Büyük Patlama Teorisi nedir?

    Evrenimiz nasıl oluştu? Bugün bildiğimiz sonsuz gibi görünen yer nasıl oldu? Ve bundan yüzyıllar sonra ona ne olacak? Bunlar, zamanın başlangıcından beri filozofları ve bilim adamlarını şaşırtan ve oldukça çılgın ve ilginç teorilere yol açan sorular. Bugün bilim adamları, astronomlar ve kozmologlar arasındaki fikir birliği, bildiğimiz şekliyle Evren'in, yalnızca maddenin çoğunluğunu değil, aynı zamanda sürekli genişleyen kozmosumuzu yöneten fiziksel yasaları da yaratan büyük bir patlamayla yaratıldığı yönündedir.

    Bu, Büyük Patlama Teorisi olarak bilinir. Neredeyse bir asırdır bu terim, akademisyenler ve akademisyen olmayanlar tarafından aynı şekilde tartışıldı. Kökenlerimizin en çok kabul gören teorisi olduğu düşünülürse, bu şaşırtıcı gelmemeli. Ama tam olarak ne anlama geliyor? Evrenimiz büyük bir patlamayla nasıl tasarlandı, bunun hangi kanıtı var ve teori, Evrenimiz için uzun vadeli projeksiyonlar hakkında ne söylüyor?

    Teorinin temelleri oldukça basittir. Kısaca Big Bang hipotezi, Evrendeki tüm mevcut ve geçmiş maddenin aynı anda, kabaca 13,8 milyar yıl önce var olduğunu belirtir. Bu zamanda, tüm madde, Tekillik adı verilen sonsuz yoğunluğa ve yoğun ısıya sahip çok küçük bir top halinde sıkıştırılmıştı. Aniden, Tekillik genişlemeye başladı ve bildiğimiz şekliyle evren başladı.

    Evrenin nasıl ortaya çıktığına dair tek modern teori bu olmasa da - örneğin, Durağan Durum Teorisi veya Salınımlı Evren Teorisi var - en yaygın kabul gören ve popüler olanıdır. Model sadece bilinen tüm maddenin kökenini, fizik yasalarını ve Evrenin büyük ölçekli yapısını açıklamakla kalmıyor, aynı zamanda Evrenin genişlemesini ve geniş bir yelpazedeki diğer fenomenleri de açıklıyor.

Zaman çizelgesi:

    Evrenin şu anki durumundan geriye doğru çalışan bilim adamları, evrenin genişlemeye başlayan sonsuz yoğunlukta ve sonlu zamanda tek bir noktadan kaynaklanmış olması gerektiğini teorileştirdiler. İlk genişlemeden sonra teori, Evren'in atom altı parçacıkların ve daha sonra basit atomların oluşumuna izin verecek kadar yeterince soğuduğunu iddia eder. Bu ilkel elementlerin dev bulutları daha sonra yerçekimi ile birleşerek yıldızları ve galaksileri oluşturdu.

    Tüm bunlar kabaca 13,8 milyar yıl önce başladı ve bu nedenle evrenin yaşı olarak kabul ediliyor. Bilim adamları, teorik ilkelerin test edilmesi, parçacık hızlandırıcıları ve yüksek enerji durumlarını içeren deneyler ve derin evreni gözlemleyen astronomik çalışmalar yoluyla, Büyük Patlama ile başlayan ve mevcut kozmik evrim durumuna yol açan olayların bir zaman çizelgesini oluşturdular. .

    Bununla birlikte, Büyük Patlama'dan yaklaşık 10^-43 ila 10^-11 saniye sonra süren Evren'in en erken zamanları , kapsamlı spekülasyonların konusudur. Bildiğimiz şekliyle fizik yasalarının şu anda var olamayacağı göz önüne alındığında, Evrenin nasıl yönetilebileceğini anlamak zor. Dahası, ilgili enerji türlerini yaratabilen deneyler henüz yapılmadı. Yine de, zamanın bu ilk anında neler olup bittiğine dair pek çok teori hakimdir ve bunların çoğu birbiriyle uyumludur.

Tekillik:

    Planck Dönemi olarak da bilinen bu, Evrenin bilinen en eski dönemiydi. Bu zamanda, tüm madde sonsuz yoğunlukta ve aşırı sıcaklıkta tek bir noktada yoğunlaşmıştı. Bu dönemde, yerçekiminin kuantum etkilerinin fiziksel etkileşimlere hakim olduğuna ve başka hiçbir fiziksel kuvvetin yerçekimi kadar güçlü olmadığına inanılıyor.

