Catalog

KOZMOLOJI BaştarafM.Sayfada başlayacak ve sonunda lum galaksıler buyuk bır çatırtıyla yenıden bır araya gelecektır Bu da evrenın sonu olacaktır Büyük Çatırtı (Bıg Crunch) Genişleme sonsuz: 2. Senaryo Eğer evren krıtık (asgarı) mıktardan daha az madde ıçerıyorsa, çekım kuvvetı hıçbır zaman galaksılerı yavaşlatıp bır araya getırecek kadar guçlu olamayacağı ıçın, genişleme sonsuza dek surecektır. 3. senaryo: Yassı evren Yıne de Ikl olasılığın tam ortasındaki bir durumu, yanı çokımsel enerjı ıle Blg Bang ve sonrasındakı genışlemenın neden oldukları enerjının bırbırlerını dengeledıklerını duşunebılırız Bu durumda galaksıler, en sonunda hızları (0)'a ınene dek, yavaşlayacaklardır Bu senaryonun adı "yassı" evrendır ve genışlemenın bır unsurudur Krıtık (asgarı) yoğunluk parametre i! (omega) ıle tfade edılebılır, şoyle k1 fi =1 olduğu zaman evren yas sıdır Genişleme bıze !! =1 olduğunu soylemektedır, oysa burada bır sorun ortaya çıkıyor Yıldız ve galaksılerde, evrenın yassı olabılmesı ıçın gereklı kutlenın sadece onda bır kadarı mevcut Kalanı nerede, nedır ve evrenın yapısının gelışımını nasıl etkılıyor' Çevremızdekı bıldık maddeler, tum bu olay ıçın yeterlı olamaz Yıldız ve atomlardakı kutlenın çoğunluğu çekırdektekı (nukleı) proton ve nötronlarda yukludur Bu nukleer parçacıklar "baryon"lar aılesıne aıttır Gunumuzde fon ışımasının kesın olçumunun yapılabılmesı (Prınceton Unıversıtesı'nden Davıd VVılkınson son ve kesın değerı 2 756K olarak vermektedır) ıle Bıg Bang modelı bu buyuk patlamanın kaç baryon oluşturduğunu söyleyebılecek, yanı baryon sınırını verebılecek kadar kesınlık kazanmıştır Ne yazık kı bu omeganın bıre eşıt olabılmesı ıçın gerekl! mıktarın sadece onda bırıdır Bu durumda fızıkçıler, uzayzamanın yassılığını anlatabılmek ıçın, maddenın değışık şekıllerinı, örneğın ağır "notnno"ları, 'axıon"ları ve baryon aılesınden olmayan dığer bazı parçacıkları öne surduler Bu tur "kara madde" parçacıkları, çekım yoluyla evrenı bır arada tutmaktadır Baryonların bır araya gelıp yıldız galaksılerı oluşturmalarında bunların buyuk katkıları olmuş olmalıdır 1960'larda da sadece galaksılerın varlığı bıle astronomlara buyuk mıktarda kara madde olduğunu duşundurmelıydı, çunku, mıkrodalga radyasyonundakı duzgunluk (smoothness) evrenın maddenın eşıt dağılımıyla başladığının bır gostergesldır Bu durumda eğer tum yoğunluk baryon sınırının öngörduğu kadar azsa, nasıl olup da galaksıklerın bır araya gelebıldıklerını anlamak çok guçtur Genışleyen bır evrende madde, kümelenmek yerıne, bırbırınden ayrılıp uzanır O zaman, galaksiler glbi büyük kümeler nasıl oluşabilmlstlr? ilk zamanlarda bazı bdlgelerde yeterınden bıraz daha çok, bazı bolgelerde ıse bıraz da ha az madde olmuş olmalıdır Fazla yoğunluğu olan bolge belırlı bır boya erışınce, çekım gucu dışarıdan daha çok madde çektığı surece, buyumeye devam edecektlr Oysa evrendekl yoğunluk sadece baryon sınırının gerektırdığı kadarsa, partıkullerın ılk sıcak gazları gravıtenın gaz bulutlarını bır arada tutabıleceğı noktaya kadar soğuyana dek o da çok zayıflayacak ve yoğunluktakı hıçbır oynama bır galaksı oluşturabılecek kadar buyuk olamayacaktır 1970'lerde galaksılerın nasıl oluştukları hakkında Iki görüş vardı Prınceton Unıversıtesı'nden Jlm Peebles tarafından benımsenen ılk goruş, evrenın aşağıdan