Katalog

Astronomi Kültürü6 Evrenin Yapısı ve Evrimi Özel görelilik kuramı, evrende hiçbir etkileşimin ışık hızından daha hızlı yayılamayacağını ifade eder. Fakat bu kısıtlama, uzayın (yani koordinat sisteminin) ölçeği için uygulanmaz. Yapılan kozmolojik modeller, evrenin ışıktan daha hızlı genişlediği zamanlar olduğunu ortaya koymaktadır. Ayrıca evrenin genişleme hızının, başka bir deyişle Hubble sabitinin, aynı değerde kalmadığı da bilinmektedir. Kozmolojik zamanla değişmekte olan bu değere Hubble parametresi, onun günümüzdeki değerine ise Hubble sabiti demek daha doğru olur. Çağdaş kozmolojinin temelleri, Hubble ilişkisi ile sıkı sıkıya bağlıdır. Çünkü Hubble ilişkisi, belli bir anda evrenin hangi hızla genişlediğini ifade eder. Son yıllarda uzak gökadalarda gözlenen Ia türü süpernovalara dayanan uzaklık ve kırmızıya kayma ölçümleri sayesinde astronomlar ve kozmologlar evrenin hızlanarak genişleyeceği sonucunda birleştiler. Bu önemli keşfi yapan bilim adamları, 2011 yılında Nobel Fizik Ödülü’ne layık görüldü. Hubble parametresinin günümüzdeki değeri, evrenin yaşının hesaplandığı kozmolojik modellerde kritik öneme sahiptir. “Standart kozmolojik model”, Hubble sabitinin bugün gözlenen değeri ile evreni oluşturan madde ve enerji bileşenlerinin yoğunluğunu ifade eden ve gözlemlerle kısıtlanan bazı parametreleri kullanarak evrenin yaşını 13.75 ± 0.11 milyar yıl olarak vermektedir. Evrenin hızlanarak genişlemesinin (yani genişleme hızının giderek artmasının) nasıl bir fiziksel mekanizması olduğu halen tartışma konusudur. Hızlanarak genişlemeye neden olan etkiye veya etkilerin toplamına karanlık enerji denilmiştir. Yapılan modeller, evrenin boyutları genişledikçe madde yoğunluğunun hızla azaldığını, ancak karanlık enerji yoğunluğunun neredeyse sabit kaldığını göstermektedir. Yani karanlık enerjinin genişlemeyi hızlandırıcı etkisi, kütleli maddenin hızlanmayı yavaşlatıcı etkisine galip gelmektedir. Evrenin günümüzde hızlanarak genişlediğinin keşfi, Einstein’ın önerdiği ama sonradan Hubble ilişkisine uymadığı için geri çektiği kozmolojik sabit üzerine yeniden düşünülmesine yol açmıştır. Bu sabit, evrenin uzayzaman evrimini evrendeki madde ve enerji dağılımına göre matematiksel olarak modelleyen denklemlere eklenen bir terimdir. Bu terim, karanlık enerji için önerilen adaylardan biridir ve boşluğun enerji yoğunluğuna karşılık gelmektedir. Bu bileşenin yapısı ve dinamiği üzerine çeşitli fikirler ve modeller öne sürülmektedir, ancak henüz üzerinde anlaşılmış bir mekanizma yoktur. “Standart kozmolojik model”e göre evrenin maddeenerji içeriğinin % 73’ünü karanlık enerji, % 23’ünü karanlık madde, % 4 kadarını ise sıradan madde, yani atomlardan oluşan madde oluşturmaktadır. 