Evren

dengede olan bir direk ve yıkılmıyor

EVREN
MODELİN YETKİNLEŞTİRİLMESİ: ŞİŞEN EVREN

Standart modelde Evren ilk anlarında ısıl dengede olan bir parçacık «gaz»ından oluşur: homojen ve izotroptur, yani bütün noktalarda ve bütün yönlerde aynı özelliklere sahiptir. Bu durumda üç bilmeceyle karşı karşıya kalınmaktadır.

İlkel Evren’in 1083 «bölge» bilmecesi

Görelik kuramına göre, hiçbir sinyal ışığınkinden daha büyük bir hızla yayılamaz. Öyleyse, Evren’in her bölgesi «nedensel olarak» bir başkasına, ancak, bunları birbirinden ayıran mesafenin, ışığın Evren’in t = 0 anından beri katedebileceği yoldan kısa veya buna eşit olması durumunda bağlı olabilir. Bunun doğrudan sonucu şudur: Evren t = İO”40 sn yaşındayken, «nedensel olarak» bağlantısız en az 1083 bölgeden oluşuyordu! Birbirlerinden tamamen habersiz olan bu bölgeler farklı sıcaklıklarda olabilirdi: oysa, homojenliği ve izotrop-luğu varsayan standart model Evren’e tek bir sıcaklık atfeder.

Planck zamanında evrenin yoğunluğu bilmecesi

Bugünkü Evren’de bulunan enerjinin (dolayısıyla da maddenin) yoğunluğu kritik yoğunluğa yakındır; kritik yoğunluk düz bir Evren’in özelliğidir, yani açık Evren ile kapalı Evren arasındaki sınırı belirler. Oysa standart model şunu koşul olarak ileri sürer: bugünkü Evren’in yoğunluğunun gözlenen aralıkta olması, yani kritik yoğunluğa yakın olması için, Evren’in Planck zamanındaki yoğunluğunun tam olarak beşinci ondalığa yakın kritik yoğunlukta olması gerekir. Bu, en azından şaşırtıcı görünmektedir.

Fosil manyetik yükler bilmecesi

Büyük birleşme kuramlarının (E = 1016 GeV) öngördüğü faz geçişi çağında, manyetik yüklerin önemli sayıda olması gerekir. Bunlardan bazılarının yok olmasından sonra, standart model bugünkü Evren’i pek çok fosil manyetik yükün doldurduğunu öngörür. Oysa biz bunları hiç veya pek saptayamıyoruz (1982’de bir tanesi saptanmıştır).

Şişen Evren modeli

1982’de Massachusetts Teknoloji Enstitüsü’nden Amerikalı fizikçi Alan Guth, standart kozmolojik modelin üç belirsizliğinden hareketle bir senaryo önerdi: şişen Evren (inflationary Universe) modeli, 1014 GeV’e doğ ru öngörülen kritik sıcaklıkta bir faz geçişi varsayarak, esas olarak 10“ 3 sn – 1(T30 sn dönemi için, eskisinin yerini almaktadır. Evren’in sıcaklığı bu değerden düşük olduğunda düşük sıcaklık fazı kabarcıklarının oluşması ve büyümesi ge-
EVREN : GEÇEN ZAMANA GÖRE YOĞUNLUĞUN VE SICAKLIĞIN DEĞİŞİMİ
/ İ i / § /
Jt V •
w £ £ |
5 «?.

yoğunluk (g ■ cm’ )
sıcaklık (K)
İmkânsız bir görüntü: bir ışık köprüsü bu yakın galaksi (en önemli hücre) ile bu uzak kuvazan birbirine bağlar gibi görünmektedir. Bu gözlem, Büyük Patlama çerçevesi içinde Evren ’in genişlemesi kuramıyla tam bir çelişki içindedir.
GÖRELİLİK VE KOZMOLOJİ

