Büyük Patlama Gözlemsel Kanıtlar

Gözlemsel kanıtlar

Büyük Patlama'nın bilim insanlarınca anlaşılabilmesi amacıyla veri toplayan WMAP uydusunun bir sanatçı tarafından tasviri


Sonradan iki kesin gözlemsel kanıt Big Bang modellerine tümüyle hak verdi: Evren tarihinin sıcak devrinin kalıntısı denilebilecek enerji ışıması (mikrodalga sahası) olan "kozmik mikrodalga arkaplan ışıması"ın keşfi ve hafif elementlerin salınmasının ölçülmesi, yani ilk sıcak evre sırasında oluşmuş hidrojen, helyum, lityumun farklı izotoplarının bırakılmasının ölçülmesi
Bu iki gözlem, 20 yy'ın ikici yarısının başlarında gerçekleşti ve Big Bang'ı kozmolojide, kesin biçimde, gözlemlenebilir evreni tanımlayan model olarak yerleştirdi Bu modelin kozmolojik gözlemlerle hemem hemen mükemmel biçimde örtüşmesinin yanı sıra, modeli doğrulayan başka kanıtlar da ortaya koyulmaya başlandı: Galaktik kümelerin gözlemi ve "kozmik arkaplan soğuması"nın ölçülmesi (birkaç milyar yıl öncesiyle günümüzdeki ısı farkının ölçülebilmesi)
Kozmik arkaplan

Kozmik mikrodalga arkaplan ışıması


Genişleme, doğal olarak bize evrenin geçmişte daha yoğun olduğunu bildirmektedir Evrenin geçmişte daha sıcak olması olasılığından ilk kez 1934'te Georges Lematre'in söz etmiş olduğu görülüyor; fakat bunun gerçek anlamda araştırılmasına ancak 1940'lı yıllardan itibaren başlanmıştır Uzak astrofiziksel cisimlerin ışımasındaki kırmızıya kaymaya benzer bir tarzda, evrenin genişleme olayıyla enerji kaybeden bir ışımayla dolu olması gerektiği konusundaki ilk düşünceler George Gamow'dan gelmiştir
Gamow aslında, ilksel evrendeki güçlü yoğunlukların, atomlar arasında bir termik dengenin kurulmasına ve ardından bu atomlarca bırakılan bir ışımanın varlığına imkan sağlamış olması gerektiğini anlamıştı Gamov, 1940'lı yıllarda Lemaitre'in hesaplamalarını geliştirdi ve Big Bang'e bağlı olarak bir tez ortaya attı Big Bang'dan arta kalan, belirli oranda bir ışımanın var olması gerekiyordu Ayrıca bu ışıma evrenin her yanında eşit olmalıydı Bu ışımanın evrenin yoğunluğu oranında bir yoğunlukta olması ve dolayısıyla, bu ışımanın, yoğunluğu artık son derece azalmış olsa da halen mevcut olması gerekiyordu Gamow, Ralph Alpher ve Robert C Herman'la birlikte, evrenin yaşından, maddenin yoğunluğundan ve helyumun salınmasından yola çıkılarak bu ışımanın günümüzdeki ısısının hesaplanabileceğini anlayan ilk kişi oldu
Bu ışımaya günümüzde " fosil ışıma " diyenler de bulunmakla birlikte, genellikle, " kozmik mikrodalga arkaplan (ya da kozmolojik mikrodalga artalan) ışıması" denir Bu ışıma, Gamow'un öngörülerine uygun olarak, düşük ısıdaki bir "karanlık cisim" ışımasına (2,7 °K) denktir Biraz rastlantı sonucu olan bu keşfi Arno Allan Penzias ve Robert Woodrow Wilson'a borçluyuz: 1960'larda New Jersey'deki Bell Laboratuvarı'ndan Arno Penzias ve Robert Woodrow Wilson, Samanyolu'nun dış kısımlarından gelen belirsiz radyo dalgalarını ölçmeye çalışıyorlardı Fakat bunun yerine gökyüzünün her tarafından gelen bir radyasyon saptadılar Bu ışıma ya da ışınımın bütün yönlerdeki parlaklığı aynı idi ve yaklaşık 3 °K sıcaklığında bir ortamdan geldiği anlaşılıyordu[13]1978'de bu buluşları için Nobel Fizik Ödülü sahibi olan Penzias ve Wilson ilginçtir ki, ileride, Fred Hoyle gibi, Big Bang teorisine muhalif olan bilim insanları safına katılacaklardı

1965'te keşfedilen "kozmik arkaplan" Big Bang'ın en açık kanıtlarından biridir Bu keşiften sonra kozmik arkaplan dalgalanmaları COBE (1992) ve WMAP (2003) uzay uydularınca incelenmektedir


