Giriş
Big Bang modeli temelde iki kabule dayanır: Albert Einstein'in genel görelilik kuramı ve kozmolojik prensip. Genel görelilik kuramı tüm cisimlerin çekimsel etkileşimini hatasız olarak açıklar. Albert Einstein tarafından 1915’te genel göreliliğin keşfi, evrenin aşamalı evrimi genel görelilikle tanımlandığından, evreni bir fiziksel sistem gibi bütünlüğü içinde tanımlamayı mümkün kılan modern kozmolojinin başlangıcı sayılır.

Einstein aynı zamanda,uzayı bütünlüğü içinde tanımlamada, genel görelilikten doğan bir çözümü (“Einstein evreni”) önermesiyle genel göreliliği bu yolda kullanan ilk kişi olmuştur. Bu model o dönemde Einstein’in gözüpek girişimiyle yeni bir kavramın doğmasını sağlamıştı: Kozmolojik prensip. Kozmolojik prensibe göre, insanoğlu evrende ayrıcalıklı bir konuma sahip değildir, evren homojen ve izotroptur. Yani insanın baktığı yer ve yön neresi olursa olsun evren uzay (mekan) bakımından homojendir; daha açık bir deyişle, evrenin genel görünümü gözlemcinin konumuna ve baktığı yöne bağlı değildir. Bu, o dönem için çok cüretkar bir hipotez sayılırdı; çünkü henüz, sonradan “Büyük Tartışma” adı verilen, Samanyolu dışında cisimler olup olmadığı tartışmasının sürdüğü o dönemde hiçbir inandırıcı gözlem, Samanyolu dışındaki cisimlerin varlığını doğrulama imkanını sağlayamıyordu. "Kozmolojik prensip" evrenin makro özelliklerini açıklamakla birlikte, evrenin sınırı olmadığını, bu nedenle Big Bang'ın boşlukta belirli bir noktada değil, aynı anda tüm boşluk boyunca gerçekleştiğini ima eder. Makro ölçekte evren homojen ve izotroptur.Bu iki kabul, evrenin Planck zamanından sonraki tarihini hesaplamayı mümkün kılmıştır. Bilim insanları halen "Planck zamanı"ndan önce gerçekleşen çok önemli olayları saptamaya çalışmaktadır.

Einstein 1915 yılında ortaya attığı genel görelilik kuramıyla yaptığı hesaplamalarda evrenin durağan olamayacağı sonucunu çıkarmıştı. Fakat o dönemlerde genel kabul, evrenin statik olduğu yönündeydi; bu yüzden Einstein vardığı sonucu düzeltmek üzere denklemlerine “ kozmolojik sabite ” etkenini ekledi. Böylece, Einstein kozmolojik prensibe üstü kapalı biçimde, günümüzde doğrulanma derecesi açıkça azalmış görünen bir başka hipotez ekledi; bu, evrenin statik olduğu, yani zamanla evrim geçirmediği hipoteziydi. Bu da kendisini, denklemlerine “ kozmolojik sabite ” terimini eklemek suretiyle ilk çözümünü değiştirme yoluna götürdü. Fakat gelecekteki gelişmeler, yanılmış olduğunu ortaya koyacaktı. Örneğin 1920’lerde Edwin Hubble günümüzde galaksi dediğimiz bazı “nebülöz”lerin galaksimiz dışında olduklarını, ayrıca onların galaksimizden uzaklaştıklarını ve uzaklaşma hızlarının galaksimize uzaklıklarıyla orantılı olduğunu (Hubble Yasası ya da Hubble Sabiti) keşfetti. Bu keşiften beri Einstein’ın “statik evren hipotezi”ni doğrulayacak hiçbir veriye rastlanmamıştır.

Zaten Hubble’ın bu keşfinden daha önce Willem de Sitter, Georges Lemaître ve Alexandre Friedmann gibi birçok fizikçi bir “evren genişlemesi”ni tanımlayan başka “genel görelilik” çözümleri bulmuş bulunuyorlardı. Onların ortaya koymuş oldukları modeller [2]evrenin genişlemesi keşfedilir keşfedilmez derhal kabul edildiler. Böylece milyarlaca yıldır genişleme halinde olan bir evren tanımlanmıştı.

Big Bang ve karşısındaki durağan hal teorisi
Evrenin genişlediğinin keşfi, evrenin statik olmadığını ortaya koymakla birlikte, "maddenin sakınımı yasası"nı gözünde bulunduran ve bulundurmayan birçok farklı görüşün ortaya atılmasına imkan vermişti. Bu görüşlerden başlangıçta maddenin yaratılışının sözkonusu olduğunu varsayan görüş, ilk zamanlar en popüler olanıydı. Bu başarıdaki sebeplerden biri, “durağan hal (sabit durum) teorisi” denilen bu modelde evrenin sonsuz kabul edilmesiydi. Fred Hoyle tarafından ortaya atılan "durağan hal teorisi"ne göre evrenin yaşı ile bir gök cisminin yaşı arasında bir çelişki olamazdı.

Buna karşılık Big Bang hipotezinde evrenin, genişleme oranından yola çıkılarak hesaplanabilecek belirli bir yaşı vardı. 1940’lı yıllarda evrenin genişleme oranı hakkındaki tahminler bir hayli abartılıydı, bu da evrenin yaşı hakkındaki tahminlerin gerçeğin bir hayli altında olarak yapılmasına neden olmuştu. Öyle ki, Dünya’nın yaşını belirleyen farklı tarihlendirme yöntemlerinin bildirdiği değerlere göre Dünya evrenden daha yaşlı kalıyordu. Bu, önceleri, Big Bang tipi modellerin çeşitli gözlemler karşısında içine düştüğü güçlüklerden yalnızca biriydi. Fakat bu tür güçlükler evrenin genişleme oranının hemen hemen kesin biçimde belirlenmesiyle tarihe karıştılar.

Gözlemsel kanıtlar

Sonradan iki kesin gözlemsel kanıt Big Bang modellerine tümüyle hak verdi: Evren tarihinin sıcak devrinin kalıntısı denilebilecek enerji ışıması (mikrodalga sahası) olan "kozmik mikrodalga arkaplan ışıması"ın keşfi ve hafif elementlerin salınmasının ölçülmesi, yani ilk sıcak evre sırasında oluşmuş hidrojen, helyum, lityumun farklı izotoplarının bırakılmasının ölçülmesi.

Bu iki gözlem, 20. yy.’ın ikici yarısının başlarında gerçekleşti ve Big Bang’ı kozmolojide, kesin biçimde, gözlemlenebilir evreni tanımlayan model olarak yerleştirdi. Bu modelin kozmolojik gözlemlerle hemem hemen mükemmel biçimde örtüşmesinin yanı sıra, modeli doğrulayan başka kanıtlar da ortaya koyulmaya başlandı: Galaktik kümelerin gözlemi ve "kozmik arkaplan soğuması"nın ölçülmesi (birkaç milyar yıl öncesiyle günümüzdeki ısı farkının ölçülebilmesi).



Büyük Patlama'nın bilim insanlarınca anlaşılabilmesi amacıyla veri toplayan WMAP uydusunun bir sanatçı tarafından tasviri.


