Büyük Patlama Big Bang In Kronolojisi

Big Bang'ın kronolojisi
Big Bang'ın kronolojik aşamaları tersten, yani günümüzden geçmişe doğru şöyle açıklanır:

Big Bang'ın ilk döneminden günümüze kadar evrenin genişlemesinin grafik tarzındaki temsili WMAP uydusu verileriyle 2006 yılında hazırlanmıştır


Bugünkü evren (+ 13,8 milyar yıl)
Evrenimiz, şimdiki zamanda geçmişteki haline kıyasla son derece az yoğun (şimdilerde evrende metre küp başına birkaç atom düşmektedir) ve soğuk (2,73 kelvin, yani-270 °C) haldedir Her ne kadar çok sıcak bazı astrofiziksel cisimler (yıldızlar) mevcutsa da evrenin şimdilerde maruz kaldığı ışınım (ışıma) çok zayıftır denebilir Bu olguda yıldızların evrendeki sıklığının düşük olmasının payı büyüktür, yani evrenin herhangi bir noktasındaki bir yıldız ile kendisine en yakın yıldız arasındaki uzaklık son derece büyüktür Astronomik gözlem bize yıldızlar ve galaksilerin evren tarihinin çok erken bir döneminde, Big Bang'ın ilk döneminden daha bir milyar yıl geçmeden önce mevcut olduklarını öğretmektedir
Birleşme
Big Bang döneminden 300000 yıl sonra, evren şimdiki haline kıyasla bin defa daha sıcak ve bir milyar misli daha yoğunken yıldızlar ve galaksiler henüz mevcut değildiBu büyük patlamadan 300,000 yıl sonraki, yani bundan aşağı yukarı 13,5 milyar yıl önceki evrenin ilk görülebilir halinin fotografı çekildi 1992 yılında NASA'nın COBE uydusunun çektiği bu fotoğrafın astrofizikçilerin hesaplarına tam uyumlu olduğu gözüktü İşte bu dönem, evrenin yoğunluğunun ışığın yayılabilmesine yeterli olacak düzeye düştüğü dönemdir Daha öncesinde ışığın yayılabilmesine temel engel "serbest elektronlar"ın varlığıydı Soğuması sırasında evrende bu "serbest elektronlar" atomları oluşturmak üzere atom çekirdeklerinde bir araya geldiler Bu yüzden bu döneme "birleşme dönemi" denilir Aynı zamanda ışığın yayılmaya başladığı dönem olduğundan, bu dönemden "madde ve ışımanın ayrılma dönemi" olarak da söz edilir İşte kozmik arkaplan ışıması dediğimiz ışıma, bu dönemden itibaren günümüze dek süregelebilmiş ışıma ya da ışıklardırNASA'nın WMAP uydusunun 2006 yılındaki verilerine göre Büyük Patlama'dan 380,000 yıl sonra evrenin daha net bir haritası çıkarıldıBu sonuçlara göre evrenin %12'sinin atomlardan,%15'inin fotonlardan,%10'unun nötronlardan ve %63'nün de karanlık madddeden oluştuğu belirlendiBu sonuçlar ışığında, Büyük Patlama'dan 380,000 yıl sonrasında evrenin %12'si atomlardan oluştuğuna göre ilk atomların oluşmaya başladığı ve dolayısıyla da serbest elektronların atom çekirdeği etrafına dizilmeleri yoluyla ışığın yayılabildiği zamanın başlangıcı Big Bang'den itibaren 300,000 yıl olmalıdır380,000 yıl ancak "birleşme döneminin" tamamlandığı zaman olarak düşünülebilirAyrıca COBE uydusunun 1992 yılı verileriyle Big Bang'den 300,000 yıl sonraki halinin bir haritası çıkarılabildiğine göre,ışığın evrende serbestçe yayılabildiği zamanın başlangıcının 300,000 yıl olarak kabulünü gerektirirBu da serbest dolaşan elektronların ilk olarak bu zamanda atom çekirdeği etrafına dizilmeye başladığının ,diğer bir deyişle ilk atomların oluşmaya başladığının göstergesidirAksini kabul etmek, COBE uydusunun verilerinin geçersiz olduğunun kabulünü gerektirirNASA kaynaklarında böyle bir durumdan bahsedilmezSonuç olarak,380,000 yıl süresi 300,000 yılın yerini almış değildir,WMAP uydusunun evrenin daha net bir haritasını çıkarmak adına gözlemlediği zamandaki durumunu yansıtır [19]
İlk nükleosentez (+ 3 dakika)
Big Bang'ın ilk döneminden 300000 yıl sonra evren bir "elektronlar ve atom çekirdekleri plazması"ndan oluşmaktaydı(Bu sürenin 380,000 yıl olarak olarak kabulü WMAP uydusunun 2006 yılı verileriyle tezat oluşturur Zira, yukarıdaki paragrafta da belirtildiği gibi, NASA'nın açıkladığı sonuçlara göre evrenin Big Bang'dan 380,000 yıl sonrasında %12'sinin atomlara dönüştüğü belirlenmiştir)[20] Isı yeterince yüksek olduğunda atom çekirdekleri mevcut olamazlar; bu durumda proton, nötron ve elektron karışımından söz edilebilir İlksel evrende hüküm süren koşullarda ısı ancak 0,1 MeV'un (Elektron Volt, yaklaşık bir milyar derece) altına indiğinde nükleonlar, atom çekirdekleri halinde kombine olabilirler Bununla birlikte bu koşullarda lityumdan daha ağır atom çekirdeklerinin oluşması mümkün değildir Dolayısıyla Big Bang başlangıcından yaklaşık bir saniye sonra başlayan ve yaklaşık üç dakika süren bu evrede oluşan atom çekirdekleri yalnızca hidrojen, helyum ve lityum çekirdekleridir Dolayısıyla bu evre ya da dönem ilk nükleosentez olarak adlandırılır Günümüzde, modern kozmoloji araştırmacıları, sonuçların gözlemi ve anlaşılması bakımından, ilk nükleosentez konusuna artık tamamlanmış bir konu gözüyle bakmaktadır
Elektron-pozitron çiftlerinin yok olması

