Büyük Patlama Özellikler, Sonuçlar, Meseleler Ve Çözümleri

Özellikler, sonuçlar, meseleler ve çözümleri
Big Bang'ın getirdiği meseleler
Big Bang modelleri incelendiğinde bu tip bir modelin bazı sorunları da beraberinde getirmiş olduğu görülmekteydi Üzerinde değişiklikler yapılmadan önce, sade Big Bang modeli pek ikna edici bir model olarak görünmemekteydi; çünkü alışılmış miktarlara kıyasla son derece büyük ve son derece küçük miktarlardaki birçok fiziksel niceliğin varsayılmasını gerekli kılmaktaydı Bir başka deyişle, ayakta kalabilmesi için beklenmedik değerlere birçok parametrenin eklenmesini gerekli kılıyor görünmekteydi Evren konusundaki bu tip bir "ince akort" (İng fine-tuning)[30] kozmolojiyle ilgili olan ya da olmayan tüm fizik modellerinde sorunlu olarak kabul edilir Bu durumda Big Bang, birçok gözleme açıklama getirmesindeki başarısına rağmen, ortaya birçok sorun koyan, fakat kendisi bu sorunları halledemeyen, dolayısıyla, getirdiği çözümü pek çekici görünmeyen bir kavram durumuna düşmekteydi Fakat Big Bang modellerine eklenen senaryolar, özellikle kozmik şişme senaryosu teoriye ilk zamanlarda yapılan olumsuz yorumları değiştirmeyi başarmıştır
Ufuk meselesi
Estetik ve sadelik argümanları hariç tutulduğu takdirde, doğanın evrenin homojen ve izotrop[10] olmasını tercih etmesinde makul bir neden yoktur Ayrıca ilk Big Bang modelinde homojenlikten niçin -kozmik arkaplan ışımasının anizotropilerinde[29]görülen ve evrendeki büyük yapıların (galaksiler, galaksi kümeleri vs) oluşumundan sorumlu olan bazı sapmalar olduğunu açıklayan tatminkar bir işleyiş de mevcut değildi Bu, herhangi bir tatmin edici açıklama getirilememiş bir meseleydi ve uzun zaman boyunca soruna, yani evrenin niçin çağımızda gözlemlediğimiz hale (homojen ve izotrop hale) gelecek şekilde evrim geçirmiş olduğuna ilk koşullardan yola çıkan işleyiş açıklamalarıyla çözüm getirilmeye çalışıldı Sorun şöyle de ifade edilebilir: Geçmişte birbirlerine yakın olmuşlarsa da, herhangi bir enformasyon alışverişine vakitleri olmamış, evrenin birbirinden son derece uzak iki bölgesinin esas olarak aynı özellikleri gösteriyor olması nasıl açıklanabilirdi? Bu mesele, günümüzde "ufuk meselesi" olarak adlandırılır
Evrenin düzlemselliği meselesi

Genel göreliliğe göre evren "kapalı", "açık" ya da "düz"dür Şemada evrenin biçimine ilişkin bu mümkün, farklı geometrik tipler görülmektedir: "Kapalı evren", "hiperbolik evren" ve "düz evren"


