelecekte herhangi bir anda Gözlenebilir Evren'in büyüklüğü nedir?
  • Geçmişte veya gelecekte herhangi bir noktada genişleme hızının nedir?
  • Evren'in her bir bileşeni (radyasyon, normal madde, karanlık madde, nötrinolar, karanlık enerji, vb.) geçmişte veya gelecekteki herhangi bir noktada enerjisel olarak ne kadar önemlidir?

Bu hesaplama, evrendeki enerji türleri sabit kaldığı sürece yapılabilir. Bir enerji biçimi (madde gibi), aşağıdaki gibi farklı bir dizi kurala uyan başka bir enerji biçimine (radyasyon gibi) dönüştürülmediği sürece, Evren genişleme yönünde ilerler. Evren'in uzak geçmişte ne yaptığını veya gelecekte ne yapacağını anlamak için, yalnızca her bir bileşenin zaman ve ölçekle nasıl geliştiğini değil, bu farklı bileşenlerin ne zaman ve hangi koşullar altında birbirine dönüştüğünü de anlamak gerekmektedir.

Tüm Reklamları Kapat

Evren'de Ne Var?

Evrenimizi oluşturan şeyler şunlardır:

  • Karanlık Enerji (%68): Uzayın dokusuna içkin bir enerji biçimidir; Evren genişledikçe veya daraldıkça, karanlık enerji yoğunluğu sabit kalır.
  • Karanlık Madde (%27): Evrenin en önemli ikinci bileşendir. Madde gibi kümelenir ve Evren'in hacmi genişledikçe yoğunluğu düşer. Kütleçekimi ile etkileşime giren bir maddedir; fakat Standart Model’in bütün parçacıklarından farklıdır.
  • Normal Madde (%4.9): Gezegenler, yıldızlar, galaksiler, gaz, toz, plazma ve kara delikleri kapsar. Bugün Evren'in sadece %4,9'u olmasına rağmen, karanlık madde ile aynı şekilde seyrelmetedir: Evren'in hacmi genişledikçe yoğunluğu düşer, ancak parçacıkların sayısı aynı kalır.
  • Nötrinolar (%0.1): Nötrinolar, çok hafif oldukları için ilginçlerdir. Evren'in soğuk ve enerjisi düşük olduğu günümüzde nötrinolar, madde gibi davranır; Evren genişledikçe ve hacimce büyüdükçe, nötrino yoğunluğu da azalır. Ancak erken dönemde nötrinolar, ışık hızına yakın hareket ediyorlardı. Yani yalnızca hacim büyüdükçe seyrelmekle kalmayıp, dalga boyu uzadıkça enerjisini kaybeden bir radyasyon türü gibi davranmaktadırlar.
  • Radyasyon / Fotonlar (%0.01): Pratikte bu oran yok sayılmaktadır. Enerji yoğunluğunun maddeden daha hızlı düşmesi gerçeği, zaman geçtikçe nispeten daha az önemli hale geldiği anlamına gelir. Ama erken dönemde, yani Büyük Patlama'dan yaklaşık 10.000 yıl sonra, radyasyon evrenin baskın bileşeniydi ve muhtemelen önemli olan tek bileşendi.
Bugün evrendeki karanlık madde, normal madde ve karanlık enerji oranlarına ilişkin en iyi ölçümlerimiz.
Bugün evrendeki karanlık madde, normal madde ve karanlık enerji oranlarına ilişkin en iyi ölçümlerimiz.
Avrupa Uzay Ajansı

Bunlar, Evren tarihinin çoğunda önemli etkilere sahip olan beş bileşendir. Günümüzde bunların hepsi mevcuttur ve her birinin sıcak Büyük Patlama'nın başlangıcından beri mevcut olduğu düşünülmektedir. Zamanı geriye doğru sardıkça gördüğümüz her şey, bunların başından beri var olduğu fikriyle örtüşmektedir.