yukarıya doğru buyuduğunu ılerı surmektedır Evrenın ılk "tohumiarının" nasıl oluşup gelıştıklerı hakkında herhangı bır fıkır ılerı surmeksızın, önce galaksılerın oluştuklarını ve daha sonra, bu galaksılerın bır araya gelerek kumelerı (cluster) meydana getlrdıklerını kabul etmıştır Galaksılerın çok yaşlı oldukları duşunulurse, bu göruş hıç de mantıksız sayılmaz Galaksımızdekı en yaşlı yıldızın, evren ıle hemen hemen aynı yaşta olduğu sanılmaktadır Fakat Peeble Modell uyarınca galaksı ve kumelerın evrende gelışıguzel dağılmış olmalan, modern gozlemlorın reddet tıklerı bır varsayımdır Bu "aşağıdan yukarı" senaryosuna bır alternatıf olarak ortaya atılan ıkıncı goruş, Sovyet Bılım Akademısı'nden Yakov Zeldovich tarafından ılerı surulmuştur "Yukarıdan aşağıya" gelışen evrende, ılk zamanların sıcaklığı ufak kapsamlı her tur değışımı etkısız kılmış olmalıdır Evrenın soğuma surecı ıçınde, ancak çok buyuk duzensızlıkler ve değışımler kendılerını koruyabılmışlerdır Bu goruntu ıçınde, evrenın ılk tohumları galaksılerın değıl. galaksı kumelerının (supercluster) boyutlarındaydı kı bunlar, Peebles senaryosundakı galaksıboyutlu tohumlardan bınlerce kat fazla kutle ıçermekteydı Zeldovıch'e gore, bu tohumlar ınce ve yassı tabakalar halınde bırleşmışler ve galaksıler daha sonra bu tabakaların kenarlarında ve ıkı tabakanın kesıştığı yoğunluğu çok yuksek bolgelerde oluşmuşlardı Zeldovich, gozlemcılerın ara larında buyuk boşluklar olan galaksı dızı ve zıncırlerı gorebıleceklerını söylemekteydı Bu model galaksılerın dağılımını Peebles mode lınden çok daha lyı anlatmaktadır Fakat bu şekılde galaksıler en sonda geleceklerı ıçın, Bıg Bang hesaplarının verdığı kadar genç bır evrende, galaksımızdekı kadar yaşlı yıldızların nasıl oluşabıldıklerını anlamak çok zordur dox elındekı şımdıye dek 17O'ı analıze edılmış 190 kılışeye dayanarak 4 mılyon galaksının uzaydakı durumları hakkında, ıkı boyutlu bır projeksıyonda bılgı sunabılecektır Bu verıler evrenın yapısını şekıllendırmeye çalışan kuramcılar ıçın hıç kuşkusuz çok değerlı olacaktır Galaksılerın uç boyutlu goruntulennın oluşlurulabılmesı ıçın belırlı bır uzay kesımının ele alınıp, bu bölgedekı her bır galaksının "red shıft"ının olçulmesı gerekıyor Her galaksının uzaklığını veren "red shıft" yardımıyla da astronomların galaksılerın uç boyutlu görun tulerını çızebılmelerı mumkun oluyor Maddox'un çalışmalarında bır klışe 20 bınden fazla galaksının goruntusunu kapsıyor ve bunların göktekı durumlarının sadece ıkı boyutlu bır goruntusunu verebılıyor Bır galaksının kırmızıya kaymanın olçumunun en buyuk teleskobun bıle tum bır gecesını alacağı duşunulurse, zaman unsurunun bu teknık ıçın nedenlı kısıtlayıcı olabıleceğı anlaşılacaktır Bundan dolayı bu teknık sadece çok ufak uzay parçaları ıçın kullanılabılmıştır Galaksılerın çok az sayıda galaksı ıçeren uzayboşluklarındakı buyuk kabarcıklar etrafında toplanmış olduklannı ve ıkı boyutlu bır goruntude galaksı zincırlerının sıcim gibi uzar göründüğünü kanıtlamaktadır. Aradan geçen on yıldan sonra, durum hıç de o denlı saçma gorunmuyordu Astronomların fıkırlermı değıştırmelerınde, ıkı gerçeğın ortaya çıkmasının buyuk katkısı oldu Mıkrodalga radyasyonunun ıncelenmesıyle konu bıraz aydınlanmıştı Buyuk Patlamadan arta kalan bu radyo dalgaları, oluşum anından berı evrenı