İlk nükleosentez
Güçlü nükleer gücün keşfinden ve bunun yıldızların enerji kaynağı olduğunun anlaşılmasından itibaren evrende çeşitli kimyasal elementlerin salınmasını açıklama meselesi ortaya çıktı. 1950’li yıllar civarında bu salınma -birbiriyle rekabet halindeki iki farklı görüşün önerdiği- iki farklı süreçle açıklanmaya çalışılıyordu:

Yıldızsal nükleosentez
Başlangıçtaki ilk nükleosentez
"Durağan hal teorisi" taraftarları zaman boyunca sürekli olarak hidrojenden üretilmiş olduğu ve bunun azar azar helyuma ve daha sonra da yıldızların kalbindeki en ağır elementlere dönüşmüş olduğu görüşündeydiler. Gerek helyumun gerekse ağır elementlerin bölünmesi zaman boyunca sürekliliğini koruyordu; çünkü helyumun oranı nükleosentez olgusuyla artarken, hidrojenin üretilmesi olgusuyla da oran olarak azalır gibi görünüyordu. Buna karşılık Big Bang taraftarları helyumdan uranyuma kadar tüm elementlerin başlangıçtaki evrenin sıcak evresi sırasında üretilmiş oldukları görüşündeydiler.

Güncel tez her iki hipoteze de dayanır. Buna göre, helyum ve lityum gerçekten başlangıçtaki ilk nükleosentez sırasında üretilmişlerdi. Bunun başlıca kanıtı, hafif denilen elementlerin (hidrojen, helyum, lityum) salınmasının uzak kuasar’lardaki incelenmesinden gelmektedir. Big Bang modeline göre bunların nispi salınmaları ilk nükleosentezden beri sürekliliğini koruyan tek bir parametreye sıkıca bağlıdır; bu da fotonların yoğunluğunun baryonların yoğunluğuyla ilişkisindedir. Diğer yöntemlerle de ölçülebilen bu tek parametreden hareketle helyumun (He ve He) izotoplarının ve lityumun (Li) izotopunun salınması açıklanabilir. Aynı zamanda yakın galaksilerin içinde helyumun bölünmesinde bir artış gözlemlenmektedir ki, bu, yıldızlarca sentezlenen elementler yoluyla “yıldızlar-arası ortam”ın tedrici gelişiminin bir işareti olarak kabul edilebilir.

Galaksilerin evrimi

Big Bang modeli, homojen olan evrenin geçmişte bugünküne nazaran daha da homojen bir yapıda olduğunu varsayar. Kanıtı, yayılan kozmik arkaplanın gözlemi yoluyla sağlanmıştır. Kozmik arkaplan ışıması olağanüstü bir izotropi gösterir.

Bu durumda astrofiziksel yapılar (galaksiler, galaksi kümeleri) Big Bang’ın ilk döneminde mevcut değillerdi, sonradan yavaş yavaş oluşmuş olmalıydılar. Oluşumlarının kökenindeki süreç James Jeans’in 1902’deki çalışmalarından itibaren bilinmektedir; bu süreç Jeans Kararsızlığı adıyla bilinir.

Şu halde Big Bang modeline göre, günümüzde gözlemlediğimiz galaksiler sonradan oluşmuşlardı ve geçmişteki bu ilk galaksiler yakın çevremizde gözlemlediğimiz komşu galaksilere pek benzemiyorlardı. Işık hızı müthiş bir hız olmakla birlikte, belirli bir hız olduğundan, geçmişte evrenin neye benzediğini anlamak için uzaktaki gök cisimlerine bakmamız yeterlidir. (Örneğin gezegenimize bir milyar ışık yılı uzaklıktaki bir gök cismini gözlemlememiz, o cisimden Dünya’ya gelen ışığın kaynağından bir milyar yıl önce yola çıktığı gözönünde bulundurulursa, aynı zamanda, o cismin bir milyar yıl önceki durumunu görmemiz demektir.)

Hubble Yasası’na göre kırmızıya kayma özelliği gösteren uzak galaksilerin gözlemi gerçekten ilk galaksilerin sonrakilerden yeterince farklı olduklarını göstermektedir. O zamanlarda galaksiler arası etkileşimler daha fazlaydı; az sayıdaki dev galaksiler, galaksiler arasında birleşme olaylarından sonra ortaya çıkmışlardır. Aynı şekilde, spiral, eliptik ve “düzensiz galaksi”lerin sınıfsal oluşumları da zaman boyunca değişimlerle ortaya çıkmıştır.

Uzak galaksilere ilişkin tüm bu gözlemler nispeten titiz çalışmalarla yapılmıştır; çünkü uzak galaksiler (uzaklıklarından dolayı) az ışıklı olduklarından, iyi gözlemlenebilmeleri hassas ve mükemmel gözlem araçlarını gerektirmektedir. 1990’da [yanlız ca kayıtlı üyeler link i görebilir. ]ve ardından VLT, Keck ve Subaru gibi büyük gözlemevlerinin hizmete girmeleriyle büyük "kırmızıya kayma" galaksilerinin gözlemi, bizlere, "galaksilerin oluşumu ve evrimi modelleri"nin öngördüğü galaksi kümelerinin evrim fenomenlerini doğrulama olanağı vermektedir.

İlk jenerasyonda yer alan yıldız ve galaksilerin incelenmesi 21.yy.’ın başında astronomik araştırmanın temel konularından biri haline gelmiştir.



Hubble Uzay Teleskobu tarafından edinilen uzayın “Hubble ultra derin alan” (Hubble Ultra Deep Field) resmi. Galaksileri evrenin daha genç, daha yoğun ve daha sıcak olduğu eski bir çağdaki haliyle göstermektedir. Fornax Takımyıldızı'nın küçük bir bölgesinden, Hubble Uzay Teleskopu ile 24 Eylül 2003'den 16 Ocak 2004'e kadar olan bir dönemde toplanan verilerin bir araya getirilmesiyle oluşturulmuş resimdir.


Büyük "[yanlız ca kayıtlı üyeler link i görebilir. ]"da kozmik arkaplanın ısı ölçümü

2000 yılının Aralık ayında Raghunathan Srianand, Patrick Petitjean ve Cédric Ledoux 2,57 derecesinde kırmızıya kaymada bulunan PKS 1232+0815 arkaplan kuasar’ınca yayınlanan ışımanın emildiğini gözlemledikleri bir “yıldızlararası bulut”taki "kozmik arkaplan"ın ısısını ölçmeyi başardılar.

Tayf çizgilerinin incelenmesi bulutun kimyasal bileşiminin anlaşılmasına imkan sağladığı gibi, bulutta mevcut çeşitli atom ya da iyonların farklı enerji düzeyleri arasındaki geçişlere denk düşen çizgilerin saptanması, ısısının anlaşılmasına da imkan sağlayabilecekti. Bu bulutun ayırt etme gücü çok yüksek olan bir spektrometre (Very Large Telescope’un UVES spektrometresi) ile saptanan kimyasal özellikleri ilk kez "kozmik arkaplan ışıması"nın ısısının ayırt edilebilmesine imkan sağladı. Srianand, Petitjean ve Ledoux kozmik arkaplan ışımasının ısısının 6 ile 14 °K (Kelvin) arasında olduğunu saptadılar; yani, bulutun 2,33.771 derecesinde kırmızıya kaymada bulunduğu gözönüne alınırsa, Big Bang’ın öngördüğü 9,1 °K tahmini ile uyum halindeydi.