Bugün görülen yıldızlar ve galaksiler her zaman var olmadılar. Ne kadar geriye gidilirse evrende tekilliğe o kadar yaklaşılır. Ancak bu ilerleme beraberinde birçok soruyu getireceğinden bir sınırı olmaktadır. NASA, ESA ve A. FEILD (STSCI)
Bugün görülen yıldızlar ve galaksiler her zaman var olmadılar. Ne kadar geriye gidilirse evrende tekilliğe o kadar yaklaşılır. Ancak bu ilerleme beraberinde birçok soruyu getireceğinden bir sınırı olmaktadır. NASA, ESA ve A. FEILD (STSCI)
Forbes

Zamanı Başa Sarmak...

Anlattığımız gibi, bu bilgileri, Evren'in geçmişte herhangi bir zamandaki enerji yoğunluğu karışımını ve evrenin o an ne kadar büyük olduğunu tahmin etmek için kullanabiliriz. Yukarıda sözünü ettiğimiz 5 bileşenin oransal enerji yoğunluklarını, zamana bağlı ve logaritmik olarak gösterelim:

Geçmişte çeşitli zamanlarda evrendeki farklı enerji bileşenlerinin yoğunluğu
Geçmişte çeşitli zamanlarda evrendeki farklı enerji bileşenlerinin yoğunluğu
Ethan Siegel

Görebildiğiniz gibi, karanlık enerjinin günümüz evreninde önemli bir yeri var, ama bu, aslında son zamanlarda ortaya çıkmış bir şeydir. Evren tarihinin ilk 9 milyar yılı boyunca, madde (normal ve karanlık maddenin birleşimi), Evren'in baskın bileşeniydi. Ama ilk birkaç bin yıl boyunca radyasyon (foton ve nötrino formunda) maddeden bile daha fazla önem taşıyordu!

Tüm Reklamları Kapat

Agora Bilim Pazarı
Globe Dünya Küresi: Yeşil, 26 cm, Işıklı

Yeryüzündeki tüm ülkeleri, sınırlarını, başkentlerini, önemli şehirlerini gösteren Globe Green, baktıkça doğanın güzelliğini hissettirecek hem gerçek bir eğitim materyali hemde şık bir aksesuar görünümündedir.

  • Harita Türü: Siyasi
  • Çap: 26 santimetre
  • Işık Durumu: Işıklı
Devamını Göster
₺650.00
Globe Dünya Küresi: Yeşil, 26 cm, Işıklı
  • Dış Sitelerde Paylaş

Bunları söylüyoruz, çünkü bu bileşenlerin her biri, Evren'in genişlemesini farklı yönde etkiliyor. Bugün Evren'in her yöne doğru 46.1 milyar ışık yılı genişliğinde olduğunu bilmemize rağmen, Evren'in herhangi bir zamandaki büyüklüğünü bulabilmek için o zamanki madde yoğunluğunu tam olarak hesaplamamız gerekir. O da işte böyle gözüküyor:

Logaritmik ölçeklerde Evrenin büyüklüğü (y ekseni, ışık yılı cinsinden) ile Evrenin yaşı (x ekseni, yıl cinsinden) karşılaştırması ve bazı önemli kilometre taşları
Logaritmik ölçeklerde Evrenin büyüklüğü (y ekseni, ışık yılı cinsinden) ile Evrenin yaşı (x ekseni, yıl cinsinden) karşılaştırması ve bazı önemli kilometre taşları
Ethan Siegel

İşte Evren'in bazı eğlenceli kilometre taşları:

