A. GirişGökyüzü tarih boyunca insano¤lu

için merak konusu olmufltur. ‹nsanlar ya-fladıkları dünyanın nasıl bir fley oldu¤u-nu, nasıl meydana geldi¤ini, gökyüzün-deki yıldızların ve tüm evrenin nasıl olufl-

tu¤unu anlamaya çalıflmıfllardır. Eski Mı-sır uygarlı¤ındaki piramitlerden Maya uy-garlı¤ındaki tapınaklara kadar birçok yer-de gökyüzü ile ilgili tasvirlere rastlamakm ü m k ü n d ü r. Evrenin anlaflılması yolun-da ortaya atılan devrim niteli¤inde üç fikirv a r d ı r. ‹lki Claudius Ptolemy’nin ikinciyüzyılda ortaya attı¤ı “Dünya-merkezlievren modeli”dir.[1] ‹kincisi on altıncıyüzyılda Nicolaus Copernicus tarafındanortaya atılmıfl “Günefl-merkezli evrenm o d e l i ” d i r.[2]

Üçüncü ve en kapsamlı fikir ilk kezyirminci yüzyılın bafllarında Friedmannve Lemaître tarafından ortaya atılmıflolan Büyük Patlama Kuramı’dır.

Büyük Patlama Kuramıolarak bilinen düşünceyegöre evren kabaca 15milyar yıl önce hayaledilemeyecek kadar“sıcak ve yo€un” birtekillikten meydanagelmiştir. Evren büyükbir patlama ve onuizleyen genişleme ilemeydana gelmiştir.

Büyük Patlama ve evrenin genifllemesi‹çinde kendimizi ve çevremizi anlamlandırdı¤ımız “uzay” ve “zaman”kavramları Büyük Patlama ile bafllamıfl mefhumlar olarak alınabilir. Sonderece yüksek sıcaklık ve yo¤unluktaki ve de son derece küçük hacimdekibir “noktacık” olan evrenin “gümlemesi” için temel etki kuantumdünyasına has kendili¤inden (spontan) patlamadır.

16

K a p a k

Prof. Dr. Durmufl Ali Demir* – Prof. Dr. Namık Kemal Pak**

*‹zmir Yüksek Teknoloji Enstitüsü Fizik Bölümü - **Orta Do¤u Teknik Üniversitesi Fizik Bölümü

B. Büyük Patlama KuramıBüyük Patlama Kuramı olarak bilinen

düflünceye göre evren kabaca 15 milyaryıl önce hayal edilemeyecek kadar “sı-cak ve yo¤un” bir tekillikten meydanag e l m i fl t i r. Evren büyük bir patlama veonu izleyen geniflleme ile meydana gel-m i fl t i r. Peki bu bilim adamlarını böylesibir düflünceye iten sebep nedir? Nedenevren bir tekillikten meydana gelmifl ol-sun ki? Bu sorunun cevabını verebilmekiçin kuramın temel fikirlerinin do¤rulan-masını sa¤layan gözlemsel kanıtları an-lamamız gerekir.

Kanıt 1: Hubble Yasası ve Evrenin Genişlemesi (Kırmızıya Kayma)

Günlük yaflantımızda karflılaflabile-ce¤imiz bir olaydan yola çıkarak BüyükPatlama Kuramı’nın ilk kanıtını anlamakoldukça basit olacaktır. Bir noktada sabitkaldı¤ınızı düflünün ve bir baflka nokta-dan bir arkadaflınızın birer saniye aralık-larla size top attı¤ını düflünün. fiimdi dearkadaflınızın koflarak size yaklafltı¤ınıve yine saniyede bir top attı¤ını düflünün.‹kinci durumda topun size ulaflması dahasık olacaktır yani arkadaflınız için bir de-¤ifliklik yokken (topun sıklı¤ı de¤iflmez-ken ) siz birim zamanda daha çok topamaruz kalacaksınız.

Bu durumun tersi de size ulaflan topsayısının birim zamanda azalması ola-c a k t ı r. Gözlemci ve kaynak arasındaki bufarklılık yayılan ıflık için de geçerlidir. Ya-yılan ıflı¤ın enerjisi düfltükçe (dalga boyubüyüdükçe) yani uzaklafltıkça ıflık kırmı-zıya kayarken ıflı¤ın enerjisi arttıkça ıflık

maviye kayacaktır. Iflık için

Dalga boyu x Frekans = Iflık hızı

olup dalga boyu artarken (azalırken) ıflı-¤ın frekansı azalır (artar). Genel olarakıflı¤ın rengi frekansına (yahut dalga bo-yuna) ba¤lı olarak de¤iflir. Yüksek fre-kanslı (kısa dalga boylu) ıflık mor bölge-de yer alırken düflük frekanslı ( uzun dal-ga boylu) ıflık kırmızı bölgede yer alır. ‹lkduruma ‘maviye kayma’ ikincisine ise,‘kırmızıya kayma’ diyoruz. Yukarıdaki topörne¤ini düflünürsek, arkadaflınızın sizeyaklaflırken top atması topun size ulafl-ma sıklı¤ı bakımından maviye kaymaya,uzaklaflırken atması ise kırmızıya kay-maya karflılık gelecektir.