    Bu Planck süresi, 0 noktasından yaklaşık 10^-43 saniyeye kadar uzanır ve yalnızca Planck süresiyle ölçülebildiği için bu şekilde adlandırılır. Maddenin aşırı ısısı ve yoğunluğu nedeniyle, evrenin durumu oldukça kararsızdı. Böylece genişlemeye ve soğumaya başlayarak fiziğin temel güçlerinin tezahürüne yol açtı.

    Yaklaşık 10^-43 saniye ve 10^-36'dan itibaren evren geçiş sıcaklıklarını geçmeye başladı. Evreni yöneten temel güçlerin burada birbirinden ayrılmaya başladığına inanılıyor. Bu konudaki ilk adım, güçlü ve zayıf nükleer kuvvetleri ve elektromanyetizmayı açıklayan ayar kuvvetlerinden ayrılan yerçekimi kuvvetiydi.

    Daha sonra, Büyük Patlama'dan 10^-36 ila 10^-32 saniye sonra, evrenin sıcaklığı elektromanyetizma kuvvetlerinin ( güçlü kuvvet ) ve zayıf nükleer kuvvetlerin ( zayıf etkileşim ) ayrılabileceği kadar düşüktü ( 10²⁸ K ). Aynı zamanda iki farklı güç oluşturuyor.

Enflasyon Dönemi:

    Evrenin ilk temel kuvvetlerinin yaratılmasıyla Planck zamanında 10^-32 saniye süren ve bilinmeyen bir noktaya kadar süren Enflasyon Devri başladı. Çoğu kozmolojik model, Evrenin bu noktada homojen bir şekilde yüksek bir enerji yoğunluğuyla doldurulduğunu ve inanılmaz derecede yüksek sıcaklıkların ve basıncın hızlı genişlemeye ve soğumaya yol açtığını öne sürüyor.

    Bu, 10^-37 saniyede başladı ve kuvvetlerin ayrılmasına neden olan faz geçişi, aynı zamanda evrenin katlanarak büyüdüğü bir döneme yol açtı. Aynı zamanda bu noktada, sıcaklıkların o kadar yüksek olduğu ve parçacıkların rastgele hareketlerinin göreceli hızlarda meydana geldiği varsayımsal bir olayı ifade eden baryogenesis meydana geldi.

    Bunun bir sonucu olarak, her tür parçacık - karşı parçacık çifti çarpışmalarda sürekli olarak yaratılıyor ve yok ediliyordu; bunun, mevcut evrende maddenin antimadde üzerindeki hakimiyetine yol açtığına inanılıyor. Şişme durduktan sonra evren, diğer tüm temel parçacıklarla birlikte bir kuark - gluon plazmasından oluşuyordu. Bu noktadan itibaren, Evren soğumaya başladı ve madde birleşerek şekillendi.

Soğutma Dönemi:

    Evrenin yoğunluğu ve sıcaklığı azalmaya devam ettikçe, her parçacığın enerjisi azalmaya başladı ve fiziğin temel kuvvetleri ve temel parçacıklar bugünkü hallerine dönene kadar faz geçişleri devam etti. Parçacık enerjileri, parçacık fiziği deneyleriyle elde edilebilecek değerlere düşeceği için bu dönem sonrası daha az spekülasyona tabidir.

    Örneğin, bilim adamları Büyük Patlama'dan yaklaşık 10^-11 saniye sonra parçacık enerjilerinin önemli ölçüde düştüğüne inanıyorlar . Yaklaşık 10^-6 saniyede, kuarklar ve gluonlar birleşerek protonlar ve nötronlar gibi baryonları oluşturdular ve kuarkların antikuarklara göre küçük bir fazlalığı, baryonların antibaryonlara göre küçük bir fazlalığına yol açtı.

    Sıcaklıklar yeni proton-antiproton çiftleri ( veya nötron - anitnötron çiftleri ) oluşturacak kadar yüksek olmadığından, bunu hemen kitlesel yok oluş izledi ve orijinal protonların ve nötronların yalnızca 10'da biri kaldı ve antiparçacıklarının hiçbiri kalmadı. Büyük Patlama'dan yaklaşık 1 saniye sonra elektronlar ve pozitronlar için benzer bir süreç yaşandı. Bu yok oluşlardan sonra, geriye kalan protonlar, nötronlar ve elektronlar artık göreli olarak hareket etmiyorlardı ve evrenin enerji yoğunluğuna fotonlar ve daha az ölçüde nötrinolar hakimdi.

