Evren Modelleri

5.7 Evren Modelleri

Evren modellerinin ayrıntılarına geçmeden önce, evrenin bize nasıl göründüğünü özetleyelim. Gözlemlerden hareketle evrenin geçmişini anlamaya ve evrenin geleceğinin ne olabileceğini modellerle açıklamaya çalışalım:

Son 25-30 yıl içinde evreni anlamamızda gerçek bir devrim yaşandı. Gözlem teknikleri gelişti. Radyo, milimetre, kırmızı ötesi, mor ötesi, X-ışını ve gama ışını dalga boylarında gözlemler yapılabilir hâle geldi. Yer üzerinden olduğu kadar, uzaydan da gözlemler yapıldı. Yeni geliştirilen alıcılar, detektörler ve çok hızlı bilgisayarlar astronomide baş döndürücü gelişmelere neden oldu. Bu gelişmeler, evrenin anlaşılmasına önemli katkılar yaptı. Bu arada fizikte de benzer gelişmeler oldu ve bu bilgiler de evrenin anlaşılmasına katkılarda bulundu.

Öncelikle, evrenin şu andaki içeriğinin ne olduğundan başlamakta yarar var. Önce, bildiğimiz maddeyi sayalım. Bildiğimiz madde ile yıldızlar, gaz ve toz kastediliyor. Bunlar optik gözlemlerle saptanan maddeyi temsil etmektedir. Söz konusu maddenin, sıcaklığı 3000 ile 30 000°K arasındaki maddedir ki bu sıcaklıklar kara cisim sıcaklıklarıdır. Evrendeki maddenin çoğu bu hâldedir.

Şekil 5. 21: Saman Yolu dışındaki galaksiler için kırmızıya kayma(hız) ve uzaklık arasındaki bağıntı. Kırmızıya kaymalar Doppler formülüne göre hız olarak ifade edilmiştir. Oklar, kalsiyumun H ve K çizgilerindeki kırmızıya kaymayı göstermektedir.

Yıldızlar, gaz ve toz, galaksileri oluştururlar. Bunlar belki de başlangıç koşullarının farklı olması nedeniyle farklı oluşmuştur. Galaksiler evrenin temel taşlarıdır. Tek başına bulunan galaksiler azdır, daha çok gruplar hâlinde bulunurlar. Daha önce de söz edildiği gibi galaksi kümelerinden de büyük yapıların varlığı söz konusudur. Bununla beraber, gök yüzünde yeterli büyüklükteki alanlarda ortalama alınırsa, içerdiği madde miktarı bakımından evren her yönde aynı görülmektedir. Buna, evrenin eşyönlülük özelliği denir.

Evrenin ikinci bileşeni ışınımdır. Kozmoloji için en önemli olanı bunun kara cisim bileşenidir. Einstein'ın E = mc² denklemini kullanarak kütle karşılığını bulduğumuzda, bilinen normal madde yoğunluğundan 1000 kez daha küçük olduğu görülür. Başka bir deyişle, evrendeki ışınımın yoğunluğu normal madde yoğunluğunun binde biri kadardır.

Mikrodalga arka-alan ışınımının (Büyük Patlama ile evrene yayıldığı düşünülen ve evrenin her yerinde gözlenen ışınım ki yayıldığı zamanın izlerini taşımaktadır ve bu bakımdan çok önemlidir.) ilginç iki özelliği vardır:Birincisi her yönde aynı şiddette gözlenmesi, eş yönlü olması; ikincisi ise bu ışınımın 2.7°K'lik bir kara cisim ışınımı olmasıdır. Bu astronomide rastlanabilecek en iyi bir kara cisim ışıması olarak düşünülebilir. Önemi, evrende belli bir zamanda, madde ile ışınımın aynı sıcaklıkta dengede olmuş olduğudur.

