Catalog

Kozmoloji Evrenbilimin sessiz zaferi "Big Bang"den birkaç saniye kimeler ve oluşturdukları m mde oranlarına ilişkin öngörülerle, NASA'nın WMA ' uzay aracından elde ettiği gözlemlerin uzlaşması evrenbilimin (kozmolojinin) artık ayağını yere dah gösteriyor... ABD'deki lllinois Üniversitesi'nden kuramsal astrofizikçi Brian D. Fields'in, kozmolojinin bazı temel sorunlannı ve ulaştığı zaferi basit bir dille anlattığı yazısını sunuyoruz. S on yıllarda yapılan araştırmalar, Evren'deki olağan maddc miktarının, Evren'm çogunluguna hâkim olaıı "karantık madde" ve hatta ondan dalıa yaygm olan gizemli "kara enerji"nin yaıunda ihnıal edilebilir düzeyde kaldığını gösterdi. Oysa bizim mayamızda bile kozmik çorbanın bu esas malzemelerı bulunmııyor. Ama yine de sıradan madde iizerinde yapılan araştırmalar, Evren'ırı geri kalanını oluşturan nıaddelere ilişkin şaşırtıcı ölçüde bilgi sağlıyor. Geçen yıl NASA'nın VVilkinson Mikrodalga Anizotropı Sondası (VVMAP), Evren'deki olağan maddenin yoğunluğu ve bileşimi hakkıııda ayrmtılı bilgiler sağladı. Elde edilen bilginın daha onceden görülmemiş ölçüde hassas olması, yalnızca sıradan maddenin nasıl oluştuğuna ılışkın fikır vermekle kalmıyor evrenbilimin birçok görüşüne de meydan okuyor. Hatta söz konusu bılgı, daha da gizenıli olabilecek nıadde ve erıerji türlerine ilişkin sorulara yanıt verebilir. 10 MİLYAR DERECELİK FIRIN "Big Bang" meydana geldikten sonraki ilk saniyelerde Evren en hafif elementleri yani hidrojen, lıelyuın ve lityumu üreten bir nükleer reaktör gibiydi. "Big Bang Nükleosentezi" va da kısaca BBN olarak bilınen sıireç yaklaşık 14 milyar yıl once, Evren oluştuktan 1 saniye soııra gerçekleşti. Evren o za Meslektaşlarımla bırlıkte yıllardır Evren'in ilk aşamalarındaki madde içeriğini ve onları oluşturan çekirdek (nükleer) tepkimelerini ayrmtılı olarak kavramaya çalışıyoruz. Yaptığımız hesaplamalardan elde ettiğimiz ilk s o n u ç I a r, Evren'in ilk aşamalarındaki çeşitli hafif elementlerin g orece l i oranlarına ilişkin has sas tahminler yapmamızı sağladı: Hıdrojenin baryonların yüzde 76'sıönceki bebek evrendeki sıcaklık dalgalanmalarını (renk farklılıklarıy nı oluşturResim 1: Bu WMAP görünlüsü 13 milyar yıl geometrisiyle ilgili fikir veriyor. la) gösteriyor. Bu desenler Evren "m yaşı ve 890/4 1 0 Nisan 2004 man 10 milyar santigrat sıcaklıkta ve bugünkünden çok daha yoğun bir haldeydı. Milyarlarca derece sıcaklıkta, 'baryon'lar yani sıradan maddenin yapıtaşları atom çekırdeklerı ıçınde bırleşemeyecekleri için serbest protonlar ve notronlar halinde dolaşabiliyorlardı. Evren genişleyip sogudukça çekırdek tepkımelerı, nötronlan ve protoııları atom çekirdeklerı halinde birleştirdi. Sonuçta, çekirdeğinde tek bir proton olan "hidrojen" ve çekirdeği iki proton ve iki nötrondan oluşan "helyum4" elementleri oluştu. Ayrıra az miktarda "lıtyıım", en der olarak bulunan ama kararlı olan ve çekirdeği bir proton ve bir nötron içereıv "döteryunı"" ve iki proton ile bir nötrondan oluşan "helyum3" elementleri ortaya çıktı. Evren genişlemeyi siirdururken sıcaklık ve basınç ıyice azalınca gorkenıli kozmik nükleer reaktör de kapandı. Daha sonra oluşan ağır elementler yıldızların nükleer "fırınlarında" yaratıldı. HASSAS TAHMİNLER duğunıı, helyum4'ün ise yüzde 26'sını oluşturduğunu bulduk. Yakm galaksilerdeki sıcak gaz kümeleri üzerinde yapılan helyum4 oranı ölçümleri, yüzde 24 oranında helyum4'e işaret ediyor; gerisi ise hidrojen ve diğer elementlerden oluşuyor. Evrenbilimciler. yıldızlar tarafından üretilmış çok az miktarda ağır element ıçeren galaksileri nedeıı mi tercih ediyor? Çünku "Big Bang"den sonra geçen milyarlarca yılda, yıldızlardaki çekirdek tepkimeleri hafif element oranlarını "kirletmiş" ola bilir. Öngördüğumüz ve gozlemle elde ettiğimiz helyum4 oranlarının birbiriyle uyuşması, "Big Bang Nükleosentezi (BBN)"ne ilişkin kuramımızın doğru çizgide olduğunu gösteriyor. Ancak daha hasba.s olarak sınama yapabılmek için başka hafif elementlere de (doteryum, helyum3 ve lityum) bakıyoruz. Evren'in başlangıcındaki baryon yoğunluğu bu elementlerın ne kadar oranda üretilmesi gerektiğini belirliyor. YEPYENİ BİR YÖNTEM Çeyrek yıizyıl boyunca gökbilimcıler, Evren'deki bugunku döteryunı, helyum3 ya da lityum oranını kııllanıp "BBN"i "geriye sararak" Big Bang'ın hemen sonrasındaki baryon yoğunluğunıı tahmin etmeye uğraştı. (îerçekten de, denklemlere bu elementlerden herhangi bıri yerleştirilince en azından ölçümlere göre kabul edilebilir bir hata sınırı içinde aynı baryon yoğunlıığuna ulaşılıyor. Bu uyum, "BBN" ve daha ge