Keşifleri Britanya’nın bilimsel dergilerinden Nature’da yayımlandı.

Big Bang’ın kronolojisi

Big Bang’ın kronolojik aşamaları tersten, yani günümüzden geçmişe doğru şöyle açıklanır:

Bugünkü evren (+ 13,7 milyar yıl)

Evrenimiz, şimdiki zamanda geçmişteki haline kıyasla son derece az yoğun (şimdilerde evrende metre küp başına birkaç atom düşmektedir) ve soğuk (2,73 kelvin, yani-270 °C) haldedir. Her ne kadar çok sıcak bazı astrofiziksel cisimler (yıldızlar) mevcutsa da evrenin şimdilerde maruz kaldığı ışınım (ışıma) çok zayıftır denebilir. Bu olguda yıldızların evrendeki sıklığının düşük olmasının payı büyüktür, yani evrenin herhangi bir noktasındaki bir yıldız ile kendisine en yakın yıldız arasındaki uzaklık son derece büyüktür. Astronomik gözlem bize yıldızlar ve galaksilerin evren tarihinin çok erken bir döneminde, Big Bang’ın ilk döneminden daha bir milyar yıl geçmeden önce mevcut olduklarını öğretmektedir.



Big Bang'ın ilk döneminden günümüze kadar evrenin genişlemesinin grafik tarzındaki temsili. WMAP uydusu verileriyle 2006 yılında hazırlanmıştır


Birleşme

Big Bang döneminden 300.000 yıl sonra, evren şimdiki haline kıyasla bin defa daha sıcak ve bir milyar misli daha yoğunken yıldızlar ve galaksiler henüz mevcut değildi.Bu büyük patlamadan 300,000 yıl sonra yani bundan aşağı yukarı 13,5 milyar yıl önce evrenin ilk görülebilir halinin fotografı çekildi. 1992 yılında NASA’nın COBE uydusunun çektiği bu fotoğrafın astrofizikçilerin hesaplarına tam uyumlu olduğu gözüktü. İşte bu dönem, evrenin yoğunluğunun ışığın yayılabilmesine yeterli olacak düzeye düştüğü dönemdir. Daha öncesinde ışığın yayılabilmesine temel engel “serbest elektronlar”ın varlığıydı. Soğuması sırasında evrende bu "serbest elektronlar" atomları oluşturmak üzere atom çekirdeklerinde bir araya geldiler. Bu yüzden bu döneme "birleşme dönemi" denilir. Aynı zamanda ışığın yayılmaya başladığı dönem olduğundan, bu dönemden "madde ve ışımanın ayrılma dönemi" olarak da söz edilir. İşte kozmik arkaplan ışıması dediğimiz ışıma, bu dönemden itibaren günümüze dek süregelebilmiş ışıma ya da ışıklardır.NASA'nın WMAP uydusunun 2006 yılındaki verilerine göre Büyük Patlama'dan 380,000 yıl sonra evrenin daha net bir haritası çıkarıldı.Bu sonuçlara göre evrenin %12'sinin atomlardan,%15'inin fotonlardan,%10'unun nötronlardan ve %63'nün de karanlık madddeden oluştuğu belirlendi.Bu sonuçlar ışığında, Büyük Patlama'dan 380,000 yıl sonrasında evrenin %12'si atomlardan oluştuğuna göre ilk atomların oluşmaya başladığı ve dolayısıyla da serbest elektronların atom çekirdeği etrafına dizilmeleri yoluyla ışığın yayılabildiği zamanın başlangıcı Big Bang'den itibaren 300,000 yıl olmalıdır.380,000 yıl ancak "birleşme döneminin" tamamlandığı zaman olarak düşünülebilir.Ayrıca COBE uydusunun 1992 yılı verileriyle Big Bang'den 300,000 yıl sonraki halinin bir haritası çıkarılabildiğine göre,ışığın evrende serbestçe yayılabildiği zamanın başlangıcının 300,000 yıl olarak kabulünü gerektirir.Bu da serbest dolaşan elektronların ilk olarak bu zamanda atom çekirdeği etrafına dizilmeye başladığının ,diğer bir deyişle ilk atomların oluşmaya başladığının göstergesidir.Aksini kabul etmek, COBE uydusunun verilerinin geçersiz olduğunun kabulünü gerektirir.NASA kaynaklarında böyle bir durumdan bahsedilmez.Sonuç olarak,380,000 yıl süresi 300,000 yılın yerini almış değildir,WMAP uydusunun evrenin daha net bir haritasını çıkarmak adına gözlemlediği zamandaki durumunu yansıtır


İlk nükleosentez (+ 3 dakika)

Big Bang’ın ilk döneminden 300.000 yıl sonra evren bir "elektronlar ve atom çekirdekleri plazması"ndan oluşmaktaydı.(Bu sürenin 380,000 yıl olarak olarak kabulü WMAP uydusunun 2006 yılı verileriyle tezat oluşturur. Zira, yukarıdaki paragrafta da belirtildiği gibi, NASA'nın açıkladığı sonuçlara göre evrenin Big Bang'dan 380,000 yıl sonrasında %12'sinin atomlara dönüştüğü belirlenmiştir.)[20] Isı yeterince yüksek olduğunda atom çekirdekleri mevcut olamazlar; bu durumda proton, nötron ve elektron karışımından söz edilebilir. İlksel evrende hüküm süren koşullarda ısı ancak 0,1 MeV’un (Elektron Volt, yaklaşık bir milyar derece) altına indiğinde nükleonlar, atom çekirdekleri halinde kombine olabilirler. Bununla birlikte bu koşullarda lityumdan daha ağır atom çekirdeklerinin oluşması mümkün değildir. Dolayısıyla Big Bang başlangıcından yaklaşık bir saniye sonra başlayan ve yaklaşık üç dakika süren bu evrede oluşan atom çekirdekleri yalnızca hidrojen, helyum ve lityum çekirdekleridir. Dolayısıyla bu evre ya da dönem ilk nükleosentez olarak adlandırılır. Günümüzde, modern kozmoloji araştırmacıları, sonuçların gözlemi ve anlaşılması bakımından, ilk nükleosentez konusuna artık tamamlanmış bir konu gözüyle bakmaktadır.