    Genişlemeye birkaç dakika kala, Big Bang nükleosentezi olarak bilinen dönem de başladı. 1 milyar kelvine düşen sıcaklıklar ve yaklaşık hava eşdeğerine düşen enerji yoğunlukları sayesinde, nötronlar ve protonlar birleşerek evrenin ilk döteryum ( stabil bir Hidrojen izotopu ) ve helyum atomlarını oluşturmaya başladılar. Bununla birlikte, Evrenin protonlarının çoğu, hidrojen çekirdeği olarak birleşmeden kaldı.

    Yaklaşık 379.000 yıl sonra, elektronlar bu çekirdeklerle birleşerek atomları ( yine çoğunlukla hidrojen ) oluştururken, radyasyon maddeden ayrıldı ve büyük ölçüde engellenmeden uzayda genişlemeye devam etti. Bu radyasyonun, bugün Evrendeki en eski ışık olan Kozmik Mikrodalga Arka Planını ( CMB ) oluşturduğu artık biliniyor.

    SPK genişledikçe yoğunluğunu ve enerjisini kademeli olarak kaybetti ve şu anda 2,7260 ± 0,0013 K ( -270,424 °C / -454,763 °F ) sıcaklığa ve 0,25 eV / cm³ ( veya 4,005×10^-14 J / m³ ; 400 – 500 foton / cm³ ) enerji yoğunluğuna sahip olduğu tahmin ediliyor.. CMB, kabaca 13,8 milyar ışıkyılı mesafeden her yönden görülebilir, ancak gerçek mesafesine ilişkin tahminler, onu Evrenin merkezinden yaklaşık 46 milyar ışıkyılı olarak gösteriyor.

Yapı Çağı:

    Bunu takip eden birkaç milyar yıl boyunca, Evrenin neredeyse tekdüze dağılmış maddesinin biraz daha yoğun bölgeleri yerçekimsel olarak birbirini çekmeye başladı. Bu nedenle daha da yoğunlaşarak gaz bulutları, yıldızlar, galaksiler ve bugün düzenli olarak gözlemlediğimiz diğer astronomik yapıları oluşturdular.

    Bu, Yapı Çağı olarak bilinen şeydir, çünkü bu dönemde modern Evren şekillenmeye başlamıştır. Bu, yıldızlardan ve gezegenlerden galaksilere, galaksi kümelerine ve maddenin yoğunlaştığı süper kümelere kadar çeşitli boyutlardaki yapılarda dağıtılan ve birkaç gökada içeren muazzam uçurumlarla ayrılmış görünür maddeden oluşur.

    Bu sürecin ayrıntıları, evrendeki maddenin miktarına ve türüne bağlıdır; soğuk karanlık madde , sıcak karanlık madde, sıcak karanlık madde ve baryonik madde önerilen dört türdür. Ancak karanlık madde parçacıklarının ışık hızına göre yavaş hareket ettiği Lambda - Soğuk Karanlık Madde modeli ( Lambda - CDM ), mevcut verilere en iyi şekilde uyması nedeniyle Big Bang kozmolojisinin standart modeli olarak kabul edilmektedir. .

    Bu modelde, soğuk karanlık maddenin evrendeki madde/enerjinin yaklaşık %23'ünü, baryonik maddenin ise yaklaşık %4,6'sını oluşturduğu tahmin edilmektedir. Lambda, başlangıçta Albert Einstein tarafından önerilen ve evrendeki kütle - enerji dengesinin statik olduğunu göstermeye çalışan bir teori olan Kozmolojik Sabite atıfta bulunur. Bu durumda, evrenin genişlemesini hızlandırmaya ve büyük ölçekli yapısını büyük ölçüde tekdüze tutmaya hizmet eden Karanlık Enerji ile ilişkilendirilir.

Uzun Vadeli Tahminler:

    Evrenin bir başlangıç ​​noktası olduğunu varsaymak, doğal olarak olası bir bitiş noktasıyla ilgili soruları gündeme getiriyor. Evren genişlemeye başlayan sonsuz yoğunlukta küçük bir nokta olarak başladıysa, bu sonsuza kadar genişlemeye devam edeceği anlamına mı geliyor? Yoksa bir gün genişleyen gücü tükenecek ve tüm madde tekrar küçük bir top haline gelene kadar içe doğru çekilmeye başlayacak mı?

    Bu soruyu cevaplamak, hangi Evren modelinin doğru olduğu konusundaki tartışma başladığından beri kozmologların ana odak noktası olmuştur. Büyük Patlama Teorisinin kabul edilmesiyle, ancak 1990'larda Karanlık Enerjinin gözlemlenmesinden önce, kozmologlar Evrenimiz için en olası sonuçlar olarak iki senaryo üzerinde anlaşmaya vardılar.