  • Samanyolu Galaksisinin çapı 100,000 ışık yılıdır, Evren bu büyüklüğe yaklaşık 3 yaşında ulaştı.
  • Evren 1 yaşındayken, şu ankinden daha sıcak ve daha yoğundu. Ortalama sıcaklığı 2 milyon K'den daha fazlaydı.
  • Evren 1 saniye yaşındayken, kararlı bir çekirdek oluşturmak için çok fazla sıcaktı; protonlar ve nötronlar sıcak plazma denizindeydi. Ayrıca, bugün onu Güneş'in etrafında çizseydik, en uzak olanı Ross 154 olmak üzere en yakın yedi yıldız sistemini çevreleyecek bir yarıçapa sahip olacaktı.
  • Evren, yaklaşık olarak bir saniyenin trilyonda biri (10-12) yaşındayken, yarıçapı Güneş ile Dünya arasındaki uzaklık kadardı. O zamanlar Evren'in genişleme hızı bugünkünün 1029 katıydı.

Elbette, eğer istersek daha da geriye gidebiliriz; kozmik enflasyonun son bulduğu ve Büyük Patlama'ya sebep olan âna... Yani "tekilliğe"... Bunu yapabilir miyiz? Yani Evren'in en küçük boyutunun, pratik olarak sıfır olduğunu söyleyebilir miyiz?

Evren Hiçbir Zaman Sıfır Boyutta Olmadı!

Hayır! Eğer Evren, başından beri madde veya radyasyonla dolu olsaydı, evet, bir tekillikten söz edebilirdik. O zaman sonsuz yoğunlukta, sonsuz sıcaklıkta, sonsuz küçüklükte, "sıfıra" tekabül eden bir zamana ve fizik yasalarının bozulduğu tek bir noktaya geri dönerdi. Eğer başından beri Evren'e hükmeden madde ve radyasyon olsaydı, denklemlerin ne kadar geriye götürebileceğinin veya bu düşünce tarzını ne kadar ileriye götürebileceğinin bir sınırı olmayacaktı.

Ancak evren böylesine benzersiz bir yüksek enerji durumundan ortaya çıkmış olsaydı, gerçekte gözlemlediklerimizle tamamen çelişen sonuçlar elde ederdik:

Birincisi, Büyük Patlama'nın kalıntı parıltısındaki sıcaklık dalgalanmalarının (bugün Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması olarak görülen olayın) enerjisi, ulaşılan maksimum enerjinin Planck enerjisine (~1019 GeV) oranı kadar olurdu. Dalgalanmaların bundan çok çok daha küçük (yaklaşık olarak 30.000 kat kadar küçük) olması, Evren'in keyfi derecede sıcak bir başlangıçla başlamış olamayacağını göstermektedir.

Erken evrenin genişleme döneminden gelen büyük, orta ve küçük ölçekli dalgalanmalar, Büyük Patlama'nın arta kalan parıltısındaki sıcak ve soğuk (az ve aşırı yoğun) noktaları belirlemektedir. Genişlemede, evrene yayılan bu dalgalanmalar, küçük ölçeklerde büyük ölçeklere göre biraz farklı büyüklükte olmaktadır.
Erken evrenin genişleme döneminden gelen büyük, orta ve küçük ölçekli dalgalanmalar, Büyük Patlama'nın arta kalan parıltısındaki sıcak ve soğuk (az ve aşırı yoğun) noktaları belirlemektedir. Genişlemede, evrene yayılan bu dalgalanmalar, küçük ölçeklerde büyük ölçeklere göre biraz farklı büyüklükte olmaktadır.
NASA / WMAP

Aslında, hem kozmik mikrodalga arka planındaki sıcaklık dalgalanmalarının ayrıntılı ölçümlerinden hem de aynı radyasyonun polarizasyon ölçümlerinden, sıcak Büyük Patlama'nın "en sıcak kısmı" sırasında Evren'in ulaştığı maksimum sıcaklığın, yaklaşık olarak ~1015 GeV civarında olduğu sonucuna varılabilir. Yani Evren'in madde ve radyasyonla dolu olduğunu ne kadar geriye doğru tahmin edebileceğine dair bir kesinti olmalıdır ve bunun yerine, Evren'in sıcak Büyük Patlama'dan önce gelen ve onu oluşturan bir evresi olmalıdır.