Elektron-pozitron çiftlerinin yok olması

Isı 0,1 MeV (Elektron Volt) olduğunda başlayan ilk nükleosentezden az önce 0,5 MeV’u (beş milyar derece) aşan evren ısısı elektronların kütle enerjisine denk olmuştur. Bu ısının ötesinde elektronlar ile fotonlar arasındaki etkileşimler kendiliğinden elektron-pozitron çiftleri yaratabilirler. Bu çiftler, kendiliğinden yok olabilirlerse de ısı 0,5 MeV eşiğini geçtikçe durmaksızın yeniden yaratılırlar. Isı bu eşiğin altına indikçe bu çiftlerin hemen hemen tümü baryogenezden doğan elektron fazlalıklarına yer vererek fotonlar halinde yok olurlar



Elektron-pozitron çiftlerinin yok olması

Nötrinoların ayrılması

Bu dönemden az önce, ısı elektron, foton ve nötrinoların çeşitli etkileşimleri için yeterli olan 1 MeV’un (on milyar derece) üzerindeydi. Bu ısıdan itibaren bu üç tür, “termik denge” halindedir. Evren soğuduğunda elektronlar ve fotonların etkileşimlerini sürdürmelerine karşın nötrinoların etkileşimleri biter. Bu dönem de nötrinoların ayrılma dönemidir. Dolayısıyla bildiğimiz “kozmik arkaplan ışıması”nın özelliklerine benzer özellikler gösteren bir “nötrinolar kozmik arkaplanı” mevcuttur. Dolaylı bir rol oynayan nötrinoların “ kozmik arkaplanı”nın varlığı ilk nükleosentezin sonuçları yoluyla, dolaylı olarak doğrulanmıştır.Nötrinoların kozmik arkaplanının doğrudan saptanması şimdiki teknolojik imkanlarla son derece güç olmakla birlikte, varlıkları konusunda herhangi bir tartışma olmamıştır


Baryogenez

[yanlız ca kayıtlı üyeler link i görebilir. ]ve etkileşimlerini konu alan, çeşitli parçacıkların ve temel etkileşimlerin (temel kuvvetlerin) “elementer antiteler”in (nötron, proton, elektron) yalnızca farklı görünümleri olarak ele alındığı (örneğin elektromanyetizma ve zayıf nükleer güç, tek bir etkileşimin iki görünümü olarak tanımlanabilir) parçacık fiziği, deneylerle desteklenen genel fikir üzerine kuruludur. Daha genel olarak belirtmek gerekirse, fizik yasalarının ve evrenin, yüksek ısılarda daha “simetrik” bir hal aldıkları varsayılır. Mesela geçmişte evrende madde ve antimaddenin nicel eş olarak mevcut oldukları kabul edilir. Günümüzdeki gözlemler antimaddenin gözlemlenebilir evrenimizde hemen hemen mevcut olmadığını göstermektedir.Bu durumda maddenin varlığı belirli bir zamanda maddenin antimaddeye oranla hafif bir fazlalığından oluşmuştur (maddenin antimaddeye baskın gelmesi).Evrenin sonraki evrimi sırasında madde ve antimadde, arkalarında oluşan en hafif madde fazlasını bırakarak eşit niceliklerle yok oldular. Bu olağan madde baryon denilen parçacıklardan oluştuğundan, sözkonusu madde fazlalığının oluştuğu evreye baryogenez adı verilir. Bu evre ya da süreç hakkında çok az şey bilinmektedir. Örneğin bu olay sırasında oluşan ısı derecelenmesi Big Bang modellerine göre değişmektedir (bu, farklı Big Bang modelleri arasındaki farklardan biridir). Baryogenezin meydana gelmesi için gerekli koşullara Rus fizikçi Andréi Sakharov’un 1967’deki çalışmalarından ötürü "Sakharov koşulları" adı verilmiştir.


"Büyük birleşik" çağı

Giderek artan sayıdaki belirtiler, zayıf ve güçlü elektromanyetik kuvvetlerin tek bir etkileşimin (kuvvetin) farklı görünümlerinden ibaret oldukları fikrini vermektedir. Bu durum, artık genellikle, İngilizce’de kısaltma adıyla GUT olarak bilinen, “Büyük Birleşik Teori” (İng. Grand unification theory ya da Grand Unified theory) kapsamında bulunmaktadır. Bu etkileşim ya da kuvvetin 1016 GeV’un (1029derece) üzerindeki ısılarda tezahür ettiği sanılmaktadır. Şu halde muhtemelen evren GUT teorisinin uygulanma alanı bulduğu bir evre geçirmiş olmalıdır. Doğası halen bilinmemekle birlikte, bu evre, baryogenezin ve muhtemelen [yanlız ca kayıtlı üyeler link i görebilir. ] kökeninde yer almış olmalıydı.


Kozmik şişme



Evren çok kısa süren bir dönemde bir hayli büyüdü. Bir şişmenin neden olduğu bu fenomene "kozmik şişme" adı verilir.

Big Bang teorisi kozmolojiye yeni meseleler getirmişti. Örneğin evrenin homojen ve izotrop [10] olduğunu önermiş, fakat niçin böyle olması gerektiğini açıklamamıştı. Oysa teorinin sade versiyonunda, evrende homojenliğe yol açan Big Bang'ın gerçekleşmesinde bir mekanizmadan ya da işleyişten söz edilmiyordu, böyle bir şey yoktu. Böylece şişme (ilk ani, hızlı genişleme) nedeni ya da gerekçesinin evrenin homojen ve izotrop olmasına yol açan bir süreç başlattığı varsayılıyordu.

"Kozmik şişme" kavramının mucidi, böyle bir süreci betimleyici bir senaryoyu ilk öneren kişi olan Alan Guth’tur.[28]François Englert ve Alexei Starobinsky de aynı dönemde (1980) bu meselenin bazı sorunlu kısımları üzerinde çalışmalarda bulunmuş diğer isimler olarak bilinir. Guth daha sonra (1982’de), bazı çalışmalarda bulundu ki, bu çalışmalarında ortaya koyduğu sonuçlara göre, büyük astrofiziksel yapıların tohumlarını içeren kozmik şişme, evrenin homojen oluşunu açıklama imkanı sağlamakla kalmayıp, evrenin niçin homojenliğe aykırı bazı olgular içermesi gerektiğini de açıklama imkanı sağlıyordu.

Şişmenin evren tarihinin, Büyük Birleşik Çağı’na ve Planck Çağı’na komşu olan, son derece sıcak (1014 ile 1019 GeV arasındaki, yani 1027ile1032 derece arasındaki ısılarda) ve erken bir döneminde yer almış olması gerekir. Gerek Big Bang teorisinin ortaya koyduğu meselelerin hemen hemen tümünün şişme süreciyle açıklanabilmesi, gerekse bu tür meselelerin açıklanabilmesinde diğer senaryoların daha karışık olmalarına rağmen sonuç vermede yetersiz görülmesi, şişme senaryosuna kozmolojide daha ön planda yer verilmesini sağladı. Kozmik arkaplanın anizotropilerinin ayrıntılı gözleminden itibaren, iyice emin olunduğundan, şişme modellerinin kanıtlarla pekiştirilmesine gerek kalmadığı anlaşıldı. Şişme senaryosunun gözlemlerle uyum içinde olması onun konuyla ilgili tüm meselelerde baş role yerleştirilmesini sağlamış bulunmaktadır.

Şişme evresi evrenin belli bir zaman içinde son derece hızlı bir şekilde genişlemesidir. Genişleme dolayısıyla yoğunluğu azalan bu evren, çok homojen bir enerji türüyle dolu haldeydi. Bu enerji o zaman çok hızlı olarak etkileşimde bulunmaya ve ısınmaya koyulacak partiküllere dönüştü. Şişmeyi sona erdiren bu iki evreye parçacıkların patlayıcı yaratılışı bakımından “ısınma-öncesi evre” ve parçacıkların termalizasyonu bakımından “ısınma evresi” adı verilir. Şişmenin genel işleyişi iyice anlaşılmış olmakla birlikte, ısınma-öncesi ve ısınma evrelerindeki işleyiş tam anlaşılamamış olup halen çeşitli araştırmalara konu olmaktadır.


