Büyük patlama (Big Bang) teorisi, bilim insanlarının Evrenin kökenini ve sonraki evrimini tanımlamak için kullandıkları kavramsal modeldir. Evrenin yaklaşık 14 milyar yıl önce küçük, şiddetli bir patlama ile başladığını belirtiyor. Bu olay, hidrojen ve helyum dahil olmak üzere Evrendeki tüm madde ve enerjiyi üretti. Bu hafif atomlardan bazıları, milyarlarca yıl boyunca yıldızların çekirdeklerinde bugün var olan daha ağır elementlerin atomlarına dönüştürüldü.
Büyük patlamanın bir sonucu, bugün sonlu büyüklükte ve sınırlı miktarda madde içeren Evrenin genişlemesidir; aslında, büyük patlamanın ortaya çıkışı aslında evrenin genişlemesi gerçeğinden çıkarılmıştır. Son yıllarda gökbilimciler, büyük patlama teorisinin tahminlerini doğrulayan birçok gözlem yaptılar.
Evreni Çalışmak
İnsanlar her zaman Evrenin kökenini merak etmişlerdir. Dünya ve göklerin nasıl ve ne zaman oluştuğu ile ilgili sorular kabile halkları, filozoflar, dini düşünürler ve bilim insanları tarafından düşünülmüştür. Evrenin kökeni ve yapısının modern, bilimsel çalışması kozmoloji olarak bilinir. Yüzyıllar boyunca, kozmolojik düşünce çoğunlukla spekülasyonla sınırlıydı.
Örneğin, Eskiler için güneş ve yıldızların aynı türden nesneler olduğu açık değildi. Güneş, diğer yıldızlara çok benzeyen bir yıldızdır ve daha yakın olduğu için daha parlaktır, ancak bu gerçeği belirlemek yüzyıllar sürdü, çünkü gece gökyüzünde görülen nesnelerin çoğuna olan mesafeyi ölçmek zordur.
Bilimsel çağın erken gökbilimcileri, yıldızların da güneş olduğunu bilmelerine rağmen, tüm yıldızların aynı içsel parlaklığa sahip olduklarını ve böylece sadece Dünya'ya olan mesafelerinin görünen parlaklığını belirlediklerini varsaydılar. Bu yanlıştı; aslında, bireysel yıldızlar arasında parlaklıktaki muazzam değişiklikler vardır. İkili yıldızların incelenmesi (birbirinin etrafında dönen çift yıldız) bu farklılıkları ortaya koymuştur.
İki yıldızın aynı parlaklığa sahip olmadığı ikili yıldız sistemleri gözlemlendiğinde, herhangi bir yıldızdan alınan ışık miktarının sadece mesafesinden daha fazlasına bağlı olduğu ortaya çıktı. Astronomik nesnelerin konumunu ölçmenin temel görevi sistematik olarak takip edilene kadar, bir bütün olarak evrenin yapısı ve tarihi hakkında daha büyük sorular cevaplanmaya bile başlanamadı.
Ölçüm Teknikleri
Güneş dışındaki en yakın yıldız dört ışık yılı uzaktadır ve Dünya'dan görülen çoğu nesne, çıplak gözle bile çok daha uzaktadır. (Işık yılı, ışığın bir yılda kat ettiği mesafedir: 5,88 trilyon mil [9,46 trilyon kilometre] veya Dünya'dan güneşe olan mesafenin yaklaşık 60.000 katı.)
En yakın yıldızlara olan mesafeyi belirlemenin iki doğrudan yolu vardır. Birincisi, paralaks veya yıl içindeki pozisyon değişikliklerini ölçmektir. Dünya güneşi çevrelerken, yıldızlar değişen bir bakış açısından görülür. En uzaktaki nesneler hareket ediyor gibi görünmüyor çünkü Dünya'nın pozisyon değişikliği görüşümüzü etkileyemeyecek kadar küçük, ancak en yakın yıldızlar bir yıl boyunca hafifçe ileri ve geri hareket ediyor gibi görünüyor.
Paralaks, gözlerinizin önünde bir parmağınızı birkaç santim tutarak ve ilk bir gözü, sonra diğerini kapatarak görülebilir, böylece bakış açınızı gözleriniz arasındaki mesafeye göre tekrar tekrar kaydırırsınız: Odadaki nesneler çok daha az hareket ederken, parmak dramatik bir şekilde ileri geri atlıyor gibi görünüyor. Parmağın görünen pozisyonundaki kayma paralaksıdır.
