Genişleyen Evren

Genişleyen Evren
Büyük Patlama, tartışılsa da, günümüzde içinde bulunduğumuz evrenin ortaya
çıkışını en iyi açıklayan kuram. Büyük Patlama kuramının temelleri, 1917 yılında,
Einstein'in Genel Görelilik Kuramı'nın bir sonucu olarak ortaya çıktı. 1929'da, Edwin
Hubble'ın, tüm gökadaların bizden uzaklaşmakta olduğunu keşfetmesi, evrenin
genişlemekte olduğunu gösterdi. Evren, genel görelilik kuramının öne sürdüğü gibi
genişliyordu.
Hubble'ın gözlemleri, Samanyolu dışındaki gökadaların, bize uzaklığıyla doğru
orantılı olarak bizden uzaklaştıklarını gösterdi. Bu, mayalanmış bir ekmeğin
kabarırken, tüm moleküllerinin birbirinden uzaklaşmasına benzer bir durum. Ekmeğin
her yeri, birim zaman içinde aynı miktarda genişlerken, iki molekül, birbirine ne
kadar uzaksa birbirlerinden uzaklaşma hızları da o kadar yüksektir.
Evrenin genişliyor oluşu, onun geçmişte sonsuz küçüklükte bir noktadan ortaya
çıktığını düşündürüyor. İşte bu kuram Büyük Patlama kuramı olarak biliniyor.
Evrende Uzaklık Ölçümü Yöntemleri

Doppler Kayması
Evrenin genişlediği, uzak gökadalardan bize ulaşan ışığın Doppler kaymasına
uğradığının gözlenmesi sayesinde keşfedildi. Eğer bir ışık kaynağı gözlemciye
göre uzaklaşıyorsa yada yaklaşıyorsa, ondan kaynaklanan ışığın dalgaboyu farklı
görünür. Bunun nedeni ışığın gözlemciye göre hep aynı hız ile hareket etmesidir.
1

Paralaks Yöntemi
Yakın çevremizdeki yıldızların uzaklıkları paralaks adı verilen bir yöntemle
bulunabiliyor. Bu yöntem keşfedilmeden önce kimse yıldızların gerçekte ne kadar
uzakta olduğunu bilmiyordu. Dünyanın yörüngesi üzerinde birbirine en uzak iki
noktada (6 ayda bir) yapılan gözlemlerde, yakındaki yıldızlar uzak yıldızlardan
oluşan bir fonun önünde yer değiştiriyor görünürler. Bu yer değiştirme, yıldızın
bize uzaklığı ile ters orantılıdır. Paralaks yöntemi ile sadece 3000 ışık yılı uzaklığa
kadar olan yakın yıldızların uzaklıkları bulunabiliyor.

Sefeid Değişen Yıldızları
2
Kırmızıya kayma yönteminin düşük duyarlılığı, paralaks yönteminin de çok sınırlı bir
uzaklığa kadar sonuç vermesi, bu yöntemleri kullanarak evrenin genişleme hızını,
dolayısıyla da yaşını duyarlı biçimde bulmamıza yetmiyor. Bu konuda gökbilimcilerin
önemli bir silahı daha var: Sefeid değişen yıldızları. Sefeid'lerin çok önemli bir
özelliği, ışıma güçlerinin "zonklama" periyotlarıyla ilişkili olmasıdır. Işıma güçleri
arttıkça, periyotları da uzar. Periyodu ölçülebilen bir Sefeid yıldızının parlaklığı
hesaplanabilir. Parlaklığı bilinen bir yıldızdan bize ulaşan ışıma miktarına bakılarak
ne kadar uzakta olduğu bulunabilir. Gökbilimci Edwin Hubble, bu ilişkiyi
gökcisimlerinin uzaklıklarını hesaplamada kullanmaya başladı. Hubble, öncelikle
Andromeda gökadasının içindeki Sefeidleri gözledi ve gökadanın uzaklığını yaklaşık
olarak 1 milyon ışık yılı olarak hesapladı. O sırada Sefeidlerin özellikleri çok iyi
bilinmediğinden bu hesap hatalıydı. Ancak yine de o zamanlar sanıldığı gibi,
Andromeda'nın Samanyolu'nun içinde bir gökcismi olmadığı anlaşıldı.