Planck Çağı — Kuantum Kozmolojisi

Şişme evresinin ötesinde (öncesinde), daha genel olarak söylemek gerekirse, Planck ısısı gibi sıcaklıklarda güncel fizik kuramlarının artık geçerli olmadığı bir sahaya girilir. Bu, genel görelilik kuramında bir düzeltmenin sözkonusu olacağı, kuantum mekaniği kavramlarının geçerli olduğu bir sahadır. Henüz ortaya konmamış olmakla birlikte, belki de halen gelişim halindeki sicim kuramından doğacak bir kuantum kütleçekimi kuramı, Planck Çağı denilen dönemdeki evrene ilişkin çeşitli spekülasyonlara yer verilmesini sağlayacaktır. Stephen Hawking gibi birçok yazar bu dönemlerdeki evreni tanımlayabilme denemelerine olanak sağlayacak çeşitli araştırma yolları önermişlerdir. Bu araştırma alanına günümüzde kuantum kozmolojisi adı verilmektedir.

Kozmoloji standart modeli

"Kozmoloji standart modeli" 20.yy.’ın ilk yarısında önerilen Big Bang görüşünün mantıksal bir sonucudur. Adı parçacık fiziğinin standart modelinin adından örnekseme yoluyla oluşturulmuş “kozmoloji standart modeli” evren gözlemlerinin bütünlüğüyle uyuşan bir evren tanımı sunmaktadır.

Özellikle şu iki noktayı şart koşar:

Gözlemlenebilir evren, yoğun ve sıcak bir evreden (Big Bang) doğmuştur. Bu evre sırasındaki bir işleyiş (mekanizma) erişebildiğimiz (gözlemleyebildiğimiz) bölgenin homojen olmasını, fakat aynı zamanda bazı istisnalar göstermesini sağlamıştır. Önerilen başka işleyişler olsa da, bu, muhtemelen şişme tipli bir işleyiştir.
Güncel evren birçok madde türüyle doludur:

• Her çeşit elektromanyetik ışımayı temsil edici parçacıklar olan fotonlar.

• Nötrinolar.

Atomları oluşturan baryonik madde.

• Karanlık madde denilen, laboratuvar ortamında üretilememişse deparçacık fiziğinde öngörülen, galaksilerin yapısından sorumlu olan, kendilerini oluşturan yıldızlar bütününden daha kütleli bir veya birkaç madde türü.

• Karanlık enerji denilen, günümüzde gözlemlenen "evrenin genişlemesinin hızlanması"ndan sorumlu olan (ve muhtemelen kozmik şişme ile doğrudan ilgisi olmayan), alışılmamış özelliklere sahip bir enerji türü.

Artık astronomik gözlemlerin büyük bir kısmı bildiğimiz evreni tanımlarken bu vazgeçilmez temel taşlarından yararlanmaktadır. Kozmolojik araştırma esas olarak bu madde türlerini, özelliklerini ve ilksel evrenin hızlanmış genişleme senaryosunu tanımlamayı amaçlamıştır. "Kozmoloji standart modeli"nin üç temel taşı laboratuvar ortamında gözlemlenmemiş fiziksel fenomenlere başvurmayı gerekli kılmaktadır: Kozmik şişme, karanlık madde ve karanlık enerji. Bu temel taşları ya da bunlardan birini yok varsayan tatminkar hiçbir kozmolojik model yoktur.




Evreni oluşturan unsurların en iyi Big-Bang modeli sayılan ΛCDM modeline göre oransal tablosu. NASA tarafından hazırlamış bu tablonun gösterdiği gibi, evrenin %95’i karanlık madde ve karanlık enerji türlerinden oluşmuştur.

Özellikler, sonuçlar, meseleler ve çözümleri

Big Bang'ın getirdiği meseleler

Big Bang modelleri incelendiğinde bu tip bir modelin bazı sorunları da beraberinde getirmiş olduğu görülmekteydi. Üzerinde değişiklikler yapılmadan önce, sade Big Bang modeli pek ikna edici bir model olarak görünmemekteydi; çünkü alışılmış miktarlara kıyasla son derece büyük ve son derece küçük miktarlardaki birçok fiziksel niceliğin varsayılmasını gerekli kılmaktaydı. Bir başka deyişle, ayakta kalabilmesi için beklenmedik değerlere birçok parametrenin eklenmesini gerekli kılıyor görünmekteydi. Evren konusundaki bu tip bir “ince akort” (İng. fine-tuning)[30] kozmolojiyle ilgili olan ya da olmayan tüm fizik modellerinde sorunlu olarak kabul edilir. Bu durumda Big Bang, birçok gözleme açıklama getirmesindeki başarısına rağmen, ortaya birçok sorun koyan, fakat kendisi bu sorunları halledemeyen, dolayısıyla, getirdiği çözümü pek çekici görünmeyen bir kavram durumuna düşmekteydi. Fakat Big Bang modellerine eklenen senaryolar, özellikle kozmik şişme senaryosu teoriye ilk zamanlarda yapılan olumsuz yorumları değiştirmeyi başarmıştır

Ufuk meselesi

Estetik ve sadelik argümanları hariç tutulduğu takdirde, doğanın evrenin homojen ve izotrop olmasını tercih etmesinde makul bir neden yoktur. Ayrıca ilk Big Bang modelinde homojenlikten niçin -kozmik arkaplan ışımasının anizotropilerinde görülen ve evrendeki büyük yapıların (galaksiler, galaksi kümeleri vs.) oluşumundan sorumlu olan bazı sapmalar olduğunu açıklayan tatminkar bir işleyiş de mevcut değildi. Bu, herhangi bir tatmin edici açıklama getirilememiş bir meseleydi ve uzun zaman boyunca soruna, yani evrenin niçin çağımızda gözlemlediğimiz hale (homojen ve izotrop hale) gelecek şekilde evrim geçirmiş olduğuna ilk koşullardan yola çıkan işleyiş açıklamalarıyla çözüm getirilmeye çalışıldı. Sorun şöyle de ifade edilebilir: Geçmişte birbirlerine yakın olmuşlarsa da, herhangi bir enformasyon alışverişine vakitleri olmamış, evrenin birbirinden son derece uzak iki bölgesinin esas olarak aynı özellikleri gösteriyor olması nasıl açıklanabilirdi? Bu mesele, günümüzde “ufuk meselesi” olarak adlandırılır.

Evrenin düzlemselliği meselesi

Evrenin evriminin incelenmesi ele alındığında karşılaşılan bir başka mesele muhtemel “eğrilik yarıçapı” (bir kürenin ya da elipzoid bir cismin merkezinden yüzeye olan mesafe; sözkonusu cisim bir eğri yüzeyden ibaretse eğri yüzey küresel cisme tamamlanarak da yarıçap elde edilebilir) meselesidir. Genel görelilik şunu ortaya koymaktadır ki, eğer evrende maddenin dağılımı homojense, bu takdirde evrenin geometrisi yalnızca tek bir parametreye, “uzaysal eğrilik” denilen parametreye bağlıdır. Sezgisel olarak, bu niceliğin, sözkonusu koşullarda artık geçerli olmayacak "öklid geometrisi"nin ötesindeki bir uzaklık skalasıyla ilgili olduğu söylenebilir. Örneğin köşeleri birkaç milyar ışık yılı uzaklığa yayılmış dev bir üçgenin içaçılarının toplamı 180 dereceye eşit olmayabilir. Doğrulanmamış olmakla birlikte, gözlemlenebilir evrenin mesafelerinden daha büyük mesafelerin sözkonusu olduğu durumlarda bu tür olgularla karşılaşılması gayet normaldir.