Altı aylık bir süre içinde yakındaki bir yıldızın paralaksını ölçerek (dünya yörüngesinin bir tarafından diğerine hareket eder) ve Dünya'nın yörüngesinin yarıçapını bilerek, o yıldıza olan uzaklığı belirlemek için basit bir trigonometri meselesidir. Yıldız mesafelerini belirlemenin başka bir tekniği, bir yıldızın düzgün hareketini ölçmektir. Bu, bir yıldızın gökyüzündeki gerçek hareketinden kaynaklanan diğer yıldızlara göre görünen hareketidir. (Güneş dahil tüm yıldızlar hareket eder.)
Uzak yıldızların hareketi algılanamayacak kadar küçük olsa da daha yakın yıldızların yıllar içinde daha uzak yıldızlara göre değişen pozisyonları görülebilir. Bununla birlikte, bu teknikler sadece en yakın yıldızlardan birkaçı için geçerlidir ve evrenin büyük ölçekli yapısı hakkında hiçbir şey açıklamaz. Bu görev için farklı astronomik gözlemler gerektiren daha karmaşık yöntemler geliştirilmeliydi.
Böyle bir yöntem, bir yıldızın (veya başka gök cisimlerinin) spektrumunun, yani radyasyonun yoğunluğunun (görünür ışık dahil, ancak bunlarla sınırlı olmamak üzere) çeşitli dalga boylarında incelenmesine bağlıdır. Bir yıldızdan gelen ışık bir prizma kullanılarak bileşen dalga boylarına bölünürse, bir dizi koyu çizgi ile noktalanan sürekli dalga boylarının yayılması görülebilir.
Bu soğurma çizgileri, yıldızın dış atmosferindeki ışığı belirli dalga boylarında emen elementlerden kaynaklanır. Bir yıldızın spektrumundaki her karanlık çizgi belirli bir öğeye karşılık gelir; böylece bir yıldız spektrumundaki emme hatları dış katmanlarındaki maddelerin bir kataloğunu verir. Dahası, bu çizgiler yıldızın Dünya'ya ne kadar hızlı yaklaştığını ya da tüm hareket eden dalgaların (ışık dalgaları dahil) temel özelliği olan Doppler etkisini kullanarak ondan uzaklaştığını ortaya çıkarabilir.
Dünya'dan uzaklaşan nesnelerin spektrumlarındaki absorpsiyon hatları daha uzun dalga boylarına, Dünya'ya doğru hareket eden nesnelerin spektrumlarındaki absorpsiyon hatları daha kısa dalga boylarına kaydırılır.
Daha uzun dalga boylarına geçiş kırmızıya kayma olarak adlandırılır, çünkü görünür spektrumun uzun dalga boyu ucuna yakın kırmızı ışık görünürken, daha kısa dalga boylarına geçişe maviye kayma denir. Spektral çizgilerin Doppler kaymasının ölçülmesi, kozmosun büyük ölçekli yapısını haritalamayı mümkün kılmıştır ve bu yapı, büyük patlama teorisinin ve genel görelilik teorisinin açıkladığı yapıdır.
Tarihsel Arka Plan
1905'te Danimarkalı gökbilimci Ejnar Hertzsprung (1873–1967), çeşitli yıldızların emme hatlarının genişliğini, doğru hareket ölçümlerinden belirlenen yıldızların mutlak parlaklığı veya yıldızların parlaklığı ile karşılaştırdı. Hertzsprung, daha geniş hatların daha büyük ve daha parlak yıldızlara karşılık geldiğini buldu. Bu, bir yıldızın spektrumundan mutlak parlaklığını belirleme yolu sağladı.
Mutlak parlaklığını bilerek, Dünya'dan uzaklığını belirleyebilirdi. Bu yöntem, sadece güneşe oldukça yakın yıldızlara uygulanan, ancak doğrulukla sınırlı olan paralaks ve mutlak hareket yöntemlerinin aksine, herhangi bir mesafedeki yıldızlara uygulanır.
1908'de Amerikalı astronom Henrietta Swan Leavitt (1868-1921), parlaklığın düzenli bir şekilde değiştiği bir yıldız türü olan Cepheid değişkenlerinin, periyot (parlaklık için gereken süre) arasında iyi tanımlanmış bir ilişki gösterdiğini keşfetti. Daha parlak Sefeid değişken yıldızların daha uzun periyotları vardır, daha sönük olanların ise daha kısa periyotları vardır.
Leavitt parlaklık ve periyot arasında basit bir ilişki hesapladı. Bu keşfin yıldız uzaklık ölçümleri üzerinde derin bir etkisi oldu. Şimdi, bir Sefeid her zaman, örneğin uzak bir galakside bulunabildiğinde, ona olan mesafe doğru olarak belirlenebilirdi.
