Büyük Patlama Anında Evren Ne Kadar Küçüktü?

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.

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]

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.

Forbes

Gök Cisimlerinin Ne Kadar Uzakta Olduğunu Nereden Biliyoruz?

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

• 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.

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.

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.

Evrim Ağacı'ndan Mesaj

Neden Desteğe İhtiyacımız Var?

Aslında maddi destek istememizin nedeni çok basit: Çünkü Evrim Ağacı, bizim tek mesleğimiz, tek gelir kaynağımız. Birçoklarının aksine bizler, sosyal medyada gördüğünüz makale ve videolarımızı hobi olarak, mesleğimizden arta kalan zamanlarda yapmıyoruz. Dolayısıyla bu işi sürdürebilmek için gelir elde etmemiz gerekiyor.

Bunda elbette ki hiçbir sakınca yok; kimin, ne şartlar altında yayın yapmayı seçtiği büyük oranda bir tercih meselesi. Ne var ki biz, eğer ana mesleklerimizi icra edecek olursak (yani kendi mesleğimiz doğrultusunda bir iş sahibi olursak) Evrim Ağacı'na zaman ayıramayacağımızı, ayakta tutamayacağımızı biliyoruz. Çünkü az sonra detaylarını vereceğimiz üzere, Evrim Ağacı sosyal medyada denk geldiğiniz makale ve videolardan çok daha büyük, kapsamlı ve aşırı zaman alan bir bilim platformu projesi. Bu nedenle bizler, meslek olarak Evrim Ağacı'nı seçtik.

Eğer hem Evrim Ağacı'ndan hayatımızı idame ettirecek, mesleklerimizi bırakmayı en azından kısmen meşrulaştıracak ve mantıklı kılacak kadar bir gelir kaynağı elde edemezsek, mecburen Evrim Ağacı'nı bırakıp, kendi mesleklerimize döneceğiz. Ama bunu istemiyoruz ve bu nedenle didiniyoruz.

Destek Ol

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.

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.

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.

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.

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.

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:

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!

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:

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.

Agora Bilim Pazarı

Çözümlü Matematik Analiz 2 Problemleri

• Boyut: 20,0*25,0
• Sayfa Sayısı: 548
• Basım: 1
• ISBN No: 9786053556442

Devamını Göster

₺650.00

Satın Al Tüm Ürünler

• Dış Sitelerde Paylaş

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.

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.

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.

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.

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.

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.

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.