Evrenin evriminin incelenmesi ele alındığında karşılaşılan bir başka mesele muhtemel "eğrilik yarıçapı" (bir kürenin ya da elipzoid bir cismin merkezinden yüzeye olan mesafe; sözkonusu cisim bir eğri yüzeyden ibaretse eğri yüzey küresel cisme tamamlanarak da yarıçap elde edilebilir) meselesidir Genel görelilik şunu ortaya koymaktadır ki, eğer evrende maddenin dağılımı homojense, bu takdirde evrenin geometrisi yalnızca tek bir parametreye, "uzaysal eğrilik" [31]denilen parametreye bağlıdır Sezgisel olarak, bu niceliğin, sözkonusu koşullarda artık geçerli olmayacak "öklid geometrisi"nin ötesindeki bir uzaklık skalasıyla ilgili olduğu söylenebilir Örneğin köşeleri birkaç milyar ışık yılı uzaklığa yayılmış dev bir üçgenin içaçılarının toplamı 180 dereceye eşit olmayabilir Doğrulanmamış olmakla birlikte, gözlemlenebilir evrenin mesafelerinden daha büyük mesafelerin sözkonusu olduğu durumlarda bu tür olgularla karşılaşılması gayet normaldir[32]
Bununla birlikte, "eğrilik yarıçapı" denilen uzunluk skalasının gözlemlenebilir evrenin boyutuna kıyasla gittikçe küçük hale gelme eğiliminde olması durumunda, bir başka mesele ortaya çıkmaktadır Bir başka deyişle, eğer "eğrilik yarıçapı" beş milyar yıl önce "gözlemlenebilir evren"in boyutundan daha büyük idiyse de günümüzde "gözlemlenebilir evren"in boyutundan daha küçük olması ve sözü edilen etki ya da sonuçlarının görünür hale gelmesi gerekiyordu Bu akıl yürütmeye devam edilerek, eğriliğe bağlı etki ya da sonuçları halen görülür olmadığına göre, eğrilik yarıçapının nükleosentez döneminde gözlemlenebilir evrenin boyutundan son derece daha büyük olduğu söylenebilir Eğrilik yarıçapının gözlemlenebilir evrenin yarıçapından halen büyük kalması olayına günümüzde düzlemsellik meselesi (İng flatness problem)[33] adı verilmektedir
Tekkutuplular meselesi
Parçacık fiziği evrenin genişlemesinden doğan soğuması sırasında yavaş yavaş yeni parçacıkların ortaya çıktıklarını öngörür
Bunlardan bazıları ilksel evrende meydana geldiği sanılan, hal değişimi denilen olay sırasında ortaya çıkmış olmalıydılar Bazılarına tekkutuplu ya da manyetik tekkutuplu [34]denilen bu parçacıklar istikrarlı olma özelliğine sahip olup, çok sayıda ve son derece ağır olmalıydılar (protonun 1015 misli olmaları tipik özelliklerinden biridir) Eğer böyle parçacıklar türemişlerse, bunların evrenin yoğunluğuna katkıları da olağan maddeninkine kıyasla hatırı sayılır derecede yüksek olmalıydı
Oysa, evren, yoğunluğunun bir kısmını pek bilmediğimiz madde türlerine borçluysa da, evrende tekkutuplularınki gibi istisnai bir orana sahip parçacıklara kesinlikle yer yoktur Parçacık fiziğinin öngörüyor olmasıyla birlikte, keşfedilemediklerinden gerçekten mevcut olup olmadıkları saptanamamış bu tür ağır parçacıklar meselesi tekkutuplular meselesi olarak adlandırılır
Yapıların oluşumu meselesi
Gözlemler, evrenin büyük ölçeklerde homojen olduğunu göstermekle birlikte, aynı zamanda, küçük ölçeklerde (gezegenler, yıldızlar, galaksiler vs) homojenlikten sapmalar içerdiğini, yani homojen olmama özelliği de taşıdığını göstermektedir
Günümüzde, belirli koşullar oluştuğunda maddenin dağılımındaki küçük bir homojen olmama halinin nasıl, çevresinden daha yoğun, önemli bir astrofiziksel cismi yaratana dek büyüyüp geliştiği bilinmekte, açıklanabilmektedir Buna Jeans Kararsızlığı işleyişi adı verilmektedir Bununla birlikte, böyle bir işleyişin meydana gelmesi için öncelikle küçük bir homojen olmayış mevcudiyetinin varsayılması gerekir ve ayrıca gözlemlenen astrofiziksel yapıların çeşitliliği göstermektedir ki başlatıcı etkide bulunan bu homojen olmayış hallerinin genişlik ve boyut olarak dağılımı "Harrison-Zel'dovich spectrumu" adıyla bilinen kesin bir yasaya tabidir İşte ilk Big Bang modelleri bu tür çalkantı ya da kararsızlıkları açıklamada yetersiz kalmaktaydı Bu yüzden ilk Big Bang modelleri ortaya atıldığında yapıların oluşumu meselesi ortaya çıkmıştı
Önerilen çözümler
Ufuk meselesi hakkında