Bu aşama, 1980'lerin başında, kozmik mikrodalga arka planının ayrıntıları hiç ölçülmeden önce teorileştirildi ve Kozmik Enflasyon olarak adlandırıldı. Kozmik Enflasyon Teorisi'ne göre:

  • Evren, bir zamanlar büyük miktarda enerjinin egemenliği altındaydı.
  • Bu enerji, karanlık enerjiye benzerdi, ancak büyüklük olarak çok daha büyüktü.
  • Bu enerji, Evren'in üstel bir hızla genişlemesine neden oldu.
  • Bu nedenle Evren, soğuk ve boş hâle geldi (tabii şişme alanına içkin olan enerji haricinde).
  • Sonra, belli bir noktada, muhtemelen çok uzun ve hatta sonsuz bir süre için bu şekilde genişledikten sonra, o şişme alanı bozuldu.
  • Bu enerjinin neredeyse tamamını maddeye ve radyasyona dönüştü.
  • Tüm bunlar, sıcak Büyük Patlama'yı tetikledi.
Yüksek bir yüzey üzerinde kayan bir topun analojisi, şişmenin devam ettiği zamanı temsil etmektedir. Yapının parçalanması ve serbest bırakılması, enerjinin şişmenin sonunda meydana gelen parçacıklara dönüşümünü temsil etmektedir. Şişme enerjisinden madde ve radyasyona dönüşen bu dönüşüm, evrenin genişlemesinde ve özelliklerinde ani bir değişikliği belirtmektedir.
Yüksek bir yüzey üzerinde kayan bir topun analojisi, şişmenin devam ettiği zamanı temsil etmektedir. Yapının parçalanması ve serbest bırakılması, enerjinin şişmenin sonunda meydana gelen parçacıklara dönüşümünü temsil etmektedir. Şişme enerjisinden madde ve radyasyona dönüşen bu dönüşüm, evrenin genişlemesinde ve özelliklerinde ani bir değişikliği belirtmektedir.
E. Siegel

Anlayacağınız, Evren'imizi bir tekilliğe kadar geri götürmek istiyoruz, ama kozmik enflasyon buna olan ihtiyacı tamamen ortadan kaldırıyor. Bunun yerine Enflasyon Teorisi, tekilliği, geçmişe doğru belirsiz uzunlukta bir logaritmik genişleme dönemi ile değiştiriyor. Bu enflasyon (yani "şişme") dönemi, bugün "Evren'in başlangıcı" olarak tanımladığımız sıcak, yoğun, genişleyen bir duruma sebep olduktan sonra, sona eriyor.

Evren'imizin başlangıcı, enflasyon döneminin son 1 saniyesinin son 10-30 ilâ 10-35'inci saniyeleri arasında bir yerde yaşandı. İşte biz de bu ândaki, yani kozmik enflasyonun bitip Büyük Patlama'nın başladığı zamandaki Evren'in büyüklüğünü bulmaya çalışıyoruz.

Tüm Reklamları Kapat

Evrenimizin bildiğimiz ve gördüğümüz şekliyle evrimi
Evrenimizin bildiğimiz ve gördüğümüz şekliyle evrimi
Forbes

Sıcaklık, Büyüklüğü Verir!

Eğer Evren'in büyüklüğü sıcaklığı ile ilişkiliyse, bu noktadaki büyüklüğü tespit etmek için şu soruyu sorabiliriz: Evren, sıcak Büyük Patlama'nın en sıcak kısmında ne kadar sıcaktı? Bu soru cevaplanabilirse, bugün içinde olunan Evren'i ne kadar geriye götürebileceğimizi ve bugüne kadar deneyimlediği minimum boyutun ne olduğunu öğrenebiliriz.