Spiral Bulutsular
Yirminci yüzyılın başlarında, gökbilimciler arasında, gökyüzünün çoğunda görülebilen (teleskoplar yoluyla) yaygın olan spiral şekilli yapılar olan spiral bulutsuların doğası üzerine bir tartışma vardı. Bazıları bunların Samanyolu galaksimizin bir parçası olan yakın nesneler olduğuna inanırken, diğerleri çok daha uzakta olduklarını ve aslında “ada evrenleri” veya ayrı galaksiler olduklarını düşünüyorlardı.
Bu nesnelere olan mesafeler ölçülebiliyorsa, tartışma çözülebilir ve Evrenin yapısı hakkında önemli bilgiler elde edilebilirdi. 1914'te Amerikalı gökbilimci Vesto M. Slipher (1875-1969), yukarıda tarif edildiği gibi spektral çizgilerinin Doppler kaymalarını ölçerek elde edilen 14 spiral bulutsunun hızları için rakamlar sundu. Slipher, bulutsuların çoğunun şaşırtıcı bir şekilde Dünya'dan uzaklaştıklarını buldu.
Bulutsuların hareketleri rastgele olsaydı, birçoğunun uzaklaştıkça Dünya'ya doğru hareket etmesi beklenirdi. Güneş neden organize bir hareket modelinin merkezinde olmalı? Bir başka şaşırtıcı bulgu, bu nesnelerin uzaklaştığı büyük hızlardı. Örneğin, yakındaki Andromeda Bulutsusu saniyede 180 mil hızla (saniyede 300 km) dünyaya doğru ilerliyordu. Birçok gökbilimci, bunu bulutsunun galaksimizin dışında olması gerektiği şeklinde yorumladı.
1923 yılında, Mount Wilson Gözlemevi'nde 60 inç ve 100 inç (152 cm ve 254 cm) teleskopları kullanan Amerikalı gökbilimci Edwin Hubble (1889–1953), iki bulutsunun dış bölgelerindeki Cepheid değişkenlerini tanımlamayı başardı, M31 ve M33. Bu Sefeidlerin dönemlerini ölçerek ve Leavitt tarafından birkaç yıl önce geliştirilen formülü kullanarak, yaklaşık 930.000 ışıkyılı uzaklıkta olduklarını hesapladı.
Bu mesafelerden ve gözlenen bulutsunun boyutlarından, gerçek boyutları hesaplanabilir. Bunların Dünya'nın galaksisine benzer olduğu ortaya çıktı ve bulutsuların kendi başlarına galaksiler olduğu fikrini güçlü bir şekilde destekledi. 1929'da Hubble, bir grafikteki birkaç gökada hakkında veri çizdi. Galaksiye olan uzaklığı yatay eksen boyunca ve galaksinin uzaklaşmasının dikey eksen boyunca hızını çizdi.
Bu sınırlı verilerden, iki nicelik arasında basit, doğrusal bir ilişkinin var olduğu açıktı; ortalama olarak, bir galaksinin uzaklaşma hızı galaksiye olan mesafeyle orantılıydı. (Andromeda gökadası, az çok ve bir birim olarak hareket eden yerel galaktik grubumuzun bir üyesidir: Yerel Grubun diğer üyeleri bu genel kırmızıya kayma kuralına uyarlar.) Artık Hubble'ın sabiti (H) olarak adlandırılan mesafe ve hız arasındaki orantısallık sabiti çizginin eğimi tarafından verilmiştir.
Bu verilerden, Hubble'ın sabitinin megaparsek başına saniyede 310 mil (500 km/s/Mpc) olduğu tahmin ediliyor, yani bir galaksi 1 megaparsek (bir milyon parsek), bir parsek = 3,26 ışık yılı uzaklıkta ki galaksimizden 310 mil/s (500 km/s) uzaklıkta hareket ederken, on kat daha uzakta ki bir galaksi on kat daha hızlı hareket edecekti.
H için modern değerler Hubble’ın 500 km / s / Mpc'lik tahmininden çok daha küçüktür. Hubble’ın sabiti tarafından tanımlanan hız ve mesafe arasındaki ilişkiye Hubble’ın yasası denir.
Hubble Yasanın Etkileri
Galaksiler, Dünya'nın evrenin merkezinde olduğu için değil, tüm galaksiler birbirinden uzaklaştığı için, yani her galaksi, her galaksiden uzaklaşıyor olduğu için her yönden Dünya'dan uzaklaşıyor. Bu etkiyi görselleştirmek için basit bir yol var.
