İlk 3 Dakika: Evrenin İlk Üç Dakikasında Neler Oldu?

Evrenin şu anda genişliyor olduğu gözlemi bizi, evrenin geçmişte çok daha küçük, dolayısıyla yoğun ve sıcak bir hacimde sıkıştığı fikrine götürdü. Peki evren, böylesine ufak bir noktadan nasıl ortaya çıktı?

Kozmik zamanın en erken anlarında, enerjiler ve koşullar o kadar aşırıydı ki, bu konuda geliştirdiğimiz teorilerin yanlış olma ihtimali, doğru olma ihtimalinden çok daha yüksektir. Bir örnek vermek gerekirse, giderek popülerleşen ve doğru oldukları konusundaki güvenimizin giderek arttığı ebedi enflasyon teorileri, "kozmik enflasyon" denen olayın evrenin büyük bölümünde sonsuza kadar sürdüğünü öne sürerek, bu yazıda sürekli bahsedeceğimiz "Büyük Patlama'dan bu yana geçen $n$ saniye" kavramını tanımsız hale getirmektedir. Bu nedenle, en erken aşamalar hâlen aktif bir araştırma alanıdır ve hâlâ spekülatif olan ve bilimsel bilgi geliştikçe muhakkak değişecek olan fikirlere dayanmaktadır.

Her ne kadar 10^-32 saniye civarında tanımlanan bir "enflasyon dönemi" üzerinde durulsa da, gözlemlerimiz de teorilerimiz de uzaydaki nesneler arasındaki mesafelerin Büyük Patlama anından bu yana her zaman arttığını ve hala artmakta olduğunu göstermektedir (bunun tek istisnası, genişleme hızının büyük ölçüde yavaşladığı günümüzde galaksiler ve bazı galaksi kümeleri gibi birbirine kütleçekimiyle bağlı olarak nesnelerin birbirine doğru yaklaşmasıdır). Enflasyon dönemi, ölçekte çok hızlı bir değişimin meydana geldiği, Evren'in genişleme hızının müthiş bir şekilde hızlandığı bir dönemdir. Enflasyondan sonra ve yaklaşık 9,8 milyar yıl boyunca genişleme çok daha yavaştı ve zaman içinde daha da yavaşladı (ancak hiçbir zaman tersine dönmedi; yani Evren'in şu anda kendi üzerine çökmesini beklemiyoruz). Yaklaşık 4 milyar yıl önceyse, tekrardan ve hafifçe hızlanmaya başladı.

Görebileceğiniz gibi Evren'in en erken dönemlerinin fiziği inanılmaz karmaşıktır; fakat bugüne kadar bu alanda gelişen fiziği yorumlayarak, evrenin ilk üç dakikasında neler olduğunu ele akmaya çalışabiliriz. Yazı boyunca $t$'yi zamanı, $T$'yi sıcaklığı, $E$'yi ise enerjiyi ifade etmek için kullanacağız.

Çok Erken Evren Tarihi

Planck Çağı

• Süre: $t<5\times 10^{-44}\text{sn.}$
• Sıcaklık: $T>10^{32}\text{K}$
• Enerji: $E>10^{19}\text{GeV}$

Planck dönemi, geleneksel (enflasyonist olmayan) Büyük Patlama kozmolojisinde, bildiğimiz anlamıyla Evren'i başlatan olaydan hemen sonraki dönemdir. Evren'in oluşumundan $5\times 10^{-44}$ saniye öncesinde (saniyenin trilyon kere trilyon kere trilyon kere trilyonda biri kadar bir sürede), yani neredeyse "evrenin oluştuğu an" diyebileceğimiz kadar küçük bir zaman değerinde, evren inanılmaz derece küçük bir hacme sıkışmış durumdaydı. Enerji, sıcaklık ve yoğunluk muazzam seviyelerdeydi. Bu dönemde, evrendeki sıcaklık ve ortalama enerjiler o kadar yüksekti ki bugün aşina olduğumuz atom altı parçacıklar oluşamıyordu.

Öyle ki Evren'in bu evrede eriştiği 10¹⁹ GeV enerji değerinde, Evren'i şekillendirdiğini bildiğimiz dört temel kuvvet (kütleçekimi, elektromanyetizma, zayıf nükleer kuvvet ve güçlü nükleer kuvvet) henüz birbirinden ayrışamamıştı ve tek bir temel kuvvet olarak etki ediyordu. Her Şeyin Teorisinin gerçekleştiği zaman da işte bu zamandı.

