Evren
| Evren | |
|---|---|
 Hubble Ultra Derin Alan görüntüsü, her biri milyarlarca yıldızdan oluşan mevcut teknoloji ile görülebilen en uzak gökadalardan bazılarını göstermektedir. | |
| Yaş | 13,799 ± 0,021 milyar yıl[1] |
| Çap | Genişlediği için bilinmiyor. Fakat gözlemlenebilir evren'in çapı: 8,8×1026 m[2] |
| Kütle | En az 1053 kg |
| Ortalama yoğunluk | 9,9 x 10−30 g/cm3[3] |
| Ortalama sıcaklık | 2,72548 K (-270,4 °C veya -454,8 °F)[4] |
| İçerik | 4,9% madde 26,8% karanlık madde 68,3% karanlık enerji[5] |
| Şekil | %0.4 hata payı ile düzdür.[6] |
| Fiziksel kozmoloji |
|---|
 |
Evren, Kâinat veya Kozmos, gezegenler, yıldızlar, gökadalar ve diğer tüm madde ile enerji yapıları dahil olmak üzere uzay ve zamanın tamamı ve muhtevasıdır. Bununla birlikte gözlemlenebilir evren, temel parçacıklardan başlayarak gökadalar ve gökada kümeleri gibi büyük ölçekli yapılara kadar tüm madde ve enerjinin mevcut düzeniyle sınırlıdır.[7]
Enerji dalga veya partikülleri homojen ve dengeli olarak çözüldüğünde 'var oluş' ile 'anti-varoluş' olamayacağı ya da toplam karşıtları 'yok oluşta' ise bir patlama olamayacağından, evren soğuyor mu, ısınıyor mu, evrenin durması sonu mudur, Büyük patlama evrenin merkezi mi, başlangıcı mıdır, güneş evrenin merkezinde midir gibi problemler hareket veya başka deyişle zamanın popüler sorularını teşkil etmiştir.
Evrenin oluşumuna dair günümüzde en çok benimsenen teori, Büyük Patlama teorisidir. Bu teoriye göre evren, sıfır hacimli ve çok yüksek bir enerji potansiyeline sahip, sıkışmış bir noktanın patlamasıyla oluştu. İlk patlamanın nasıl oluştuğu, evren meydana gelmeden önce evrenin yerinde ne olduğu ya da evrenin neyin içinde genişlediği sorularına günümüzde bile tam olarak bilimsel bir cevap bulunamamıştır, bununla birlikte evren öncesi durum, evren dışı varoluş hakkında hipotezler öne sürülmüştür. Büyük Patlama sonucunda uzun bir dönem boyunca birbirlerinden bağımsız hareket ettiler. Sürekli genişleyen evrenin her yerinde geçerli olan fizik kanunlarından kütleçekimi kanunu vasıtasıyla bağımsız gazlar birleşerek gökadaları (galaksiler) oluşturdular.
Aynı evrensel fizik kanunu neticesinde gökadalar da birbirlerine yaklaşarak devasa gruplar oluşturdu. Gökadalar içinde yıldızlar ve bazı yıldızların çevresinde sistemler oluştu. İçinde yaşadığımız Güneş Sistemi bunlardan birisidir. Keşfedebildiğimiz evrende 400 milyardan fazla gökada ve 300 sekstilyon (3 × 1023) yıldız olduğu tahmin edilmektedir.