doldurmaktaydı Mıkrodalga radyasyonu ıle sadece yuklu partıkullerle bırbırını etkıleyebılıyordu Oluşumdan yaklaşık bır mılyon yıl sonra, pozıtıf yuklu butun protonlar ve negatıf yuklu elektronlar nöt ral hıdrojen ve helyum atomları halınde bağlandılar Evren genışledıkçe, mıkrodalga rad yasyonu da gıderek daha uzun dalgaboylarına erıştıği ıçın soğudu ve zayıfladı Son 20 yıl boyunca astronomlar, mıkrodalga radyasyonunun gokyuzunun hemen hemen tum bolgelerındekı kuvvetını, değışık dalga boylarında ve en ufak değışmelerı bıle saptayacak kadar hassas aletlerle olçtuler Kullanılan teknıklerde gerek yerden gerek çok yukseklere çıkabılen uçaklardan, atmosfer dışına çıkabılen balonlardan ve dunya etrafında donen uydulardan yapılan gözlemlerden yararlanıldı 1980 yıllarının ortalarına doğru Vırgo kumesının yonune yaklaşık 45 derecede sıcak, tam eksı yonde ıse soğuk bırer uzay parçası olduğu kesınlık kazanmıştı Ancak bolgedefon ışımasının dalgaboyu, bız gelen dalgalara doğru hareket ettığımız ıçın, nıspeten kısalmıştı Soğuk bölgedekı radyasyonun dalgaboyu ıse bız bu gelen dalgalardan gıderek uzaklaştığımız ıçın daha uzundu Bu da bızım gerek evrenın genişleme hızından ve gerekse mıkrodalga radyasyonunun hızından daha yuksek bır hızla hareket ettiğımızın bır kanıtıdır Hız kesın olarak tam on yıl evvel Rubin'in bulmuş olduğu gibi sanlyede 600 km.'dir. Ilk anda bazı astronomlar bu harekete HydraCentaurus super kumesı olarak bılınen bır galaksı takımında yoğunlaşmış olan maddenın gravıtasyonel çekımının neden olduğunu sandılar Samanyolu eğer bır taraftan Virgo Cluster ve dığer taraftan HydraCentaurus tarafından çekılıyorsa, ıkısının et kısı altında ıkı kutlenın hemen hemen ortalarında bır noktaya doğru yönelecektır Fakat 1986 da ortaya çıkan yenı buluşlar bu fıkrın geçerlılığını yıtırmesıne yol açmıştır Haval'de yapılan uluslararası bır toplantıda, altı değışık kuruluşun astronomları 400 elıptık galaksının hareketını kapsayan çalışmalarını sundular Yakındakı tum galaksıle rın ve galaksı topluluklarının tıpkı blzlm galakslmlz gibi, HydraCentaurus superkumesinin otesınde bır bolgeye doğru, sanıyede 600700 km hızla çekilmekte olduğu kesinlik kazanmıştı. Galakaimizin, galaksılerın akışı ıçındekı hareketının sanıyede 521 km hızla gerçekleştiğl ve akış yönunun Virgo galaksi kumesinin yonunde olduğu son ve kesın olçumlerde ortaya çıkmıştır Bu akışa katılan dığer galaksılerın hızlarının detaylı olçumlerı yapılmış ve bu hızların bu bolgede ve yaklaşık 300 mllyon ışık yılı otedeki belirli bir uzay noktasına ne kadaı uzak olmalarına bağlı oldu ğu saptanmıştır Sonuç kesindlr: "Orada" bulunan buyuk bır kutle, buyuk bir "çekicı", bızı, hepımızi kendısine doğru çekmekte... Samanyolundan 1000 mılyon ışık yılı uzaklıktakı zengın galaksı kumelerı Yeni araştıımalar ışığında evrenın bırtakım çarpıcı yonlerı gun ışığına çıkmıştır Astronomlar, galaksılerın kırmızıya kaymalannı (Red Shıft) olçerek galaksılerın uç boyutlu harıtalarını oluşturabıldıler Bır "red shıft" • (galaksılerden gelen ışığın) uzaklaşan bır cısmın tayfının kırmızıya dönuşmesı genışleyen bır evrende uzaklık olçusudur Galaksılerın, mılyonlarca ışık yılı öte uzaklıklara denk kırmızıya kayma çızımı boşluklarla dolu bır gö runtuyu gozler önune sermektedır Hemen hemen butun galaksıler 150 mılyon ışık yılı ıçınde, buyuk