Bu sıcaklıktaki fizik hakkında çok az şey bilinmektedir ve dolayısıyla farklı hipotezler ve farklı senaryolar önerilmektedir. Geleneksel büyük patlama kozmolojisi bu zamandan önce kütleçekimsel bir tekillik öngörmektedir. Ancak bu varsayım neredeyse kesin olarak hatalıdır; çünkü bir tekilliği öngören teori olan Genel Görelilik Teorisi'nin bu evredeki Evren'in olduğu boyut kadar küçük nesneler için çalışmadığını, o noktada artık kuantum mekaniğinin devreye girdiği bilinmektedir.

Enflasyonist kozmoloji modellerinde, enflasyonun sona ermesinden önceki zamanlar (Büyük Patlama'dan yaklaşık 10^-32 saniye sonra) geleneksel büyük patlama kozmolojisinin öne sürdüğü zaman çizelgesini takip etmez. Planck dönemi boyunca Evren'i ve fiziği tanımlamayı amaçlayan modeller genellikle spekülatiftir ve "Yeni Fizik" şemsiyesi altına girer. Örnekler arasında Hartle-Hawking başlangıç durumu, sicim teorisi manzarası, sicim gazı kozmolojisi ve ekpyrotik evren bu zamanda olan biteni açıklamaya çalışan modeller arasında sayılabilir.

Büyük Birleşme Çağı

• Zaman: $t\approx 10^{-36}\text{saniye}$
• Sıcaklık: $T>10^{28}\text{K}$
• Enerji: $E>10^{15}\text{GeV}$

Evren genişledikçe, Evren'deki sıcaklıklar dört temel kuvvetin birbirinden ayrışabildiği seviyelere düşmüştür. Bu kozmolojik faz geçişleri, sıradan maddenin yoğunlaşma ve donma faz geçişlerine benzer şekilde görselleştirilebilir. Belirli sıcaklıklarda/enerjilerde, su molekülleri davranışlarını ve yapılarını değiştirir ve tamamen farklı davranırlar. Buharın suya dönüşmesi gibi, Evren'in temel kuvvetlerini ve parçacıklarını tanımlayan alanlar da sıcaklık/enerji belirli bir noktanın altına düştüğünde davranışlarını ve yapılarını tamamen değiştirirler. Bu durum, gündelik yaşamda belirgin değildir; çünkü bu faz geçişleri yalnızca, günümüz Evreni'nde genelde gördüğümüzden çok ama çok daha yüksek sıcaklıklarda gerçekleşir.

Evrenin temel kuvvetlerindeki bu faz geçişlerinin "simetri kırılması" adı verilen bir kuantum alanları olgusundan kaynaklandığına inanılmaktadır. Günlük deyişle, Evren soğudukça, etrafımızdaki kuvvetleri ve parçacıkları yaratan kuantum alanlarının daha düşük enerji seviyelerine ve daha yüksek kararlılık seviyelerine yerleşmesi mümkün hale gelir. Bunu yaparken de etkileşim şekillerini tamamen değiştirirler. Kuvvetler ve etkileşimler bu alanlara bağlı olarak ortaya çıkar, bu nedenle evren bir faz geçişinin üstünde ve altında çok farklı davranabilir. Örneğin, daha sonraki bir çağda bu faz geçişinin bir yan etkisi, hiç kütlesi olmayan birçok parçacığın aniden bir kütle kazanması (çünkü Higgs alanıyla farklı şekilde etkileşmeye başlarlar) ve tek bir kuvvetin iki ayrı kuvvet olarak ortaya çıkmaya başlamasıdır.

İşte bu çağ sırasında enerjinin düşmesiyle birlikte, ilk olarak kütleçekimsel etkileşim diğer dördünden ayrılmaya başlamıştır. Bu anda üç etkileşim (güçlü, zayıf ve elektromanyetik) bir arada bulunmaktadır. Bu evrede var olan kuvvetleri iki kategoride toplamak mümkündür: kütleçekimi ve elektro-güçlü etkileşim. Böyle bir birleşik kuvvetin var olduğuna dair henüz kesin bir kanıt yoktur; ancak birçok fizikçi bunun var olduğunu düşünmektedir. İşte bu elektro-güçlü etkileşimin fiziği Büyük Birleşme Teorisi (İng: "Grand Unified Theory") adı verilen bir teoriyle tanımlanmaktadır.

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

Bu çıkarım, basitçe şuna dayanmaktadır: Güçlü çiftlenim sabiti $a_s$ kısa mesafelerde (yani çok yüksek enerjili çarpışmalarda) hızla azalır, zayıf etkileşim çiftlenim sabiti $a_w$ ise ona göre daha yavaş bir biçimde azalır ve elektromanyetik çiftlenim sabiti $a_e$ artar. Bu durumda üç eğri bir noktada (10¹⁵ GeV düzeyinde) birleşir. Yani aslında üç temel etkileşim bu enerjilerde aynı şeymiş gibi davranır.

