Büyük patlama modeli
Bilinen durumu böylece özetledikten sonra, geçmişi ele alalım: Evreni geçmişte inceleyebiliriz, çünkü ışık belirli bir hızla hareket etmektedir. Ancak, gözlediğimiz olayların olduğu evreyi, evren için bir model kurmadan inceleyemeyiz. 1965 yılında mikro dalga arka- ton ışınımının keşfinden beri evren için kabul edilen standart model, sıcak büyük patlama modelidir.
Büyük patlama modelinin dinamiği, iki gerçek ve bir var sayım üzerine kurulmuştur. Evren büyük ölçekte eş yönlüdür. 2.7°K’lik Mikro dalga arka-fon ışınımının gözlenmesi bunu doğrulamaktadır, ikinci gerçek ise, evren bugün düzgün olarak genişlemektedir. Bu gerçekte Hubbie’ın galaksileri gözleyerek, galaksilerin bizden uzaklaşma hızları ile uzaklıkları arasında bulduğu lineer bağıntı ile doğrulanmıştır. Söz edilen iki gerçek bize galaksi sistemlerinin düzgün bir hızla birbirlerinden uzaklaştıklarını söylemektedir (Şekil 5 22). O hâlde evren, eş yönlü ve düzgün olarak genişlemektedir. Modeli tamamlamak için var sayımımız ise kozmolojik ilkedir. Bu ilke Yerin evrende özel bir konumda olmadığını söylemektedir. Başka bir deyişle evrenin herhangi bir yerindeki gözlemci de bizim gördüklerimizi aynen görür.
Evrenin dinamiğini çekim kuvveti belirlemektedir. Çekim kuvveti evrende en etkin uzun- mesafe kuvvetidir. Evrendeki maddenin oluşturduğu çekim kuvveti evrensel genişlemeyi yavaşlatır. Böylece, evrenin sonunu bugünkü yavaşlama hızı belirler. Yavaşlama hızının ne kadar büyük olduğu sorusu; bugün evrende, genişlemenin yavaşlamasına neden olan maddenin ne kadar olduğu sorusu ile eş anlamlıdır. Evrendeki genişlemenin yavaşlama hızını veya evrenin ortalama kütle yoğunluğunu ölçerek, bazı moaellerle, evrenin geçmişini ve geleceğini belirleyebiliriz. Eğer modelimiz doğru ise her iki ölçümün de aynı sonucu vermesi gerekir.
Büyük patlama modelleri, boyutsuz yavaşlama hızı parametresi, q, ve yine boyutsuz kütle yoğunluğu parametresi, Ω ile karekterıze edilirler. Evrenin şimdiki zamanını “0″ alt indisi ile gösterirsek, kuramsal olarak qo=(1/2)QΩo dır. Bu parametrelerin kritik değerleri qo=1/2 ve Ωo=1 dir. Eğer qo, kritik değeri 1/2 den; Ωo kritik değeri 1 den büyük ise evrende, genişlemeyi belirli bir zaman içinde tamamen durduracak kadar yeterli madde var demektir. Genişleme durduktan sonra hareket ters dönecek, ve evren büzülmeye başlayarak, tekrar sıcak ve yoğun olan uzay- zaman tekil noktasına dönecektir. Bu durumda tekrar büyük patlama olacak ve evren kendisini tekrarlayacaktır (salınım yapan büyük patlama modeli). Eğer qo ve Ωo kritik değerlerinden küçük ise, evrendeki genişleme durmayacak; evren sürekli genişleyecektir. Parametrelerin kritik değerleri ise evrenin sonsuza kadar genişleyerek orada durmasına karşı gelmektedir. Salınım yapan model kapalı evren modeli, ve sonsuza genişleyen modeller de açık evren modelleri olarak tanımlanmaktadırlar.
Evrenin ortalama yoğunluğunun veya yavaşlama hızının ölçülmesi, astronomide en zor gözlemlerden birisidir. Galaksilerin ışık yayan veya görünen kısımlarındaki kütle miktarından, yoğunluk parametresi Ωo Ωoiçin bir alt limit bulabiliriz. Bu değer 0.01 civarındadır. Ancak görmediğimiz, saklı kütle veya karanlık kütleyi de hesaba katmalıyız ki o zaman Ωo = 0.1 olabilir. Maddenin bilinmeyen başka şekillerde de olabileceğini düşünürsek Ωo değeri daha büyük olmalıdır. Diğer yandan galaksi kümelerinin hareketlerinin gözlenmesiyle elde edilen değeri 0.1 ile 0.2 arasındadır. 1986 yılında gerçekleşen Kırmızı Ötesi Astronomi Uydusu (IRAS) gözlemlerinin yorumlanmasıyla Ωo‘ın 0.5- 0.8 değerlerine çıkabileceği önerilmiştir.