1929’da galaksilerin rav~..=-
kırmızıya doğru kaydığın— « fedilmesi, Evren’in genişi
olduğu düşüncesine yo. i.~ 1964’te Evren’in 3 K ışmair=

keşfi, Büyük Padama < —:

güçlendirdi. Bu iki keş:: -.ze yük Patlama kuramının . olgularını sağlamakta, ; ■

relilik ise Büyük Padama’.= <_ ramsal çerçevesini vennekac^ 1915’te Albert Einsreın ~ ~ dan geliştirilen bu kuramca

kuvveti, Newton‘m kıı-z—-

olduğu gibi kütleler arasıca i^c-de bulunan uzak bir kuvvece etkisinden kaynaklanmaz. UZ2V-ZI-marnn kütlelerin vaıiıgr.-ia diği bir değişikliğin Evren henüz değişmez kavrandığından, Emstem sr^ZLs. bir Evren modeli elde ezrrjty denklemlerini karmajikiaşr—i ‘ zorunda kalmıştır, çünkü f sonunda, doğal olarak- ; ‘

birEvren’e vanyordu. Bu : r-kaç yıl sonra kabui ecilececı
rekir. Ama yarı kararlı bir durum, bir tür «aşırı kaynaşma» varsayalım. Evren genişlediği için sıcaklık düşmeye devam eder. Nihayet faz geçişi devreye girer ve büyük miktarda enerji serbest kalır: böylece Evren yeniden ısınır (bu enerjiyi «yerel olarak» yeniden soğurur).

Şişen Evren senaryosu, Evren’in başlangıçta bütünüyle homojen, izotrop ve tam olarak kritik yoğunlukta olamayacağını, ama şişme fazında homojen, izotrop ve bu değere yakın yoğunlukta bölgelerin geliştiğini ileri sürerek, Evren’in homojenliğini, izotropluğunu ve «düzlüğünü» açıklar. Söz konusu bölgeler arasında bizim Evren’imiz de yer almaktadır. Manyetik yüklerin gözlenmemesine gelince, senaryo bunu onların üretiminin ancak çok zayıf olabileceğini belirterek açıklar. Gerçekten de, yüksek sıcaklık fazı çok düşük bir sıcaklığa kadar varlığını korur ve manyetik yükler sadece geçişin yol açtığı yeniden ısınma sırasında oluşurlar. Standart modelde yapılan bu düzeltmede, «Evren»in bizim «Evren’imiz»e kayışının başlangıçta birbirinden kopuk olan bölgelerden birine indirgendiği fark edilecektir.

Ne olursa olsun, modelin daha da gelişeceği kesindir ve yerini henüz tasarlayamadığımız değişik modellerin alması muhtemeldir. Gerçekten de, astrofizik alanında olduğu kadar parçacık fiziği alanında da bilgilerimiz hızla gelişmektedir. Uzay teleskoplarından veya büyük hızlandırıcılardan gelen beklenmedik verilerin, pek yakında Evren’e ilişkin bugünkü fikirleri altüst edeceğinden kuşku duymamak gerekir. □
Başak takımyıldızında gaiats.ı kümesi. Homojen :s~ başlayarak galaksier – .s/ız = oluşumu sorusu hâs ce.sz beklemektedir.
»>
tt
‘îte.!
Astrofizikçi E. P. Hubble, Palomar Dağı ’nda: Hubble ‘in gözlemleri, Evren ‘in bûyiik patlamadan beri genişlemekte olduğunu saptamasını sağlamıştır.
Bir ölçüm gelip de bir kuramın sonucu olarak açıklanan bir tahmini onayladığında, bu genellikle kuram lehine bir kanıt oluşturur: bu yeni sonucu açıklamak için, «kesintisiz yaratılış» kuramını değiştirmeye yönelik birkaç girişim önerildiyse de, Penzias ve Wilson’ın keşfi kozmolojistlerin çoğunluğu açısından, Büyük Pat-lama’ya tartışmasız bir olgu niteliği veriyordu.

BÜYÜK PATLAMA SENARYOSU

Model 1964’ten beri, astrofizik alanında olduğu kadar (kara delikler vb.) temel parçacıklar (kuarklar, leptonlar, bozonlar…) alanında da en son varsayımlar eklenerek sürekli geliştirilmiş, ayrın-tılandırılmıştır. Astronomlann çoğunluğu tarafından kabul edilen genel modele «standart model» adı verilir.

Giriş niteliğinde uyanlar

Popüler Büyük Patlama tasvirleri büyük ölçüde patlama (kimyasal veya nükleer) imgesine başvurmakla birlikte, aslında burada bambaşka bir şey söz konusudur: bildiğimiz haliyle maddenin ve enerjinin yaratılması.