Evrenbilimde yani kozmolojide yir-minci yüzyılın devrimi evrenin geniflledi-¤inin keflfi olmufltur. 1920’lerden öncehemen hemen her yerde evrenin dura-¤an oldu¤una ve merkezinin de Saman-yolu galaksimiz oldu¤una inanılıyordu.Bu dünya görüflü sarmal bulutsuların sis-tematik uzaklaflma hareketi ölçüldü¤ün-de bir sarsıntı geçirdi, sonunda da 1929yılında Edwin Hubble flu anda evreningenifllemesi olarak yorumlanan kırmızı-ya kayma-uzaklık yasasını buldu¤undatümüyle tepetaklak oldu. Bu tek sonuç-tan da modern kozmoloji do¤du.[8]

1929 yılında Amerikalı astronom Ed-win Powell Hubble’ın Los Angeles’da bu-lunan Wilson da¤ında yaptı¤ı bir dizigözlemin sonuçları 1914 yılında Ve s t oMelvin Slipher tarafından gösterilen bir-çok galaksiden gelen ıflı¤ın renk spektru-munda kırmızıya kaydı¤ı düflüncesiylebirlefltirildi. Hubble, galaksilerden gelenıflı¤ı inceledi ve ıflıktaki kayma ile galak-silerin dünyamıza olan uzaklıkları arasın-

da bir iliflki buldu. Hubble yasası olarakbilinen bu fikre göre galaksiler konumu-muza oranla bir görünür hıza sahiptirler.Bunlardan en yüksek görünür hızla hare-ket edenler en uzak olanlarıdır. Sonuçolarak galaksiler arasındaki uzaklık art-makta oldu¤una göre, bunların hepsiningeçmiflte bir arada olmaları gerekmekte-dir düflüncesi ileri sürülmüfltür.[3] Hubbleyasası flu flekilde ifade edilebilir:

Hız = H x Uzaklık

burada H Hubble sabitidir ve de¤eri 71.0km/(saniye x Mpc) (1Mpc = 3.084x101 9

km) dir. “Uzaklık” göreli galaksi uzaklı¤ı-na tekabül etmektedir. “Hız” ise gözlenengalaksinin hızıdır. Galaksilerin hızlauzaklaflmasını, top örne¤inde oldu¤u gi-bi yere ulaflan ıflı¤ın frekansı azalaca¤ıiçin, “kırmızıya kayma” yani “evrenin ge-nifllemesi” olarak yorumluyoruz. Bu du-rumu güzel bir benzetmeyle açıklayabili-riz. fiiflmemifl bir çocuk balonunun (fiekil2) üzerine aralarındaki mesafe 1 cm ola-cak flekilde birkaç tane nokta iflaretleye-lim ve balonu yavaflça fliflirmeye baflla-yalım. Bir süre sonra noktalar arasındakiuzaklık artacaktır. Herhangi bir noktaüzerinden bir baflka noktaya bakan birkelebek di¤er noktanın kendisinden hızlauzaklafltı¤ını görecektir. ‹flte bu benzet-meden yola çıkar, kelebe¤i dünyadakiherhangi bir gözlemci ve uzaklaflan nok-tayı da bir galaksi olarak düflünürsek ev-renin genifllemesini gözümüzde canlan-dırmıfl oluruz.[4]

Kanıt 2: Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması

Büyük patlama teorisini do¤rulayangözlemsel ikinci bir kanıt ise kozmik mik-

fiekil 2

Evrenbilimde yani kozmolojide yirminci yüzyılındevrimi evrenin genişledi€ininkeşfi olmuştur. 1920’lerdenönce hemen hemen her yerdeevrenin dura€an oldu€una vemerkezinin de Samanyolugalaksimiz oldu€unai n a n ı l ı y o r d u .

17

rodalga arkaplan ıflımasıdır. 1965 yılındaArno Penzias ve Robert Wilson, Bell la-boratuvarında yaptıkları çalıflmada birkozmik arkaplan ıflıması keflfettiler. Ya n i ,evreni dolduran, her yönden dünya üze-rine gelen, bilinen kaynak türleri ile açık-lanamayan bir elektromanyetik dalga ya-yılımının varlı¤ını kanıtladılar.