Bugün gözlemsel olarak belirlenen yoğunluklar açık evren modelini öngörmekte ise de, yoğunluk parametresinin değerinde genel bir artış görülmektedir. Evrendeki görünmeyen madde miktarı da dikkate alınırsa, Q0′ın kritik değeri aşması olasıdır. Böylece, hem kapalı hem de açık evren modelleri eşit olasılıkta görünmektedir. Belki de bekle gör demek daha doğru olur.
Şimdi bir de kozmolojide zaman ve uzaklık ölçümüne bakalım: Daha önceki bölümlerde (kısım 5.6) söz edildiği gibi en iyi uzaklık ölçümü, galaksilerin bizden uzaklaşma hızlarından kaynaklanan kırmızıya kayma ile yapılır (Söz konusu hızlar ışık hızından küçük ise, kırmızıya kaymayı şu şekilde ifade edebiliriz; kırmızıya kayma = z = Δλ/λ = v/c, veya v = cz; burada v = galaksinin uzaklaşma hızı, c = ışık hızı, W = dalga boyundaki kayma miktarı, X = gözlenen ışığın dalga boyu.) Hareket eden kaynağın hızı ışık hızına yakın ise z ve v bağıntısında relativistik düzeltme yapılmalıdır. Bu düzeltme yapılırsa z, bir veya birden büyük olduğunda galaksinin hızı v, ışık hızı c’den büyük çıkmayacaktır. Kırmızıya kayma miktarı, gözlenen ışığın galaksiden çıktığı anda galaksilerin birbirlerine göre ne kadar uzaklıkta olduklarının bir ölçüsüdür.
Daha önce söz edilen modeller yardımıyla kırmızıya kaymayı zamanla ilişkilendirebiliriz. qo ve Ωo‘m belli değerleri için (örneğin, kritik değerleri olan 1/2 ve 1 için) kırmızıya kayma, z, ye karşı zaman grafiği çizilebilir. Gözlenen kırmızıya kayma miktarı grafikte işaretlenir Buna karşı gelen zaman veya ışığın kaynaktan çıktığı andaki evrenin yaşı bulunur. Normal galaksilerde gözlenen kırmızıya kayma 0.5 civarındadır. Çok parlak, dev eliptik galaksilerde 1 veya daha büyük değerler gözlenmektedir Ancak, en büyük kırmızıya kayma kuazarlarda gözlenmektedir ve yaklaşık 4 civarındadır. Bu demektir ki, evrenin en uç sınırlarındaki cisimler kuazarlardır, ve bizden uzaklaşma hızları çok büyüktür. Başka bir deyişle, evrenin çok erken evreleri hakkında bilgi gönderiyorlar demektir, z = 4 değeri, kuazarların, evrenin yaşının, şimdiki yaşının yaklaşık beşte biri olduğu zaman hakkında bilgi gönderdiklerini gösterir. Böyle olduğu, yukarıda söz edilen kırmızıya kayma-zaman grafiğinden bulunur Gözlemler Hubble sabitinin ölçülmesiyle, evrenin bugünkü yaşını yaklaşık 18- 20 milyar yıl vermektedir.
z = 4 ten daha uzakta veya zaman olarak daha erken dönemde görülebilen başka cisim yoktur. Evrenin z = 4 ten önceki evresini anlayabilmek için Büyük Patlama evren modellerinin ısısal evrimine ayrıntılı bakmak gerekir.
Büyük Patlama modelinde t = 0 zamanı uzay ve zamanda tekilliği ifade eder. t = 0 anında maddenin kapladığı uzay da boyutsuzdur. t = 0 zamanı civarında, evrende temel parçacıklar ve ışınım vardır. Ortamın sıcaklığı bir trilyon derece büyüklüğündedir. Evren genişlediği için giderek soğur. Sıcaklık bir milyon dereceye düştüğünae temel parçacıklar hafif çekirdekleri oluşturmaya başlarlar. Hidrojen atomunun çekirdeği proton zaten vardı, sonra helyum, deteryum ve biraz da lityum oluşur. Bu süreç ilk birkaç dakika içinde bitmiştir. Yapılan hesaplara göre, Büyük Patlamanın bu evresinde kütle olarak %25 helyum üretilmiştir. Bugün uzayda gözlediğimiz helyum miktarı da bu kadardır.
Yukarıda söz edilen temel parçacıkların etkileşmeleri ile ilgili süreçler evrenin yaşı 1 saniye ile 15 dakika arasında iken yaşanmıştır. Bu süreçlerde ortaya çıkan kimyasal yapının bugün gözlediğimiz yapıya uygun olması; kutlandığımız fiziğin, bugünden geriye giderek evrenin yaşının 1 saniye olduğu zamana kadar doğru olduğunu gösterir.
Böylece sıcak büyük patlama modelini destekleyen; birbirinden bağımsız 3 bulgu vardır. Birincisi, evrenin eş yönlü genişlemesi; ikincisi, hafif elementlerin sentezi ve üçüncüsü 2.7°K’lik mikrodalga arka- alan tayfının kara cisim tayfı olmasıdır.