Büyük birleşme dönemi ikinci bir faz geçişi ile sona ermiştir: Bu noktada elektro-güçlü etkileşim de parçalanmıştır ve güçlü kuvvet ve elektrozayıf kuvvet olarak adlandırılan iki ayrı etkileşim olarak ortaya çıkmaya başlamıştır.

Elektrozayıf Çağı

• Zaman: $t\approx 10^{-32}\text{saniye}$
• Sıcaklık: $T>10^{28}\text{K}$
• Enerji: $E>10^{15}\text{GeV}$

Çağların nasıl tanımlandığına ve takip edilen modele bağlı olarak, elektrozayıf çağın enflasyonist çağdan önce veya sonra başladığı düşünülebilir. Bazı modellerde bu dönem enflasyonist dönemi de içerecek şekilde tanımlanır. Diğer modellerde, elektrozayıf dönemin şişme dönemi sona erdikten sonra, kabaca 10^-32 saniyede başladığı söylenir.

Geleneksel Büyük Patlama kozmolojisine göre elektrozayıf dönem, Büyük Patlama'dan 10^-36 saniye sonra, evrenin sıcaklığı elektronükleer kuvvetin güçlü ve elektrozayıf etkileşimler olmak üzere iki ayrı etkileşim olarak ortaya çıkmasına yetecek kadar düşük olduğunda (10²⁸ K) başlamıştır (elektrozayıf etkileşim de daha sonra elektromanyetik ve zayıf etkileşimlere bölünerek ayrışacaktır). Spekülatif ve henüz tamamlanmamış teorik bilgiler nedeniyle elektrokuvvetli simetrinin kırıldığı kesin nokta belli değildir.

Enflasyon Çağı ve Evrenin Aşırı Hızlı Genişlemesi

• Zaman: $t\approx 10^{-32}\text{saniye ve sonrası}$

Çok erken evrenin bu noktasında, evrenin hacim olarak en az 10⁷⁸ kat genişlediği düşünülmektedir. Bu, her uzamsal boyutta en az 10²⁶ katlık doğrusal bir artışa eşdeğerdir. Bu, 1 nanometre uzunluğundaki (veya 10^-9 metre, yani bir DNA molekülünün yaklaşık yarısı genişliğindeki) bir nesnenin, önemsenmeyecek kadar kısa bir süre içinde yaklaşık 10,6 ışık yılı (veya 100 trilyon kilometre) uzunluğunda bir nesneye genişlemesine eşdeğerdir. Kozmik genişleme tarihinin bu aşaması enflasyon olarak bilinir.

Birçok model öne sürülmüş olmasına rağmen, enflasyona neden olan mekanizma henüz bilinmemektedir. Daha önde gelen modellerin birçoğunda, büyük birleşme çağını sona erdiren güçlü ve elektrozayıf etkileşimlerin ayrılmasıyla tetiklendiği düşünülmektedir. Bu faz geçişinin teorik ürünlerinden biri inflaton alanı adı verilen bir skaler alandır. Bu alan, Evren boyunca en düşük enerji durumuna yerleşirken, Evren'in hızlı bir şekilde genişlemesine yol açan muazzam bir itici kuvvet oluşturdu. Enflasyon, günümüz Evreni'nin ilk aşamalarında oldukça düzensiz olmasına rağmen, çok büyük bir ölçekte nasıl bu kadar aşırı derecede homojen (uzamsal olarak tekdüze) hale geldiğini açıklamak da dahil olmak üzere, mevcut evrenin başka türlü açıklanması zor olan bazı gözlemlenen özelliklerini açıklamaktadır.

Enflasyon (veya "şişme") döneminin tam olarak ne zaman sona erdiği bilinmemekle birlikte, Büyük Patlama'dan sonra 10^-33 ila 10^-32 saniye arasında olduğu düşünülmektedir. Uzayın hızla genişlemesi, büyük birleşme döneminden kalan temel parçacıkların artık evrene çok ince bir şekilde dağıldığı anlamına geliyordu. Bununla birlikte, inflaton alanı "yeniden ısınma" olarak bilinen diğer parçacıklara bozunması sırasında bu alanının devasa potansiyel enerjisi, enflasyon döneminin sonunda serbest kaldı. Bu ısıtma etkisi, Evren'in kuarklar, anti-kuarklar ve gluonlardan oluşan yoğun, sıcak bir karışımla yeniden doldurulmasına yol açtı. Diğer modellerde, yeniden ısınmanın genellikle elektrozayıf dönemin başlangıcını işaret ettiği düşünülür ve sıcak enflasyon gibi bazı teoriler yeniden ısınma aşamasından tamamen kaçınır.