Süpernovalar
Süpernovalar, büyük kütleli yıldızların ölümü sırasında olurlar. Bir süpernovanın
parlaklığı, içinde bulunduğu gökadanın parlaklığından bile fazla olabilir. Tip I
süpernova olarak adlandırılan ve görece küçük yıldızların patlamasıyla oluşan
süpernovalar ise farklıdır. Parlaklığı bilinen süpernovadan bize ulaşan ışık, onun
uzaklığının karesiyle ters orantılı olduğundan, süpernovanın yer aldığı gökadanın
uzaklığı hesaplanabilir.
Hubble Sabiti
Edwin Hubble, evrenin sadece Samanyolu'ndan oluşmadığını keşfetmekle
kalmadı, yaptığı gözlemlerle başka gökadaların bizden uzaklaşmakta olduğunu
keşfetti. Bunun da ötesinde, bir gökadaların uzaklaşma hızları, uzaklıklarıyla doğru
orantılıydı. Yani, gökada ne kadar uzaktaysa bizden o kadar hızlı uzaklaşıyordu. Buna
göre, bir gökadanın bizden uzaklaşma hızı, uzaklığının sabit bir sayıyla çarpımına
eşittir. Bu sabit değer, Hubble Sabiti olarak biliniyor ve evrenbilimde yapılan
çalışmaların önemli bir bölümü, bu sabiti olabildiğince duyarlı bir biçimde
hesaplamak için yapılıyor.
3
v = Ho d
---
v: gökadanın bizden uzaklaşma hızı (km/s)
Ho: Hubble sabiti (km/s/Mpc)
d: gökadanın uzaklığı (Mpc*)
Mpc: Megaparsek (1 parsek = 3,26 ışık yılı)
Hubble sabiti için doğru değeri bulmak kolay değil. Çünkü, uzak gökcisimlerinin
uzaklıklarını ve hızlarını duyarlı bir biçimde ölçmek zor. Bunun için, çeşitli
yöntemlerden yararlanılıyor. Yararlanılan yönteme göre sonuçlar da farklı. "Hubble
Anahtar Projesi" adı verilen ve Hubble sabitini belirlemek için yapılan araştırmalara
göre Ho değeri 70 km/s/Mpc.
Evrenin Evrimi
Yaklaşık 14 milyar yıl önce, madde ve enerji çok küçük (atom çekirdeğinin 10
üzeri 20'de biri kadar) bir hacim kaplıyordu. Bu hacmin içindeki yoğunluk ve sıcaklık
sonsuz olarak kabul edilebilir. "Planck Zamanı" olarak bilinen ilk 10-42 saniyeye kadar
süren dönem, fizik yasalarıyla açıklanamıyor. Bu sırada, dört temel kuvvet
(kütleçekimi, elektromanyetizma, zayıf ve güçlü kuvvet) büyük olasılıkta tek bir
kuvvet olarak birleşmiş haldeydi.
Planck zamanının ardından kütleçekimi, öteki kuvvetlerden ayrıldı. Bu sırada, "Şişme
Dönemi" olarak adlandırılan hızlı genişleme başladı. Şişme dönemi sadece 10 -12
saniye sürmesine karşın, evren bu sırada başlangıçtakinin 1050 katı hacme ulaştı.
Sıcaklık 1032 Kelvin'den 1016 Kelvin'e düştü. Sıcaklığın 1028 Kelvin'e düşmesiyle ilk
madde oluşmaya başladı. Bu madde, kuark ve lepton adı verilen parçacıklardan ve
onların antimadde eşlerinden oluşuyordu.
Evrenin sıcaklığı düştükçe, güçlü kuvvet, geriye elektrozayıf kuvveti bırakarak
ayrıldı. Madde ve antimadde bu sırada birbirini yok etti. Ancak, madde miktarı,
antimaddeye göre biraz daha fazla olduğundan, fazla madde evrende varlığını
sürdürdü. 1
10-6 saniyeden sonra, evrenin sıcaklığı 1013 (10 Trilyon) Kelvin'e düştü ve kuarklar
öteki parçacıkları oluşturmak üzere birleşmeye başladı. Bu sırada, zayıf ve
4
elektromanyetik kuvvetler birbirlerinden ayrıldı. 1. saniyede, sıcaklık 1010 (10 milyar)
Kelvin'e düştü. Elektronlar ve nötrinolar oluştu; kuarklar üçlü gruplar oluşturarak
proton ve nötronları oluşturdu.
3. dakikada, sıcaklık 109 (1 milyar) Kelvin'e düştü. Bunun ardından nötronlar ve
protonlar, helyum ve döteryum gibi atomların çekirdeklerini oluşturmak üzere bir
araya geldi. Bu sıcaklık artık büyük yıldızların çekirdeğindeki sıcaklıkla
karşılaştırılabilir düzeye indi. (Yıldızların içinde de bu sıcaklıkta çekirdek birleşmeleri
olur.)
10.000 yıl sonra, sıcaklık 1 milyon Kelvin'e kadar düştü ve atomlar oluşmaya başladı.
İlk 100.000 yıl içinde, madde ve ışınım bakımından zengin olan evren, yoğun bir "sis"
görüntüsüne sahipti. Serbest elektronlar ışınımı saçıyordu. 300.000 yıl sonra, sıcaklık
3000 Kelvin'e düştüğünde, elektronlar hidrojen ve helyum çekirdeklerine bağlandı ve
sis kalktı.
İlerleyen süreçte, madde gökadaları oluşturmak üzere belli bölgelerde topaklanmaya
başladı. 4 milyar yıl sonra, gökadalar ve yıldızlar oluşmaya başladı.
5
6
Şişme Kuramı
