Katalog

ayı görmek mümkün mü? Tüm evren bizden uzaklaşıyor Blr galakslnln yıldızlannda bulunan hidroıen tarafından yayılan ışık, farklı dalga uzunluklannda Incelendığınde, galakai bıze ne yaklaşıyor ne de uzaklaşıyorsa, kesln blr dalga uzunluğunda blr ust nokta lle bır tayf verir (2a2b) Galaksl bizden uzaklaşıyorsa, ışık dalgalannın dalga uzunluklan daha uzundur (1a) ve üst nokta kırmızıya doğru kayar (1b) Galaksı yaklaşıyorsa, dalga uzunluğu daha kısadır ve üst nokta maviye doğru kayar (3b) Bu, Doppler olayı olarak adlandırılmaktadır ve aynı etki ses dalgalan Içln de geçerlıdlr Son hızla bıze yaklaşan blr yarış arabası daha Ince blr ses verır (4), tam önümuzden geçerken gerçek sesı duyanz (5), uzaklaşırken, ses blze datıa kalın gelir (6) Astroflzlkçıler, galaksılerin tümünün kırmızıya doğru kayan tayflannın olduğunu gözlemlemlşlerdir Dolayısıyla, hepsı bizden uzaklaşmaktadırlar Bu durum, evrenın sabıt olarak genleştığını öne suren büyuk patlama kuramını doğrulamaktadır. tu 900 sanıye sonunda, ızole nötronun beta radyoaktıvıteyle protona dönuştüğunu bılıyoruz Bu koşullar altında, evren hıdrojen çekirdeklerınden bır yığına mı dönuşecektır (hıdrojen çekırdeğı btr tek protondan oluşur)? Hayır, çunku onuncu sanıyeden ıtıbaren, sıcaklık ve dolayısıyla enerji en enerjılı fotonların bıle bır protonun bır nötronla bırleşmesıyle ılk doteryum çekırdeğının oluşmasını artık engelleyemeyeceğı kadar duşmuştur (2 5 mılyar K) Bu doteryum çekırdeğı daha sonra (ıkıncı bır nötronun eklenmesıyle) bır trıtyum çekırdeğı ve (ıkıncı bır protonun eklenmesıyle) bır helyum çekırdeğı verecektır Onuncu sanıyeden beşyuzuncu sanıyeye kadar yayılan bu aşama, "Ilk nükleosentez perlyodu" olarak adlandırılmaktadır Bıldığımız ilk hafif unsurlar ıste bu aşama sırasında ortaya çıkmışlardır Hidrojen, helyum, lltyum. Daha ağır çekırdeklerın oluşmak ıçın zamanları olmamıştır, çok daha sonra, yıldızların kalbınde oluşmuşlardır Oöteryum, göruldugu gıbı, atıahtar blr kozmoiojik rol oynamaktadır Yalnızca ılk karmaşık çekırdek olduğu ıçın değıl, aynı zamanda bu ılk perıyot dışında bunu yaratmak içln elverışlı hıçbır fızıksel sureç bılınmedığınden (yıldızlarda, doteryum yok olmaktadır). Bu nedenle bugunku evrende bulunan doteryum evrenın doğuşunun ılk sanıyelerınden bır fosıl olarak kabul edılebılır öte yandan, nukleer fızık yasalarından yoGalaksller bizden uzak oldukça, bizden daha hızlı uzaklaşırlar Evrenın sureklı genleşmede olduğu ılkeslnden yola çıkılırsa butun galaksılerin evrenln merkeztnden uzaklaştıkları ortaya çıkar Bu durum, şışınlen bır balonun ustunde yıldızların bırbırlennden uzaklaşmasma benzer Galaksıler merkezden ne kadar uzaklarsa, o derece daha hızlı uzaklaşırlar Gökbılımci Edwm Hubble taralından kanıtlanan bu olay, çekılen bır lastık bant örneğlyle daha tyı anlaşılabilır H noktası A 'dan E noktasıyla karşılaştırıldığında daha çok uzaklaşmıştır Bu uzaklaşma aynı zamanda gerçekleştığıne göre (bandı germek ıçin geçen zaman), H, A'dan E'ye göre daha hızlı uzaklaşmıştır matıksel denklemler t~0 (t zaman) anını kavramamızı engellemeseler de, fızık bılgımız, kozmologların "plan ek doneml" olarak adlandırdıkları belırlı bır dönemın öncesıne donmemıze yeterlı olmamaktadır Bu dönemde, genel görelillk kuramı evrenl açıklamak Içln artık yeterll olamamaktadır. Evren, artık kuantlk bir nesnedlr. Genel gorelılık ıle kuantık mekanığı bırleştıren yenı bır kuram gerekmektedır Bu senteze ulaşmak ıçın Eınsteın yaşamının son kırk yılında çabalamıştır fakat bır sonuç alamamıştır Bugun, Stephen Hawklng gıbı fızıkçılerın çalışmalarına karşın, önemlı bır ılerleme kaydedılememıştlr Planck dönemınde, evrenın durumu hakkında çok az fıkır sahıbı olunmasına karşın, bır ölçude tahmınde bulunulab Imektedır Bunun ıçın, doğanın uç temel sabıtınden yararlanılmaktadır Işık hızı (c= 300000 km/s), ev la çiKarak, bu donemde oıuşmuş hafif çekırdeklerın (doteryum, trıtyum, helyum ) mıktarının hesaplanması mumkundur Hesaplarla evrende gozlemlenenler arasındakı uyum, buyuk patlama senaryosunun doğruluk olasılığını guçlendırmektedır İlk başlangıç