Büyük Patlama Teorisi'nin geleneksel olmayan versiyonlarında (ki bunlar daha önceden de bahsettiğimiz üzere "enflasyonist" modeller olarak bilinir), enflasyon, Büyük Patlama'dan yaklaşık 10^-32 saniye sonrasına karşılık gelen bir sıcaklıkta sona ermiştir; ancak bu, enflasyonist dönemin 10^-32 saniyeden daha kısa sürdüğü anlamına gelmez. Tam tersine, Evren'in gözlemlenen homojenliğini açıklamak için bu modellerdeki sürenin 10^-32 saniyeden daha uzun olması gerekir. Dolayısıyla enflasyonist kozmolojide "Büyük Patlama'dan sonraki" en erken anlamlı zaman, enflasyonun sona erdiği zamandır.

Enflasyon sona erdikten sonra Evren genişlemeye devam etmiştir; ancak bunu giderek yavaşlayan bir hızda yapmıştır. Yaklaşık 4 milyar yıl önce genişleme yavaş yavaş tekrar hızlanmaya başlamıştır. Bunun, karanlık enerjinin evrenin büyük ölçekli davranışında baskın hale gelmesinden kaynaklandığı düşünülmektedir. Evren günümüzde hala genişlemektedir.

Süpersimetri Kırılması

Eğer süpersimetri, gerçekten de bazı fizikçilerin umduğu gibi Evren'in bir özelliği ise, o zaman elektrozayıf ölçek olan 1 TeV'den daha düşük olmayan bir enerjide bu kırılma yaşanmış olmalıdır. Bu durumda parçacıkların ve "süper ortaklarının" kütleleri artık eşit olmayacaktır. Bu çok yüksek enerji, bilinen parçacıkların süper ortaklarının neden hiç gözlemlenmediğini açıklayabilir. Ancak bu, oldukça spekülatif bir teoridir ve genel geçer kabul görmemektedir.

Erken Evren Tarihi

Elektrozayıf Çağı ve Erken Termalizasyon

Şişmeden bir süre sonra, yaratılan parçacıklar karşılıklı etkileşimlerin termal dengeye yol açtığı termalleşme sürecinden geçmiştir. Oldukça emin olduğumuz en erken aşama, elektrozayıf simetri kırılmasından bir süre önce, yaklaşık 10¹⁵ K sıcaklıkta, Büyük Patlama'dan yaklaşık 10^-15 saniye sonradır. Elektromanyetik ve zayıf etkileşim henüz birbirinden ayrılmamıştır ve ayar bozonları ve fermiyonlar Higgs mekanizması yoluyla henüz kütle kazanmamıştır. Ancak egzotik kütleli parçacık benzeri varlıkların (sfaleronların) var olduğu düşünülmektedir.

Bu dönem, potansiyel olarak bir faz geçişi yoluyla elektrozayıf simetri kırılmasıyla sona ermiştir. Parçacık fiziğinin Standart Modelinin bazı uzantılarında, baryogenez de bu aşamada gerçekleşmiş ve madde ile anti-madde arasında bir dengesizlik yaratmıştır (ancak bu modelin uzantılarında bu daha önce gerçekleşmiş olabilir). Bu süreçlerin ayrıntıları hakkında çok az şey bilinmektedir.

Elektrozayıf Simetri Kırılması

• Zaman: $t\approx 10^{-12}\text{saniye}$
• Sıcaklık: $T\approx 10^{16}\text{K}$
• Enerji: $E\approx 10^3\text{GeV}$

Sayılara bakınca bu aralık, diğerinden çok uzak bir süre zarfıymış gibi görünebilir; fakat aslında saniyenin trilyonda birinden daha yakındır. Bu noktada, Evren'in sıcaklığı $159,5\pm 1,5\text{GeV}$'un altına düşmeye devam ettikçe, elektrozayıf simetri kırılması gerçekleşmiştir. Bildiğimiz kadarıyla bu, Evren'in oluşumundaki sondan bir önceki simetri kırılması olayıydı (sonuncusu ise kuark sektöründe kiral simetri kırılmasıydı). Bunun, birbiriyle ilişkili iki etkisi vardır:

Agora Bilim Pazarı

CUMHURİYET DÖNEMİNDE ÇEVRE SAĞLIĞI

Devamını Göster

₺455.00

Satın Al Tüm Ürünler

• Dış Sitelerde Paylaş

1. Higgs mekanizması aracılığıyla, Higgs alanıyla etkileşime giren tüm temel parçacıklar daha yüksek enerji seviyelerinde kütlesizken kütleli hale gelirler.
2. Bir yan etki olarak, zayıf nükleer kuvvet ve elektromanyetik kuvvet ve bunların ilgili bozonları (W ve Z bozonları ve foton) artık mevcut evrende farklı şekilde tezahür etmeye başlar. Elektrozayıf simetri kırılmadan önce bu bozonların hepsi kütlesiz parçacıklardır ve uzun mesafelerde etkileşime girerler, ancak bu noktada W ve Z bozonları aniden kütleli parçacıklar haline gelir ve sadece bir atomun boyutundan daha küçük mesafelerde etkileşime girerken, foton kütlesiz kalır ve uzun mesafeli bir etkileşime dönüşür.