Neyse ki, bu soruyu cevaplandırmak mümkündür: Evren'in erken dönemlerinde, ne kadar "erkene" gittiğimiz ile Evren'in radyasyonun baskın olduğu en erken evresinde ne kadar ısınmış olabileceği arasında doğrudan bir ilişki vardır; ancak bu, sınırsız bir ilişki değildir: Evren'in ulaşabileceği en yüksek sıcaklığa karşılık gelen bir sınır vardır.

Kozmik mikrodalga arka planının B-modu polarizasyonuna şişmeden arta kalan yerçekimi dalgalarının katkısı bilinen bir şekle sahiptir, ancak genliği belirli genişleme modeline bağlıdır. Genişlemeden kaynaklanan ve yerçekimi dalgalarından gelen bu B modları henüz gözlemlenmedi, ancak büyüklüklerinin üst sınırları, sıcak Büyük Patlama sırasında elde edilen maksimum sıcaklığa kısıtlamalar koyulmasına izin vermektedir. PLANCK BİLİM TAKIMI
Kozmik mikrodalga arka planının B-modu polarizasyonuna şişmeden arta kalan yerçekimi dalgalarının katkısı bilinen bir şekle sahiptir, ancak genliği belirli genişleme modeline bağlıdır. Genişlemeden kaynaklanan ve yerçekimi dalgalarından gelen bu B modları henüz gözlemlenmedi, ancak büyüklüklerinin üst sınırları, sıcak Büyük Patlama sırasında elde edilen maksimum sıcaklığa kısıtlamalar koyulmasına izin vermektedir. PLANCK BİLİM TAKIMI
Forbes

Eğer Evren'in en erken dönemlerde çok fazla ısınmasına izin verirseniz, Evren'de enerjik bir kütleçekimi dalgaları spektrumu oluştuğunu görürsünüz. Öyle ki, bu spektrumu görmek için LIGO gibi bir gözlemevine ihtiyaç bile duymayız; bu tür bir kütleçekim dalgası spektrumu, kozmik mikrodalga arka plan üzerindeki polarizasyon sinyalinde kendisini damgalayacaktır. Bilimsel gözlemler sayesinde elde edilen sınırlar ne kadar sıkılaşırsa, yani erken Evren'den gelen kütleçekimi dalgalarını tespit etmeden ne kadar uzun süre gidersek ve onların varlığını ne kadar sıkı bir şekilde sınırlarsak, Evren'in erişebileceği "en yüksek sıcaklık" da o kadar düşük olacaktır.

Yaklaşık 15 yıl önce, bu sıcaklığın enerji eşdeğeri yaklaşık 4 × 1016 GeV olarak sınırlanabiliyordu; ancak sonradan yapılan daha isabetli ölçümler, bu değeri önemli ölçüde düşürdü. Bugün, Evren'in, sıcak Büyük Patlama'nın en sıcak kısmında, enerji açısından yaklaşık ~1015 GeV'den daha fazla ısınmadığı söylenebilmektedir. Bu, sıcak Big Bang'in geriye doğru ne kadar tahmin edebileceğine dair bir sınır koymaktadır. Ve bu sınır, nihayet sorumuza cevap bulmamızı sağlamaktadır.

Tüm Reklamları Kapat

Gözlenebilir Evren, Başlangıçta Ne Kadar Küçüktü?

Evren'in erişebileceği en yüksek sıcaklık değeri (~1015 GeV), yaklaşık olarak ~10-35 saniyeye denk gelmektedir. Büyük Patlama anında Evren, yaklaşık 1.5 metrelik bir büyüklükteydi. Yani Evren, en erken evrelerinde ilk defa bir "boyut" kazandığında, kabaca bir insan büyüklüğünden daha küçük olamazdı.