Bununla birlikte, “eğrilik yarıçapı” denilen uzunluk skalasının gözlemlenebilir evrenin boyutuna kıyasla gittikçe küçük hale gelme eğiliminde olması durumunda, bir başka mesele ortaya çıkmaktadır. Bir başka deyişle, eğer "eğrilik yarıçapı" beş milyar yıl önce “gözlemlenebilir evren”in boyutundan daha büyük idiyse de günümüzde “gözlemlenebilir evren”in boyutundan daha küçük olması ve sözü edilen etki ya da sonuçlarının görünür hale gelmesi gerekiyordu. Bu akıl yürütmeye devam edilerek, eğriliğe bağlı etki ya da sonuçları halen görülür olmadığına göre, eğrilik yarıçapının nükleosentez döneminde gözlemlenebilir evrenin boyutundan son derece daha büyük olduğu söylenebilir. Eğrilik yarıçapının gözlemlenebilir evrenin yarıçapından halen büyük kalması olayına günümüzde düzlemsellik meselesi (İng. flatness problem) adı verilmektedir.



Genel göreliliğe göre evren "kapalı", "açık" ya da "düz"dür. Şemada evrenin biçimine ilişkin bu mümkün, farklı geometrik tipler görülmektedir: “Kapalı evren”, “hiperbolik evren” ve “düz evren”.

Tekkutuplular meselesi

Parçacık fiziği evrenin genişlemesinden doğan soğuması sırasında yavaş yavaş yeni parçacıkların ortaya çıktıklarını öngörür.

Bunlardan bazıları ilksel evrende meydana geldiği sanılan, hal değişimi denilen olay sırasında ortaya çıkmış olmalıydılar. Bazılarına tekkutuplu ya da manyetik tekkutuplu denilen bu parçacıklar istikrarlı olma özelliğine sahip olup, çok sayıda ve son derece ağır olmalıydılar (protonun 1015 misli olmaları tipik özelliklerinden biridir). Eğer böyle parçacıklar türemişlerse, bunların evrenin yoğunluğuna katkıları da olağan maddeninkine kıyasla hatırı sayılır derecede yüksek olmalıydı.

Oysa, evren, yoğunluğunun bir kısmını pek bilmediğimiz madde türlerine borçluysa da, evrende tekkutuplularınki gibi istisnai bir orana sahip parçacıklara kesinlikle yer yoktur. Parçacık fiziğinin öngörüyor olmasıyla birlikte, keşfedilemediklerinden gerçekten mevcut olup olmadıkları saptanamamış bu tür ağır parçacıklar meselesi tekkutuplular meselesi olarak adlandırılır.


Yapıların oluşumu meselesi

Gözlemler, evrenin büyük ölçeklerde homojen olduğunu göstermekle birlikte, aynı zamanda, küçük ölçeklerde (gezegenler, yıldızlar, galaksiler vs.) homojenlikten sapmalar içerdiğini, yani homojen olmama özelliği de taşıdığını göstermektedir.

Günümüzde, belirli koşullar oluştuğunda maddenin dağılımındaki küçük bir homojen olmama halinin nasıl, çevresinden daha yoğun, önemli bir astrofiziksel cismi yaratana dek büyüyüp geliştiği bilinmekte, açıklanabilmektedir. Buna [yanlız ca kayıtlı üyeler link i görebilir. ] işleyişi adı verilmektedir. Bununla birlikte, böyle bir işleyişin meydana gelmesi için öncelikle küçük bir homojen olmayış mevcudiyetinin varsayılması gerekir ve ayrıca gözlemlenen astrofiziksel yapıların çeşitliliği göstermektedir ki başlatıcı etkide bulunan bu homojen olmayış hallerinin genişlik ve boyut olarak dağılımı "Harrison-Zel'dovich spectrumu" adıyla bilinen kesin bir yasaya tâbidir. İşte ilk Big Bang modelleri bu tür çalkantı ya da kararsızlıkları açıklamada yetersiz kalmaktaydı. Bu yüzden ilk Big Bang modelleri ortaya atıldığında yapıların oluşumu meselesi ortaya çıkmıştı


Önerilen çözümler

Ufuk meselesi hakkında

Ufuk meselesi ile düzlemsellik meselesi köken olarak aynı mesele kapsamında ele alınabilir. Zaman ilerledikçe genişleme sürmekte ve gitgide daha çok madde içeren daha büyük bölgelere geçilmektedir. Zaman ilerledikçe sayıları görünür şekilde artan galaksilerin aynı özelliklere sahip olmaları şaşırtıcı bir husustur.

Bu meselenin bir çözümü, evren tarihinin erken döneminde evrenin hali hakkındaki belirli bir enformasyonun tüm evrene son derece hızla yayılmış olduğu fikrindedir. Böyle bir durumda evrenin birbirlerine son derece uzak bölgeleri birbirlerine benzer oluşumlar içine girmelerini sağlayacak enformasyon alışverişinde bulunmuş olabilirler. Bu çözümün karşısındaki engel, özel görelilik kuramıdır; özel görelilik kuramı hiçbir şeyin ışıktan daha hızlı hareket edemeyeceğini şart koşmaktadır.

Bununla birlikte, evrenin genişlemesi çok hızlı olmuş olmasına rağmen, özel görelilik sınırları bir şekilde aşılmış olabilir. Aslında, böyle bir durumda, gözlemlenebilir evrenin boyutu sabit kalırken, evrenin iki bölgesi arasındaki uzaklık üslü olarak artabilir. Yani başlangıçta çok küçük ve homojen olan bir bölge gözlemlenebilir evren bölgesine oranla son derece büyük bir boyuta erişme olanağına sahiptir. Sabit genişleme oranlı bu evre tamamlandığında evrenin bulunduğumuz homojen bölgesi gözlemlerimize ulaşan halinden son derece daha büyük olabilir.

Friedmann denklemleri, evrende tipik olmayan bir madde türünün varlığının kabulü şartıyla, bu tür senaryoların mümkün olabileceğini göstermektedir.



Samanyolu’nun ötesindeki galaksilerin dağılımını gösteren panoramik görünüş.

Düzlemsellik meselesi hakkında

Düzlemsellik meselesi de aynı tarzda çözülebilir. Meselenin özü şudur: "Eğrilik yarıçapı", gözlemlenebilir evrenin boyutundan daha az hızla büyümektedir. Oysa eğer genişlemeye hükmeden yasa, olağan maddeyle dolu bir evrenin genişlemesine hükmeden yasadan farklıysa bu artık doğru olamaz. Tipik olmayan özelliklere sahip (örneğin basıncı negatif olan) bir madde türünün mevcudiyeti varsayıldığında, "eğrilik yarıçapı" gözlemlenebilir evrenin boyutundan daha hızlı büyüyecektir. Eğer böyle bir genişleme evresi geçmişte olmuş ve yeterince uzun bir zaman sürmüşse eğrilik yarıçapının ölçülebilir olmaması hiç de şaşırtıcı değildir.