Bir "kara cisim" ışımasının varlığı Big Bang modeli çerçevesinde kolayca açıklanabilmektedir: Geçmişte evren sıcaktı ve yoğun bir ışımaya maruz kalıyordu Geçmişin çok yüksek yoğunluktaki bu evreninde madde ve ışıma arasında çok çeşitli etkileşimler olmaktaydı Bunun sonucunda ışıma termalize olmuştur, yani elektromanyetik tayfı bir "kara cisim"in elektromanyetik tayfıdır Buna karşılık "durağan hal teorisi"nde böyle bir ışımanın varlığı hemen hemen doğrulanamaz durumdadır (Az sayıdaki bazı savunucuları aksini belirtmekteyse de)
Düşük ısıdaki ve az enerjetik bir ışımaya denk olmakla birlikte, kozmik arkaplan, yani kozmik mikrodalga arkaplan ışıması hiç de evrenin en büyük elektromanyetik enerji biçimi olarak görünmüyor: Enerjinin yaklaşık %96'sı sözkonusu ışımadaki fotonlar biçiminde mevcutken, kalan % 4'ü "görünür tayf"taki [14]yıldızların ışınımından ve galaksilerdeki soğuk gazdan kaynaklanmaktadır (kızılötesi halde) Bu diğer iki kaynak kuşkusuz daha enerjetik, fakat daha az sayıda fotonlar yaymaktadır "Durağan hal teorisi"nde "kozmik arkaplan"ın varlığı mikroskobik demir parçacıklarının bırakılmasıyla oluştuğu varsayılan yıldızsal ışımanın termalizasyonunun bir sonucu olduğu varsayılır Fakat bu model, gözlemsel verilerle çelişki halindedir (Ayrıca bu takdirde "kozmik arkaplan" bir karanlık cisim olarak da açıklanamaz)
Sonuç olarak denilebilir ki kozmik arkaplanın keşfi, tarihsel olarak Big Bang'ın kesinleştirici kanıtı olmuştur
İlk nükleosentez
Güçlü nükleer gücün keşfinden ve bunun yıldızların enerji kaynağı olduğunun anlaşılmasından itibaren evrende çeşitli kimyasal elementlerin salınmasını açıklama meselesi ortaya çıktı 1950'li yıllar civarında bu salınma -birbiriyle rekabet halindeki iki farklı görüşün önerdiği- iki farklı süreçle açıklanmaya çalışılıyordu:

Yıldızsal nükleosentez
Başlangıçtaki ilk nükleosentez

"Durağan hal teorisi" taraftarları zaman boyunca sürekli olarak hidrojenden üretilmiş olduğu ve bunun azar azar helyuma ve daha sonra da yıldızların kalbindeki en ağır elementlere dönüşmüş olduğu görüşündeydiler Gerek helyumun gerekse ağır elementlerin bölünmesi zaman boyunca sürekliliğini koruyordu; çünkü helyumun oranı nükleosentez olgusuyla artarken, hidrojenin üretilmesi olgusuyla da oran olarak azalır gibi görünüyordu Buna karşılık Big Bang taraftarları helyumdan uranyuma kadar tüm elementlerin başlangıçtaki evrenin sıcak evresi sırasında üretilmiş oldukları görüşündeydiler
Güncel tez her iki hipoteze de dayanır Buna göre, helyum ve lityum gerçekten başlangıçtaki ilk nükleosentez sırasında üretilmişlerdi Bunun başlıca kanıtı, hafif denilen elementlerin (hidrojen, helyum, lityum) salınmasının uzak kuasar'lardaki incelenmesinden gelmektedir Big Bang modeline göre bunların nispi salınmaları ilk nükleosentezden beri sürekliliğini koruyan tek bir parametreye sıkıca bağlıdır; bu da fotonların yoğunluğunun baryonların yoğunluğuyla ilişkisindedir Diğer yöntemlerle de ölçülebilen bu tek parametreden hareketle helyumun (He ve He) izotoplarının ve lityumun (Li) izotopunun salınması açıklanabilir Aynı zamanda yakın galaksilerin içinde helyumun bölünmesinde bir artış gözlemlenmektedir ki, bu, yıldızlarca sentezlenen elementler yoluyla "yıldızlar-arası ortam"ın tedrici gelişiminin bir işareti olarak kabul edilebilir
Galaksilerin evrimi

Hubble Uzay Teleskobu tarafından edinilen uzayın "Hubble ultra derin alan" (Hubble Ultra Deep Field) resmi Galaksileri evrenin daha genç, daha yoğun ve daha sıcak olduğu eski bir çağdaki haliyle göstermektedir Fornax Takımyıldızı'nın küçük bir bölgesinden, Hubble Uzay Teleskopu ile 24 Eylül 2003'den 16 Ocak 2004'e kadar olan bir dönemde toplanan verilerin bir araya getirilmesiyle oluşturulmuş resimdir