Elektron-pozitron çiftlerinin yok olması


Isı 0,1 MeV (Elektron Volt) olduğunda başlayan ilk nükleosentezden az önce 0,5 MeV'u (beş milyar derece) aşan evren ısısı elektronların kütle enerjisine [21]denk olmuştur Bu ısının ötesinde elektronlar ile fotonlar arasındaki etkileşimler kendiliğinden elektron-pozitron çiftleri yaratabilirler Bu çiftler, kendiliğinden yok olabilirlerse de ısı 0,5 MeV eşiğini geçtikçe durmaksızın yeniden yaratılırlar Isı bu eşiğin altına indikçe bu çiftlerin hemen hemen tümü baryogenezden[22] doğan elektron fazlalıklarına yer vererek fotonlar halinde yok olurlar
Nötrinoların ayrılması
Bu dönemden az önce, ısı elektron, foton ve nötrinoların çeşitli etkileşimleri için yeterli olan 1 MeV'un (on milyar derece) üzerindeydi Bu ısıdan itibaren bu üç tür, "termik denge" [23] halindedir Evren soğuduğunda elektronlar ve fotonların etkileşimlerini sürdürmelerine karşın nötrinoların etkileşimleri biter Bu dönem de nötrinoların ayrılma dönemidir Dolayısıyla bildiğimiz "kozmik arkaplan ışıması"nın özelliklerine benzer özellikler gösteren bir "nötrinolar kozmik arkaplanı" mevcuttur Dolaylı bir rol oynayan nötrinoların " kozmik arkaplanı"nın varlığı ilk nükleosentezin sonuçları yoluyla, dolaylı olarak doğrulanmıştır [24] Nötrinoların kozmik arkaplanının doğrudan saptanması şimdiki teknolojik imkanlarla son derece güç[25]olmakla birlikte, varlıkları konusunda herhangi bir tartışma olmamıştır
Baryogenez
Atomaltı parçacıkları ve etkileşimlerini konu alan, çeşitli parçacıkların ve temel etkileşimlerin (temel kuvvetlerin) "elementer antiteler"in (nötron, proton, elektron) yalnızca farklı görünümleri olarak ele alındığı (örneğin elektromanyetizma ve zayıf nükleer güç, tek bir etkileşimin iki görünümü olarak tanımlanabilir) parçacık fiziği, deneylerle desteklenen genel fikir üzerine kuruludur Daha genel olarak belirtmek gerekirse, fizik yasalarının ve evrenin, yüksek ısılarda daha "simetrik" bir hal aldıkları varsayılır Mesela geçmişte evrende madde ve antimaddenin nicel eş olarak mevcut oldukları kabul edilir Günümüzdeki gözlemler antimaddenin gözlemlenebilir evrenimizde hemen hemen mevcut olmadığını göstermektedir[26]Bu durumda maddenin varlığı belirli bir zamanda maddenin antimaddeye oranla hafif bir fazlalığından oluşmuştur (maddenin antimaddeye baskın gelmesi) [27]Evrenin sonraki evrimi sırasında madde ve antimadde, arkalarında oluşan en hafif madde fazlasını bırakarak eşit niceliklerle yok oldular Bu olağan madde baryon denilen parçacıklardan oluştuğundan, sözkonusu madde fazlalığının oluştuğu evreye baryogenez adı verilir Bu evre ya da süreç hakkında çok az şey bilinmektedir Örneğin bu olay sırasında oluşan ısı derecelenmesi Big Bang modellerine göre değişmektedir (bu, farklı Big Bang modelleri arasındaki farklardan biridir) Baryogenezin meydana gelmesi için gerekli koşullara Rus fizikçi Andrei Sakharov'un 1967'deki çalışmalarından ötürü "Sakharov koşulları" adı verilmiştir
"Büyük birleşik" çağı
Giderek artan sayıdaki belirtiler, zayıf ve güçlü elektromanyetik kuvvetlerin tek bir etkileşimin (kuvvetin) farklı görünümlerinden ibaret oldukları fikrini vermektedir Bu durum, artık genellikle, İngilizce'de kısaltma adıyla GUT olarak bilinen, "Büyük Birleşik Teori" (İng Grand unification theory ya da Grand Unified theory) kapsamında bulunmaktadır Bu etkileşim ya da kuvvetin 1016 GeV'un (1029derece) üzerindeki ısılarda tezahür ettiği sanılmaktadır Şu halde muhtemelen evren GUT teorisinin uygulanma alanı bulduğu bir evre geçirmiş olmalıdır Doğası halen bilinmemekle birlikte, bu evre, baryogenezin ve muhtemelen karanlık maddenin kökeninde yer almış olmalıydı
Kozmik şişme