Gerçekten de, astrofizikçiler bir hidrojen bulutundan yola çıkarak yıldızların doğuşuna ve burada daha ağır elementlerin nasıl geliştiğine ilişkin oldukça kesin bir fikir edinmeye başlamış olsalar bile, hidrojenin, yani elektron ve protonun yanı sıra diğer temel parçacıkların doğuşunu açıklamak kozmolojiste düşmektedir. Öncel olarak şaşırtıcı gelen, Evren’in incelenmesinin aslında bir sonsuz küçük bilgisi olduğu gerçeği böylece açıklanmaktadır: kozmolojik senaryoda, nötrino galaksiden çok daha fazla mevcut bir aktördür.

Bu, hiç kuşkusuz kuvantumcu ve göreci bir betimlemeyi zorunlu kılar. Kuarklara veya uzayın eğriliğine yapılan bu devamlı gönderme usandırıcı veya tam tersine şiirsel gelebilir: her halükârda, bundan, Evren’in doğumu ve evrimi sorununun, zorunlu olarak ve tamamen, gündelik betimleme olanaklarım aştığı sonucunu çıkarmak ve tersine inanılmasına neden olacak her tür girişimden kaçınmak gerekmektedir.

Sıfır anı

Büyük Patlama, bizim bildiğimiz Evren’le hiçbir ortak yanı olmayan bir Evren’in sıfır anına işaret eder: bu sırada madde sonsuz yoğunlukta ve sıcaklıktadır; tek bir noktaya indirgenmiş olan uzay-zaman eğriliği de sonsuzdur. Bu, bizim için bilinmez bir durumdur. Gerçekten de «kozmolojik ufkumuzu» oluşturan bir anın öncesine ilişkin bilgiler elde etmeyi bekleyemeyiz. Bu t – İO^13 sn olarak nitelenen başlangıç anı, çekim kuvvetinin ortaya çıktığı ve 1028 K’lik bir sıcaklıkta (çoktan düşmeye başlamıştır) X bozonla-rı’nın doğduğu andır. Bu ana «Planck zamanı» denir ve değeri bo-yutsal savlardan çıkarsamr.
10-43 sn’den 10’33 sn’ye

Bu dönemin başında X bozonları (bunların kütlesi 1014 GeV’e yakındır) biricik etkileşimin (henüz başlamış olan çekim kuvveti hariç tutulursa) taşıyıcılarıdır. Bu dönemin sonlarına doğru, sıcaklık, karşıtparçacıklarla temas edince yok olarak ortadan kalkan X bozonlarının yeniden oluşmamasına yetecek kadar düşer (T= 1025 K).

Bu olaya etkileşimin simetrisinin kırılması eşlik eder; etkileşim bu sırada iki bileşen halinde ayrışır: sadece kuarklar (vs bunlardan oluşan parçacıklar: mezonlar, protonlar, nötronlar vb) arasında geçerli olan güçlü etkileşim; kuarklar arasında olduğu kadar leptonlar (elektronlar, nötrinolar) arasında da geçerli olan zayıf elektrik etkileşim. Madde-karşıtmadde asimetrisinin kökeninde de bu farklılaşma yatar. Gerçekten de, sıcaklık X bozonlarının eşik sıcaklığının altına düştüğünde, kuram, karşıtkuarktan daha fazla kuark kaldığını gösterir (bununla birlikte fark son derece küçüktür: her milyar karşıtkuark için, bir milyar kuark artı bir kuark vardır).

10~33 sn’den 0,1 msn’ye: hadron çağı

Sıcaklık yeterince düştüğünde, dolayısıyla Evren yeterince genleştiğinde, kuarklar arasındaki çarpışmalar hadron doğurur: kuark-karşıtkuark çiftleri mezon, kuark üçlüleri ise, her ikisi de baryonlar adıyla anılan proton ve nötron denen parçacıkları verir; aynı şekilde karşıtkuarklarda karşıtbaryon denen parçacıkları oluşturacaklardır. Baryonların ve karşıtbaıyonlarm çoğu yok olarak ışık haline gelecektir; ama karşıtkuarklara göre hafif kuark fazlasının sonucunda, bir nötron ve proton kalıntısı olacaktır. Her bir milyar ışınım parçacığı için sadece bir madde parçacığı kalacaktır.

0,1 msn’den 10 sn’ye: lepton çağı

Önce nötron sayısına eşit olan proton sayısı, giderek birincisini geçecektir. Lepton çağının sonunda Evren’de nötron sayısının beş katı proton olacaktır.