Son 10 senede Evren'in olabileceği en küçük büyüklük konusunda kat edilen yol, takdire şayandır: Evren'in olabileceği en küçük boyut, 2017 yılında 17 santimetre (10-35'inci saniyeyi baz alırsak) ile 168 metre (10-30'uncu saniyeyi baz alırsak) arasındaydı. Yani o dönemki verilerimize göre Evren, en küçük bir futbol topu kadar olabilirdi. Günümüzdeyse 10-35 saniyeye denk gelen minimum büyüklüğünü 1.5 metre olduğunu öğrendik.

Bu arada şunu unutmayın: Bu, Evren'in başlangıçta olabileceği maksimum sıcaklığa dayanarak elde edilen minimum büyüklüğüdür. Yani başlangıçta Evren, 1.5 metreden çok daha büyük olabilirdi; örneğin birkaç bina büyüklüğünde veya bir şehir büyüklüğünde de olabilirdi.

Sonuç

Evren'in sonsuz sıcaklık ve yoğunluğa sahip tek bir noktadan ve tüm uzay ve zamanın bu başlangıç noktasından ortaya çıktığını düşünmek ne kadar ilgi çekici olursa olsun, bu çıkarım bilimsel olarak geçerli bir şekilde yapılamaz ve hâlihazırda elimizde var olan gözlemlerle tutarlı olamaz. Bilimsel yöntemlerle topladığımız verilere uygun bir hikaye anlatmak istiyorsak, günümüzde gözleyebildiğimiz Evren'in bir gencin kol açıklığından daha küçük olmasına izin vermemiz mümkün değildir. Bundan daha küçük olsaydı, Büyük Patlama'dan arta kalan parıltıda, belirli dalgalanmalar olması gerekirdi - ama yoklar.

Tüm Reklamları Kapat

Sıcak Büyük Patlama'dan önce Evren'de, uzaya ya da kozmik şişmeyi sağlayan alana özgü enerji hakimdi ve genişlemenin ne kadar sürdüğü veya bu genişlemeyi neyin başlattığı hakkında hiçbir fikrimiz yoktur. Genişleme olayı, kendisinden önce Evren'e dair var olan tüm bilgileri siler ve bugün Gözlenebilir Evren'e yalnızca genişlemenin saniyenin son kesirlerinden gelen sinyalleri damgalar.

Bazıları için bu, başlı başına bir açıklama gerektiren bir durumdur. Ancak diğerleri için bu, yalnızca bilinenlerin değil, bilinebilenlerin de temel sınırlarını vurgulayan bir özelliktir.

Evren'i ve onun bize kendisi hakkında söylediklerini dinlemek, birçok yönden en önemli ve güzel bir deneyimdir.

Bu Makaleyi Alıntıla
Okundu Olarak İşaretle
Evrim Ağacı Akademi: Büyük Patlama ve Kozmik Enflasyon Yazı Dizisi

Bu yazı, Büyük Patlama ve Kozmik Enflasyon yazı dizisinin 5. yazısıdır. Bu yazı dizisini okumaya, serinin 1. yazısı olan "Büyük Patlama Nedir? Büyük Patlama Teorisi Hakkında Bilmeniz Gereken Her Şey!" başlıklı makalemizden başlamanızı öneririz.

Yazı dizisi içindeki ilerleyişinizi kaydetmek için veya kayıt olun.

EA Akademi Hakkında Bilgi Al
37
0
  • Paylaş
  • Alıntıla
  • Alıntıları Göster
Paylaş
Sonra Oku
Notlarım
Yazdır / PDF Olarak Kaydet
Bize Ulaş
Yukarı Zıpla

İçeriklerimizin bilimsel gerçekleri doğru bir şekilde yansıtması için en üst düzey çabayı gösteriyoruz. Gözünüze doğru gelmeyen bir şey varsa, mümkünse güvenilir kaynaklarınızla birlikte bize ulaşın!

Bu içeriğimizle ilgili bir sorunuz mu var? Buraya tıklayarak sorabilirsiniz.