Optik teleskopların gözlemlerindenelde edilen foto¤raflardaki yıldızlar vegalaksiler arası siyah görünen ortamdabu arkaplan ıflıması bulunmaktadır. Pekibu arkaplanın adı neden mikrodalga kon-mufltur? Penzias ve Wilson’un yaptı¤ıgözlemler bu ıflımanın 2.725 K (“K” Kel-vin biriminde sıcaklık olup mutlak sıfır ya-ni 0 K do¤rudan -273 santigrad dereceyetekabül eder) sıcaklıkta 1.9 mm’de mak-simum de¤erine ulaflan bir kara cisim ıflı-ması da¤ılımına sahip oldu¤unu göster-m i fl l e r d i r. Dalga boyu 1.9 mm olan elek-tromanyetik ıflıma “mikrodalga” bölgesin-de kaldı¤ından Penzias ve Wilson’unkeflfine “kozmik mikrodalga arkaplan ıflı-ması” adı verilmifltir.

Büyük Patlamadan hemen sonrasın-da evren çok sıcak temel parçacıklardanoluflmaktaydı. Bunlar ıflık, kuarklar, lep-tonlar ve kuarkları bir arada tutan zamkparçacı¤ından oluflmaktaydı. Evrenin sı-caklı¤ı düfltükçe zamkın kuarklara yapıfl-ma fliddeti arttı öyle ki bir süre sonra ku-arklar bir araya gelerek hadronları yaniproton ve nötronları oluflturdular. A k a b i n-de hadronlar da bir araya gelerek atom-ları oluflturdular. Ortamda serbest olarakdolaflan yüklü parçacıklar meydana ge-len ıflımayı kolayca so¤uruyorlardı veıflık bu yüklü parçacıklar sisteminde biranlamda tuzaklanmıfl gibi oluyordu. Nevar ki yüklü parçacıklar birleflip de atom-ları meydana getirdikçe ıflı¤ın etkileflebi-

lece¤i parçacıklar azaldı, yani ıflıma da-ha az so¤uruldu ve bu nedenle ıflımauzayda yayıldı. Bu ıflıma, ki Penzias veWilson’un buldu¤u fleyin ta kendisidir,fark edilir edilmez bilim adamları flu soru-yu sordular: “Bizler bu ıflımayı kullanarakıflımanın ne zaman, nasıl bir kaynaktanbafllatıldı¤ını bulabilir miyiz? Böylelikleevrenin atomların ilk olufltu¤u ve ıflı¤ınatomlardan saçılmayı kesti¤i eski halininbir foto¤rafını çekmifl oluruz.” Bu soru-nun yanıtı hayır de¤ildi ve beklendi¤i gibi“erken evren” gözlenebilecekti.

Evrenin geniflleme nedeni ile enerjikaybeden bir ıflımayla dolu olması gere-kir ki bu ıflıma 2.7 K sıcaklı¤a sahip koz-mik mikrodalga arkaplan ıflımasındanbaflka bir fley de¤ildir. fiekil 3-a tipik birkara cisim ıflımasını açıklamaktadır. fie-kilden de görülebilece¤i gibi sıcaklık 2.7K civarındayken dalga boyu 2 mm ye ya-k ı n d ı r. fiekil 3-b evren 379 000 yaflındaiken kozmik mikrodalga arkaplan ıflıma-sının sıcaklı¤ının bir foto¤rafıdır. Gözlemuyduları vasıtasıyla alınmıfl olan bu fo-to¤rafın gösterdi¤i üzere sıcaklık da¤ılı-mı yüksek hassasiyetle her yönde aynı-d ı r. [ 3 , 4 , 7 ]

Kanıt 3: Çekirdeklerinsentezlenmesi (Nükleosentez)

Evrendeki hafif elementlerin fazlalı¤ıbüyük patlama teorisinin kanıtı açısındançok önemlidir. Evrende gözlenebilen ele-mentlerin iki yolla yaratıldı¤ı bilinmekte-d i r. Döteryum, helyum ve lityum gibi hafifelementler Büyük Patlama’nın ilk anla-rında üretilirken helyumdan a¤ır ele-

mentlerin kökenini çok sonra oluflan yıl-dızlardan aldı¤ı düflünülmektedir. 1950-60 yılları arasında evrendeki kimyasalelementlerin oluflumuyla ilgili baskın teo-ri Burbidge, Burbidge, Fowler ve Hoyle(BBFH) nin çalıflmalarına dayanıyordu.Bu teoriye göre tüm elementler ya yıldız-ların iç kısmında ya da süpernova patla-maları içerisinde olufluyordu. Bu teorikısmen baflarılı olsa da bir takım eksiklik-leri de yok de¤ildi.