Elektrozayıf simetri kırılmasından sonra, bildiğimiz temel etkileşimlerin (kütleçekimi, elektromanyetik, zayıf ve güçlü etkileşimler) hepsi bugünkü şekillerini almıştır ve temel parçacıklar beklenen kütlelerine sahiptir; ancak Evren'in sıcaklığı, şu anda Evren'de gördüğümüz birçok parçacığın kararlı oluşumuna izin vermek için hala çok yüksektir. Bu nedenle proton veya nötron ve dolayısıyla atom, atom çekirdeği veya molekül yoktur (daha doğrusu, tesadüfen oluşan herhangi bir bileşik parçacık, aşırı enerjiler nedeniyle neredeyse hemen tekrar parçalanır).

Kuark Hadron Faz Geçişi

• Zaman: $t\approx 10^{-12}\text{ilaˆ}10^{-5}\text{saniye}$
• Sıcaklık: $T\approx 10^{12}\text{K}$
• Enerji: $E\approx 1\text{GeV}$

Kuarklar 200 MeV'den sonra faz geçişine uğrar. Yani bundan öncesinde serbest bir şekilde hareket edebiliyorlarken, artık hadronlar ve mezonlar içerisinde hapsolurlar. Hadronlar, üç tane kuarktan oluşurken mezonlar ise bir kuark ve bir antikuarktan oluşur. Bu noktadan sonra tek başına bir kuark görmek mümkün değildir. Bu sebeple bu döneme kuark-hadron faz geçişi denir.

Hadronlardan ikisi yeterli kararlılığa sahip durumdadır: Bunlar proton ve nötrondur. Nötron, 615 saniyelik yarılanma ömrüne sahiptir. Bu süre geçtikten sonra bir proton, bir elektron ve bir anti elektron nötrinoya bozunur. Proton içinse bu süre 10³³ yıldır ki bu süre evrenin şu anki yaşından dahi kıyaslanamayacak ölçüde fazladır.

Baryogenez

• Zaman: $t\approx 10^{-11}\text{saniye}$

Baryonlar, üç kuarktan oluşan proton ve nötron gibi atom altı parçacıklardır. Aslında hem baryonların hem de antibaryon olarak bilinen parçacıkların eşit sayıda oluşması beklenirdi; ancak böyle olmamış gibi görünmektedir: Bildiğimiz kadarıyla Evren'de antibaryonlardan çok daha fazla baryon kalmıştır. Aslında, doğada neredeyse hiç antibaryon gözlenmemektedir. Bunun nasıl meydana geldiği açık değildir. Bu fenomenin olası bir açıklaması, baryogenezle ilgili Sakharov koşullarının kozmolojik enflasyonun sona ermesinden sonraki bir zamanda karşılanmış olmasına izin vermelidir. Mevcut parçacık fiziği bu koşulların karşılanacağı asimetriler önermektedir; ancak bu asimetriler Evren'in gözlemlenen baryon-antibaryon asimetrisini açıklamak için çok küçük görünmektedir.

Ne olursa olsun, bu zamandan sonra madde ve antimadde arasındaki dengesizlik, var olanların birbiriyle yok olmasını tetiklemiştir. Maddenin daha üstün gelmesi durumundan dolayı, evrende şu anda gördüğümüz tüm yapılar maddeden oluşmuştur. Bu da neden antimaddeyi görmekte zorlandığımızı bir nebze de olsun açıklar. Bu noktadan sonra baryon-foton oranı değişmez. Her bir baryon başına, 10⁹ tane foton bulunmaktadır.

Ek olarak, protonlar ve nötronlar durağan değillerdir. Bir anti elektron nötrino ve proton birleşerek bir nötron ve bir pozitron açığa çıkarabilir. Aynı şekilde bir elektron, nötrino ve bir nötron birleşerek bir elektron ve bir proton oluşturabilir. Bu her iki tepkime de çift yönlü çalışır. Hatta her ikisi de aynı tepkime sayılabilir. Ayrıca parçacıklardan biri karşı tarafa geçerken anti'si olarak geçer.