Yüzeyinde bir dizi lekenin (galaksileri temsil eden) çizildiği kısmen havaya uçurulmuş bir balon düşünün. Balon şişerken, her nokta komşularından uzaklaşıyor; ayrıca, balonun aynı tarafındaki herhangi bir noktadan diğerine olan mesafe (balonun yüzeyinde ölçüldüğü gibi), iki nokta birbirinden uzaklaştıkça daha hızlı büyür.
Bu, üst üste üç nokta (A, B ve C) hayal ederek, balonun yüzeyi aralarında eşit olarak genişlediği görülebilir. A ile B arasındaki mesafe saniyede x inç hızla büyüyor ve bu şekilde B ile C arasındaki mesafe de artıyor; bu nedenle A ile C arasındaki mesafe 2 x in / s'de (x + x = 2 x) büyüyor olmalıdır. Böylece, balonda bir gözlemci nerede olursa olsun, balonun yüzeyindeki diğer tüm noktaların Hubble yasasına uyduğunu gözlemleyeceklerdir: ne kadar uzaklarsa o kadar hızlı geri çekilirler.
Gökadaların drawradar homojen genleşmesi
Bu modelin önemli bir anlamı var. Eğer tüm galaksiler birbirlerinden ayrılmalarına orantılı bir hızla birbirlerinden uzaklaşıyorlarsa, o zaman daha önce galaksiler birbirine daha yakındılar. Eğer kişi yeterince geriye giderse, hepsinin aynı pozisyonda olduğu bir zaman olmalı - yani, evrende bir başlangıç olmalı. Aslında, eğer genişleme her zaman için sabitse, evrenin yaşı sadece Hubble'ın sabitinin tersidir.
Bilim insanları Hubble'ın zaman içinde değişmesini bekledikleri için durum o kadar basit değildir (galaksiler arasındaki yerçekimsel çekim, genişleme oranını yavaşlatma eğilimine sahiptir, son gözlemler ise evrenin genişlemesinin aslında hızlandığını göstermektedir. Yerçekimi karşısında hareket eden hala gizemli bir kuvvetin etkisi altında).
Hubble’ın orijinal ölçümleri yaklaşık iki milyar yıllık bir evren yaşı verdi. Radyoaktif bozunma ölçümlerinden güneş sisteminin yaşının bu değerin iki katından fazla olduğu bilindiğinden, bu hemen anlaşmazlığa neden oldu.
Güneş sistemi evrenin kendisinden önce nasıl oluşturulmuş olabilir? Artık Hubble’ın orijinal ölçümlerinin hatalı olduğu bilinmektedir. Mevcut Ölçümler Hubble'ın sabitini 50-100 aralığında koydu ve 10-20 milyar yıllık bir yaş verdi. Pek çok kaynaktan elde edilen jeolojik ve astronomik veriler, son zamanlarda evrenin yaşı için yaklaşık 13,7 milyar yıl değerinde bir yakınsama göstermiştir.
Diğer Gelişmeler
Einstein genel görelilik teorisini geliştirdiğinde, ne genişleyen ne de daralan statik bir evrene izin vermek için denklemlerine bir terim, kozmolojik sabit ekledi. Daha sonra pişman oldu ve şimdiye kadar yaptığı en büyük hata olarak nitelendirdi; ancak, evrenin genişlemesinin aslında hızlandığı son keşif, Einstein'ın kozmolojik sabitini tekrar lehine çevirdi.
Bununla birlikte, Rus matematikçi Alexander Friedmann (1888–1925) ve Belçikalı gökbilimci Georges LeMaître (1894-1966), Einstein'ın genişleyen evrene izin veren denklemlerine (sırasıyla 1922 ve 1927'de) çözümler buldular. Hubble’ın 1929 keşfinden sonra, bu modelleri gözlemlemek için kullanılabilecek çok fazla ilgi vardı.
Büyük patlama yeni verilerin bariz bir sonucu gibi görünüyordu-eğer her şey genişliyorsa, hepsi bir zamanlar bir arada olmuş olmalı. Daha ümit verici modellerden biri olan sürekli yaratım, yeni hidrojen atomlarının boşluk boyunca sürekli olarak ve kendiliğinden oluştuğunu, eski galaksiler birbirinden uzaklaştıkça yeni galaksiler için malzeme sağladığını varsaydı.
Bu teoride, evren her zaman genişlemektedir, başlangıcı yoktur, her zaman şimdi olduğu gibi görünmüştür ve her zaman şimdi olduğu gibi görünecektir. Bu teori, yakın gökadaların uzaktaki gökadalara benzeyeceğini öngörmüştü, ancak uzak gökadaların aslında yakındaki gökadalardan farklı olduğu ve büyük patlamanın evrenin sabit bir durumda olmadığı iddiasına katıldığı bulundu.