‹lk olarak, e¤er evrende helyum üre-tim kayna¤ı yalnızca yıldız ise evrendebulunan maddenin yalnızca küçük birkısmının helyumdan oluflması gerekti¤itahmin edildi çünkü yıldızda helyum ya-nıp di¤er a¤ır elementlere dönüflür. Nevar ki gözlemler teorinin tahmininden çokdaha fazla, evrende yaklaflık % 25 ora-nında helium oldu¤unu saptadı. Aynı du-rum döteryum için de geçerlidir. Y ı l d ı z s a lteoriye göre döteryum yıldız içinde üreti-lemez. Bu nedenle BBFH evrendeki hel-yum ve döteryum fazlalı¤ını açıklamaktayetersiz kalır. George Gamow ve arka-dafllarının çalıflmaları evrendeki hafifelementlerin üretimine açıklık getirecekbir teori öne sürmüfltür. Evrenin ilk baflla-rında sıcaklık o kadar yüksekti ki tümmadde iyonize ve parçalanmıfl haldeydi.

Evrenin oluflumunun ilk üç dakikasın-da foton sıcaklı¤ı proton ve nötrondandöteryum oluflturacak kadar düflmüfltü (p + n → d + γ ). Bu zamandan önce sa-dece foton vardı ve bu an itibariyle bir ta-kım reaksiyonların gerçekleflti¤i nükle-osentez (yani çekirdeklerin sentezlenme-si) sürecine girilmifl oldu. ‹flte bu sıcaklık-fiekil 3-a

fiekil 3-b

18

ta nükleosentez ya da hafif elementleroluflmaya baflladı. Çok kısa bir zamanaralı¤ında protonlar ve nötronlar çarpıfla-rak döteryumu, döteryumlar, protonlar venötronlarla çarpıflarak helyumu ve trityu-mu oluflturdular. Bu tepkimeler gözlem-sel verilerle de uyuflmaktadır. Helyumoranının % 23’ün altında oldu¤u bir yerinbulunmayıflı bu elementin evrenin çok sı-cak bir anında meydana geldi¤inin kanı-tıdır ve bu Büyük Patlama teorisinin köflet a fl ı d ı r. Evrendeki sıcaklık bu reaksiyon-ların gerçekleflmesi için gereken sıcaklı-¤ın altına düfltü¤ünde nükleosentez dur-du (yaklaflık 13 dakika sonra) ve sonraki300.000 yıl boyunca bir reaksiyon olma-dı. Evren genifllemeye ve so¤umaya de-vam etti öyle ki, evrendeki fotonun ener-jisi hidrojeni iyonize edip proton ve nöt-ron oluflturmaya yetecek kadar büyüktü.Foton enerjisi bu de¤erin altına düflünceelektronlar protonlarla bir araya geldilerve böylelikle “atom” daha do¤rusu hidro-jen atomu olufltu. Bu tür ‘atomik sentez-l e m e ’ baflladı¤ında evrenin sahip oldu¤uelektrik yükü azalmaya baflladı. Artık fo-tonun etkileflime girece¤i yüklü parçacık-lar azalmaya bafllamıfltır ve evren ıflıma-ya bafllamıfltır (zira fotonu so¤urmak ar-tık zorlaflmıfltır). Etkileflmeden kurtulanfotonlar evrenin genifllemesi nedeniylekırmızıya kayarlar. Bu ıflıma da yaklaflık15 milyar yıl sonra kozmik mikrodalga ar-kaplan ıflıması olarak keflfedilecektir

[3,9] ki bu olgu yukarıda tartıflılmıfltır.Büyük Patlama denildi¤inde akla bir

fleyin patlaması gibi bir olay gelmektedirfakat bu yanlıfltır. Büyük Patlama do¤rubir tabirle “uzay-zamanın bafllangıcı” de-m e k t i r. Uzayın bir noktasından bakan bi-ri Büyük Patlama buradan baflladı diye-mez. ‹flte bu nedenden ötürü evren uzay-daki herhangi bir yerden baflladı diyeme-yiz. Aynı zamanda Büyük Patlama’danönceki zamandan bahsetmek de müm-kün de¤ildir zira “zaman” kavramı evre-nin oluflmasıyla bafllar. Ne var ki BüyükPatlama’yla meydana gelen evrenimizinhangi zaman aralıklarında nasıl bir yapı-ya sahip oldu¤unu tahmin edebilir ve do-laylı-dolaysız bir takım gözlemlerle yok-l a y a b i l i r i z .