Bu kuram, evrenin ilk saniyesinin akıl aymaz küçüklükteki bi kesri sürenin içinde,
muazzam bir genişleme gösterdiğini söyler. Kurama göre, evdenin içeriğini
homojenleştiren şişme, ışığınkinden daha büyük bir hızla gerçekleşmiş. Daha
sonra, ışık hızıyla başlayıp önce kütleçekim nedeniyle yavaşlayan, ama
günümüzden yaklaşık 10 milyar yıl önce hızlanmaya başlayan Büyük Patlama
genişlemesi başladı.
Şişme Kuramı, evrenbilim ve parçacık fiziğindeki gelişmelerin bir ürünü olarak
ortaya atıldı. Bu kuram, evrenin neden tekdüze ve kritik yoğunlukta olduğunu
açıklayabilen tek kuram. Kuantum Kuramı ve Belirsizlik İlkesi birlikte,
mükemmel bir boşluğun bile gerçek anlamda boş olamayacağını söyler. Maddeantimadde çiftleri, düzenli olarak oluşur ve yok olurlar. Antimadde, maddeyle
aynı özelliğe sahip; ancak, elektrik yükü zıt olan maddedir. Örneğin, elektron (e-)
7
eksi yüke sahipken, pozitron yani antielektron (e+) artı yüke sahiptir. Madde ve
antimadde çarpıştığında birbirlerini yok ederler ve kütleleri yüksek enerjili
fotonlara (ışığa) dönüşür. Madde ve antimadde, evrende sürekli olarak çiftler
halinde oluşur ve yok olur. Bu nedenle, evrenin elektrik yükü aynı kalır.
Şişme kuramını açıklamaya yardımcı olan kavramlardan biri "Ters Vakum"
varsayımıdır. Ters vakumu, çeken değil, iten kütleçekimi olarak düşünebiliriz. Bu
kuvvet, evrenin bir dönem hızlı genişlemesini açıklıyor. Şişme süresince
evrendeki madde önemli ölçüde seyrelmesine karşın, enerji yoğunluğunda azalma
olmadı. Yani, genişleme süresince evrendeki toplam enerji, muazzam derecede
arttı. Ters vakum, kararsız bir durum olduğundan, hemen bozunur ve sahip olduğu
muazzam enerji de temel parçacıklardan oluşan sıcak gaza dönüşür. Ancak, bu
gaz o kadar sıcaktır ki bu temel parçacıklar birleşme olanağı bulamazlar. Bu, daha
önceki Büyük Patlama kuramının varsayımındaki kuark çorbasını oluşturur.
Son Saçılma
Büyük Patlamadan sonraki 300.000yıl süresince, evren ve madde ışınımın
oluşturduğu çorba kıvamındaydı. Bu sırada evrendeki yoğun ışınım, bu çorbanın
içindeki elektronlar tarafından saçılıyordu. Evren, 300.000 yaşına geldiğinde,
protonlar ve elektronlar birleşerek hidrojen atomunu oluşturmaya başladılar.
Hidrojen atomuyla etkileşime girme olasılığı çok zayıf olan gama ışınımı bir anda
serbest kaldı. İşte bu ana “Son Saçılma Anı” deniyor. Çünkü, bu andan sonra ışık,
elektronlar tarafından bir daha bu derecede saçılmadı.
Kozmik Mikrodalga Işınımı
Evrenin her yerini dolduran kozmik mikrodalga ışınımı, 300.000 yıl önceki
son saçılma anının yani evren yaklaşık 300.000 yaşındayken ve 3000 K
sıcaklıktayken yayılan ışınımın fosili. Evren genişleyip soğuyunca, bu ışınımda,
elektromanyetik tayfın mikrodalga bölgesine karşılık gelen bir düzeye kaymış.
Mikrodalga fon ışınımıyla ilgili ilk duyarlı ölçümler, 1989 yılında fırlatılan COBE
( Cosmic Background Explorer) uydusu sayesinde yapılabildi. Buna göre, tüm
uzayı dolduran bu ışınımın sıcaklığı 2,73 Kelvin’di. Başlangıçta bu ışınımın en
8
önemli özelliği, tüm yönlerde aynı sıcaklıkta olması olarak görülüyordu. Ancak,
COBE ve ardında fırlatılan WMAP uydularının duyarlı ölçümleri sonucunda, fon
ışınımında küçük
dalgalanmalar keşfedildi. Bunlar, aslında bir derecenin
0,0002’si kadar farklılık gösteriyor. Bu fark çok küçük olsa da evrenbilimciler için
çok büyük önem taşıyor.
Karanlık Dönemden Çıkış
İlk yıldızların oluşumunu sağlayan süreç, bugünkü yıldız oluşumundan
farklıydı. Ancak, bu yıldızlardan bazılarının şiddetli ölümü, bugün gördüğümüz
evrenin oluşumuna yol açtı. İlk yıldız oluşturan sistemler, genel olarak karanlık
madde olarak bilinen temel parçacıklardan (kırmızı) oluşmaktaydı. Büyük ölçüde
hidrojenden oluşan sıradan madde (mavi), başlangıçta karanlık maddeyle karışmış
durumdaydı. Hidrojenin soğuması, sıradan maddeye büzüşme olanağı sağladı.
Karanlık maddeyse, dağınıklığını sürdürdü. Hidrojen, merkezde bir disk halinde
çökeldi. Gazın daha yoğun bölgeleri büzüşerek, yıldız oluşturan topaklar haline