Bir diğer önemli olay da nötrinolarm serbestleşmesidir: sıcaklık düştüğünden, nötrinolarm diğer parçacıklarla etkileşmek için çok zayıf bir enerjileri vardır; böylece, kendileri için saydam hale gelmiş olan Evren’de yolculuklarını serbestçe sürdürürler. Lepton çağı sıcaklık elektronun eşik sıcaklığının (6 • 109 K) altına düştüğünde sona erer.
III Mil

200 km/sn

>1 I Mİ
lif üi I (İl
İkizler | I l kümesin deki

galaksi | I 1
III ‘M M I I Ul

23 000 fcmısn
Çoban >| im ı

kümesindeki ■ , ~jT» —

galaksi f
Galaksilerin kaçışı. Değişti galaksilerden gelen ışıktaki te s özgü H ve K tayf çizgileri. 6i – -kırmızıya doğru kaydığını göstermektedir; bu kayma s:: • galaksiler ne kadar uzaksa s *ı: büyüktür. Bu olgu galaksi er -birbirinden uzaklıktan artDçaî bir hızla hareket ettikleri a‘5~S-açıklanmaktadır.
Büyük Patlama (Big-Bang). Evren’in kökeni ve evrimi üzerine kuramiann çoğu Büyük Patiama’ya göndermede bulunur: 14-20 milyar yıl öncesine uzanan bir zamanda, Evren’in bütün maddesi, sonsuz bir sıcaklıkta tek bir noktada yoğunlaşmıştı. Bu nokta patladı (1). Madde bu andan itibaren genişleyip soğuyarak (2), yer değiştirmeye ve birbirlerinden uzaklaşmaya devam eden (3) ilk galaksileri oluşturdu. Büyük Patlama kuramına göre, Evren’in evrimi içerdiği maddenin yoğunluğuna bağlıdır: bu yoğunluk kritik yoğunluktan düşükse, Evren açıktır ve genleşmeye devam edecektir (A): buna karşılık, yoğunluk yüksekse (B), Evren kapalıdır: madde, azami bir genişleme evresinden sonra büzülerek aşın yoğun durumuna geri dönecektir hızdaki tayf çİ2gilerinde artış kızıla doğru kayma
Evren’in sınırlan? Evren’in pekâlâ sonlu bir hacmi olabilir ve bununla birlikte sınırlan olmayabilir. Bu kapalı Evren, bir kürenin yüzeyiyle modelleştirilebilir; bu yüzeyin üzerinde bir üçgenin açılannın toplamı (A) 180°’den büyüktür. Bu nedenle doğrusal bir çizgi üzerinde hareket eden bir uzay aracı (B) Evren turunu tamamlamak ve hareket noktasına geri dönmek durumundadır. Aynı örneksemeden yola çıkılırsa, açılannın toplamı 180°’den fazla olan astronomik boyutlu bir üçgen (C), Evren’in kapalı olduğu anlamına gelecektir. Benzer biçimde, doğrusal bir çizgiye göre hareket eden bir uzay aracı (D), sonlu bir zamandan sonra, fırlatılış noktasına geri dönecektir ama bu defa karşı yönden gelecektir.
10 sn’den 1 milyon yıla: ışınım çağı

Evrenin sıcaklığı elektronların ve pozitonların (elektronların karşıtparçacıkları) eşik sıcaklığının altında olduğundan, bunlar yok olma yoluyla hızla ortadan kalkma eğilimi içine girerler: bu sırada fotonlar Evren’i oluşturan temel parçacıklardır. Bu, ışınım çağının başlangıcıdır, t ~ 3 dk’ya doğru sıcaklık, protonların ve nötronların hafif atom çekirdekleri oluşturmak üzere birleşmelerine tam olarak yetecek kadardır. Bir helyum 3 veya helyum 4 çekirdeğinin oluşması için, üçlü veya dörtlü bir çarpışmanın gerçekleşmesi gerekir. Bu nükleosentez, genel kural olarak, ancak, çok hafif olan döteryum çekirdeklerinin (1 proton ve 1 nötron) oluşmasından sonra mümkündür. Daha ağır elementler oluşamaz, çünkü nükleon başma düşen bağlanma enerjileri helyuminkinden daha düşük olduğundan, çarpışmalarda derhal tahrip olurlar (sıcaklık hâlâ yüksektir: 1 milyar K). Bu sürecin sonunda, toplam nükleon kütlesinin yüzde 25’i helyuma dönüşmüştür; geriye kalanı ise hidrojen çekirdekleri (protonlar) biçimindedir. Elektron artığı, protonlarla birlikte Evren’in elektriksel nötrlüğünü sağlar.