0-3 Saniye

Hadron Çağı

• Zaman: $t\approx 10^{-5}\text{ilaˆ}1\text{saniye}$
• Sıcaklık: $T\approx 1.5\times 10^{10}\text{K}$
• Enerji: $E\approx 1\text{MeV}$

Evreni oluşturan kuark-gluon plazması, protonlar ve nötronlar gibi baryonlar da dahil olmak üzere hadronlar oluşana kadar soğumuştur. Başlangıçta, hadron/anti-hadron çiftleri oluşabilirdi, bu nedenle madde ve antimadde termal dengedeydi. Ancak, evrenin sıcaklığı düşmeye devam ettikçe, yeni hadron/anti-hadron çiftleri artık üretilememiştir ve yeni oluşan hadronların ve anti-hadronların çoğu birbirlerini yok ederek yüksek enerjili foton çiftlerine yol açmıştır. Bu çağ sona erdiğinde, kozmik zamanın yaklaşık 1 saniyesinde nispeten küçük bir hadron kalıntısı kalmıştır.

Teori, her 6 proton için yaklaşık 1 nötron kaldığını ve nötron bozunması nedeniyle bu oranın zaman içinde 1:7'ye düştüğünü öngörmektedir. Bunun doğru olduğuna inanılmaktadır çünkü daha sonraki bir aşamada nötronlar ve protonların bir kısmı birleşerek hidrojen, döteryum adı verilen bir hidrojen izotopu, helyum ve ölçülebilen diğer elementleri bırakmıştır. Hadronların 1:7 oranı gerçekten de erken ve mevcut evrende gözlemlenen element oranlarını üretecektir.

Evrenin yaşı 10^-2 saniye olduğunda ortamda çok sayıda nötrino, antinötrino, elektron ve pozitron vardır. Nötrinonun sıcaklığı, baryonik maddenin sıcaklığı ve ışınımın sıcaklığı ile aynıdır. Yani birbirlerinden ayrışmamış durumdadırlar.

t~10^-2 saniye iken $n_n/n_p$ (nötron sayısı/proton sayısı) oranı yaklaşık olarak 0.9'a eşittir. t~10^-1 saniye olduğunda ise bu değer 0.65'e düşmüştür.

Nötrino Ayrışması

• Zaman: $t\approx 1\text{saniye}$

Evren'in yaşı yaklaşık 0.7 saniye iken, az önce bahsettiğimiz proton ve nötron dönüşümleri sadece sağdan sola çalışıyordu. Nötrino veya antinötrinonun bir diğer parçacıkla etkileşmesi, sıcaklık ve yoğunluğun azalmasıyla giderek düşüyordu. Bunun bir sonucu olarak nötrinolar artık baryon-foton akışkanından ayrılarak serbest bir şekilde hareket etmeye başlıyordu. Bu sebeple bu döneme nötrino ayrışması denmiştir.

Ayrışmadan sonra evrenin yaşı yaklaşık 1 saniyeye yakın iken, elektron-pozitron çifti de gözden kaybolmaya başlar. Var olanlar, birbirleri ile etkileşerek gama ışını oluşturmaya devam eder. Bu yüzden elektron ve pozitron sayısında dramatik bir düşüş gerçekleşir. Kalan negatif yüklü elektronların sayısıyla, pozitif yüklü protonların sayısı dengede, yani evren nötrdür.

Elektron-proton bozunmasının en önemli etkisi; enerjinin foton, baryon ve kalan elektronlar arasında hızlı bir şekilde paylaşılıyor olmasıdır. Nötrinolar bu ortamdan ayrıştığı için, gerçekleşen bu süreçlerden enerji kazanamazlar. Bu sebeple kozmik nötrino arka plan ışımasının (CNBR) sıcaklığı, kozmik mikrodalga arkaplan ışımasından (CMBR'den) daha düşük bir sıcaklık olan 1.95 K düzeyindedir.

İlksel Karadeliklerin Olası Doğumu

• Zaman: $t\approx 1\text{saniye}$

İlksel kara delikler 1966 yılında önerilen varsayımsal bir kara delik türüdür ve kozmik zamanın ilk saniyesindeki yüksek yoğunluklar ve homojen olmayan koşullar nedeniyle radyasyonun egemen olduğu dönemde oluşmuş olabilir. Rastgele dalgalanmalar bazı bölgelerin kütleçekimsel çöküşe uğrayacak kadar yoğunlaşarak kara delikler oluşturmasına yol açabilir. Mevcut anlayışlar ve teoriler bu nesnelerin bolluğu ve kütlesi üzerine sıkı sınırlar koymaktadır.