Fiziksel özellikler
[değiştir | kaynağı değiştir]Boyut ve bölgeler
[değiştir | kaynağı değiştir]19. yüzyılın ortalarına doğru astronomlar; insanın dış gücünün çok ötesinde, tasarlanamayacak kadar engin bir evren düşüncesine götüren önemli gelişmeler oldu. Evrenin sınırsız boyutlarının ilk somut göstergesi, büyük Alman astronomi bilgin Friedrich Wilhelm Bessel'in (1784–1846) o güne kadar denenmemiş bir yönteme başvurarak 1838'de yaptığı bir uzaklık ölçümüdür. Bessel, ilk kez ıraklık açısından yararlanarak, Güneş ile yakınındaki Kuğu 61 yıldızı arasındaki uzaklığı kesin değerleriyle ölçtü ve inanılması güç bir sonuç buldu. Bu ölçüme göre Kuğu 61 ile Güneş arasındaki mesafe 97 trilyon kilometreden daha fazlaydı (tam olarak 97.432.493.000.000 km). Yakın bir yıldızın bile böylesine şaşırtıcı bir uzaklıkta olması, uzayda yapılacak ölçümlerde kilometre ve mil gibi geleneksel ölçü birimlerini kullanmanın ne kadar anlamsız olduğunu açıkça ortaya koymuştu. Bunun üzerine astronomlar, çok hızlı bir maddenin bu uzaklığı ne kadar zamanda alacağını belirtmenin çok daha kolay ve anlamlı bir ölçü birimi olacağına karar verdiler. Saniyede yaklaşık 300.000 km hızla hareket eden bir ışık ışını bir yılda yaklaşık 9.6 trilyon kilometre yol alır. Işık yılı, bugün astronominin temel uzunluk ölçüsü birimidir. Bu ölçü birimine göre Kuğu 61, Güneş'ten 10,3 ışık yılı uzaklıktadır. (Günümüzde yapılan daha duyarlı ölçümler bu uzaklığın 11,2 ışık yılı olduğunu ortaya koymuştur.) Güneş'e en yakın yıldız ise yalnızca 4,3 ışık yılı uzaklıktaki Proxima Centauri'dir (Erboğa takımyıldızından bir yıldız).
Gözlenebilir Evren'in çapı 92-93 milyar ışık yılıdır. Ancak cevaplanması gereken bir sorun, büyük patlama teorisine göre tek bir noktadan (sıfır noktası) başlayarak sürekli genişlediği düşünülen bir evren 13,8 milyar yılda bugünkü boyutlarına ulaşabilir miydi?[8]
−13 — – −12 — – −11 — – −10 — – −9 — – −8 — – −7 — – −6 — – −5 — – −4 — – −3 — – −2 — – −1 — – 0 — |
| |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Yaş
[değiştir | kaynağı değiştir]Büyük Patlama'dan günümüze dek geçen zamandır. Şu anki teori ve gözlemler, evren'in yaşının 13,5 ile 14 milyar yıl arasında olduğunu önermektedir[9] Bu yaş aralığı birçok bilimsel araştırma projesinin görüş birliğiyle elde edilmiştir. Bu projeler arasında arka plan ışınımı ölçümlerini ve Evren'in genişlemesinin ölçümü için kullanılan diğer pek çok farklı yöntemi de içerir. Arka plan ışınımı ölçümleri Evren'in Büyük Patlama'dan bu yana olan soğuma süresini verir.
Büyük patlamanın zaman ve mekanın mutlak başlangıç noktası olduğu, bütün bilim dünyası tarafından kabul edilmiş bir teori değildir. Farklı evren modelleri, kendi üzerine çöken ve yeniden genişleyen evren modelleri de farklı çevrelerde kabul gören evren teorilerindendir.
Özel görelilik ve uzay–zaman
[değiştir | kaynağı değiştir]
Evren'in, en, boy, yükseklik ve zaman (x, y, z, t) olmak üzere bilinen dört boyutu vardır. Uzun süre mekânsal ve zamansal boyutların doğada farklı ve birbirinden bağımsız olduğu düşünülmüştür, ancak özel görelilik kuramı ile, mekânsal ve zamansal ayrımların her bir tanesinin hareketi ile (sınırlar içinde) karşılıklı çevrimler (interconvertible) oluştuğu anlaşılmıştır.
Bileşimi
[değiştir | kaynağı değiştir]
Fiziksel ve termodinamik yasalar
[değiştir | kaynağı değiştir]Evrende tüm madde yapı taşları atom, iyon, anyon, katyon yoğunlaşmış düzensiz ısı enerjileridir. Tüm maddeler enerjinin bir formudur ve Termodinamik kanunlarına göre işlemektedir. Termodinamiğin üç temel kanunu vardır. Termodinamiğin en basit yasası, sıfırıncı kanun olarak adlandırılır. Daha basit bir ifadeyle farklı sıcaklıklarda iki cisim ısıl bakımdan temas ederse sıcak olan cisim soğur, soğuk olan cisim ısınır. Sıcaklık, madde içerisinde atomların titreşmesi ile iletilir. Bu nedenledir ki, ısı akışı sıcak cisimden soğuk cisme doğru gerçekleşir.