C. Büyük patlamanın problemleri ve şişme

Yukarıda açıklanan Büyük PatlamaKuramı birçok yönden oldukça baflarılıbir model iken bazı olaylar veya gözlem-ler ile karflılafltırıldı¤ında bir takım tesa-düflere veya ince ayarlara ihtiyaç duyar.Bu problemler kısaca flu flekilde özetle-n e b i l i r :

1) Homojenlik problemi: Kozmik mik-rodalga arkaplanın gök küresi üzerindekida¤ılımı öyledir ki kalıt ıflı¤ın sıcaklı¤ıher yerde hemen hemen aynıdır. Bu du-rum fiekil 3-b’de açık bir flekilde gösteril-m i fl t i r. Bu homojenlik Büyük Patlama açı-sından çok önemli bir problemdir zira bu

“her yerde aynılık” sayesindedir ki galak-silerin da¤ılımı homojendir. E¤er mikro-dalga da¤ılımı gözlenenden daha mü-kemmel bir flekilde homojen olsaydı bukez madde da¤ılımındaki küçük kusurlaryıldızlar gibi madde yı¤ınlarının oluflma-sına yol açacak kadar büyüklükle çekim-sel kararsızlıklara yol açamayacaktı. Bunoktanın açıklanabilmesi için Büyük Pat-lama Kuramı bir “ince ayar” gerektirmek-t e d i r.

2) Düzlük problemi: G ö z l e m l e r i m i z egöre evrenimiz düzdür. Genel GörecelikKuramı’na göre evrenimiz kapalı (küregibi), açık (semer yüzeyi gibi) veya düz(odamızın zemini gibi) olabilir. BüyükPatlama Kuramı’na göre flu anda gözle-nen evrenin düz olması için bafllangıçtada mükemmel derecede düz olması ge-r e k m e k t e d i r. Burada bahsi geçen düzlükçok yüksek bir hassasiyet gerektirmekte-dir ve yine bir “ince ayara” iflaret etmek-t e d i r.

3) Kalıt Parçacıklar problemi: K ü ç ü kmesafelerin fizi¤ini tarif eden kuramları-mıza göre (büyük birleflik kuram, sicimkuramı veya kuantum çekim kuramı gibi)Büyük Patlama’nın gerektirdi¤i “sıcak veyo¤un” ortamda birçok egzotik parçacık(örne¤in manyetik monopoller, gravitinovs.) üretilmifl olmalıydı. Bu parçacıklarçok kısa bir süre için üretilmifl olsalar bi-le bunların sayısı oldukça kabarık olma-lıydı öyle ki bugünkü evrende birçok eg-zotik gözlemlemifl olmalıydık. Sonuç ola-rak, Büyük Patlama böylesi birçok egzo-

Büyük Patlama denildi€indeakla bir şeyin patlaması gibi bir olay gelmektedir fakat buyanlıştır. Büyük Patlama do€rubir tabirle “uzay-zamanınbaşlangıcı” demektir. Uzayınbir noktasından bakan biriBüyük Patlama buradanbaşladı diyemez. ‹şte bu nedenden ötürü evren uzaydaki herhangi bir yerden başladı diyemeyiz.

CERN Deneyleri’nde aranan Higgs parçacı¤ı da bir fliflirici ödevi görebilir.

19

tik parçacıklar gözlemlemifl olmamızı ge-rektirmektedir ancak deneysel olarak he-nüz hiç böyle parçacıklar gözlemlenmifld e ¤ i l d i r.

1980 bafllarında Guth ve di¤erleri,Büyük Patlama’nın bu problemlerine birçözüm getirmek amacıyla “fliflme” (koz-mik enflasyon) ile düzeltilmifl Büyük Pat-lama Kuramı’nı öne sürmüfllerdir. Genelolarak fliflme, standart Büyük Patlama’daoldu¤u gibi evrenin genifllemesinin “kuv-vet yasası” (mesafenin belli bir kuvveti)olarak de¤il “üstel” olması anlamına gelir.fiiflme, evrenin tarihinde çok kısa sürenancak evrenin üstel olarak 103 0 kat bü-yüyerek devasa bir flekil aldı¤ı dönemeverilen isimdir. Büyük Patlama ile muaz-zam bir enerji ile etrafa saçılan parçacık-ları (radyasyonu) geri toparlayarak bü-tünlü¤ü korumaya çalıflan kütleçekimkuvvetini yenen bir “basınç kayna¤ı” ol-madan fliflme kozmolojisi açıklanamaz.Bu kaynak, Genel Göreceli¤e göre yavaflde¤iflen bir skaler (spinsiz) alandır ki bu-na fliflirici (yani inflaton) denmektedir.CERN Deneyleri’nde aranan Higgs par-çacı¤ı da bir fliflirici ödevi görebilir.