geldiler. Bazı gaz topakları çökerek çok büyük kütleli parlak yıldızlar
oluşturdular. Yıldızlardan kaynaklanan morötesi ışınım, çevredeki yüksüz
hidrojen gazını iyonlaştırdı. Yıldız oluşumu hızlandıkça, iyonlaşmış gazın
oluşturduğu balonlar birleştiler ve gökadalar arasındaki gaz tümüyle iyonlaştı.
Birkaç milyon yıl sonra ilk yıldızlardan bazıları kısa yaşamlarının sonunda
süpernova patlamalarıyla yok oldular. En büyük yıldızlar çökerek Karadelik
haline
geldiler.
Kütleçekimi,
gökada
öncülerini
birbirine
yaklaştırdı.
Çarpışmaların o zaman da, şimdi olduğu gibi yeni yıldız oluşumunu tetikledi
sanılıyor. Karadelikler, bir olasılıkla birleşerek, gökada öncülerinin merkezindeki
dev kütleli karadelikleri oluşturdular. Bu deliğe yakalanan gaz, kuasarlardaki gibi,
radyo ışınımına yol açmaya başladı.
9
Geniş Ölçekli Yapı
Mikrodalga
zemin
ışımasındaki
iniş-çıkışlar,
ilkel
evrenin
madde
yoğunluğundaki küçük farklılıklardan ortaya çıkıyor. Yoğunluktaki bu küçük
farklılıklar evrenbilimcilere, gökada kümeleri ve gökadalar gibi evrendeki büyük
yapıların
kökeniyle
ilgili
yol
gösteriyor.
Gökadalar,
evrende
rastgele
dağılmamıştır. Kümeler ve duvar benzeri yapılar oluştururlar. Evrenin bu geniş
ölçekli yapısının, Büyük Patlama'nın hemen ardından ortaya çıkan etkileşimlerin
ürünü olduğu sanılıyor. Büyük patlamadan kısa süre sonra, madde henüz atomaltı
parçacıkların oluşturduğu bir çorba görünümündeyken, meydana gelen kuantum
dalgalanmaları nedeniyle, madde bazı bölgelerde çok az da olsa daha yoğun hale
geldi. Bu, maddenin belli yapılar oluşturacak biçimde yoğunlaşarak gökadaları
oluşturmasını tetikledi.
Mikrodalga fon ışımasındaki dalgalanmaların Büyük Patlama kuramıyla
ilişkisi henüz tam olarak kurulamadı. Gökadaların oluşumuna yol açan bu
dalgalanmaların şişme döneminde ortaya çıkmış olabileceği üzerinde durulan bir
olasılık.
Evrenin Yaşı
Evrenin yaşının belirlenebilmesi, evrenbilimcilerin en önemli amçlarından
biri. Evrenin yaşı hesaplanırken, başlıca iki yöntemden faydalanılıyor. Birincisi,
küresel kümeler. İkincisi, evrenin genişleme hızı.
Evren, içindeki en yaşlı yıldızdan daha genç olamayacağına göre, onun yaşı
hakkında bize ipucu verir. Küresel kümeler ideal kozmik saatlerdir. Bir küresel
küme, aynı anda oluşmuş yıldızlardan oluşur. Gözlemler, en yaşlı küresel
kümelerin 11 ila 18 milyar yıl yaşında olduğunu gösteriyor.
Buradaki hata
payının çok yüksek olmasının sebebi, uzaklık ölçümlerindeki büyük hata payıdır.
10
Madde ve Evren
Einstein'ın ünlü E = mc2 formülü, kütle ve enerjinin birbirine dönüşebileceğini
söyler. Laboratuar gözlemlerinde de gözlendiği gibi, iki yüksek enerjili foton
çarpıştığında, her ikisi de yok olur ve yerlerine madde oluşur. Buna "çift oluşumu"
denir. Çünkü ortaya, bir parçacık ve bir antiparçacık çıkar. Evrendeki maddenin
de bu şekilde, büyük patlamadaki enerjinin madde ve antimaddeye dönüşmesiyle
ortaya çıktığı düşünülüyor. Parçacık ve antiparcaçıklar, birbirleriyle zıt elektrik
yüküne sahiptir.
Madde ve antimadde bir araya geldiklerinde enerjiye dönüşürler. Örneğin, bir
elektronla bir pozitron (antielektron) çarpıştığında, kütleleri yok olur ve gama
ışınımı olarak enerji ortaya çıkar. Büyük patlamanın ardından, evrendeki enerji,
çok miktarda madde ve antimaddeyi oluşturacak kadar yüksekti. Bu ortamda,
parçacıklar ve antiparçacıklar toplam elektrik yükü sıfır olacak şekilde eşit
miktarda oluşur ve yok olurlar. Buna "simetri" deniyor. Bu simetri, laboratuar
deneylerinde de gözleniyor.
Buna göre, Büyük Patlamadan yaklaşık 1 saniye sonra evrendeki madde ve
antimaddenin birbirini yok etmesi gerekirdi. Ancak, bir şekilde simetri bozularak
madde miktarı antimaddeye üstün geldi. Her bir milyar antiparçacık için, bir fazla
parçacık vardı. Böylece evrende başlangıçtakinin çok azı da olsa madde kaldı.
Çevremizde gördüğümüz, doğrudan ya da dolaylı olarak gözleyebildiğimiz
maddeye baryonik madde denir. Ancak, evrendeki maddenin büyük çoğunu
sadece kütlesi hesaplanabilen baryonik olmayan karanlık madde oluşturuyor.