Şımdı yaratılışın başlangıcına kadar dönmuş bulunuyoruz Yenıden aynı soruyu sorarsak Daha eski kalıntılar bulunabllir ml? Bunun ıçın, 10~ 9 'uncu sanıyeye, yanı evrenın doğuşunun sanıyenın mıiyarda bırı sonrasına dönelım ilk "ateş topu" bu anda çok yoğun ve çok sıcak olduğundan ne protonlar, ne de notronlar henuz yoktur Bu aşamada, evren, aşırı enerjılı fotonlardan oluşan bır kabarcığın ıçınde yuzen kuark, elektron ve nötrıno yığını olarak betımlenebillr Bu "kanşımın" evrlminde rol oynayan baslıca olay genleşmedlr. Bu parçacıklar arasındakı uzaklıkları arttırarak ve sıcaklıkları azaltarak (dolayısıyla hareket enerjılerını) etkıleşımlerı daha zor bır hale getırıyordu Bu nedenle, karışım, yoğunluğunun azalmasının ve soğumasının hızına uygun olarak bırçok kez değışıklıklere uğradı Orneğın, 10~8'ıncı sanıyeye doğru, kuarklar donmuş lardı ve nukleonlan oluşturmak ıçin (protonları ve nötronları) bırleşebılıyorlardı 10~6'ıncı sanıye sırasında, hâlâ çok sıcak olan (10 H K) "karışım", madde (protonlar, notronlar, elektronlar, nötrınolar ve bunların karşıparçacıkları) ve ışımadan (fotonlar) oluşuyordu Parçacıklar ve karşıparçacıklar yok oluyorlar ve enerjılı fotonların aracılığıyla yenıden yaratılıyorlardı Fakat, sıcaklık 10l3K'ya duşunce, fotonların yok olan parçacıkları yenılemek ıçın yeterınce enerjılerı kalmadı "Karışım" yenı bır değişım geçınyordu, bu kez, madde ve karşımadde oranı donuyordu Bırıncı sanıyeye gelındığlnde, nötrınoların "buharlaşması" dolayısıyla yenı bır değişım yaşadı Bu yuksuz parçacıkların maddeyle etkıleşıme gırmedıklerı bılınmektedır Bununla bırlıkte. bırıncı sanıyeden önce özgul ağırlık ve sıcaklık, etkıleşımlenn gerçekleşmesını mumkun kılacak kadar yuksektıler Fakat etkıleşımler, genleşme nedenıyle seyrekleştıler ve sonunda kayboldular Nötrınolar, ılk "karışımdan" aynldılar O zamandan ben, evrende serbestçe yayılıyorlar Bulunmaları, evrenın ılk sanıyesının "görunmesım" sağlayacaktır Bu noktaya gellnmedı, fakat bır gun, nötrıno gökbılımlerının ortaya çıkmasına hlç şaşırmamak gerekır Büyük patlama görülebilir ml? Ilk sanıyeden önce neler olduğu "görülebilir" mı? Hatta, buyuk patlamanın kendısı 'görülebilir" mı 7 Bu soruları yanıtlayabılmek ıçın, önce neyln görüleblleceğlnl bllmek gerekmektedir, tabll hâlâ görülebllecek bir a«y kaldıysal Çünku, mate rensel çekım sabıtı (G= 6,672 i0A;m3/g/s2), Planck sabıtı (h= 6,625 10*7 g/cm2/s) Niçın bu uç parametre? Bır yandan evrenın kuantlk karakterını (Planck sabıtı), bır yandan "genel görelı" karakterını (çekım sabıtı ve ışık hızı) göz önune almak ıçın Bu uç sabıt duzenlenerek, "Planck buyukluklen" denılen çeşıtlı buyuklukler hazırlanabilır • Planck zamanı lO^s • Planck uzunluğu 10 M cm • Planck enerjısı 10'" GeV • Planck sıcaklığı 10^K • Planck özgul ağırlığı 10 M g/cm3 Bu, büyuk patlamadan 10*3 sanıye sonraki antJa (Planck donemı), sıcaklığın 1CPK olduğu, ılk mağmayı oluşturan unsurların ancak l O ^ m ayrı olduğu ve evrenın tamamının santımetre kupte 1090 kg'lık dev bır ateş topunun ıçınde toplandığı anlamına gelmektedır Proton gıbı unsursal bır parçacığının yarıçapının 10' 3 cm, ışığın bır atom çekırdeğını geçme zamanının yaklaşık 10" sanıye ve evrenın bugunku özgul ağırlığının 10 3 0 g/cm3 olduğu anımsanırsa, bu buyukluklerın aklın sınırlarını zorladığı anlaşılır Bu dönemı açıklayabılecek bır kuram beklenırken, bazı fızıkçıler, yalnızca dört temel •tkilesiml bırleştırmekle kalmayıp, bu tek etkıleşımın başlıca çekımsel bır karakterının olduğun j ortaya koyan çok büyük enerjller ve çok kuçuk mesafeler ustune duşunmektedırler öte yandan, evrenın bu donemdekı durumu hakkında bılgı verecek ılk çekımsel dalgaların bır gun yakalanabıleceğı olasılığını göz önunden uzaklaştırmamaktadırlar Büyük patlamayı "görmeye" gelince, bu hiçblr zaman soz konusu olmayacaktır. Ashnda, 10 " ü n c ü «anlyenln öncaslnde, bilinmeyene geçmls oluyoruz; evrenin ne durumda olduğunu, dolayısıyla "göreblleceğlmiz" bir şey olup olmadığını bllmlyoruz. Hatta, uzayzaman kavramının o zaman bir anlamı olup olmadığını blt« bllmlyoruz... (Sclence & Vle, Şubat 89)