Özetlemek gerekirse fliflmenin iflleviflu flekilde açıklanabilir: Bafllangıçta çoksıcak olan foton gazının normal termalbasıncından baflka bir fley yoktur. Sıcak-lık, ıflınım basıncı negatif basınç ile kar-flılafltırılabilecek kadar düfltü¤ünde üstelgenifllemeye neden olan negatif bir ba-sınç kuvveti ortaya çıktı. Kütle çekimininuyguladı¤ı çekici kuvvetin tersine, nega-tif basınç iticidir. fiiflmeden sorumlu olaniflte bu itici etkidir. fiiflme, büyük patla-madan yalnızca 10- 3 5 saniye sonra bafl-ladı. Üstel geniflleme hızı, evren ölçe¤i-nin izleyen her 10- 3 5 saniyede iki katınaçıktı¤ı anlamına geliyordu. Her ne kadarfliflme büyük patlamadan 10- 3 5 s a n i y esonra baflladıysa da 10- 3 3 saniye sonra

da durmufltur. Bu noktadan sonra evrengenifllemesini, ölçe¤ini iki katına çıkar-mak için gereken zaman sürekli olarakartacak bir biçimde sürdü. fiiflme sırasın-da iki kat geniflleme 10- 3 5 saniye idi. Bu-gün ise iki kat geniflleme için gereken za-man 10 milyar yıldır. [ 4 , 8 , 1 0 ]

fiiflmenin en önemli sonuçları flu fle-k i l d e d i r :

1) Evrenin homojenli¤i artık anlaflıla-bilir zira burufluk bir ka¤ıdın açılınca dü-zelmesi gibi 103 0 katlık geniflleme evrenihomojen hale getirir.

2) Evrenin düzlü¤ü de benzer flekildeanlaflılabilir zira üstel genleflme evrenine¤rili¤ini azaltıp onu düzeltir.

3) Evrende kalıt parçacıkların kalma-yıflı da benzer flekilde bu tür parçacıkla-rın yo¤unluklarının azalması ile anlaflıla-b i l i r. ‹çinde 103 0 manyetik monopol bulu-nan küçük bir bölge bile fliflme sonrası,evrenin ömrü boyunca geçen zamaniçinde nerede ise hiç parçacık içermezhale gelir.

Sonuç olarak, fliflme (kozmik enflas-yon) Büyük Patlama Kuramı’nı daha

sa¤lam, gözlemlerle uyumlu, uyumlu ol-mak için ince ayarlar gerektirmeyen birmodel haline getirmektedir.

D. fiişmeli Büyük Patlama’nın kronolojisi

Kozmik zaman boyunca evrenin tari-hindeki belli bafllı olaylar afla¤ıdaki flekil-de özetlenebilir.

Zaman ≈ 1 0- 4 3 s a n i y e : Evrenin do-¤um anı denilebilecek bu zamandaki bo-yutu bir protondan bile küçük (yani birmetrenin milyar kere milyonda biri) ve sı-caklı¤ı 1032 K civarındadır. Uzay zama-nın bu safhasında kuantum titrenimleribugün varlı¤ına tanık oldu¤umuz galak-silerin, yıldızların, gezegenlerin tohumla-rı niteli¤indedir.

Zaman ≈ 1 0- 3 4 s a n i y e : Evren bu an-larda fliflme (kozmik enflasyon) safhası-na girmifl ve büyüklü¤ünü 103 0 kat artır-m ı fl t ı r. Evren adeta fotonlardan, kuarklar-dan ve leptonlardan meydana gelen yak-laflık 1027 K sıcaklı¤ında bir çorba gibi-dir bu aflamada.

Zaman ≈ 1 0- 1 2 s a n i y e : Evren bu an-larda kuarklar ile zamk parçacıklarınınoluflturdu¤u bir çorba (plazma) fleklinde-d i r. CERN’deki LHC-ALICE Deneyi’ndebu çorba gözlemlenmeye çalıflılacaktır.

Zaman ≈ 1 0- 4 s a n i y e : Bu anda kuark-lar bir araya gelerek hadronları (protonlarve nötronlar) ve bunların karflıt-parçacık-larını meydana getirirler. Evren daha ya-vafl genifllemeye ve so¤umaya baflla-m ı fl t ı r. Parçacıklar ve antiparçacıklar bir-birleriyle çarpıflarlar ve foton ve di¤erparçacıklara dönüflürler.