Son olarak, evrenin üçüncü bileşeni normal olmayan maddedir. Bunu ikiye ayırabiliriz: Relativistik plâzma ve manyetik alan (karanlık veya saklı madde). Bunlardan, ikinci kategorideki madde üzerinde biraz durmak istiyoruz. Galaksi veya galaksi kümeleri gibi büyük sistemlerin yaydıkları ışınımdan hareketle, sistemin dinamiğinden bulunan madde miktarı açıklanamamaktadır. Galaksi kümeleri için böyle bir durum uzun yıllar bilinmekteydi, ancak son yıllarda aynı şeyin büyük galaksiler için de geçerli olduğu bulunmuştur. Böylece, evrende göremediğimiz bir maddenin varlığı söz konusudur. Görünmeyen bu madde ışınım yaymayan yıldızlararası gezegenler, çok küçük kütleli yıldızlar, ağır nötrinolar, bilinmeyen ve zayıf etkileşen temel parçacıklar, küçük kara delikler, büyük kara delikler, süper kara delikler vb. olabilir. Bilim ve tekniğin gelişmesiyle ileride bunların bir kısmı gözlenebilir ve bir kısmı için de dolaylı kanıtlar bulunabilir. Önceleri bu maddeye, kayıp madde deniliyordu; ancak, bu kulanımının yanlış olduğu açıktır, çünkü bu madde kayıp değil, evrende bir yerlerde bulunmaktadır, fakat biz onu henüz göremiyoruz.

Özetle, bugün itibariyle astronomi ve kozmoloji hakkında bildiklerimiz şunlardır:

(i) Yıldızlar ve yıldız evriminin temel fiziği,

(ii) Yıldızların dev molekül bulutları içindeki yoğun gazlardan oluştuğu,

(iii) Yıldızlararası maddenin değişik fazlarda olduğu, maddenin yıldızlarda değişime uğradıktan sonra yıldızlararası ortama atıldığı,

(iv) Galaksilerin, evrenin temel taşları olduğu,

(v ) Galaksilerdeki yüksek enerji olaylarının çekirdeklerindeki aktivitelerle, belki de orada bulunan karadeliklerle ilgili olduğu,

(vi) Sıcak Büyük Patlama modelinin evreni en iyi açıklayan model olduğu.

Büyük Patlama Modeli

Bilinen durumu böylece özetledikten sonra, geçmişi ele alalım: Evreni geçmişte inceleyebiliriz, çünkü ışık belirli bir hızla hareket etmektedir. Ancak, gözlediğimiz olayların olduğu evreyi, evren için bir model kurmadan inceleyemeyiz. 1965 yılında mikro dalga arka-fon ışınımının keşfinden beri evren için kabul edilen standart model, sıcak büyük patlama modelidir.

Şekil 5.22: Birçok astronomi kitabı, büyük patlama kozmolojisini ve evrenin genişlemesini, üzerinde galaksilerin nokta şeklinde gösterildiği bir balonun şişirilmesi olayı ile açıklar. Genişlerken, galaksiler uzaydaki konumlarını değiştirmezlerse bu gösterim doğrudur. Uzayın kendisi genişlemektedir ve galaksiler birbirlerine göre konumlarını değiştirmeksizin bu genişlemeye katılmaktadır.

Büyük patlama modelinin dinamiği, iki gerçek ve bir var sayım üzerine kurulmuştur. Evren büyük ölçekte eş yönlüdür. 2.7°K'lik Mikro dalga arka-fon ışınımının gözlenmesi bunu doğrulamaktadır. İkinci gerçek ise, evren bugün düzgün olarak genişlemektedir. Bu gerçekte Hubble'ın galaksileri gözleyerek, galaksilerin bizden uzaklaşma hızları ile uzaklıkları arasında bulduğu lineer bağıntı ile doğrulanmıştır. Söz edilen iki gerçek bize galaksi sistemlerinin düzgün bir hızla birbirlerinden uzaklaştıklarını söylemektedir (Şekil 5.22). O hâlde evren, eş yönlü ve düzgün olarak genişlemektedir. Modeli tamamlamak için var sayımımız ise kozmolojik ilkedir. Bu ilke Yerin evrende özel bir konumda olmadığını söylemektedir. Başka bir deyişle evrenin herhangibir yerindeki gözlemci de bizim gördüklerimizi aynen görür.