Tek kutuplular meselesi hakkında

Manyetik tekkutuplular meselesi hızlanmış bir genişleme evresi ile çözülebilir. Bu, evrendeki tüm olağan maddenin yoğunluğunu azaltıcı eğilimdedir. Ancak bu durumda yeni bir mesele ortaya çıkar: Hızlanmış genişleme evresi, ardında tümseksiz, çukursuz bir uzaysal düzlem halinde, homojen, fakat maddesiz bir evren bırakır.

1980’li yılların başlarında Alan Guth tarafından önerilen "kozmik şişme" senaryosu bu sorunların tümünü gideren bir çözüm olmuştur. Bu çözümde, hızlanmış genişleme evresine neden olan, gerekli tüm özelliklere sahip, "tipik olmayan madde" türüdür.Çözümde, hızlanmış genişlemenin sonucunda kararsız (değişken) hale gelen bu genişleme evresinden sorumlu olan "sayıl alan" (İng. scalar field) "ısınma öncesi" ve "ısınma" denilen karmaşık süreçler sırasında, aşama aşama “standart model” parçacıkları halinde parçalanır.

Kozmik şişme ile ilgili sunulan ilk modeller çeşitli teknik sorunlar taşımış olsa da, önerilen sonraki modeller bu teknik sorunlardan arındırılarak, makul bir duruma gelecek şekilde geliştirilmiştir. Tekkutuplular, düzlemsellik ve ufuk meselelerinin kozmik şişme çözümüne alternatif bir çözümü Weyl curvature hipoteziyle sunulmuştur.

Büyük yapıların oluşumu hakkında

Big Bang herhangi "bir yer"de olmuş bir patlama değildir. Yani Big Bang ya da Büyük Patlama, adının böyle olmasına karşın, konuya aşina olmayan kimilerinin adını ilk duyduğunda hayal ettiği gibi, günümüzdeki galaksileri oluşturan maddeyi dışarı fırlatıp atan, herhangi bir noktada meydana gelmiş bir patlama değildir. Big Bang’ın ilk döneminde evrende (en azından gözlemlenebilir evren bölgesinde) hüküm süren koşullar her yerde aynıydı. Buna karşılık maddi unsurların evrenin genişlemesi olgusuyla birbirlerinden hızla uzaklaştıkları doğrudur. Büyük Patlama terimi de işte bu genişleme hareketinin şiddetine gönderme yapmak üzere tercih edilmiş bir terimdir, özel bir yerdeki patlamayı kastetmemektedir. Big Bang’ın anladığımız anlamda bir merkezi ya da özel bir yönü yoktur. Evrenin geçmişte nasıl olduğunu ancak evrenin uzak bölgelerini gözlemleyerek anlayabilmekteyiz, evrende ne kadar uzak bir bölgeyi gözlemleyebilirsek, evren tarihinde de o kadar uzak bir geçmişe gidebilmiş oluruz. Fakat günümüzde görebildiğimiz şey doğrudan doğruya Big Bang'ın ilk döneminin kendisi değil, evren tarihindeki bu sıcak aşamanın ışıklı yansıması diyebileceğimiz “kozmik arkaplan ışıması”dır. Bu ışıma esas olarak tekbiçimli olup her yönde gözlemlenebilmektedir ki, bu, Big Bang’ın gözlemleme olanağı bulduğumuz bölgelerde son derece homojen bir tarzda meydana geldiğini göstermektedir. Bakışlarımızı asla Big-Bang’ın ilk haline kadar götüremeyecek olmamızın nedeni, ilksel evrenin, yüksek yoğunluğundan dolayı, donuk ışımalı oluşudur; tıpkı Güneş’in merkezini doğrudan göremeyecek oluşumuz, ancak onun yüzeyini gözlemleyebiliyor oluşumuz gibi...


Felsefi sonuçları

Big Bang’ın önerdiği ya da en azından sade modelinde önerdiği çözüm, şaşılacak derecede yaratılışçı bir görünüm taşıyordu. Her şeyden önce, sonuç, evrenin bir başlangıcı olduğu anlamına geliyordu. Bilim çevreleri hariç tutulursa bu, birçok zihnin emin olduğu bir konunun doğrulanması gibi görünüyordu. O zamana dek felsefe ve teoloji kapsamına mahsus kalmış bir sahada ilk kez bilimin de söz hakkı doğmuş gibiydi. Bu nokta Papa XII. Pius tarafından özellikle ifade edilmiştir. Fakat dikkat çekmek gerekir ki, Big Bang’ın önerdiği kronoloji, Yaratılış’ın sonsuz olduğuna inanan Newton, Einstein gibi çekim teorilerinin büyük mimarlarının kanaatlarinin aksi bir görünümdeydi. Lemaître Papa’nın ifade ettiğinden farklı bir bakış açısının mimarıydı. Buna karşılık, elle tutulur kanıtlara dayanılmasa da, Lemaître’e Big Bang modelini hazırlamasında dinî kanaatlerinin yardımcı olduğunu ileri sürenler olmuştur.Kozmoloji ve genel olarak bilim, dinî (ya da felsefi) alanın kapsamında kalan konuları desteklemeye veya çürütmeye gönüllü değildir.

Bununla birlikte Big Bang teorisi yaratılışçıların lehine görünen sonuçlara varmış bulunuyordu. Örneğin ABD'li astrofizikçi Hugh Ross konuya ilişkin şu açıklamada bulunmuştur:

"Zaman, olayların meydana geldiği boyut olduğuna göre, eğer madde, Big Bang'la ortaya çıkmışsa, o halde evreni ortaya çıkaran sebebin evrendeki zaman ve mekandan tümüyle bağımsız olması gerekir. Bu da bize Yaratıcı'nın evrendeki tüm boyutların üzerinde olduğunu göstermektedir."

Bilim insanlarından gelen eleştiriler

Big Bang teorisini reddeden ve teorinin eleştirilecek çok yanı olduğunu düşünenlerden biri "durağan hal teorisi"nin mimarlarından Fred Hoyle’dür. Teoriye bilim dünyasından karşı duranlar arasından şu isimler örnek olarak verilebilir

• Hannes Alfvén (1908-1995): Plazma fiziğindeki çalışmalarından ötürü 1970’te Nobel Fizik Ödülü sahibi olmuştur. Big Bang’ı tümüyle reddetmiştir. Kendi teorisi olan "plazma evren" teorisini savunur.

• Edward Arthur Milne (1896–1950): Newton’cu kozmolojiden hareket ederek, genişlemenin statik bir evrendeki galaksiler hareketinden başka bir şey olmadığını savunmuştur.

• Arno Allan Penzias ve Robert Woodrow Wilson: 1968’de kozmolojik termik ışımayı keşiflerinden ötürü 1978’de Nobel Fizik Ödülü sahibi olmuşlardır. Keşfettikleri sonradan « kozmik mikrodalga arkaplan ışıması» olarak adlandırılmıştır

Yadsınamaz başarılarına karşın Big Bang’a günümüzde de, bilim dünyasının bir kısmı muhalefet etmektedir. Bu muhalefet cephesinde bazı astronomlar da vardır. Bu muhaliflere örnek olarak, maddenin yaratılışını esas alan yeni bir "durağan hal" versiyonu geliştirmiş olan Geoffrey Burbidge, Fred Hoyle ve Jayant Narlikar belirtilebilir.Big Bang’a son zamanlarda yeniden getirilen bir eleştiri de, Abell 1835 IR1916 ve HUDF-JD2 galaksileri gibi bazı uzak kozmik cisimlerin yaşı ile daha genç kalan evrenin yaşı arasındaki uyumsuzluk konusundadır. Fakat çoğu zaman bu tür sorunlar kötü yaş tahminlerinden ileri gelmektedir.