Baryonik Madde
Baryonik madde, temel olarak proton, nötron ve elektronlardan oluşan “sıradan
madde” ‘dir. Baryonik madde, görebildiğimiz gökcisimlerini oluşturmasının
yanında, karanlık maddenin de bir bölümünü oluşturur. Bulutsular, kahverengi
cüceler, nötron yıldızları baryonik maddeye gösterebileceğimiz örnekler.
11

Karanlık Madde
Yıldızların ve gaz bulutlarının hareketlerini inceleyen bilim adamları, gökadaların
kütlelerini hesaplayabiliyorlar. Bunun sonucunda ortaya çıkan madde miktarı,
yıldızlar ve toz bulutları ve gözlenebilen öteki cisimlerin toplam kütlesinin
yaklaşık 10 katı kadar. “ Karanlık Madde” olarak adlandırılan, ışığı yaymayan ve
ışığı soğurmayan bu madde, sadece kütleçekimi sayesinde saptanabiliyor.
Evrendeki Temel Kuvvetler
Evrende dört temel kuvvet var. Bu kuvvetler, evrendeki her şeyin birbiriyle
etkileşim halinde olmasını sağlar. Temel kuvvetlerin her birinin işlevi, etki
mesafesi
ve
etki
gücü
farklıdır.
Dört
temel
kuvvet
kütleçekimi,
elektromanyetizma, zayıf ve güçlü çekirdek kuvvetleridir. Kuvvetlerin nasıl
oluştuğu, kuantum fiziği alanına giriyor. Bu konudaki en geçerli kuram,
kuvvetlerin parçacıkları oluşturan daha temel başka parçacıkların taşunması yolu
ile taşınabildiğini öne sürer. Buna göre, kütleçekimi henüz gözlenmemiş olan
graviton adlı parçacık tarafından iletilir. Öteki temel kuvvetleri ileten
parçacıklarsa, parçacık hızlandırıcılarıyla yapılan deneylerde gözlenebilir. Zayıf
çekirdek kuvveti W+ , W- ve Z0 adlı bozonlarla iletiliyor. Elektromanyetik
kuvvet foton adı verilen parçacıklar aracılığıyla iletilir. Proton ve nötronları
oluşturan temel parçacıklar oaln kuarkları da birbirine gluon adı verilen
parçacıklar bağlar.
12
Kuvvetlerin Karşılaştırılması
Evrenin Kaderi
Evrenin kaderini belirleyen en önemli etken, içerdiği madde yoğunluğudur.
Evrenin geometrisini, daha doğrusu gelecekte neler olacağını yoğunluğu belirler.
Çünkü, genişlemeyi durduracak baslıca etken kütleçekimidir. Bu da birim
hacimde ne kadar madde bulunduğuyla ilgilidir. 20 yüzyılın başlarında oluşturulan
evrenbilim yaklaşımına ve genel görelilik kuramına göre, evrendeki madde
homojen (esit dağılmış) ve izotropiktir (her yönde ayni görünen). Bu düşünce,
"Evrenbilimsel Prensip" olarak adlandırılır.
Einstein'in genel görelilik kuramı, uzayın kütleçekimi tarafından büküldüğünü
öne sürer. (Bunun tersi de geçerlidir. Yani, eğri uzay, kütleçekimine neden olur.)
Einstein'a göre, maddenin kütleçekimi etkisi altında hareket etmesine uzayın
eğriliği neden olur. Kütleçekimi, uzayı eğdiğinden, ışık doğrusal olarak
yayılamaz. Eğer bir ortamda kütle varsa, burada "düz çizgilerden" bahsetmek
yanliş olur. Iki nokta arasında en kısa uzaklık bir doğru değil, eğridir. Böyle bir
uzayda, paralel çizgiler kesişebilir.
Eğri uzay kavramı, evrenin kaderini belirleyen uzayın yapısını açıklamada
kolaylık sağlar. Buna göre, evrenin geometrisi, üç farklı biçimde olabilir.
13