Evrenin dinamiğini çekim kuvveti belirlemektedir. Çekim kuvveti evrende en etkin uzun-mesafe kuvvetidir. Evrendeki maddenin oluşturduğu çekim kuvveti evrensel genişlemeyi yavaşlatır. Böylece, evrenin sonunu bugünkü yavaşlama hızı belirler. Yavaşlama hızının ne kadar büyük olduğu sorusu; bugün evrende, genişlemenin yavaşlamasına neden olan maddenin ne kadar olduğu sorusu ile eş anlamlıdır. Evrendeki genişlemenin yavaşlama hızını veya evrenin ortalama kütle yoğunluğunu ölçerek, bazı modellerle, evrenin geçmişini ve geleceğini belirleyebiliriz. Eğer modelimiz doğru ise her iki ölçümün de aynı sonucu vermesi gerekir.

Büyük patlama modelleri, boyutsuz yavaşlama hızı parametresi, q, ve yine boyutsuz kütle yoğunluğu parametresi, Ω ile karekterize edilirler. Evrenin şimdiki zamanını "0" alt indisi ile gösterirsek, kuramsal olarak q_o=(1/2)Ω_o dır. Bu parametrelerin kritik değerleri q_o=1/2 ve Ω_o=1 dir. Eğer q_o, kritik değeri 1/2 den; Ω_o kritik değeri 1 den büyük ise evrende, genişlemeyi belirli bir zaman içinde tamamen durduracak kadar yeterli madde var demektir. Genişleme durduktan sonra hareket ters dönecek, ve evren büzülmeye başlayarak, tekrar sıcak ve yoğun olan uzay-zaman tekil noktasına dönecektir. Bu durumda tekrar büyük patlama olacak ve evren kendisini tekrarlayacaktır (salınım yapan büyük patlama modeli). Eğer q_o ve Ω_o kritik değerlerinden küçük ise, evrendeki genişleme durmayacak; evren sürekli genişleyecektir. Parametrelerin kritik değerleri ise evrenin sonsuza kadar genişleyerek orada durmasına karşı gelmektedir. Salınım yapan model kapalı evren modeli, ve sonsuza genişleyen modeller de açık evren modelleri olarak tanımlanmaktadırlar.

Evrenin ortalama yoğunluğunun veya yavaşlama hızının ölçülmesi, astronomide en zor gözlemlerden birisidir. Galaksilerin ışık yayan veya görünen kısımlarındaki kütle miktarından, yoğunluk parametresi Ω_o için bir alt limit bulabiliriz. Bu değer 0.01 civarındadır. Ancak görmediğimiz, saklı kütle veya karanlık kütleyi de hesaba katmalıyız ki o zaman Ω_o = 0.1 olabilir. Maddenin bilinmeyen başka şekillerde de olabileceğini düşünürsek Ω_o değeri daha büyük olmalıdır. Diğer yandan galaksi kümelerinin hareketlerinin gözlenmesiyle elde edilen değeri 0.1 ile 0.2 arasındadır. 1986 yılında gerçekleşen Kırmızı Ötesi Astronomi Uydusu (IRAS) gözlemlerinin yorumlanmasıyla Ω_o'ın 0.5-0.8 değerlerine çıkabileceği önerilmiştir.

Bugün gözlemsel olarak belirlenen yoğunluklar açık evren modelini öngörmekte ise de, yoğunluk parametresinin değerinde genel bir artış görülmektedir. Evrendeki görünmeyen madde miktarı da dikkate alınırsa, Ω_o'ın kritik değeri aşması olasıdır. Böylece, hem kapalı hem de açık evren modelleri eşit olasılıkta görünmektedir. Belki de bekle gör demek daha doğru olur.