Soru & Cevap Platformuna Git
Bu İçerik Size Ne Hissettirdi?
  • İnanılmaz 29
  • Tebrikler! 20
  • Bilim Budur! 14
  • Merak Uyandırıcı! 10
  • Mmm... Çok sapyoseksüel! 9
  • Muhteşem! 4
  • Umut Verici! 3
  • Korkutucu! 3
  • Güldürdü 1
  • Üzücü! 1
  • Grrr... *@$# 1
  • İğrenç! 1
Kaynaklar ve İleri Okuma
  1. Türev İçerik Kaynağı: Forbes | Arşiv Bağlantısı
Tüm Reklamları Kapat

Evrim Ağacı'na her ay sadece 1 kahve ısmarlayarak destek olmak ister misiniz?

Şu iki siteden birini kullanarak şimdi destek olabilirsiniz:

kreosus.com/evrimagaci | patreon.com/evrimagaci

Çıktı Bilgisi: Bu sayfa, Evrim Ağacı yazdırma aracı kullanılarak 29/03/2024 15:39:29 tarihinde oluşturulmuştur. Evrim Ağacı'ndaki içeriklerin tamamı, birden fazla editör tarafından, durmaksızın elden geçirilmekte, güncellenmekte ve geliştirilmektedir. Dolayısıyla bu çıktının alındığı tarihten sonra yapılan güncellemeleri görmek ve bu içeriğin en güncel halini okumak için lütfen şu adrese gidiniz: https://evrimagaci.org/s/11112

İçerik Kullanım İzinleri: Evrim Ağacı'ndaki yazılı içerikler orijinallerine hiçbir şekilde dokunulmadığı müddetçe izin alınmaksızın paylaşılabilir, kopyalanabilir, yapıştırılabilir, çoğaltılabilir, basılabilir, dağıtılabilir, yayılabilir, alıntılanabilir. Ancak bu içeriklerin hiçbiri izin alınmaksızın değiştirilemez ve değiştirilmiş halleri Evrim Ağacı'na aitmiş gibi sunulamaz. Benzer şekilde, içeriklerin hiçbiri, söz konusu içeriğin açıkça belirtilmiş yazarlarından ve Evrim Ağacı'ndan başkasına aitmiş gibi sunulamaz. Bu sayfa izin alınmaksızın düzenlenemez, Evrim Ağacı logosu, yazar/editör bilgileri ve içeriğin diğer kısımları izin alınmaksızın değiştirilemez veya kaldırılamaz.

Tüm Reklamları Kapat
Keşfet
Akış
İçerikler
Gündem
Alan
Astrobiyoloji
Alkol
Yaşanabilir Gezegen
Çekirdek
Tohum
Botanik
Nöron
Makina
Karanlık
Uydu
Aminoasit
Geometri
Sayı
Mantık Hatası
Beyin
Bilişsel
Hominid
Evren
Süt
Araştırma
Filogenetik
Homo Sapiens
İspat
Güneş
Aklımdan Geçen
Komünite Seç
Aklımdan Geçen
Fark Ettim ki...
Bugün Öğrendim ki...
İşe Yarar İpucu
Bilim Haberleri
Hikaye Fikri
Video Konu Önerisi
Başlık
Gündem
Kafana takılan neler var?
Bağlantı
Kurallar
Komünite Kuralları
Bu komünite, aklınızdan geçen düşünceleri Evrim Ağacı ailesiyle paylaşabilmeniz içindir. Yapacağınız paylaşımlar Evrim Ağacı'nın kurallarına tabidir. Ayrıca bu komünitenin ek kurallarına da uymanız gerekmektedir.
1
Bilim kimliğinizi önceleyin.
Evrim Ağacı bir bilim platformudur. Dolayısıyla aklınızdan geçen her şeyden ziyade, bilim veya yaşamla ilgili olabilecek düşüncelerinizle ilgileniyoruz.
2
Propaganda ve baskı amaçlı kullanmayın.
Herkesin aklından her şey geçebilir; fakat bu platformun amacı, insanların belli ideolojiler için propaganda yapmaları veya başkaları üzerinde baskı kurma amacıyla geliştirilmemiştir. Paylaştığınız fikirlerin değer kattığından emin olun.
3
Gerilim yaratmayın.
Gerilim, tersleme, tahrik, taciz, alay, dedikodu, trollük, vurdumduymazlık, duyarsızlık, ırkçılık, bağnazlık, nefret söylemi, azınlıklara saldırı, fanatizm, holiganlık, sloganlar yasaktır.
4
Değer katın; hassas konulardan ve öznel yoruma açık alanlardan uzak durun.
Bu komünitenin amacı okurlara hayatla ilgili keyifli farkındalıklar yaşatabilmektir. Din, politika, spor, aktüel konular gibi anlık tepkilere neden olabilecek konulardaki tespitlerden kaçının. Ayrıca aklınızdan geçenlerin Türkiye’deki bilim komünitesine değer katması beklenmektedir.
5
Cevap hakkı doğurmayın.
Bu platformda cevap veya yorum sistemi bulunmamaktadır. Dolayısıyla aklınızdan geçenlerin, tespit edilebilir kişilere cevap hakkı doğurmadığından emin olun.
Ekle
Soru Sor
Sosyal
Yeniler
Daha Fazla İçerik Göster
Popüler Yazılar
30 gün
90 gün
1 yıl
Evrim Ağacı'na Destek Ol