Tipik olarak, ilkel kara delik oluşumu, yaklaşık olarak $\delta \rho /\rho \approx 1$ kontrastlarını (bunlar, evrenin yoğunluğundaki bölgesel değişimlerdir) gerektirir. Burada $\rho$, Evren'in ortalama yoğunluğudur. Evren'in erken dönemlerinde bu kriteri karşılayan yoğun bölgeler, yeniden ısınma, kozmolojik faz geçişleri ve ("hibrit şişme modelleri" olarak adlandırılan) aksiyon şişmesi dahil olmak üzere çeşitli mekanizmalarla üretilebilir. İlkel kara delikler yıldızların kütleçekimsel çöküşünden oluşmadıkları için kütleleri yıldız kütlesinin (~2×10³³ g) çok altında olabilir. Stephen Hawking 1971 yılında ilkel kara deliklerin 10^-5 g kadar düşük bir kütleye sahip olabileceğini hesaplamıştır. Ancak bu karadelikler herhangi bir boyuta sahip olabilirler ve bu nedenle büyük de olabilirler ve galaksilerin oluşumuna katkıda bulunmuş olabilirler.

Foton Çağı

• Zaman: $t\approx 10\text{saniye ilaˆ}370.000\text{yıl}$

Lepton çağının sonunda çoğu lepton ve antilepton yok olduktan sonra, Evren'deki kütle enerjisinin çoğu foton formunda kalır (fotonlar haricinde kalan kütle enerjisinin çoğu nötrinolar ve diğer rölativistik parçacıklar formundadır). Bu nedenle, Evren'in enerjisine ve genel davranışına fotonları hakimdir. Bu fotonlar; elektronlar, protonlar ve nihayetinde atom çekirdekleri gibi yüklü parçacıklarla sık sık etkileşime girmeye devam eder. Bu, Büyük Patlama'dan sonraki 370.000 yıl boyunca devam edecektir.

Nükleosentez

• Zaman: $t\approx 2\text{ilaˆ}20\text{dakika}$

Büyük Patlama'dan yaklaşık 2 ila 20 dakika sonra, evrenin sıcaklığı ve basıncı nükleer füzyonun gerçekleşmesine izin vererek, hidrojenin ötesinde birkaç hafif elementin çekirdeklerinin ortaya çıkmasına neden oldu (buna "Büyük Patlama nükleosentezi" denmektedir). Protonların yaklaşık %25'i ve nötronların tamamı, bir hidrojen izotopu olan döteryumu oluşturmak üzere birleşti ve döteryumun çoğu da helyum-4'ü oluşturmak üzere hızla birleşti.

Atom çekirdekleri, bağlanma enerjileriyle ilişkili olarak belirli bir sıcaklığın üzerinde kolayca çözülür (veya parçalanır). Yaklaşık 2 dakikadan itibaren düşen sıcaklık, döteryumun artık bağlanmadığı ve kararlı olduğu anlamına gelir ve yaklaşık 3 dakikadan itibaren, döteryumun füzyonuyla oluşan helyum ve diğer elementler de artık bağlanmaz ve kararlıdır.

Kısa süre ve düşen sıcaklık, yalnızca en basit ve en hızlı füzyon süreçlerinin gerçekleşebileceği anlamına gelir. Helyumun ötesinde sadece küçük miktarlarda çekirdek oluşur, çünkü daha ağır elementlerin nükleosentezi zordur ve yıldızlarda bile binlerce yıl gerektirir. Az miktarda trityum (başka bir hidrojen izotopu) ve berilyum-7 ve -8 oluşur, ancak bunlar kararsızdır ve hızla tekrar kaybolur. Çok kısa süre nedeniyle az miktarda döteryum kaynaşmadan kalır.

Bu nedenle, Büyük Patlama nükleosentezinin sonunda ortaya çıkan tek kararlı nüklitler protium (tek proton/hidrojen çekirdeği), döteryum, helyum-3, helyum-4 ve lityum-7'dir. Kütle olarak, ortaya çıkan madde yaklaşık %75 hidrojen çekirdeği, %25 helyum çekirdeği ve belki de kütle olarak 10^-10 lityum-7'dir. Üretilen sonraki en yaygın kararlı izotoplar lityum-6, berilyum-9, bor-11, karbon, nitrojen ve oksijendir (bunlara kolektif olarak "CNO" denir), ancak bunların kütlece 10¹⁵'te 5 ila 30 parça arasında tahmin edilen bollukları vardır, bu da onları esasen tespit edilemez ve ihmal edilebilir kılar.