Güncel durum

Big Bang teorisi esasen iki temel fikir üzerine kuruludur: Fiziksel yasaların evrenselliği ve kozmolojik prensip. Kozmolojik prensip daha önce değinildiği gibi, evrenin makro ölçeklerde homojen ve izotrop olduğunu varsayar. Bu fikirler önceleri birer hipotez konumundaydılar, fakat günümüzde gözlemlerle desteklenmektedirler.

Gözlemsel kozmoloji alanındaki gözlemsel gelişmeler Big Bang’a kesin bir destek sağlamaktadır, en azından bu alanda çalışan araştırmacılar arasında bu görüş ortaktır.Big Bang’ın karşısındaki temel teori olan "durağan hal teorisi" de kozmik arkaplan ışımasına ilişkin gözlemleri, hafif elementlerin salınmasını ve galaksilerin evrimini açıklamakta yetersiz kalışı nedeniyle günümüzde tümüyle marjinal bir duruma gelmiş bulunmaktadır.

Big Bang aslında, halen gözlemlerin bir yanlışını çıkaramadığı genel göreliliğin bir sonucudur.[56] Dolayısıyla kimilerine göre Big Bang’ı reddetmek genel göreliliği reddetmek demektir.

Buna karşılık birçok dönem veya fenomenin halen pek fazla bilinmediği bir gerçektir. Örneğin, antimaddeye kıyasla hafif bir madde fazlasının sözkonusu olduğu baryogenez dönemi ve kozmik şişme evresinin sonuna ilişkin ayrıntılar, özellikle ısınma-öncesi ve ısınma evreleri... Geliştirilecek yanları olan Big Bang modelleri halen gelişim içinde olmakla birlikte, artık Big Bang’ın genel kavramını tartışmak yeterince güçleşmiş bulunmaktadır.

Büyük Patlama teorisine göre gelecek



Bir evrenin bir bölgesinin Büyük Çöküş'e maruz kalışının temsili resmi

Karanlık enerjinin varlığının anlaşılmasından önce, kozmologlar evrenin geleceği hakkında iki senaryo geliştirmişlerdi. Evrenin "kütle yoğunluğu" “kritik yoğunluk”tan (İng. critical density) büyük olduğu takdirde evren maksimum boyutuna ulaştıktan sonra çöküş sürecine girecekti. Daha yoğun ve daha sıcak olacak ve bu süreci “Büyük Çöküş” (İng.Big Crunch) denilen, başlangıçtaki haline benzer bir halle tamamlayacaktı.Bu senaryoya alternatif olarak, evrendeki yoğunluk "kritik yoğunluğa" eşit veya bunun altında olduğu takdirde genişleme yavaşlayacak, fakat asla durmayacaktı. Yıldızlararası gazlardaki yıldız oluşumu tüm galaksilerde duracak, yıldızlar ak cücelere, nötron yıldızlarına ve kara deliklere dönüşeceklerdi. Bunlar arasındaki çarpışmalar da yavaş yavaş kütle birikimlerinin oluşmasını, yani daha büyük kütleli cisimlerin oluşmasını ve giderek büyük kara delikler haline gelmeleri sonucunu doğuracaktı. Evrenin ortalama sıcaklığı sonuşmaz olarak "mutlak sıfır"a yaklaşacaktı (evrenin ısısal ölümü) Ayrıca proton kararsız kaldığı takdirde baryonik madde ardında yalnızca ışıma ve kara delikler bırakarak yok olacaktı. Sonunda kara delikler de "Hawking radyasyonu" yayarak buharlaşacaklardı (yok olacaklardı). Böylece evrenin entropisi hiçbir organize enerji türünün kendisini kurtaramayacağı “evrenin ısısal ölümü” [60]denilen bir noktaya tırmanacaktı.

Modern “hızlı genişleme” gözlemleri şunu göstermektedir ki, bugünkü “görülür evren” yavaş yavaş “olay ufku”muzun ötesine kayacak ve temas olanaklarımızın dışına çıkacaktır. Sonraki durum ya da nihai sonuç bilinmemektedir. En gelişmiş Big Bang modeli olan ΛCDM modeli, karanlık enerjiyi bir "kozmolojik sabite" biçimi olarak kabul eder. Bu teori ya da model yalnızca galaksiler gibi sınırlı çekimsel sistemlerin birlikte kalabileceklerini varsayar ki, ısısal ölümden onlar da kaçamayacaklardır. Karanlık enerjiye ilişkin, “fantom enerji teorileri” denilen başka açıklamalar ise sonunda galaksi kümelerinin, yıldızların, gezegenlerin, atomların vb.’nin ebedi genişlemeyle ayrılacaklarını ileri sürmektedir.Buna Big Rip adı verilmektedir.


KAYNAKÇA

[yanlız ca kayıtlı üyeler link i görebilir. ]

NoT:Emeğe Saygı Lütfen Yorum Biraz Uzun Olsada
NOT:Bağzı Bölümler Sığmadığı İçin Silinmiştir

__________________

la bu ne ))))))))ben bunu sabaha kadar okurum

__________________

RACİNG TEAM=GAZLAYAN ÜYE süpermen aşkın tekin

kastropoloji,nostrobilişi,kartonloji,ostraji,geotr aji,metogastranaji,konularını içeren bu devasa bilgilerin için sana kendisi küçük ama işlevi büyk olan ahmet,e teşekkür ederim,fiziyoloşik ana bilim dalı uzmanı ünlü fizik öğrencisi AHMET.))))))))))))

__________________
UFUK

Velhasıl burdan çıkarılacak sonuç: Koskoca evren dahi olsa korkunun ecele faydası yoktur.P
O haric her şeyin sonu vardır.

__________________
ilhan DALGIÇ / istanbul / Agility City 125

Bununla İlgili Bi Deneyi Geçen Haftalarda Yapmaya Başladılar
Bilmem Kaç Metre Uzunun Bir Daire tünel Bunun İçinde Bilmem Kaç Proton
Bilmem Kaç Km İle Çarpışacak Ve Ortaya Ufak Bir Karadelik Çıkıcak Ve Bu
Karadeliğin Dünya'yı Yutma Olasılığı Var
Bu Deneye Tüm Dünya Ülkeleri Katılıyor
Türk Bilim Adamlarımızda Bu Deneyde Yer Alıyor
(Biraz Uzun Oldu Sanırım )

__________________

Ahmet,bu deliği tıkamanın bir yolu yokmu peki.Bu delik ne kadar büyük yama falan olmazmı.

__________________
UFUK

Önemli olan deliğin büyüklüğü değil işlevi )
İçeri çekim başlayında hız giderek büyüyor ve o hızla etrafını tüketmeye çaşlıyor. MTV deki elini yemeye başlayan ve sonunda sadece ağız olarak kalan tip gibi.

__________________
ilhan DALGIÇ / istanbul / Agility City 125

Bir çırpı da okudum.çok sürükleyici. aferin ahmet iyi düşünmüşsün

Ahmet süper bir konu. teşekkürler.