Kapalı Evren
Eğer evren madde bakımından yeterince yoğunsa, genişleme bir gün
yavaşlayacak, durulacak ve evren çökmeye başlayacak. Bu çökme evren yeniden
bir tekilliğe ulaşana değin sürecek. Kapalı evren modeline göre, büyük patlama
periyodik olarak gerçekleşir. Kapalı evrenin hacmi her zaman sonlu olmak
durumundadır.

Açık Evren
Yoğunluk, kritik değerin altındaysa, kütleçekimi genişlemeyi hiçbir zaman
durduramayacak ve genişleme sonsuza kadar sürecek. Açık evreni, eğri uzay
kavramına göre açıklayacak olursak, evren günümüzde sonsuz olduğu gibi,
geçmişte de sonsuzdu. Sonsuz için bir sınır olmadığından, bu evren daima
genişleyebilir. Açık bir evrende, gökadalar yeni yıldızlar üretmek için gereken gaz
stoklarını tüketecek, yıldızlar da ömürlerini tamamladıklarında sönecekler. Birkaç
on milyar yıl içinde böyle bir evren soğuk bir yer haline gelecektir.

Düz Evren
Evrendeki madde yoğunluğu, kritik değere eşitse evren yine sonsuza kadar
genişler. Kritik kütle değeri, evrendeki madde miktarının yaklaşık %90 oranında
karanlık maddeden oluşması anlamına geliyor. Kritik yoğunluk, evrenin
geometrisinin “düz” olduğu anlamına gelir. Düzden anlaşılması gereken,
neredeyse sonsuz büyüklükte olan ve dolayısıyla yüzeyinde paralel doğruların
kesişmediği bir geometridir. Bu evrende, kütleçekimin potansiyel enerjisi,
genişleyen evrendeki maddenin kinetik enerjisine denktir.
Büyük patlama
kuramının “genişletilmiş sürümü” olan şişme kuramı, evrendeki maddenin kritik
değere çok yakın olduğunu söylüyor. Bu, yapılan son gözlemleri ile de
doğrulanıyor. Kritik yoğunluğun değeri, santimetreküp başına sadece 6 hidrojen
atomu. Bu, dünya koşullarında çok iyi bir vakum değeri.
14
Standart Model
Standart Model'e göre evrende, temel parçacık olarak sadece;
* 6 çeşit kuark,
* 6 çeşit lepton,
* bunların 'karşıt' parçacıkları ile,
* foton, 8 çeşit gluon ve 3 çeşit 'vektör bozon'dan oluşan
'kuvvet taşıyıcı' parçacıklar var.
Kuarklarla leptonlar, kuvvet taşıyıcı parçacıklar aracılığıyla etkileşime girerek,
evrendeki görünür maddenin tümüne vücut veriyor. Kuark ve lepton çeşitlerine
'çeşni' (flavor) de deniyor. Dolayısıyla, kuarklarla leptonların 6'şar farklı 'çeşni'si
var. Hepsinin de, iç yapıları olmayan temel parçacıklar oldukları düşünülüyor.
Standart Model'in, kütleçekimini de kapsayacak şekilde geliştirilmiş halinde bir de,
parçacıklarla etkileşime girerek onlara kütle kazandıran Higgs bozonu var.
Kuarklar
Kuarklar, kütle açısından hafiften ağıra doğru;

yukarı ve aşağı,

tılsım ve garip,

üst ve alt
kuark ikililerinden oluşuyorlar. Bunların birer de karşıt (anti)
kuarkları var. Parçacıklar İngilizce adlarının küçük başharfleriyle;

yukarı ve aşağı; u ve d ('up' ve 'down'),

tılsım ve garip; c ve s ('charm' ve 'strange'),

üst ve alt; t ve b, ('top' ve 'bottom')
15
olarak gösteriliyor. Karşıt parçacıkları ise; 'yukarı karşıt' ve 'aşağı karşıt' kuark,
'garip karşıt' ve 'tılsım karşıt' kuark, 'üst karşıt' ve 'alt karşıt' kuark olarak
isimlendiriliyor ve karşıtı oldukları kuarkların simgelerinin üzerine birer çizgi
konularak
gösteriliyor.
Örneğin
'yukarı
karşıt
kuark'ın
simgesi
ū
oluyor.
Parçacıklarda tabii; aşağı veya yukarı, alt ya da üst veya garip olan bir şey yok.
İsimler kolay hatırlanabilmeleri için böyle kurgulanmış.
Leptonlar
Leptonlar;


elektron, muon ve tau parçacıklarıyla,
bunlardan her birinin ayrı nötrinolarından oluşuyor.
Bunların birer de karşıt leptonları var.
Parçacıklardan;


elektron, muon ve tau parçacıkları; Grekçe yazılışlarının
küçük başharfleri olan e, μ ve τ ile,
bunların nötrinoları, keza Grekçe yazılışın küçük başharfi olan
ν ile başlayıp; elektron nötrinosu için e, muon nötrinosu için
μ, tau nötrinosu için τ alt indisi eklenerek; νe, νμ, ντ şeklinde
gösteriliyor.
Leptonlardan ilk üçünün karşıt parçacıkları; 'karşıt elektron', 'karşıt muon' ve 'karşıt
tau.' Fakat 'karşıt elektron'a 'pozitron' da deniyor. Nötrinoların karşıtları ise; 'elektron
karşıt nötrinosu', 'muon karşıt nötrinosu', 'tau karşıt nötrinosu' olarak isimlendiriliyor.
Pozitron hariç olmak üzere, bu karşıt leptonlar; karşıtı oldukları leptonların simgelerinin
üzerine birer çizgi konularak gösteriliyor. Örneğin 'muon karşıt nötrinosu'nun simgesi
oluyor. Karşıt elektron veya pozitronun ise, özel bir simgesi var: e+.
İsimlendirmeler ve simgelere dalıp gitmiş gibiyiz. Nelerden söz ettiğimiz konusunda
anlaşabilmek açısından bunlar da önemli tabii. Ama asıl önemli olan, bu parçacıkların
taşıdıkları özellikler ve bu özellikler sayesinde yerine getirdikleri işlevler.
Standart Model ve Gelecek
Standart Model en basit haliyle bile, maddenin yapısını ve kararlılığıyla ilgili
sorunların pek çoğunu; dört kuvvetin etkisi altındaki altışar çeşit kuark ve
leptonla, oldukça inandırıcı biçimde yanıtlayabiliyor. Hatta, evreni oluşturan
görünür maddenin yapısını, sadece iki kuark (u,d) ve bir leptonla (elektron), yani
en hafif olan birinci neslin parçacıklarıyla, çok daha basit olarak açıklıyor. Şöyle
ki: Eğer komşumuz bilmem kimin veya kendimizin ne menem bir şey olduğunu
merak ediyorsak; iki kuark bir lepton, yani elektron: başka hiçbir numaramız yok.
16
Ancak, Standart Model'in yanıtlayamadığı sorular da var. En önemlileri şöyle
sıralanabilir:

Kuarklarla leptonlar gerçekten temel parçacık mı, yoksa daha temel başka
parçacıklardan mı oluşuyor?