Zaman ≈ 3 dakika: Artık evren pro-tonların ve nötronların birbirleriyle çarpı-flıp elementleri oluflturabilece¤i kadars o ¤ u m u fl t u r. Bu sürede 2H, 3He, 4He ve7Li oluflmufltur. Ayrıca bu safhada çokfazla ıflıma vardır fakat eskiye oranla ala-bilece¤i serbest yol daha azdır çünküdalgalar atomlarla ve parçacıklarla çar-p ı fl m a k t a d ı r.

Zaman ≈ 379 000 yıl: Sıcaklık artık2970 K’e kadar düflmüfl, elektronlar çe-kirdeklere ba¤lanmıfl, atomlar oluflmufl-t u r. Iflık nötr parçacıklarla etkileflmedi¤iiçin daha uzun bir ilerleme mesafesinesahip olmufltur. Bu ıflıma kozmik arka-

Yıldızlarda a€ır elementler nasıl meydana gelmektedir?‹kinci sorunun cevabını nötron yıldızlarını örnek alarakverebiliriz. Yıldız çekirde€indeenerji üretimi termonükleertepkimelerle gerçekleşir veyıldızların hidrostatik dengesibu tepkimelerle sa€lanır.

fiekil 4: Proton ve nötronun temel parçacıklar olan kuarklardan olufltu¤unu gösteren bir resim.

20

plan ıflımasıdır. Hidrojen ve helyumatomları kütleçekim sayesinde bir arayagelip yıldızları ve galaksilerin oluflumunubafllatırlar ve bunun sonucu olarak artıkevren daha karanlıktır.

Yıldızlarda a¤ır elementler nasıl mey-dana gelmektedir? ‹kinci sorunun ceva-bını nötron yıldızlarını örnek alarak vere-biliriz. Yıldız çekirde¤inde enerji üretimitermonükleer tepkimelerle gerçekleflir veyıldızların hidrostatik dengesi bu tepki-melerle sa¤lanır. Büyük kütleli yıldızlardahidrojin füzyonu sonucu helyum oluflurve helyum bir çekirdek meydana gelir. ‹lkdenge helyum çekirdekle sa¤lanır. Hel-yum tüketildi¤inde çekirdek çöker ve üçhelyum çekirde¤inin kaynaflarak bir kar-bon çekirde¤ine dönüfltü¤ü üçlü alfa sü-reci bafllar ve karbon oluflur. Merkezdehelyum da bitti¤inde kütle çekimi yüzün-den bir çökme yaflanır ve iç bölgelerin sı-caklı¤ı artar bu kez de karbon yanmayabafllar ve füzyon ile daha a¤ır elementlero l u fl u r. Çekirde¤in sıcaklı¤ı yaklaflık 1milyar Kelvin’e ulaflıncaya kadar yanma-ya devam eder. En son safhada demiratomları oluflur ve termonükleer reaksi-yonlar bu elementte durur ve artık kütleçekimine karflı daha fazla enerji salına-maz. E¤er yıldız yeterince kütleli ise, ya-ni Chandrasekhar limitini (1.4 Günefl küt-lesi) aflıyorsa, elektronların kuantum ba-sıncı da çökmeyi durduramaz ve tekrarbir çökme gerçekleflir. Bu çökmede or-tamdaki demir atomları ezilir, protonlar,

nötronlar ve elektronlar serbest kalırlar.Akabinde ye¤ni etkileflmeler yoluyla olu-fl a n

p + e- → n + νe

reaksiyonu ile protonlar elektronları ya-kalayarak nötronlara ve nötrinolara (sol-el) dönüflürler. Artık yıldız nötronca zen-gin olmufltur ve kütle çekim enerjisinekarflı direncini nötron yozlaflma basın-cından almaktadır. Kısaca bir yıldızın(nötron yıldızı) meydana gelifli ve yıldızınoluflma safhasında a¤ır elementlerin ha-fif elementlerden oluflması bu flekilde-d i r. [ 8 , 11 , 1 2 ]

Zaman ≈ 14 milyar yıl: Bugün etrafı-mızda bulunan gözlemlenebilen evren1 02 8 cm büyüklü¤üne ulaflmıfl, düz, izot-ropik ve homojen bir yapıdır. Einstein’ınkütleçekim kuramının mevcut evreni tas-vir edebilmesi için evrendeki toplammaddenin yalnızca %4’ü bizler gibi atom-lardan oluflmalı, kalan miktarın % 23’üKaranlık Madde ve % 73’ü de KaranlıkEnerji olmalıdır. Bu yapı bugün WMAPve di¤er bir takım çalıflmalarda esas alı-nan modeldir. Karanlık Madde spiral ga-laksilerin düz dönme e¤rilerini açıkla-makla kalmaz bizzat yıldızlar gibi yapıla-rın oluflumunda görev alır. KaranlıkEnerji ise son evrede evrenin geniflleme-sindeki hızlanmayı açıklamak için gere-ken, en basit örne¤i de Einsten’ın koz-molojik sabiti olan enerji türüdür.