Birinci Kanunu, evrende temel olarak enerjinin yok edilemeyeceğini veya yoktan var olamayacağını söyler. Enerji sadece bir şekilden diğerine dönüşür. Bunun sonucu olarak geçmişteki bir olgunun gelecekte birebir tekrarlanmayacağı düşünülür.[kaynak belirtilmeli]
Termodinamik'in bilim dallarına da uygulanabilen İkinci Yasasına göre, ısı enerjisi daha soğuk bir kaynaktan, daha sıcak bir kaynağa enerji vermeden transfer olamaz. Başka bir deyişle, bir sistem kendinden daha soğuk sistemle ısıtılamaz. Sistemlerin bu özelliği Termodinamikçiler'in geliştirdiği "ENTROPİ" kavramıyla açıklanır.
Isı Devinimi olarak da bilinen termodinamiğin üçüncü yasası kısaca: Eğer mutlak sıfır noktası olan sıfır Kelvin derecesine (yani -273 Santigrat) inilirse, bu sıcaklığa inebilen tüm parçacıkların birbirine eşit entropileri olur, 0-noktası enerjisi (zero-point energy) olarak tanımlanır. İşte bu nokta enrtopinin minimuma gittiği sıfır entropi noktasıdır. Bu yasa, neden bir maddeyi mutlak sıfıra kadar soğutmanın imkânsız olduğunu belirtir (dinamik bir evrende ısı titreşim alışverişi düzensizliği 20 Mayıs 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. ve pi sabiti.) Sıcaklık mutlak sıfıra yaklaştıkça bütün hareketler sabitleşir. Sayının sıfır değil de bir sabit olmasının sebebi, bütün hareketler durmasına ve buna bağlı olan belirsizliklerin yok olmasına rağmen kristal olmayan maddelerin moleküler dizilimlerinin farklı olmasından belirsizliğin hala mevcut olmasıdır. Üçüncü yasa sayesinde maddelerin mutlak sıfırdaki entropileri referans alınmak üzere kimyasal tepkimelerin incelenmesinde yararlı olan mutlak entropi tanımlanabilir.
Moleküler enerjiler
[değiştir | kaynağı değiştir]Maddelerin ısınması veya soğuması bir takım zincirleme fiziksel olaydan meydana gelmektedir. Bu olaylar birbirini takip eden zincirleme kazalara benzer. Maddeler soğurken kendinden daha soğuk bir ortamla etkileşime girer. Maddeler ısınırken ise kendinden daha sıcak bir ortamla etkileşime girer. Biz soğumayı ele alalım. Bir maddenin soğuması için kendinden daha soğuk ortamla etkileşir dedik. Bu etkileşim esnasında olan şeyler şunlardan ibarettir: Maddenin tanecikli yapısı, yani moleküler yapıları veya atomik yapıları, soğuk maddeyle çarpışır. Bu çarpışma esnasında daha sıcak olan ve bundan dolayı daha hareketli ve moleküler yapısı daha serbest olan madde, moleküler yapısı daha soğuk olan yani moleküler yapısı daha az serbest olan atoma çarpar ve soğuk maddenin atomunun durgunluğu nedeniyle yavaşlar. Tıpkı koşarken duran bir cisme çarpmak gibi. Diğer soğuk atomu da hızlandırır. Bu olay tüm atomların enerjileri eşitlenene kadar devam eder. Isınma da bu anlatılan olayın tam tersi olur. Isınma da bu sefer soğuk maddeyi sıcak maddenin taneciklerinin hızından dolayı hızlanması yani ısınmasıdır. Sıcak olan ortamın da yavaşlaması yani soğumasıdır. İki anlatılan olay da birbirinin aynısıdır. Bu yüzden donma ve kaynama, buharlaşma ve yoğuşma noktaları birbirine eşittir.
Evren modelleri ve görüşlerin gelişimi
[değiştir | kaynağı değiştir]Evren'in başlangıcı ve nasıl bir evrende yaşadığımız düşüncesi birçok kişi ve toplumu bu konuda görüş, inanç ve fikir geliştirmeye itmiştir. Evren modelleri tarihsel modeller ve teorik modeller olarak sınıflandırılabilir.
Yer merkezli veya yerüstü evren
[değiştir | kaynağı değiştir]
Eski çağlarda birkaçı dışında bütün astronom ve düşünürler Dünya'nın evrenin merkezi olduğuna, Güneş, Ay ve yıldızların Dünya'nın çevresinde döndüğüne inanırlardı. Bu evren modeline göre, yıldızlar kristal bir kürenin iç yüzüne çakılmış gibi durağandı. Buna karşılık Güneş, Ay ve beş "gezegen yıldız" (Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter, Satürn) bu durağan yıldızların önünde hareket halindeydi. Bütün gökcisimleri, sanki bir makineyle çalıştırılıyormuşçasına, değişmez bir düzen içinde Dünya'nın çevresinde dolanırdı. Eski astronomlar gezegenlerin bu teorik hareketini, Güneş'in ve yıldızların dünya etrafındaki günlük dolanımını açıklayabilmek için karmaşık evren modelleri geliştirdiler.