1 Yrd. Doç. Dr. Emre Işık İstanbul Kültür Üniversitesi e.isik@iku.edu.tr Bağıl hareketten dolayı kırmızıya/maviye kayma Bir A ışık kaynağı belirli bir dalga boyunda ışınım yapıyor olsun. Bir B gözlemcisi, A kaynağına göre hareketli ise, B’de ölçülen dalgaboyu, A’nın yayınladığı ışınımın dalga boyundan farklı olur. Burada sadece bağıl hızın A ile B’yi birleştiren doğru boyunca olan bileşeni önemlidir. Buna radyal hız denir. A ile B birbirine yaklaşıyorsa radyal hız negatiftir, dalga boyu olduğundan daha kısa görünür (maviye kayma), birbirinden uzaklaşıyorsa radyal hız pozitiftir ve dalga boyu olduğundan daha uzun görünür (kırmızıya kayma). Kozmolojik kırmızıya kayma ve evrenin genişlemesi Amerikalı astronom Edwin Hubble, 1920’li yıllarda o dönemin en büyük teleskobu ile yaptığı gözlemler sonucunda büyük yankılar yaratan bir ilişki tespit etti. Gökadalardan alınan ışığın kırmızıya kayma oranı ile onların bize olan uzaklıkları arasında bir orantı görünüyordu. Özel görelilik kuramı ile yorumlandığında bu durum, Doppler etkisinden başka bir şey değildir; yani daha uzak gökadaların bizden daha hızlı uzaklaştığı anlamına gelir. Kırmızıya kaymadan hesaplanan uzaklaşma hızı (v) ile uzaklık (D) arasında v = H.D gibi doğrusal bir ilişki vardır. Orantı katsayısına (H) Hubble sabiti diyoruz. Diğer yandan, genel görelilik kuramı bağlamında yapılan kozmolojik modeller, yani evren modelleri, Hubble ilişkisinde göz önüne alınan kırmızıya kaymanın Doppler etkisinden ileri gelmediğini, uzayın giderek genişlemesinden kaynaklandığını öngörür. Başka bir deyişle, uzayın veya onu ifade eden koordinat sisteminin, veya onu ölçtüğümüz “cetvelin” genişlemesi söz konusudur. Uzay genişledikçe, uzayda yol alan ışığın dalgaboyu da uzar; yani fotonların enerjisi azalır. Buna kozmolojik kırmızıya kayma diyoruz. Örneğin, ULAS J1120+0641 adlı kuasarın kırmızıya kayma oranı 7.1 olarak ölçülmüştür. Hubble bağıntısından bulunan uzaklık, kuasarın günümüzde bizden 28.8 milyar ışıkyılı ötede olduğunu gösterir. Kuasardan bugün aldığımız ışık, bundan 13 milyar yıl önce, yani evren 770 milyon yıl yaşında iken yola çıkmıştı. Peki 13 milyar yıl öncesinden gelen ışığın kaynağı nasıl olur da şimdi 30 milyar ışıkyılı ötemizde olabilir? Bunun nedeni, ışığın çok uzun yollar alırken bir yandan uzayın genişlemesidir. Uzayın genişlemesi, ışığın bize ulaşmak için alması gereken yolun uzamasına, dolayısıyla bize ulaşacağı zamanın da “ertelenmesine” neden olur. Yuvarlak rakamlarla bir örnek verelim: Evren 1 milyar yıl yaşında iken iki gökada birbirinden 2 milyar ışıkyılı uzakta olsun. Evren 14 milyar yıl yaşına gelene dek bu iki gökada birbirinin ışığını alamayacaktır. Evren 14 milyar yıl yaşında iken birbirinin ışığını aldığı anda bu iki gökada birbirinden 26 milyar ışıkyılı uzaktadır. Yani bu anda gerçekleşen bir süpernova, evren bundan sonra hiç genişlemezse 26 milyar yıl sonra diğer gökadadan gözlenebilir. Tabii evren genişleyeceği için bu süre çok daha fazla uzar. CBT 1321/ 13 13 Temmuz 2012 Evrenin erken dönemleri pek az anlaşılmış durumdadır. Büyük Patlama (Big Bang) Kuramı çerçevesinde yapılan modeller zamanda geriye doğru işletildiğinde uzayda ve zamanda tekillik dediğimiz bir duruma işaret eder. Bu tekillik, matematiksel olarak büyük patlama anına kar Evrende madde ve enerjinin evrimi şılık gelse de aslında kuramın kast ettiği “büyük