Samanyolu'nun ötesindeki galaksilerin dağılımını gösteren panoramik görünüş


Ufuk meselesi ile düzlemsellik meselesi köken olarak aynı mesele kapsamında ele alınabilir Zaman ilerledikçe genişleme sürmekte ve gitgide daha çok madde içeren daha büyük bölgelere geçilmektedir Zaman ilerledikçe sayıları görünür şekilde artan galaksilerin aynı özelliklere sahip olmaları şaşırtıcı bir husustur
Bu meselenin bir çözümü, evren tarihinin erken döneminde evrenin hali hakkındaki belirli bir enformasyonun tüm evrene son derece hızla yayılmış olduğu fikrindedir Böyle bir durumda evrenin birbirlerine son derece uzak bölgeleri birbirlerine benzer oluşumlar içine girmelerini sağlayacak enformasyon alışverişinde bulunmuş olabilirler Bu çözümün karşısındaki engel, özel görelilik kuramıdır; özel görelilik kuramı hiçbir şeyin ışıktan daha hızlı hareket edemeyeceğini şart koşmaktadır
Bununla birlikte, evrenin genişlemesi çok hızlı olmuş olmasına rağmen, özel görelilik sınırları bir şekilde aşılmış olabilir Aslında, böyle bir durumda, gözlemlenebilir evrenin boyutu sabit kalırken, evrenin iki bölgesi arasındaki uzaklık üslü olarak artabilir Yani başlangıçta çok küçük ve homojen olan bir bölge gözlemlenebilir evren bölgesine oranla son derece büyük bir boyuta erişme olanağına sahiptir Sabit genişleme oranlı bu evre tamamlandığında evrenin bulunduğumuz homojen bölgesi gözlemlerimize ulaşan halinden son derece daha büyük olabilir
Friedmann denklemleri, evrende tipik olmayan bir madde türünün varlığının kabulü şartıyla, bu tür senaryoların mümkün olabileceğini göstermektedir
Düzlemsellik meselesi hakkında

Bir küresel biçmin eğriliğinin algılanması, üzerinde ölçme işleminin yapıldığı bölgenin rölatif boyutuna bağlıdır Bu boyut arttığında eğri gitgide görünür hale gelir Şemada küresel yüzey genişleme halindeki evreni, renkli (pembe) kısım ise rölatif boyutu zamanla artan gözlemlenebilir kısmı temsil etmektedir(Dikkat ! Evren bir küre değildir, nitekim burada da bir yüzeyle temsil edilmiştir)