    Yaygın olarak "Büyük Çöküş" senaryosu olarak bilinen birincisinde, evren maksimum büyüklüğe ulaşacak ve ardından kendi içine çökmeye başlayacaktır. Bu, ancak Evrenin kütle yoğunluğunun kritik yoğunluktan büyük olması durumunda mümkün olacaktır. Diğer bir deyişle, maddenin yoğunluğu belirli bir değerde ( 1-3 ×10^-26 kg madde / m³  ) veya üzerinde kaldığı sürece , Evren eninde sonunda büzülecektir.

    Alternatif olarak, evrendeki yoğunluk kritik yoğunluğa eşit veya altında olsaydı, genişleme yavaşlar ama asla durmazdı. "Büyük Donma" olarak bilinen bu senaryoda Evren, her galaksideki tüm yıldızlararası gazın tüketimi ile yıldız oluşumu sonunda durana kadar devam edecekti. Bu arada, var olan tüm yıldızlar yanacak ve beyaz cüceler, nötron yıldızları ve kara delikler haline gelecekti.

    Çok kademeli olarak, bu kara delikler arasındaki çarpışmalar, kütlenin giderek daha büyük kara delikler halinde birikmesine neden olacaktır. Evrenin ortalama sıcaklığı mutlak sıfıra yaklaşacak ve karadelikler Hawking radyasyonlarının sonuncusunu da yaydıktan sonra buharlaşacaktı. Son olarak, evrenin entropisi, ondan hiçbir organize enerji formunun çıkarılamayacağı bir noktaya yükselecektir ( "ısı ölümü" olarak bilinen bir senaryo ).

    Karanlık Enerji'nin varlığını ve kozmik genişleme üzerindeki etkisini içeren modern gözlemler, şu anda görünür olan evrenin giderek daha fazlasının bizim olay ufkumuzu ( yani, görebildiklerimizin sınırı olan CMB ) ötesine geçeceği sonucuna varmıştır. Bunun nihai sonucu şu anda bilinmiyor, ancak "ısı ölümü" bu senaryoda da olası bir son nokta olarak kabul ediliyor.

    Hayali enerji teorileri olarak adlandırılan karanlık enerjinin diğer açıklamaları, galaksi kümelerinin, yıldızların, gezegenlerin, atomların, çekirdeklerin ve maddenin kendisinin sürekli artan genişlemeyle nihayetinde parçalanacağını öne sürüyor. Bu senaryo "Büyük Yırtılma" olarak bilinir ve Evrenin kendisinin genişlemesi sonunda onu mahvedecektir.

Büyük Patlama Teorisinin Tarihçesi:

    Big Bang'in ilk belirtileri, 20. yüzyılın başlarında yapılan derin uzay gözlemleri sonucunda ortaya çıktı. 1912'de Amerikalı gökbilimci Vesto Slipher, sarmal gökadalar ( nebula olduklarına inanılan ) hakkında bir dizi gözlem gerçekleştirdi ve Doppler Kırmızıya Kaymalarını ölçtü. Neredeyse tüm durumlarda, sarmal gökadaların bizimkinden uzaklaştığı gözlemlendi.

    1922'de Rus kozmolog Alexander Friedmann, Einstein'ın genel görelilik denklemlerinden türetilen Friedmann denklemleri olarak bilinen şeyi geliştirdi. Einstein'ın o sırada bir Kozmolojik Sabit ile savunduğunun aksine, Friedmann'ın çalışması evrenin büyük ihtimalle genişleme halinde olduğunu gösterdi.

    1924'te Edwin Hubble'ın en yakın sarmal bulutsuya olan büyük mesafeyi ölçmesi, bu sistemlerin gerçekten de başka gökadalar olduğunu gösterdi. Aynı zamanda Hubble, Mount Wilson Gözlemevi'ndeki 100 inçlik ( 2,5 m ) Hooker teleskopunu kullanarak bir dizi mesafe göstergesi geliştirmeye başladı. Ve 1929'da Hubble, mesafe ile durgunluk hızı arasında bir ilişki keşfetti - bu şimdi Hubble yasası olarak biliniyor.