Madem görünür evren sadece birinci neslin iki kuark ve bir leptonundan
oluşuyor, diğer iki nesil niye var?

Parçacık kütleleri niye öngörülemiyor ve kütleçekimi bu modele, en uyumlu
şekilde nasıl girmeli?

Maddeyle karşıtmadde arasında bir simetri varsa eğer, evrene baktığımızda
neden hep madde görüyoruz da, hemen hiç karşıtmadde göremiyoruz?

Evren üzerindeki kütleçekimi etkisi açıkça görülen 'karanlık madde'nin
yapısı nedir ve neden gözlenemiyor?

Dört ayrı etkileşimin çalışma biçimlerini anlamaya çalışmak yerine, bu dördü
tek bir etkileşimin çatısı altında toplanamaz mı?
Parçacık fiziğinin bugünkü ana amaçlarından birisi, dört temel kuvvetin; evrendeki
düzeni daha basit ve şık bir şekilde açıklayabilecek, tek bir 'Büyük Birleşik Alanlar
Kuramı'nda birleştirilmesi. Çünkü yukarıdaki sorunların çoğunun yanıtının, bu
basitleştirme sırasında yanıtlanmış olacağı düşünülüyor.
Farklı görünen olayları birleştirmenin örnekleri geçmişte yaşanmış. Örneğin, 186164 yılları arasında James Maxwell, daha önce farklı oldukları düşünülen elektrik ve
manyetik olayları, kendi adıyla anılan tek bir denklem sisteminde birleştirdi. Hertz
daha
sonra,
frekanslardaki
1881-84
yılları
elektromanyetik
arasında,
dalgalar
radyo
dalgalarının
olduğunu
ve
göstererek,
ışığın,
farklı
Maxwell'in
öngörülerini haklı çıkardı.
Einstein son zamanlarında, kütleçekimi ile elektromanyetik kuvvetleri birleştirmeye
çalıştıysa da, bunu başaramadı. Glashow, Salam ve Weinberg 1967-70 yılları
arasında, elektromanyetik ve zayıf etkileşimleri birleştiren 'Elektrozayıf' kuramı
geliştirdi. Bu kuram, beta bozunmasında rol oynayan W bozonlarının kütlesini
öngördüğü gibi, ayrıca, yeni bir zayıf etkileşim tipinin ve bu etkileşimin aracısı
olarak Z bozonunun varlığını öneriyordu. Önerileri arasında Higgs parçacığının
varlığı da vardı. 1979 yılında bu çalışmalarından dolayı Nobel Ödülü'nü aldılar. W
ve Z bozonlarının varlığı, bundan ancak dört yıl sonra, 1983 yılında, CERN'de
yapılan UA-1 ve UA-2 deneyleri sonucu keşfedilebildi. Standart Model, dramatik bir
şekilde kanıtlanmıştı. Bugün ise, hızlandırıcıların dedektörlerinde 100,000'den fazla
W ve milyonlarca Z parçacığı gözlenmiş bulunuyor.
Kuvvet taşıyıcı bir parçacık olmayan, hatta kütlesinin olması dahi gerekmeyen
Higgs bozonu ise hala gözlenemedi. Kütlesi varsa ve ağırsa, bu parçacığın
17
gözlenebilmesi için, parçacık çarpıştırmalarında çok daha yüksek enerjilere
çıkılması gerekiyor. CERN'deki dairesel 'büyük elektron pozitron' hızlandırıcısının
sökülüp, yerine 'büyük hadron çarpıştırıcısı'nın inşasına, biraz da bu amaçla
başlandı.
Eldeki veriler ve kuram, dört tür etkileşimin; etkilenen parçacıkların enerjisi
yeterince yüksek düzeylere ulaştığında, tek ve aynı bir etkileşime doğru
benzeştiği izlenimini veriyor. Dolayısıyla, güçlü etkileşimi de, elektromanyetik ve
zayıf
etkileşimlerle
birleştirmeye
yönelik
çalışmalar,
yoğun
bir
şekilde
sürdürülüyor. Şimdiden önerilmiş bazı Birleşik Kuram'lar bulunmakla beraber,
hepsinin de kanıtlanmak gereksinimi var. Bu kuramlardan bazıları, Standart
Model'in,
lepton
ve
baryon
sayılarının
korunmasına
yönelik
ilkesinin
zedelenebileceği doğrultusunda öngörülerde bulunuyor. Bu kapsamda yapılan
çalışmalar örneğin, protonun bozunmasına yol açan bir tür kuvvet taşıyıcı
parçacığın varlığını öneriyor ve dolayısıyla, protonun da bozunabileceğini öne
sürüyor. Buna göre proton; yukarı kuarklarından birinin aşağı kuarka dönüşmesi
sonucu,
(p
pozitron
e+ +
ışınlayarak,
nötür
bir
pi
mezonuna
dönüşebiliyor.
) Nötür pi mezonu daha sonra, iki gama ışınına bozunarak yok
0
oluyor. Halbuki Standart Model'e göre böyle bir bozunma, 'baryon sayısı'
korunmadığından mümkün değil. Fakat o zaman da, madde ile karşıt madde
birbirlerine eşit konumda iken ve evrende bu kadar çok madde varken, niye
hemen hemen hiç karşıt madde bulunmadığı sorusunu yanıtlamak güçleşiyor.
Sözkonusu birleşik alan kuramlarına göre, evrendeki madde karşıt madde