t ~ 30 dk’dan sonra Evren’in sıcaklığı çok düşüktür ve nükleer kaynaşma tepkimeleri artık gerçekleşemez. Bu tepkimeler, çok daha sonralan, yıldızların merkezinde yeniden başlayacak ve helyumdan daha ağır bütün diğer elementleri üretecektir. Sıcaklığın, atomların oluşma eşiği olan 4 000 K’nin altına düşmesi için 100 000 yıldan fazla zaman geçmesi gerekecektir: bu sırada elektronlar protonlarla ve helyum çekirdekleriyle bağlanıp birleşerek hidrojen ve helyum atomlarını oluştururlar. Bu sürecin sonunda (500 000 ile 1 milyon yıl arasında) çekirdeklere bağlanmış elektronlar ışınımın, serbest oldukları zamandan çok daha kolay süzülmesine geçit verirler: Evren saydamdır ve ışık Evren’de serbestçe yayılmaktadır. Bu ışıma, maddeyle ilintili olduğu çağın «am»sı olarak, 3 000 K’lik sıcaklıktaki ısıl bir ışımaya özgü bir tayfı korumaktadır (genişlemeyle «yayılmış» olan bu ışıma, 2,7 K’deki ışımadır).
Genişleyen Evren. Uzak galaksilerin tayf ışınlan (A) kırmızıya doğru kayar ve kayma hızı galaksiler Dünya’dan uzaklaştıkça büyür; galaksiler birbirlerine uzaklıklanyla orantılı bir hızla uzaklaşırlar (B). Evren’i genişlemekte olan bir topun yüzeyi olarak hayal edersek (C1), bu galaksilerden birinin üzerinde bulunan bir gözlemci (kırmızı nokta, C2) diğer bütün galaksilerin (mavi noktalar) kendisinden uzaklaşır gibi göründüğünü gözleyebilir (C3). Bununla birlikte, Dünya’dan uzaklaşır gibi görünen galaksiler (D), galaksilerin görülemeyecekleri, çünkü ışıklannın alınamayacağı kadar uzakta olduktan, daha da büyük bir Evren’in (E) bir parçasından başka bir şey olmayabilirler.
1 milyon yıldan günümüze: yıldız çağı

2,7 K’deki ışınım fazla homojen göründüğünden heterojer rin araştırılması, uzun süre pek çok sorun yaratmıştır. Ame uydusu COBE, Evren’e gene de, çekimin etkisi altında büyü; olan ilk yapıların oluşması için yeterli bir heterojenlik vere: ufak tedirginliklerin gözler önüne serilmesini ancak 1992’d< layabilmiştir. Bir gaz bulutunun kendi çekim gücünün etkisi da büzüşmesi, iç sıcaklığın artmasına yol açar. Milyonlarca yı ra, gaz kütlesinin merkezî nükleer tepkimelerin başlamasına cek kadar sıcak ve yoğundur. Hidrojen helyuma dönüşerek ö li miktarda enerjiyi serbest bırakır: bir yıldız doğmuştur. Gür doğması için 10 milyar yıldan uzun bir süre beklemek gerekn

Evren’in geleceği

Evren’in gelecekteki evrimi esas olarak içerdiği madde yc luğuna bağlıdır. Bugün ölçülen bu yoğunluk kritik yoğunh yüksekse, Evren kapalıdır: azami bir genişleme evresinden 5 büzülecektir. Tersine, bu yoğunluk kritik yoğunluktan düş Evren sonsuza kadar genişlemeye devam edecektir. Bugünkı ğunluğa kesin bir değer biçilebilir mi? He yazık ki hayır. Yc luk tahmininde, sadece gözle görünür madde (yıldızlar, gal ler, gaz) hesaba katıldığında, Evren’i «kapatmak» için gerekl tik yoğunluğun en çok yüzde 5’i elde edilmektedir. Oysa Evn içinde büyük miktarda görünmez madde olduğunu biliyoruz ve gaz bulutlan, sönmüş yıldızlar, kara delikler, nötrinolar, 1 henüz saptanmamış başka parçacıklar. Büyük olasılıkla yoğu kritik değerine yakındır, ama bundan düşük mü (açık Evren) sa yüksek mi (kapalı Evren) olduğu belirlenememektedir.