    Ve sonra 1927'de Belçikalı bir fizikçi ve Roma Katolik rahibi olan Georges Lemaitre bağımsız olarak Friedmann'ın denklemleriyle aynı sonuçları elde etti ve galaksilerin varsayılan durgunluğunun evrenin genişlemesinden kaynaklandığını öne sürdü. 1931'de bunu daha da ileri götürdü ve Evren'in mevcut genişlemesinin, babanın geçmişe gittiği, Evren'in küçüleceği anlamına geldiğini öne sürdü. Geçmişte bir noktada, evrenin tüm kütlesinin, uzay ve zamanın dokusunun kaynaklandığı tek bir noktada toplanmış olacağını savundu.

    Bu keşifler, 1920'ler ve 30'lar boyunca fizikçiler arasında, çoğunluğun evrenin sabit bir durumda olduğunu savunduğu bir tartışmayı tetikledi. Bu modelde, evren genişledikçe sürekli olarak yeni madde yaratılır, böylece zamanla maddenin tekdüzeliği ve yoğunluğu korunur. Bu bilim adamları arasında, Big Bang fikri bilimsel olmaktan çok teolojik görünüyordu ve Lemaitre'ye karşı dini geçmişine dayanarak önyargı suçlamaları yapıldı.

    Bu süre zarfında Milne Modeli ve Salınımlı Evren modeli gibi başka teoriler de savunuldu. Bu teorilerin her ikisi de Einstein'ın genel görelilik teorisine ( ikincisi Einstein tarafından onaylanmıştır ) dayanıyordu ve evrenin sonsuz veya belirsiz, kendi kendini idame ettiren döngüleri takip ettiğini savunuyordu.

    İkinci Dünya Savaşı'ndan sonra, ( astronom Fred Hoyle tarafından resmileştirilen ) Durağan Durum Modeli'nin savunucuları ile popülaritesi artan Büyük Patlama Teorisi'nin savunucuları arasındaki tartışma doruk noktasına ulaştı. İronik bir şekilde, Mart 1949'da bir BBC Radyosu yayını sırasında "Big Bang" ifadesini icat eden Hoyle'du ve bazıları tarafından aşağılayıcı bir işten çıkarma olduğuna inanılıyordu ( Hoyle bunu yalanladı ).

    Sonunda, gözlemsel kanıtlar, Durağan Durum yerine Big Bang'i tercih etmeye başladı. 1965'te kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun keşfi ve doğrulanması, Big Bang'in evrenin kökeni ve evrimi hakkındaki en iyi teori olmasını sağladı. 60'ların sonlarından 1990'lara kadar gökbilimciler ve kozmologlar, ortaya çıkardığı teorik sorunları çözerek Büyük Patlama için daha da iyi bir savunma yaptılar.

    Bunlar, Stephen Hawking ve diğer fizikçiler tarafından sunulan ve tekilliklerin genel göreliliğin kaçınılmaz bir başlangıç ​​koşulu ve bir Big Bang kozmoloji modeli olduğunu gösteren makaleleri içeriyordu. 1981'de fizikçi Alan Guth, diğer teorik sorunları çözen hızlı bir kozmik genişleme dönemi ( "Enflasyon" Dönemi olarak da bilinir ) teorisini ortaya attı.

    1990'lar ayrıca kozmolojideki önemli sorunları çözme girişimi olarak Karanlık Enerji'nin yükselişine tanık oldu. Evrenin eksik kütlesine ilişkin bir açıklama sağlamanın yanı sıra ( ilk olarak 1932'de Jan Oort tarafından önerilen Karanlık Madde ile birlikte ), evrenin neden hala hızlandığına dair bir açıklama sağlamanın yanı sıra Einstein'ın Kozmolojik Teorisine bir çözüm sunuyor.

    Gökbilimcilerin ve kozmologların evreni daha fazla görmelerine ve gerçek yaşını daha iyi anlamalarına olanak tanıyan teleskoplar, uydular ve bilgisayar simülasyonlarındaki gelişmeler sayesinde önemli ilerlemeler kaydedildi. Kozmik Arka Plan Gezgini ( COBE ), Hubble Uzay Teleskobu, Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Probu ( WMAP ) ve Planck Gözlemevi gibi uzay teleskoplarının da ölçülemez bir değeri olmuştur.

    Bugün kozmologlar, Evrenin yaşı bir yana, Büyük Patlama modelinin birçok parametresinin oldukça kesin ve doğru ölçümlerine sahipler. Ve her şey, birçok ışıkyılı uzaklıkta bulunan büyük kütleli yıldız nesnelerinin bizden yavaşça uzaklaştığının not edilmesiyle başladı. Ve her şeyin nasıl sona ereceğinden hâlâ emin olmasak da, kozmolojik ölçekte bunun uzun, UZUN bir süre olmayacağını biliyoruz!