kabarcıkların etraflarında toplanmışlardır Yakın zamanlara kadar, Prıncetonlı astro nomlar evrende galaksılerın nasıl dağılmış olduklarının en çarpıcı goruntusunu oluşturabılmış tek bılımadamlarıydılar Bu göruntu blnden fazla tek fotoğraf klışesının bır araya gelmesınden oluşmakta ve kuzey yarıkure uzerındekı gökkubbede yer alan bır mılyondan fazla galaksının dağılımını vermekteydı Şlmdl bu göruntu yerinl bir başkasına bırakmak uzere. Cambrıdge Astronomı Enstıtusu'nden Stephen Maddox APM (automa ted photographıc system Otomatık fotoğraf sıstemı) yardımıyla galaksılerın yenı bır ka taloğunu oluşturmaya çalışıyor Bu alet fotoğrafık klışelerden verılerı toparlayarak onları dıjıtal olarak sınıflandırmakta (New Scıentıst mart 5) Maddox onu kullanarak guney galaktık kutbun, Samanyolu'nun parlak yıldızlarından çok uzakta kalan belırlı bır bölgesı uzerınde çalışıyor Astronomlar burada olduk ça sönuk galaksıler gozleyebılmışlerdı MadBu yapı nasıl oluştu? Oyunu başlatan soru ışte bu Bazı kuramcılara ve orneğın Jerry Ostriker'e gore, Buyuk Patlamadan hemen sonra, ılk yıldızımsı şekıller oluşmuş ve bunlar çok geçmeden patlayarak kendılerını saran gaz tabakası ıçınde yayılan şok dalgaları doğurmuşlardır Hesaplara gore, bu tur patlamalar ıkı mılyon ışık yılı otedekı maddeler uzerınde bıle etkılı olabılır kı, bu da yaklaşık olarak galaksıler arasındakı uzaklığa denktır Yıne de 150 mılyon ışık yılı bır uzaklık ıçınde boşlukların oluşumunu anlamak ımkân sız olmasa da en azından çok zordur Böylece kuramcıların buyuk bır çoğunluğu, galaksılerın dağılımının, evrende maddenın dağılımmın kesın bır ıfadesı olmadığı ana tema sı uzerınde oynamayı yeğlemışlerdır Galaksıler ne kadar uzaksa, uzaklıkların kesın bır ölçumunu yapmak da o denlı zor olacaktır 1976 yılında Vera Rubin ve arkadaşları bızden 300 mılyar ışık yılı uzaktakı spıral galaksılerın durumları ıle bızım galaksımızın hareketlerını kıyaslamak uzere çalışmalara başladılar Bunlar bızı, tıpkı bır elma kabuğunun ıçındekı çekırdeğı çevrelodığı gıbı, sarmaktaydılar Yapılan hesaplar sonucunda bızım Samanyolumuzun dığer uzak galaksılere oranla ve evrensel genışlemenın bır parçası olan hareketının çok uzerınde bır hızla 600 km/sn boşlukta yol almakta olduğu ortaya çıktı Sonuç öylesıne şaşırtıcı ve saptanan hız o denlı yuksektı kı bırçok astronom buna ınanmayı bıle reddettller Sanıyede 600 km hızla, belırlı "hıçbır şey" yonune doğru akmak Saçmal Blzi çeken ne? Bu bır kozmık sıcım halkası olabılır mı? Los Alamos Ulusal Laboratuvan'ndan VVojciech Zurek bunun olası olduğunu soylemektedır Bu çekıcıye yönelen galaksılerın hızlarının (r) uzaklığına orantılı olarak duşmesı bunun bır göstergesıdır, eğer kutlenın tuın yoğunluğu sıcak veya soğuk kara madde partıkullerıne bağlıysa, bu bağımlılık (r2) olmalıdır Eğer Zurek haklıysa, kutle guneşın yaklaşık (1016) katıdır, 300 mlryon ışık yılı ötededir ve 300 bın 3 mılyon ışık yılı yarıçapı vardır Halka, tıpkı ıçınde buyuk bır madde yoğunluğunun bırıkmış olduğu bır tohum görunumundedır Gerçekten, gokyuzunun sağ kısmında kuasar adı verılen yoğunlaşmalar olduğu hakkında belırtıler saptanmıştır (New Scıentıst, 21 mayıs) Fakat kuasarların neden bır yerde, dığerınde olduğundan çok yoğunlaşacakları hakkında henuz bır fıkır yurutulememıştır. (New Scientist, 29 Eklm 1987)