Erken evrendeki her bir hafif elementin miktarı eski galaksiler yardımıyla tahmin edilebilmektedir ve Büyük Patlama için güçlü birer kanıttır. Örneğin, Büyük Patlama her 7 proton için yaklaşık 1 nötron üretmelidir, bu da tüm nükleonların %25'inin helyum-4'e kaynaşmasına izin verir (her 16 nükleondan 2 proton ve 2 nötron). Bugün bulduğumuz miktar tam olarak budur ve diğer süreçlerle kolayca açıklanabilecek olandan çok daha fazladır. Benzer şekilde, döteryum da son derece kolay bir şekilde kaynaşır. Herhangi bir alternatif açıklama döteryumun oluşması için gerekli koşulların nasıl var olduğunu, ancak döteryumun bir kısmının kaynaşmadan kaldığını ve hemen helyuma dönüşmediğini de açıklamalıdır. Herhangi bir alternatif teori, aynı zamanda çeşitli hafif elementlerin ve izotoplarının oranlarını da açıklamalıdır. Lityum-7 gibi birkaç izotopun teoriden farklı miktarlarda mevcut olduğu bulunmuştur, ancak zamanla bu farklılıklar daha iyi gözlemlerle çözülmüştür.

Rekombinasyon

• Zaman: $t\approx 4\times 10^5\text{yıl}$
• Sıcaklık: $T\approx 3000\text{K}$
• Enerji: $E\approx 1\text{eV}$

Hafif elementlerin oluşmasından sonra, ciddi başka bir değişiklik olmadan yüz binlerce yıl geçti. Bu noktada gerçekleşen en önemli olay, şu anda gördüğümüz kozmik mikrodalga arkaplan ışımasını (CMBR'yi) oluşturan rekombinasyon döneminin gerçekleşmesidir.

Bu dönemde serbest halde dolaşan elektronlar, atomların yörüngelerindeki yerlerini rahat bir şekilde alabilmeye başlıyorlar. Eğer ortamdaki fotonların enerjisi çok yüksek olursa elektronlar iyonlaşacağından, sıcaklığın yeteri miktarda düşmesi gerekiyor. 3000 K düzeyi bunun gerçekleşmesi için uygun bir sıcaklıktır. Aslında burada "rekombinasyon", talihsiz bir yanlış isimlendirmedir, çünkü İngilizce'de "re" öneki, "tekrar" anlamını taşır. Halbuki bu durum, ilk defa gerçekleşmektedir.

Sonrasında elektronların atom çekirdeği etrafındaki yerlerini edinmeleriyle, fotonlar ortamda serbest bir şekilde hareket edebilmeye başlıyorlar. Dolayısıyla bu andan itibaren ortaya çıkan fotonlar, evrende bir engelle karşılaşmadan rahatlıkla ilerleyebildiğinden fotonları görebiliyoruz. Son saçılmalar gerçekleşip bittiği için böylesi bir hayali yüzeye, son saçılma yüzeyi diyoruz ve buradan gelen fotonlar şu anda yaklaşık 2.73 K'lik kara cisim ışımasına karşılık gelen kozmik mikrodalga arkaplan (CMB) fotonlarını oluşturuyor.

3000 K düzeylerinde başlayan ışımanın neden 2.73 K'de göründüğünü merak edebilirsiniz. Bu durum tamamen, o andan bu yana evrenin genişleyerek fotonların enerji kaybetmelerine neden olmasından kaynaklanmaktadır. Yani CMB geçmişte daha sıcak görünüyordu, gelecekte ise daha soğuk görünecektir. Aynı zamanda fotonların ortamdan ayrışmadan önce baryonlarla birlikte olduğu ortam baryon-foton akışkanı olarak adlandırılır ve enerji transferlerinde önemli bir yeri vardır. Her bir ayrışma olduğunda, evrenin önemli bir faz geçişi yaşadığını fark etmiş olmalısınız. Belki de bu noktadaki en derin soru, bunların sayıları ve neden bu zamanlarda gerçekleştikleridir.

Sonuç

Evren'in ilk üç dakikası, bilim insanları ve astronomlar için büyüleyicidir; çünkü bir insan ömrü için bile kısacık olan bu dönem, bildiğimiz tüm maddenin oluşumuna zemin hazırlamıştır. Büyük Patlama'nın hemen ardından gelen bu dönem, Evren'in yapısını ve gelecekteki gelişimini belirleyen dramatik ve temel değişikliklerin yaşandığı bir zaman dilimidir. Bu dönemi anlamak, Evren'in aşırı sıcak ve yoğun bir halden bugünkü haline nasıl evrimleştiğini de kavramamızı sağlar.

Bilim insanları bu dönemi inceleyerek, ilk atomların oluşumundan yıldızların ve galaksilerin doğuşuna ve bugün gözlemlediğimiz karmaşık yapıların ortaya çıkışına kadar evreni şekillendiren temel süreçler hakkında fikir sahibi olmaya devam etmektedir.