Düzlemsellik meselesi de aynı tarzda çözülebilir Meselenin özü şudur: "Eğrilik yarıçapı", gözlemlenebilir evrenin boyutundan daha az hızla büyümektedir Oysa eğer genişlemeye hükmeden yasa, olağan maddeyle dolu bir evrenin genişlemesine hükmeden yasadan farklıysa bu artık doğru olamaz Tipik olmayan özelliklere sahip (örneğin basıncı negatif olan) bir madde türünün mevcudiyeti varsayıldığında, "eğrilik yarıçapı" gözlemlenebilir evrenin boyutundan daha hızlı büyüyecektir Eğer böyle bir genişleme evresi geçmişte olmuş ve yeterince uzun bir zaman sürmüşse eğrilik yarıçapının ölçülebilir olmaması hiç de şaşırtıcı değildir
Tek kutuplular meselesi hakkında
Manyetik tekkutuplular meselesi hızlanmış bir genişleme evresi ile çözülebilir Bu, evrendeki tüm olağan maddenin yoğunluğunu azaltıcı eğilimdedir Ancak bu durumda yeni bir mesele ortaya çıkar: Hızlanmış genişleme evresi, ardında tüm****iz, çukursuz bir uzaysal düzlem halinde, homojen, fakat maddesiz bir evren bırakır
1980'li yılların başlarında Alan Guth tarafından önerilen "kozmik şişme" senaryosu bu sorunların tümünü gideren bir çözüm olmuştur Bu çözümde, hızlanmış genişleme evresine neden olan, gerekli tüm özelliklere sahip, "tipik olmayan madde" türüdür[35] Çözümde, hızlanmış genişlemenin sonucunda kararsız (değişken) hale gelen bu genişleme evresinden sorumlu olan "sayıl alan" (İng scalar field)[36] "ısınma öncesi" ve "ısınma" denilen karmaşık süreçler sırasında, aşama aşama "standart model" [37] parçacıkları halinde parçalanır
Kozmik şişme ile ilgili sunulan ilk modeller çeşitli teknik sorunlar taşımış olsa da, önerilen sonraki modeller bu teknik sorunlardan arındırılarak, makul bir duruma gelecek şekilde geliştirilmiştir Tekkutuplular, düzlemsellik ve ufuk meselelerinin kozmik şişme çözümüne alternatif bir çözümü Weyl curvature hipoteziyle [38]sunulmuştur[39]
Büyük yapıların oluşumu hakkında
Kozmik şişmede, maddenin her türüne ilişkin kuantum çalkantıları ya da dalgalanmaları vardır (Heisenberg'in belirsizlik ilkesinin sonucu olarak) Şişmenin beklenmedik sonuçlarından biri, başlangıçta kuantum tabiatlı bu çalkantıların "hızlanmış genişleme evresi " sırasında olağan klasik yoğunluklar haline gelmek üzere evrim geçirmeleridir Bu çalkantıların "kozmolojik karışıklıklar teorisi" kapsamında gerçekleştirilen tayf hesaplamaları, sözkonusu çalkantıların "Harrison-Zeldovitch tayfı" [40] baskılarını izlediklerini ortaya koymuştur
Böylece kozmik şişme, evrendeki homojenlikten küçük kaçışların ya da sapmaların ortaya çıkışını açıklayabilmemize olanak sağlamaktadır İlk kozmik şişme modelinin beklenmedik başarısı, ardından daha geliştirilmiş bir halinin hazırlanmasına öncülük etti: Bu modele göre, kozmik şişme evresi sırasında yaratılan küçük homojen olmama hallerinin ayrıntıları, güncel evrenimizdeki homojen olmama hallerinin ilk nedenleri olabilirdiler COBE ve WMAP uydularınca gözlemlenen "kozmik arkaplan dalgalanmaları"na ilişkin verilerin incelenmesi yoluyla yapılan gözlemler ile bu tahminler arasındaki uyum ilginç düzeydedir SDSS (Sloan Digital Sky Survey)[41] ekibi tarafından hazırlanan "galaksiler kataloğu" adlı çalışma sonuçlarında da görülen bu uyum, 20 yy kozmolojisinin büyük başarılarından birini gözler önüne sermektedir
Karanlık madde

Hubble Uzay Teleskobu ile Abell 1689 içerisinde gözlenen güçlü kütleçekimsel mercekleme, karanlık maddenin varlığını gösterir - Mercekleme eğrilerini görmek için resmi büyütünüz