Big Bang modeli, homojen olan evrenin geçmişte bugünküne nazaran daha da homojen bir yapıda olduğunu varsayar Kanıtı, yayılan kozmik arkaplanın gözlemi yoluyla sağlanmıştır Kozmik arkaplan ışıması olağanüstü bir izotropi [10]gösterir
Bu durumda astrofiziksel yapılar (galaksiler, galaksi kümeleri) Big Bang'ın ilk döneminde mevcut değillerdi, sonradan yavaş yavaş oluşmuş olmalıydılar Oluşumlarının kökenindeki süreç James Jeans'in 1902'deki çalışmalarından itibaren bilinmektedir; bu süreç Jeans Kararsızlığı adıyla bilinir
Şu halde Big Bang modeline göre, günümüzde gözlemlediğimiz galaksiler sonradan oluşmuşlardı ve geçmişteki bu ilk galaksiler yakın çevremizde gözlemlediğimiz komşu galaksilere pek benzemiyorlardı Işık hızı müthiş bir hız olmakla birlikte, belirli bir hız olduğundan, geçmişte evrenin neye benzediğini anlamak için uzaktaki gök cisimlerine bakmamız yeterlidir (Örneğin gezegenimize bir milyar ışık yılı uzaklıktaki bir gök cismini gözlemlememiz, o cisimden Dünya'ya gelen ışığın kaynağından bir milyar yıl önce yola çıktığı gözönünde bulundurulursa, aynı zamanda, o cismin bir milyar yıl önceki durumunu görmemiz demektir)
Hubble Yasası'na göre kırmızıya kayma özelliği gösteren uzak galaksilerin gözlemi gerçekten ilk galaksilerin sonrakilerden yeterince farklı olduklarını göstermektedir O zamanlarda galaksiler arası etkileşimler daha fazlaydı; az sayıdaki dev galaksiler, galaksiler arasında birleşme olaylarından sonra ortaya çıkmışlardır Aynı şekilde, spiral, eliptik ve "düzensiz galaksi"lerin sınıfsal oluşumları da zaman boyunca değişimlerle ortaya çıkmıştır
Uzak galaksilere ilişkin tüm bu gözlemler nispeten titiz çalışmalarla yapılmıştır; çünkü uzak galaksiler (uzaklıklarından dolayı) az ışıklı olduklarından, iyi gözlemlenebilmeleri hassas ve mükemmel gözlem araçlarını gerektirmektedir 1990'da Hubble Uzay Teleskobu'nun ve ardından VLT[15], Keck[16] ve Subaru[17] gibi büyük gözlemevlerinin hizmete girmeleriyle büyük "kırmızıya kayma" galaksilerinin gözlemi, bizlere, "galaksilerin oluşumu ve evrimi modelleri"nin öngördüğü galaksi kümelerinin evrim fenomenlerini doğrulama olanağı vermektedir
İlk jenerasyonda yer alan yıldız ve galaksilerin incelenmesi 21yy'ın başında astronomik araştırmanın temel konularından biri haline gelmiştir
Büyük "kırmızıya kayma"da kozmik arkaplanın ısı ölçümü
2000 yılının Aralık ayında Raghunathan Srianand, Patrick Petitjean ve Cedric Ledoux 2,57 derecesinde kırmızıya kaymada bulunan PKS 1232+0815 arkaplan kuasar'ınca yayınlanan ışımanın emildiğini gözlemledikleri bir "yıldızlararası bulut"taki "kozmik arkaplan"ın ısısını ölçmeyi başardılar
Tayf çizgilerinin incelenmesi bulutun kimyasal bileşiminin anlaşılmasına imkan sağladığı gibi, bulutta mevcut çeşitli atom ya da iyonların farklı enerji düzeyleri arasındaki geçişlere denk düşen çizgilerin saptanması, ısısının anlaşılmasına da imkan sağlayabilecekti Bu bulutun ayırt etme gücü çok yüksek olan bir spektrometre (Very Large Telescope'un UVES spektrometresi) ile saptanan kimyasal özellikleri ilk kez "kozmik arkaplan ışıması"nın ısısının ayırt edilebilmesine imkan sağladı Srianand, Petitjean ve Ledoux kozmik arkaplan ışımasının ısısının 6 ile 14 °K (Kelvin) arasında olduğunu saptadılar; yani, bulutun 2,33771 derecesinde kırmızıya kaymada bulunduğu gözönüne alınırsa, Big Bang'ın öngördüğü 9,1 °K tahmini ile uyum halindeydi
Keşifleri Britanya'nın bilimsel dergilerinden Nature'da yayımlandı[18]


Kaynak : Wikipedia