Evrim Ağacı'nın %100 okur destekli bir bilim platformu olduğunu biliyor muydunuz? Evrim Ağacı'nın maddi destekçileri arasına katılarak Türkiye'de bilimin yayılmasına güç katın.

Evrim Ağacı'nı Takip Et!
Yazı Geçmişi
Okuma Geçmişi
Notlarım
İlerleme Durumunu Güncelle
Okudum
Sonra Oku
Not Ekle
Kaldığım Yeri İşaretle
Göz Attım

Evrim Ağacı tarafından otomatik olarak takip edilen işlemleri istediğin zaman durdurabilirsin.
[Site ayalarına git...]

Filtrele
Listele
Bu yazıdaki hareketlerin
Devamını Göster
Filtrele
Listele
Tüm Okuma Geçmişin
Devamını Göster
0/10000
Bu Makaleyi Alıntıla
Evrim Ağacı Formatı
APA7
MLA9
Chicago
E. Siegel, et al. Büyük Patlama Anında Evren Ne Kadar Küçüktü?. (31 Ekim 2021). Alındığı Tarih: 29 Mart 2024. Alındığı Yer: https://evrimagaci.org/s/11112
Siegel, E., Yağız, C. Y., Bakırcı, Ç. M., Demir, . (2021, October 31). Büyük Patlama Anında Evren Ne Kadar Küçüktü?. Evrim Ağacı. Retrieved March 29, 2024. from https://evrimagaci.org/s/11112
E. Siegel, et al. “Büyük Patlama Anında Evren Ne Kadar Küçüktü?.” Edited by Çağrı Mert Bakırcı. Evrim Ağacı, 31 Oct. 2021, https://evrimagaci.org/s/11112.
Siegel, Ethan. Yağız, Can Yunus. Bakırcı, Çağrı Mert. Demir, . “Büyük Patlama Anında Evren Ne Kadar Küçüktü?.” Edited by Çağrı Mert Bakırcı. Evrim Ağacı, October 31, 2021. https://evrimagaci.org/s/11112.
ve seni takip ediyor

Göster

Şifrenizi mi unuttunuz? Lütfen e-posta adresinizi giriniz. E-posta adresinize şifrenizi sıfırlamak için bir bağlantı gönderilecektir.

Geri dön

Eğer aktivasyon kodunu almadıysanız lütfen e-posta adresinizi giriniz. Üyeliğinizi aktive etmek için e-posta adresinize bir bağlantı gönderilecektir.

Geri dön

Close