patlama”, evrenin hızlı bir şekilde genişlediği ve enerji yoğunluğunun en yüksek olduğu zaman dilimidir. Yani bir patlamadan ziyade, aniden meydana gelmiş bir hızlı genişleme anlatılır. Evren, başka bir ortamda gerçekleşen bir patlama şeklinde düşünülmez. İçinde madde ve enerjinin olduğu tüm uzay genişlemektedir. Büyük Patlama Kuramı, Planck zamanı denilen 1043 saniye ve öncesinde ne olduğu ile değil, bu zamanın sonrasındaki genişlemenin fiziği ile ilgilenir. Diğer yandan, bu anın öncesine ve hatta büyük patlamanın öncesini de içeren kozmolojik modeller de yapılmaktadır. Planck zamanı ile 1 saniye arasında gerçekleşen olaylar, dört temel kuvvetin birbirinden ayrışmasından alanlar ve parçacıklar arasında bugün bildiğimiz asimetrik ilişkilerin ortaya çıkmasına, bugün CERN’de saptanmaya çalışılan Higgs bozonlarının ve kuarkların oluşumundan proton ve nötronların oluşumuna kadar uzanır. Bundan sonraki 10 saniye içinde elektronların ve diğer leptonların oluştuğu sanılmaktadır. Bundan sonraki 380 bin yıl boyunca ışığın madde parçacıklarına çarpmadan pek uzun yol alamadığı “foton çağı” sürmüştür. Fotonların iyonlarla veya elektronlarla saçılmaya uğramadan pek yol alamadığı bu çağda görsel bölgedeki “görüş uzaklığı”nın birkaç metreden fazla olmadığı hesaplanmaktadır (aynı durum, yıldızların içlerinde halen olmaktadır). Diğer yandan, 3. dakika ile 20. dakika arasında geçen sürede evrenin sıcaklığı, nükleer tepkimelerin gerçekleşmesi için yeterli ölçüdedir. Bu süreçte evrendeki hidrojenin (protonların) bir kısmı helyum çekirdeklerine dönüşmüş olmalıdır. Günümüzde hidrojen ile helyum arasında ölçülen bolluk oranı, yıldız evrimi ile bir miktar değişmiş olsa da ilkel bolluk dağılımını kısmen yansıtmaktadır. Evren yaklaşık 380 bin yıl yaşında iken süren genişleme ile maddenin yoğunluğu o kadar düşmüş olmalıdır ki, ışınım artık madde tarafından soğurulmadan uzun yollar alabilmeye başlamıştır. İşte bugün gözlediğimiz, evrenin her tarafından aşağı yukarı eşit miktarda gelen kozmik mikrodalga arka alan ışınımı (kısaca CMB), bu sırada salınmış olmalıdır. CMB’nin karşılık geldiği sıcaklık, yaklaşık 2.73 K kadar ölçülmüştür (bu sıcaklık Wien yasası kullanılarak hesaplanabilir). Evrenin genişlemesi ile enerjisi azalmış ve bugün radyo bölgesinde yayılmakta olan bu ışınım, evren 380 bin yıl yaşında iken görsel ve kızılöte bölgede olmalıydı. Yani o sırada evrenin ortalama sıcaklığı 3000 K civarında idi. CMB’de gözlenen küçük sıcaklık farkları, daha sonraları kütleçekim kararsızlıkları yoluyla evrenin farklı bölgelerinde farklı miktarda madde ve enerji toplandığını gösterir. Bu durum yıldızların, gökadaların, gökada kümelerinin ve süper kümelerinin oluşmasında etkili olmuştur. Bu yazı dizisi, Özel MEF Lisesi’nin 28.04.2012 tarihinde İstanbul genelindeki lise fizik ve kimya öğretmenlerine yönelik düzenlediği Atomlardan Kuarklara Parçacık Fiziği, Yıldızlardan Yıldızsılara Astronomi başlıklı seminer dizisinde öğretmenlere dağıtılan Yıldızlardan Yıldızsılara Astronomi başlıklı bilgi notlarından oluşmaktadır. 1