E. SonuçEvrenin oluflumu ve geliflimini mev-

cut bilgiler ıflı¤ında özetlemeye çalıfltık.Bugünkü evrenle ilgili olarak iflleyen birmodel olarak fiiflmeli Büyük Patlama ol-dukça güvenilir sonuçlar vermekte, göz-lemlerle do¤rudan sınanabilmektedir.Öte yandan, gözlemsel kozmoloji WMAPve di¤er birçok uydu ve ortaklıklar yoluy-la oldukça yüksek hassasiyet sınırlarınaçıkmakta, yapılan gözlemler evrenindo¤ru modelini ortaya koyacak niteli¤ey a k l a fl m a k t a d ı r. Bugün, 7 yıllık veri biriki-mi ile WMAP evrendeki baryon miktarı ile“karanlık” kısımlar için yüksek hassasi-yette sonuçlar verebilecek niteliktedir.

Son olarak bir noktanın yeniden vur-gulanması faydalı olabilir. ‹çinde kendi-mizi ve çevremizi anlamlandırdı¤ımız

“uzay” ve “zaman” kavramları Büyük Pat-lama ile bafllamıfl mefhumlar olarak alı-n a b i l i r. Son derece yüksek sıcaklık veyo¤unluktaki ve de son derece küçük ha-cimdeki bir “noktacık” olan evrenin “güm-lemesi” için temel etki kuantum dünyası-na has kendili¤inden (spontan) patlama-d ı r. Bütün olay sonuç olarak bir kuantumolasılı¤ına dayanmaktadır. Ancak, gerekbu olasılı¤ın hesabı gerekse evrenin oaflamasının anlaflılması mevcut bilgileri-mizle mümkün de¤ildir. Bu bakımdanuzay ve zamanın bafllangıç durumları gi-bi sorular flimdilik fizik-metafizik sınırındakalmayı sürdürecektir.

K a y n a k ç a :1) Lawson, R. M. (2004). Science in the ancientworld: an encyclopedia. ABC-CLIO. pp. 29–30. In-ternational Standard Book Number" ISBN1851095349. Retrieved 2 October 2009.2) Teaching about Evolution and the Nature of Scien-ce (National Academy of Sciences, 1998), p.27; also,Don O' Leary, Roman Catholicism and Modern Scien-ce: A History (Continuum Books, 2006), p.5. 3) Jedamzik K., Pospelov M., Big Bang Nucleosyn-thesis and Particle Dark Matter, arXiv:0906.2087v1[hep-ph] ; Jonathan Allday , Quarks, Leptons and theBig Bang, Second Edition, Institute of Physics Publis-hing Bristol and Philadelphia, IOP Publishing Ltd2 0 0 24) Fundamentals of Physics, Halliday/Resnick , 8the d i t i o n5) Penzias, A.A.; Wilson, R.W. (1965). A M e a s u r e-ment of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s.Astrophysical Journal 142: 4196) Bertschinger, E. ,Cosmological Perturbation T h e-ory and Structure Formation. arXiv:astro-p h / 0 1 0 1 0 0 9 .7) Liddle, A. An introduction to Modern Cosmology,Second edition.8) Silk J., A Short History of the Universe, 12 th editi-o n .9) White M., Big Bang Nucleosynthesis, http://as-t r o . b e r k e l e y. e d u / ~ m w h i t e / d a r k m a t t e r / b b n . h t m l10) Fraser G., The New Physics for the Tw e n t y - F i r s tC e n t u r y, Cambridge University Press 2006 11) Esteban-Pretel A., Supernovae as laboratories forneutrino properties, arXiv:0912.1616v112) Tosun O., “Kara Fotonlar ve Pulsar ‹tkileri”, Y ü k-sek Lisans Tezi, ‹YTE 2010.

Bütün olay sonuç olarak bir kuantum olasılı€ına dayanmaktadır. Ancak, gerek bu olasılı€ın hesabıgerekse evrenin o aşamasınınanlaşılması mevcut bilgilerimizle mümkün de€ildir. Bu bakımdan uzay ve zamanın başlangıç durumları gibi sorular şimdilik fizik-metafiziksınırında kalmayı sürdürecektir.

fiekil 5: Bir nötron yıldızı oluflana kadarHelyumdan demire kadar gerçekleflen

tepkimeleri gösteren resim.

21