Bu kararlı durum teorisinin yaratıcılarından biriydi, İngiliz astronom Fred Hoyle (1915-2001), şimdi Hubble'ın gözlemlerine dayanan genişleyen evren modelini tanımlamak için kullanılan Big bang terimini icat etti.
Evrenin Evrimi
Büyük patlamanın mevcut resmi kısaca aşağıdaki gibi açıklanabilir. Fizik yasalarının mevcut formülasyonları büyük patlamanın kendisine çok yakın olduğu için, hesap olay gerçekleştikten bir saniye sonra başlayacaktır. Bu sırada sıcaklık 10.000.000.000K idi. Bu, atomların var olması için çok sıcaktı, bu nedenle temel parçacık bileşenleri (elektronlar, protonlar ve nötronlar), fotonlar (ışık parçacıkları) ve çeşitli egzotik parçacıklar ile birlikte ayrı ayrı vardı.
Sonraki 100 saniye boyunca, sıcaklık, döteryum (bir hidrojen izotopu) ve helyum gibi hafif elementlerin çekirdeklerinin oluşmasına izin verecek kadar 10 kat azaldı. Daha fazla soğutma gerçekleştikçe, bu çekirdekler atomlar oluşturmak için elektronlarla birleşti. Bu noktada, Evrenin genişlemesinin uzayın kendisinin genişlediği anlamına geldiği vurgulanmalıdır.
Bu, maddenin çevreleyen bir alan hacmine genişlediği sıradan bir patlamadan temel olarak farklıdır. Alanın kendisinin genişlemesi, daha önce bahsedilen şişen balonun yüzey alanının artışı ile karşılaştırılabilir; balon genişledikçe, yüzey alanı büyür, ancak dairesel bir dalga bir göletin yüzeyi boyunca genişledikçe, herhangi bir daha büyük, çevreleyen yüzeye genişleterek değil. Benzer şekilde, evrenimiz daha büyük, çevreleyen bir alan hacmine genişlemiyor.
Mekânın genişlemesinin önemli kozmolojik etkileri vardır. Birincisi, uzay genişledikçe, Evrenin ortalama sıcaklığı onunla düşer. Bu soğutmanın kozmik arkaplan radyasyonu üzerinde önemli bir etkisi vardır. Evrenin tarihinde, yoğunluğu çok yüksek olduğunda, parçacıklar ve radyasyon dengede idi, yani çok düzgün bir sıcaklık dağılımı vardı.
Böyle bir dağılım, belirli bir spektrum, iyi tanımlanmış bir tepe dalga boyuna sahip bir siyah cisim spektrumu ile radyasyona yol açar. Bu tip radyasyon şu anda mikrodalga radyasyon şeklinde tüm uzaya yayılır. Evrenin genişlemesi nedeniyle, bu radyasyonun tayfının zirvesi olan sıcaklığı, ilk yüksek sıcaklığına rağmen şimdiye kadar 3K'nın (–454°F [–270°C]) altına veya mutlak sıfırın üç derece altına kaydırılmıştır.
Kozmik arka plan radyasyonu ilk olarak 1965'te ABD'li astrofizikçi Arno Penzias (1933–) ve ABD radyo astronom Robert Wilson (1936–) tarafından tespit edildi. COBE uzay aracından yapılan ölçümler, spektrumun büyük patlama teorisinin öngördüğü gibi 2.73K'da (–454,5 ° F [–270,27 ° C]) neredeyse mükemmel kara cisim radyasyonu olduğunu göstermiştir.
COBE'nin verileriyle oluşturulmuş Kozmik mikrodalga arka plan ışıması haritası.
WMAP'in verileriyle oluşturulmuş Kozmik mikrodalga arka plan ışıması haritası.
Yukarıda açıklandığı gibi, büyük patlamada (Big Bang) sadece en hafif elementler oluştu. Evren genişledikçe, topaklanma gelişti ve daha yoğun ve daha az yoğun gaz bölgeleri oluştu. Yerçekimi sonunda yüksek yoğunluklu alanların yıldızlara ve galaksilere birleşmesine neden oldu, bu da çekirdeklerindeki nükleer reaksiyonlar nedeniyle parladı. Bugün hala yıldızlara güç veren bu reaksiyonlar, hidrojen ve helyum alır ve daha ağır elementlerden bazılarını yaratır.
Büyük patlama modeli, evrende görülenleri açıklamak için iyi bir iş yapmış olsa da ve çok sayıda astronomik gözlemle doğrulanmış olsa da hala birçok cevaplanmamış soru var.
Önceki Yazı
Sonraki Yazı