1. ve 2. Konu: 1- Büyük Patlama Kuramının Gözlemsel Kanıtları 2- Şişmeli Büyük Patlama’nın (Şişme Kozmolojisi veya Kozmik Enflasyon’un) Kronolojisi

Büyük Patlama Kuramının Gözlemsel Kanıtları

Uzay ve zaman (yani evren) “kabaca 15 milyar yıl önce hayal edilemeyecek kadar sıcak ve yoğun” olan küçücük bir noktacığın (tekilliğin) kuantum sayesinde kendiliğinden (spontan) patlayıp genişlemesiyle oluştu: Buna Büyük Patlama (Big Bang) denir. Bu fikir “20. yy.ın başlarında Friedmann ve Lemaitre tarafından ortaya” atılan Büyük Patlama kuramıdır. Büyük Patlama kuramının gözlemsel kanıtları şunlardır. [Alexander Alexandrovich Friedmann (1888-1925), Georges Henri J. É. Lemaître (1894-1966)]

  1. Kanıt. Hubble Yasası ve Evrenin Genişlemesi (Kırmızıya Kayma). Bir ışık kaynağı gözlemciden ne kadar uzaklaşırsa kırmızıya, ne kadar yakınlaşırsa maviye kayacaktır. Etrafımızdaki galaksilerden gelen ışığın kırmızıya kaydığı tespit edilmiştir. Bu da evrenin genişlediği anlamına gelir. Bu genişleme şu benzetmeyle açıklanır: “Şişmemiş bir çocuk balonunun üzerine” 1 cm (santimetre) aralıklarla kalemle noktalar (galaksiler) atalım ve balonu şişirirken bu noktaların birbirinden gittikçe uzaklaştığını görürüz. Öyle ki başlangıçtaki şişmemiş balona aynı şekilde 4 tane yan yana nokta atalım ve bunlara soldan sağa sırasıyla 1, 2, 3 ve 4 diye isim verelim: Balonu şişirirken 1. ve 2. noktalar 1x, 1. ve 3. noktalar 2x, 1. ve 4. noktalar ise birbirlerinden 3x hızıyla uzaklaşacaklardır. Yani galaksiler arası mesafe ne kadar fazlaysa birbirlerinden de bir o kadar hızla uzaklaşacaklardır.
  2. Kanıt. Kozmik Mikrodalga Arka Plan Işıması (KMAPI) (veya kısaca Fon Işıması). 1965 yılında Arno Allan Penzias (doğum 1933) ve Robert Woodrow Wilson (d. 1936) tarafından keşfedilen bu elektromanyetik ışıma, evrenin her yerindedir: Dalga boyu ∼1,9 mm’dir: Sıcaklığı ise ∼2,725 kelvindir [0 kelvin (K), mutlak sıfır olup ‑273,15 santigrat dereceye (°C) karşılık gelir]. Büyük Patlama’nın hemen sonrasında evren; ışık, kuark, lepton ve “kuarkları bir arada tutan zamk” parçacıklarından (gluon) oluşuyordu. Işık (ışıma) burada yüklü parçacıklarda tutuluyordu (soğuruluyordu). Sıcaklık azaldıkça zamk, kuarklara daha çok yapıştı, sonra kuarkların birleşmesinden hadronlar (proton ve nötron) oluştu ve onlar da birleşerek atomları oluşturdu. Atomların oluşmasıyla ışığın etkileşebileceği parçacıklar azaldığından soğurulma da azaldı ve ışıma evrene yayıldı: Bu ışıma evrenin genişlemesiyle enerji kaybeden KMAPI’dır. Evren ∼379.000 (yıl) yaşındayken KMAPI’nın sıcaklık dağılımının her yönde aynı olduğu tespit edilmiştir.
  3. Kanıt. Çekirdeklerin Sentezlenmesi (Nükleosentez). “Döteryum, helyum ve lityum gibi hafif elementler Büyük Patlama’nın ilk anlarında”, ağır elementler ise yıldızlar sayesinde çok sonra üretildi (oluştu). İlk başlarda evren çok sıcaktı ve maddenin tamamı iyonize ve parçalanmış bir durumdaydı ki sadece foton vardı. İlk 3 dakikada foton sıcaklığının düşmesiyle proton ve nötronlar birleşerek döteryumları oluşturdu: Döteryum 1 proton ve 1 nötrondan meydana gelir. Hafif elementlerin oluşmasına nükleosentez denir. Çok kısa bir sürede proton ve nötronlar çarpışıp döteryumu, döteryumlar da proton ve nötronlarla çarpışıp “helyumu ve trityumu oluşturdular”. Bu reaksiyonlar 13 dakika boyunca devam etti, bu sürenin sonunda gereken sıcaklık düştüğünden nükleosentez durdu ve 300.000 yıl boyunca reaksiyon olmadı. Sonrasında genişlemeyle soğuma devam ederken, foton enerjisinin düşmesiyle elektron ve protonlar bir araya gelip atomu (hidrojen atomunu) oluşturdular (1 hidrojen atomunda 1 proton ve 1 elektron vardır). Evrende helyum varlığı şu an için yaklaşık %23’tür.