Birinci durumda, büyük patlamadan 1031 yıl sonra Evren korkunç bir olayın cereyan etmesi gerekecektir: protonun, c yısıyla da bütün atomların dağılması. Gariptir ki, bu gecikmi; ğılma büyük padamadan 10~30 sn sonra olmuş bir olaydan naklanmaktadır; bu, büyük birleşme kuramları tarafından ö: rülen, baryon sayısının korunmamasıdır.

Son olay, kara deliklerin «buharlaşması» olacaktır. Sadece ince bir gazdan (fotonlar, nötrinolar, birkaç ender elektron ve ziton) oluşan Evren hep daha büyük, hep daha boş, hep dah; ğuk olacaktır.

Tam tersine Evren kapalıysa, genişlemenin yerini büzülme çaktır. Yoğunluğun kritik yoğunluktan yüksek olmadığı durur, büyük padamayı büyük çökme (nihaî büzülme) evresinden ay süre 100 milyar yıl düzeyinde olacaktır. Büzülme sırasında kar£ likler hep daha fazla madde yutacak, hatta karşılıklı olarak biı lerini yutabileceklerdir; Evren’in bütün ışınımı ve maddesi de\ kara delik içinde hapsolacaktır. Evren tekillik kazanmadan c «yeniden sıçrayabilir» ve yeniden genleşebilir de. Ama buna tı bül eden model («Yo-yo Evren»), sıfır anının biricikliğini savu büyük patlama yandaşlarınca bir sapma olarak kabul edilmektiEVREN
MODELİN YETKİNLEŞTİRİLMESİ: ŞİŞEN EVREN

Standart modelde Evren ilk anlarında ısıl dengede olan bir parçacık «gaz»ından oluşur: homojen ve izotroptur, yani bütün noktalarda ve bütün yönlerde aynı özelliklere sahiptir. Bu durumda üç bilmeceyle karşı karşıya kalınmaktadır.

İlkel Evren’in 1083 «bölge» bilmecesi

Görelik kuramına göre, hiçbir sinyal ışığınkinden daha büyük bir hızla yayılamaz. Öyleyse, Evren’in her bölgesi «nedensel olarak» bir başkasına, ancak, bunları birbirinden ayıran mesafenin, ışığın Evren’in t = 0 anından beri katedebileceği yoldan kısa veya buna eşit olması durumunda bağlı olabilir. Bunun doğrudan sonucu şudur: Evren t = İO”40 sn yaşındayken, «nedensel olarak» bağlantısız en az 1083 bölgeden oluşuyordu! Birbirlerinden tamamen habersiz olan bu bölgeler farklı sıcaklıklarda olabilirdi: oysa, homojenliği ve izotrop-luğu varsayan standart model Evren’e tek bir sıcaklık atfeder.

Planck zamanında evrenin yoğunluğu bilmecesi

Bugünkü Evren’de bulunan enerjinin (dolayısıyla da maddenin) yoğunluğu kritik yoğunluğa yakındır; kritik yoğunluk düz bir Evren’in özelliğidir, yani açık Evren ile kapalı Evren arasındaki sınırı belirler. Oysa standart model şunu koşul olarak ileri sürer: bugünkü Evren’in yoğunluğunun gözlenen aralıkta olması, yani kritik yoğunluğa yakın olması için, Evren’in Planck zamanındaki yoğunluğunun tam olarak beşinci ondalığa yakın kritik yoğunlukta olması gerekir. Bu, en azından şaşırtıcı görünmektedir.

Fosil manyetik yükler bilmecesi

Büyük birleşme kuramlarının (E = 1016 GeV) öngördüğü faz geçişi çağında, manyetik yüklerin önemli sayıda olması gerekir. Bunlardan bazılarının yok olmasından sonra, standart model bugünkü Evren’i pek çok fosil manyetik yükün doldurduğunu öngörür. Oysa biz bunları hiç veya pek saptayamıyoruz (1982’de bir tanesi saptanmıştır).