Şimdi bir de kozmolojide zaman ve uzaklık ölçümüne bakalım: Daha önceki bölümlerde (kısım 5.6) söz edildiği gibi en iyi uzaklık ölçümü, galaksilerin bizden uzaklaşma hızlarından kaynaklanan kırmızıya kayma ile yapılır (Söz konusu hızlar ışık hızından küçük ise, kırmızıya kaymayı şu şekilde ifade edebiliriz; kırmızıya kayma = z = Δλ/λ = v/c, veya v = cz; burada v = galaksinin uzaklaşma hızı, c = ışık hızı, Δλ = dalga boyundaki kayma miktarı, λ = gözlenen ışığın dalga boyu.) Hareket eden kaynağın hızı ışık hızına yakın ise z ve v bağıntısında relativistik düzeltme yapılmalıdır. Bu düzeltme yapılırsa z, bir veya birden büyük olduğunda galaksinin hızı v, ışık hızı c'den büyük çıkmayacaktır. Kırmızıya kayma miktarı, gözlenen ışığın galaksiden çıktığı anda galaksilerin birbirlerine göre ne kadar uzaklıkta olduklarının bir ölçüsüdür.

Daha önce söz edilen modeller yardımıyla kırmızıya kaymayı zamanla ilişkilendirebiliriz. q_o ve Ω_o'ın belli değerleri için (örneğin, kritik değerleri olan 1/2 ve 1 için) kırmızıya kayma, z, ye karşı zaman grafiği çizilebilir. Gözlenen kırmızıya kayma miktarı grafikte işaretlenir. Buna karşı gelen zaman veya ışığın kaynaktan çıktığı andaki evrenin yaşı bulunur. Normal galaksilerde gözlenen kırmızıya kayma 0.5 civarındadır. Çok parlak, dev eliptik galaksilerde 1 veya daha büyük değerler gözlenmektedir. Ancak, en büyük kırmızıya kayma kuazarlarda gözlenmektedir ve yaklaşık 4 civarındadır. Bu demektir ki, evrenin en uç sınırlarındaki cisimler kuazarlardır, ve bizden uzaklaşma hızları çok büyüktür. Başka bir deyişle, evrenin çok erken evreleri hakkında bilgi gönderiyorlar demektir. z = 4 değeri, kuazarların, evrenin yaşının, şimdiki yaşının yaklaşık beşte biri olduğu zaman hakkında bilgi gönderdiklerini gösterir. Böyle olduğu, yukarıda söz edilen kırmızıya kayma-zaman grafiğinden bulunur. Gözlemler Hubble sabitinin ölçülmesiyle, evrenin bugünkü yaşını yaklaşık 18-20 milyar yıl vermektedir.

z = 4 ten daha uzakta veya zaman olarak daha erken dönemde görülebilen başka cisim yoktur. Evrenin z = 4 ten önceki evresini anlayabilmek için Büyük Patlama evren modellerinin ısısal evrimine ayrıntılı bakmak gerekir.

Büyük Patlama modelinde t = 0 zamanı uzay ve zamanda tekilliği ifade eder. t = 0 anında maddenin kapladığı uzay da boyutsuzdur. t = 0 zamanı civarında, evrende temel parçacıklar ve ışınım vardır. Ortamın sıcaklığı bir trilyon derece büyüklüğündedir. Evren genişlediği için giderek soğur. Sıcaklık bir milyon dereceye düştüğünde temel parçacıklar hafif çekirdekleri oluşturmaya başlarlar. Hidrojen atomunun çekirdeği proton zaten vardı, sonra helyum, deteryum ve biraz da lityum oluşur. Bu süreç ilk birkaç dakika içinde bitmiştir. Yapılan hesaplara göre, Büyük Patlamanın bu evresinde kütle olarak %25 helyum üretilmiştir. Bugün uzayda gözlediğimiz helyum miktarı da bu kadardır.

Yukarıda söz edilen temel parçacıkların etkileşmeleri ile ilgili süreçler evrenin yaşı 1 saniye ile 15 dakika arasında iken yaşanmıştır. Bu süreçlerde ortaya çıkan kimyasal yapının bugün gözlediğimiz yapıya uygun olması; kullandığımız fiziğin, bugünden geriye giderek evrenin yaşının 1 saniye olduğu zamana kadar doğru olduğunu gösterir.

Böylece sıcak büyük patlama modelini destekleyen, birbirinden bağımsız 3 bulgu vardır. Birincisi, evrenin eş yönlü genişlemesi; ikincisi, hafif elementlerin sentezi ve üçüncüsü 2.7°K'lik mikrodalga arka-alan tayfının kara cisim tayfı olmasıdır.