Evren çok kısa süren bir dönemde bir hayli büyüdü Bir şişmenin neden olduğu bu fenomene "kozmik şişme" adı verilir


Big Bang teorisi kozmolojiye yeni meseleler getirmişti Örneğin evrenin homojen ve izotrop [10] olduğunu önermiş, fakat niçin böyle olması gerektiğini açıklamamıştı Oysa teorinin sade versiyonunda, evrende homojenliğe yol açan Big Bang'ın gerçekleşmesinde bir mekanizmadan ya da işleyişten söz edilmiyordu, böyle bir şey yoktu Böylece şişme (ilk ani, hızlı genişleme) nedeni ya da gerekçesinin evrenin homojen ve izotrop olmasına yol açan bir süreç başlattığı varsayılıyordu
"Kozmik şişme" kavramının mucidi, böyle bir süreci betimleyici bir senaryoyu ilk öneren kişi olan Alan Guth'tur[28]François Englert ve Alexei Starobinsky de aynı dönemde (1980) bu meselenin bazı sorunlu kısımları üzerinde çalışmalarda bulunmuş diğer isimler olarak bilinir Guth daha sonra (1982'de), bazı çalışmalarda bulundu ki, bu çalışmalarında ortaya koyduğu sonuçlara göre, büyük astrofiziksel yapıların tohumlarını içeren kozmik şişme, evrenin homojen oluşunu açıklama imkanı sağlamakla kalmayıp, evrenin niçin homojenliğe aykırı bazı olgular içermesi gerektiğini de açıklama imkanı sağlıyordu
Şişmenin evren tarihinin, Büyük Birleşik Çağı'na ve Planck Çağı'na komşu olan, son derece sıcak (1014 ile 1019 GeV arasındaki, yani 1027ile1032 derece arasındaki ısılarda) ve erken bir döneminde yer almış olması gerekir Gerek Big Bang teorisinin ortaya koyduğu meselelerin hemen hemen tümünün şişme süreciyle açıklanabilmesi, gerekse bu tür meselelerin açıklanabilmesinde diğer senaryoların daha karışık olmalarına rağmen sonuç vermede yetersiz görülmesi, şişme senaryosuna kozmolojide daha ön planda yer verilmesini sağladı Kozmik arkaplanın anizotropilerinin [29]ayrıntılı gözleminden itibaren, iyice emin olunduğundan, şişme modellerinin kanıtlarla pekiştirilmesine gerek kalmadığı anlaşıldı Şişme senaryosunun gözlemlerle uyum içinde olması onun konuyla ilgili tüm meselelerde baş role yerleştirilmesini sağlamış bulunmaktadır
Şişme evresi evrenin belli bir zaman içinde son derece hızlı bir şekilde genişlemesidir Genişleme dolayısıyla yoğunluğu azalan bu evren, çok homojen bir enerji türüyle dolu haldeydi Bu enerji o zaman çok hızlı olarak etkileşimde bulunmaya ve ısınmaya koyulacak partiküllere dönüştü Şişmeyi sona erdiren bu iki evreye parçacıkların ********* yaratılışı bakımından "ısınma-öncesi evre" ve parçacıkların termalizasyonu bakımından "ısınma evresi" adı verilir Şişmenin genel işleyişi iyice anlaşılmış olmakla birlikte, ısınma-öncesi ve ısınma evrelerindeki işleyiş tam anlaşılamamış olup, halen çeşitli araştırmalara konu olmaktadır
Planck Çağı - Kuantum Kozmolojisi
Şişme evresinin ötesinde (öncesinde), daha genel olarak söylemek gerekirse, Planck ısısı gibi sıcaklıklarda güncel fizik kuramlarının artık geçerli olmadığı bir sahaya girilir Bu, genel görelilik kuramında bir düzeltmenin sözkonusu olacağı, kuantum mekaniği kavramlarının geçerli olduğu bir sahadır Henüz ortaya konmamış olmakla birlikte, belki de halen gelişim halindeki sicim kuramından doğacak bir kuantum kütleçekimi kuramı, Planck Çağı denilen dönemdeki evrene ilişkin çeşitli spekülasyonlara yer verilmesini sağlayacaktır Stephen Hawking gibi birçok yazar bu dönemlerdeki evreni tanımlayabilme denemelerine olanak sağlayacak çeşitli araştırma yolları önermişlerdir Bu araştırma alanına günümüzde kuantum kozmolojisi adı verilmektedir


Kaynak : Wikipedia