Şişen Evren modeli

1982’de Massachusetts Teknoloji Enstitüsü’nden Amerikalı fizikçi Alan Guth, standart kozmolojik modelin üç belirsizliğinden hareketle bir senaryo önerdi: şişen Evren (inflationary Universe) modeli, 1014 GeV’e doğ ru öngörülen kritik sıcaklıkta bir faz geçişi varsayarak, esas olarak 10“ 3 sn – 1(T30 sn dönemi için, eskisinin yerini almaktadır. Evren’in sıcaklığı bu değerden düşük olduğunda düşük sıcaklık fazı kabarcıklarının oluşması ve büyümesi ge-
EVREN : GEÇEN ZAMANA GÖRE YOĞUNLUĞUN VE SICAKLIĞIN DEĞİŞİMİ
/ İ i / § /
Jt V •
w £ £ |
5 «?.

yoğunluk (g ■ cm’ )
sıcaklık (K)
İmkânsız bir görüntü: bir ışık köprüsü bu yakın galaksi (en önemli hücre) ile bu uzak kuvazan birbirine bağlar gibi görünmektedir. Bu gözlem, Büyük Patlama çerçevesi içinde Evren ’in genişlemesi kuramıyla tam bir çelişki içindedir.
GÖRELİLİK VE KOZMOLOJİ

1929’da galaksilerin rav~..=-
kırmızıya doğru kaydığın— « fedilmesi, Evren’in genişi
olduğu düşüncesine yo. i.~ 1964’te Evren’in 3 K ışmair=

keşfi, Büyük Padama < —:

güçlendirdi. Bu iki keş:: -.ze yük Patlama kuramının . olgularını sağlamakta, ; ■

relilik ise Büyük Padama’.= <_ ramsal çerçevesini vennekac^ 1915’te Albert Einsreın ~ ~ dan geliştirilen bu kuramca

kuvveti, Newton‘m kıı-z—-

olduğu gibi kütleler arasıca i^c-de bulunan uzak bir kuvvece etkisinden kaynaklanmaz. UZ2V-ZI-marnn kütlelerin vaıiıgr.-ia diği bir değişikliğin Evren henüz değişmez kavrandığından, Emstem sr^ZLs. bir Evren modeli elde ezrrjty denklemlerini karmajikiaşr—i ‘ zorunda kalmıştır, çünkü f sonunda, doğal olarak- ; ‘

birEvren’e vanyordu. Bu : r-kaç yıl sonra kabui ecilececı
rekir. Ama yarı kararlı bir durum, bir tür «aşırı kaynaşma» varsayalım. Evren genişlediği için sıcaklık düşmeye devam eder. Nihayet faz geçişi devreye girer ve büyük miktarda enerji serbest kalır: böylece Evren yeniden ısınır (bu enerjiyi «yerel olarak» yeniden soğurur).

Şişen Evren senaryosu, Evren’in başlangıçta bütünüyle homojen, izotrop ve tam olarak kritik yoğunlukta olamayacağını, ama şişme fazında homojen, izotrop ve bu değere yakın yoğunlukta bölgelerin geliştiğini ileri sürerek, Evren’in homojenliğini, izotropluğunu ve «düzlüğünü» açıklar. Söz konusu bölgeler arasında bizim Evren’imiz de yer almaktadır. Manyetik yüklerin gözlenmemesine gelince, senaryo bunu onların üretiminin ancak çok zayıf olabileceğini belirterek açıklar. Gerçekten de, yüksek sıcaklık fazı çok düşük bir sıcaklığa kadar varlığını korur ve manyetik yükler sadece geçişin yol açtığı yeniden ısınma sırasında oluşurlar. Standart modelde yapılan bu düzeltmede, «Evren»in bizim «Evren’imiz»e kayışının başlangıçta birbirinden kopuk olan bölgelerden birine indirgendiği fark edilecektir.

Ne olursa olsun, modelin daha da gelişeceği kesindir ve yerini henüz tasarlayamadığımız değişik modellerin alması muhtemeldir. Gerçekten de, astrofizik alanında olduğu kadar parçacık fiziği alanında da bilgilerimiz hızla gelişmektedir. Uzay teleskoplarından veya büyük hızlandırıcılardan gelen beklenmedik verilerin, pek yakında Evren’e ilişkin bugünkü fikirleri altüst edeceğinden kuşku duymamak gerekir. □
Başak takımyıldızında gaiats.ı kümesi. Homojen :s~ başlayarak galaksier – .s/ız = oluşumu sorusu hâs ce.sz beklemektedir.