1970'li ve 1980'li yıllarda yapılan çeşitli gözlemler, galaksilerin içindeki ve galaksiler arasındaki kütleçekimsel güçlerin görünürdeki (zahiri) etkisini açıklayabilecek yeterince gözle görülür madde olmadığını kanıtlamıştır Bu saptama, doğal olarak, evrendeki maddenin azami % 90'ının ışık yaymayan ya da normal baryonik madde ile etkileşime girmeyen bir madde türününden (karanlık madde) oluştuğu sonucuna varılmasını sağlamıştır Karanlık madde kısaca, ışın yaymayan ya da elektromanyetik ışınları doğrudan algılanabilecek şekilde yeterince yansıtamayan bir madde türüdür Karanlık maddenin varlığı başlangıçta tartışmalı bir mesele olmuşsa da, sonradan çeşitli gözlemler, özellikle şu gözlemler varlığını iyice ortaya koymuş durumdadır: Kozmik mikrodalga arkaplan ışımasındaki anizotropiler[29], galaksi kümelerindeki hız kayıpları, yapıların dağılımlarının geniş skalası ve galaksi kümelerindeki X ışınları ölçümleri[42] Hiçbir karanlık madde parçacığı laboratuvar ortamında üretilmemiş olmakla birlikte, karanlık maddenin varlığının kanıtı özellikle diğer maddeler üzerindeki kütleçekimsel etkisinde bulunmaktadır Şimdiye dek, karanlık madde parçacıkları olabilecek pek çok parçacık bilim çevrelerine aday olarak sunulmuş ve karanlık madde parçacıklarını ortaya çıkarmak ya da keşfetmek üzere birçok proje başlatılmıştır[43]
Karanlık enerji
Ia tipi süpernovalardaki "kırmızıya kayma"-"görünür kadir" ilişkisinin ölçümleri evrenin genişlemesinin evrenin şimdiki yaşının yarısına gelmesinden itibaren hızlanmış olduğunu göstermiştir Bu hızlanmayı açıklamada, "genel görelilik" evrendeki enerjinin bir kısmının büyük negatif basınca sahip bir unsurdan oluşmuş olmasını zorunlu kılmaktaydı ki, bu unsura ya da enerjiye günümüzde "karanlık enerji" adı verilmektedir Karanlık enerjinin varlığı başka yollarla da anlaşılmaktadır
Negatif basınç bir tür vakum enerjisi özelliği gösterir Fakat karanlık enerjinin gerçek doğası Big Bang'ın büyük sırlarından birinin kalıntısıdır denilebilir Kimilerine göre kozmolojik bir cevher ya da bir sabitedir 2008'deki WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) uydusu ekibinin "kozmik mikrodalga arkaplan ışıması"nın verileriyle ve diğer kaynakların verileriyle birleştirilen sonuçları günümüzdeki evrenin % 72'sinin karanlık enerjiden, % 23'ünün karanlık maddeden, % 46'sının düzenli (olağan) maddeden ve % 1'den az bir kısmının nötrinolardan oluştuğunu göstermiştir [44]Maddedeki enerji yoğunluğunun evrenin genişlemesiyle azalmasına karşın karanlık enerjinin yoğunluğu sabit kalmaktadır Sonuç olarak, madde geçmişte evrenin tüm enerjisinin önemli bir kısmını oluşturmuşsa da ve halen hatırı sayılır bir kısmını oluşturuyorsa da, uzak bir gelecekte evrene katkısı iyice düşecek ve karanlık enerji daha da baskın duruma gelecektir
Halihazırdaki en iyi Big Bang modeli olan Î?CDM modelinde[45] karanlık enerji genel görelilik kuramındaki bir kozmolojik sabitenin varlığıyla açıklanmaktadır Bununla birlikte karanlık enerjiyi güzelce açıklayan sabitenin boyutu, kuantum kütleçekimine ilişkin fikirler üzerine kurulu tahminlere gelindiğinde, şaşırtıcı ölçüde küçük gösterilmektedir Kozmolojik sabite ile diğer karanlık enerji açıklamaları arasındaki tefrik, halihazırda bir araştırma alanıdır, devam eden araştırmalara konu teşkil eden aktif bir çalışma sahasıdır


Kaynak : Wikipedia