dengesizliği; evrenin ilk oluşma aşamasındaki parçacık üretim süreçlerinin,
termodinamik denge durumu civarındaki salınımlar nedeniyle bir süre için,
baryonların lehine küçük bir (10,000'de 1) sapmaya uğramış olmasından
kaynaklanıyor. Bu sırada üretilmiş olan madde parçacığı fazlalığı, daha sonra
madde ve karşıt madde parçacıklarının birbirlerini yoketmesinden sonra geriye
kalmış olup, evrende bugün görünen baryon maddeyi oluşturuyor. Protonun
bozunma süreci ise şimdi bir bakıma, bir zamanlar yer almış olan o sapmayı
düzeltici yönde veya 'baryon sayısı'nı denge konumunun gerektirdiği düzeye geri
döndürme doğrultusunda çalışıyor. Proton bozunması bu açıdan çok önemli ve
üzerinde yoğun olara çalışılan bir konu.
Bozunmanın deneysel olarak gözlemlenebilmesi için; Japonya'da ve ABD'nin
Argon Ulusal Laboratuvarları'nda, kozmik ışınların uzak tutulabilmesi amacıyla
18
yeraltı deneyleri yapılıyor. Japonya'daki Süper-Kamiokande düzeneği, yerin 1000
m altındaki bir maden galerisinde inşa edilmiş olup; 40x40m boyutlarındaki
silindir bir tankın içinde bulunan 50,000 ton saf su ve silindir yüzeyinin etrafındaki
11,000 dedektörden oluşuyor. Düzenek aslında; güneşten veya galaksimizin
herhangi
bir
yerindeki
süpernova
patlamalarından,
ya
da
atmosferden
kaynaklanan nötrinoları gözlemlemeye yönelik bir 'nötrino gözlem evi.' Ancak,
içindeki
suda
bulunan
yaklaşık
3.35x1033
hidrojen
çekirdeğini
oluşturan
protonlardan birinin bozunması halinde, bunu da belirlemeye yetkin.
Bu deneylerde şimdiye kadar hiçbir proton bozunması gözlenememiş durumda. Ki
bu, protonun yarı ömrünün en az 1033 yıl olduğu anlamına geliyor. Fakat protonun
hiç bozunmuyor olması olasılığı hala var.
Kütleçekimini diğer etkileşimlerle birleştirmeye çalışan bazı fizikçiler; her temel
parçacığın, çok ağır kütleli bir kuvvet taşıyıcı 'gölge' parçacığının ve her kuvvet
taşıyıcı parçacığın da, yine çok ağır bir 'gölge' madde parçacığının olması gerektiği
şeklinde, çarpıcı bir öneride bulunuyor. Kuvvet taşıyıcı parçacıklarla madde
parçacıkları arasındaki bu ilişiye 'süpersimetri' deniyor ve örneğin her kuark çeşiti
için,
'skuark'
süpersimetrik
denilen
bir
parçacığa
gölge
parçacığın
rastlanmamış
varlığı
olmakla
öneriliyor.
beraber,
Henüz
CERN
ve
hiçbir
Fermi
laboratuvarlarında yapılan deneylerde aranmalarına devam edilecek.
Öte yandan, modern fiziğin
kuantum mekaniği, relativite ve
kütleçekim kuramlarından her
birisi,
ilgileri
kapsamındaki
olayları oldukça yetkin bir
şekilde
açıklayabilmekle
beraber, aralarında bir uyum
sergilemiyorlar.
Bu durumun, dört boyutlu 'uzay-zaman'ın, üç boyutlu alt uzayında yaşadığımız
yanılgısından kaynaklandığı ve bu alt uzayın boyutlarının artması halinde, sorunun
ortadan
kalkabileceği
düşünülüyor.
Bu
nedenle
bazı
araştırmacılar,
içinde
yaşadığımız uzayın, aslında üçten fazla boyuta sahip olduğunu, fakat çok küçük
olduklarından, bizim bu diğer boyutların farkında olmadığımızı düşünüyorlar. Tıpkı,
ip üzerinde yürüyen bir cambazın tek boyutta hareket edebilmesi, halbuki aynı ip
19
üzerindeki minik bir böceğin, ipin o kıvrılmış olan ikinci minik dairesel boyutunun
da farkında olabilmesi ve o boyut doğrultusunda ilerlediğinde, çabucak aynı
noktaya geri dönmesi gibi. Dolayısıyla, modern fiziğin yeni önerilerinden birisi,
parçacıkların, bu farkına varılamayan ek boyutlara kıvrılıp sıkışmış bulunan ve
titreşip duran sicim veya membranlardan oluştuğu şeklinde.
Üzerindeki kütleçekimi etkileri, evrenin gözlemleyebildiğimizden çok daha fazla
kütleye sahip olmasını gerektiriyor ve bu durum, göremediğimiz bir çeşit
maddenin daha varlığını gerektiriyor. Yapısı henüz bilinmeyen bu maddenin,
bildiğimiz proton, nötron ve elektronlardan oluşmadığına dair güçlü kanıtlar var.
Nötrinolardan ve hatta belki de, süpersimetri kuramının önerdiği parçacıklardan
birisi olan 'nötralino' gibi, maddenin daha garip biçimlerinden oluşuyor. Zaman
gösterecek...
Nereden nereye...
20
21