Büyük Patlama aslında bir şeyin patlaması değil, uzay-zamanın başlangıcı demektir. Büyük Patlama’nın başlama noktası evrenin her yerini kapsar. Büyük Patlama’dan önce zaman kavramı yoktur, zaman evrenin oluşmasıyla başlar.

 

Şişmeli Büyük Patlama’nın (Şişme Kozmolojisi veya Kozmik Enflasyon’un) Kronolojisi

≈10-43 saniye (zaman) (10 üssü eksi 43 saniye veya saniyenin 10 üssü 43’te biri). Evrenin neredeyse doğum anı olup “boyutu bir protondan bile küçük” ve sıcaklığı ∼1032 (10 üssü 32) kelvindir (K) (°C=K‑273,15). Buradaki kuantum titrenimleri galaksilerin (yıldız, gezegen vs.nin) tohumu ve özüdür. (“≈” işareti, yaklaşık olarak eşittir demektir.)

≈10-34 saniye. Bu anlarda evren Şişme (Inflation) (veya şişme kozmolojisi, kozmik enflasyon) aşamasına girdi ve büyüklüğü 1030 kat arttı[1] (1030 en düşük ihtimaldir, 1050 veya 10100 de olabilir.[2]). Evren bu aşamada foton, kuark “ve leptonlardan meydana gelen” bir çorba gibi olup sıcaklığı ∼1027 kelvindi.

≈10-12 saniye. Bu anlarda evren “kuarklar ile zamk parçacıklarının oluşturduğu bir çorba (plazma)” şeklindeydi.

≈10-4 saniye. Bu anda kuarklar birleşerek “hadronları (protonlar ve nötronlar) ve bunların karşıt [anti] parçacıklarını meydana” getirdiler. Evrenin genişleyip soğuması yavaşladı. Parçacıklar ile anti parçacıklar çarpışıp “foton ve diğer parçacıklara” dönüşmekteydi.

≈3 dakika. Bu anlarda evrenin sıcaklığı gereken seviyeye düştüğündendir ki protonlar ile nötronlar çarpışıp “2H, 3He, 4He ve 7Li” elementlerini oluşturmuşlardır. Işıma fazlaydı fakat alabileceği serbest yol parçacıklara çarptığından dolayı azdı. (H hidrojen, He helyum, Li lityum)

≈379.000 yıl. Sıcaklık 2.970 kelvindi ve elektronlar çekirdeklere bağlanıp atomlar oluştu. Işık serbest kaldı. H ve He atomları kütle çekimle birleşerek yıldız ve galaksiler oluştu, bunun sonucunda ise evren daha karanlık oldu.

Ağır Elementlerin Oluşumu. Bir nötron yıldızını örnek alarak bu konuyu işleyelim. “Büyük kütleli yıldızlarda hidrojen” füzyonuyla helyum oluşur. Bu helyum gittikçe tüketilip çöktüğünde, helyumlar kaynaşıp karbonları oluşturur (3 helyum çekirdeği birleşip 1 karbon çekirdeğine dönüşür). Bu sürede “helyum da bittiğinde kütle” çekiminden dolayı “bir çökme yaşanır ve iç bölgelerin sıcaklığı” da giderek artar, böylelikle karbon yanmaya başlar. Yıldız çekirdek sıcaklığı ∼1 milyar kelvine ulaşıncaya kadar bu yanma (füzyon) devam eder. Bu süre içinde oksijen (O), neon (Ne), magnezyum (Mg), silisyum (Si), kükürt (S) ve demir (Fe) atomları oluşur. Sırasıyla baştan söyleyecek olursak: hidrojenler birleşip helyuma dönüşür, helyumlar birleşip karbon ve oksijene, karbonlar neon ve magnezyuma, oksijenler silisyum ve kükürte, silisyum ve kükürtler ise birleşip demire dönüşür.[1]

Figür 1. “Elementlerin Oluşum Kaynakları”
TÜBİTAK: Bilim Genç, <http://bilimgenc.tubitak.gov.tr/makale/elementler-nasil-olustu>, Erişim: 16 Ekim 2018 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20181018101558/http://bilimgenc.tubitak.gov.tr/makale/elementler-nasil-olustu]. (bk. Figür Kaynakları, Figür 1)

Kaynaklar

[1] Durmuş Ali Demir, Namık Kemal Pak, “Büyük Patlama ve Evrenin Genişlemesi”, Bilim ve Ütopya [ISSN: 1301-6717], Sayı: 195, 2010, [PDF] <http://www.physics.metu.edu.tr/uploads/Admission.ADM-146/6-BB-EvrenGenisl-BilUt195-ey10.pdf>, Erişim: 7 Ekim 2018, s. 16-21 [kalıcı arşiv kaydı: https://web.archive.org/web/20190215023622/http://www.physics.metu.edu.tr/uploads/Admission.ADM-146/6-BB-EvrenGenisl-BilUt195-ey10.pdf].

[2] Brian Greene, “Evrenin Dokusu: Uzay, Zaman ve Gerçekliğin Dokusu” [ISBN: 978-975-403-547-6], Çeviren: Murat Alev, TÜBİTAK Yayınları, TÜBİTAK Popüler Bilim Kitapları 342, 1. Baskı, 2010, Ankara, s. 346.