Bu eski astronomlar içinde etkisi en uzun süreli olan İskenderiyeli Batlamyus'tur (Klaudios Ptolemaios). M.S. 2. yüzyılda yaşayan bu ünlü bilgin, bugün Almagest adıyla bilinen büyük yapıtında gök cisimlerinin karmaşık hareketini açıklayan evren kuramını ortaya attı ve Dünya'yı evrenin merkezi olarak kabul eden bu kuram yaklaşık 14 asır boyunca Orta Çağ Avrupası'nda tartışmasız benimsendi.
Güneş merkezli evren
[değiştir | kaynağı değiştir]
Uzayın uçsuz bucaksız ve karanlık boşluğunda; Güneş'e benzer yıldızlardan oluşmuş bir gökadanın ortasında yüzen günmerkezli Güneş Sistemi düşüncesinin yerleşmeye başlaması ancak 16., 17. ve 18. yüzyıllara rastlar. Mikolaj Kopernik, Galileo Galilei ve Johannes Kepler gibi büyük bilginler, Dünya'nın ve öbür gezegenlerin Güneş'in çevresindeki yörüngelerde dolandığını kanıtladılar. Isaac Newton, bu gezegenleri Güneş'in çevresindeki yörüngelerinde tutan evrensel çekim (kütleçekim) kuvvetinin varlığını açıkladı.
Samanyolu ve gökadalar evreni
[değiştir | kaynağı değiştir]18. yüzyılın sonlarında William Herschel ve onu izleyenler de bütün Güneş Sistemi'ni içeren Samanyolu Gökadası'nı incelediler; bulutsu (nebula) adı verilen soluk ışıklı gaz ve toz bulutlarını araştırarak bunlardan çoğunun gerçekte Samanyolu'nun ötesindeki başka gökadalar olduğunu saptadılar. Bu modelde evren büyük bir patlama Big bang ile başlayan ve hâlen genişlemesi sürmekte olan bir evrenden oluşmaktadır. Karanlık enerjinin keşfi ile tek bir büyük patlama teoremi arka plana atılmıştır.
Çoklu evren
[değiştir | kaynağı değiştir]Günümüzde tek bir evren görüşü değişime uğramakta; paralel evrenler, çoklu evrenler (köpük modeli) gibi modeller üzerinde durulmakta ve buna ait yeni kanıtlar ortaya konmaktadır.
Evrenin genişlemesi kuramı
[değiştir | kaynağı değiştir]
Kutupsal basınçlar sonucu yoğunlaşmış anti madde ile evren hâlen genişlemektedir. Gök cisimleri, evrenin genişlemesinde, birbirlerine olan uzaklıkları bakımından iki farklı davranış gösterirler. Şayet birden fazla gök cismi birbirlerinin kütleçekimine kapılırlarsa ya da hepsi birden ortak bir kütleçekiminin kuantumuna kapılırlarsa, bu durumda aralarındaki mesafe birbirleriyle yahut da ortak çekimi altına girdikleri kütleyle birleşene kadar her an azalır. Birinci durumun etkili olmadığı diğer bütün durumlarda gök cisimleri birbirinden sürekli uzaklaşırlar. İki gök cismi arası uzaklık daha önce x ışık yılı ise şu anda x y ışık yılıdır (y>0).
Kozmik fon radyasyonu
[değiştir | kaynağı değiştir]Mantıken evren çok yoğun ve sıcak büyük patlama neticesinde genişlerken gökadalar birbirinden homojen hızlarda genişlemeliydi. Uzaktaki yıldız gökadaların daha büyük hızlarla birbirinden uzaklaşması homojen genişlemeyi de doğrular.
O zaman Özel görelik kuramına göre ışık hızı aşılamayacağına göre en uzaktakiler ışık hızından küçük sonlu bir hızla uzaklaşmalıydı. En uzaktaki gökadadan gelen ışık hem en hızlı uzaklaşan hem de en uzak geçmişten gelen ışıktır. En uzak geçmiş ise evrenin oluştuğu zamanlardan gelen ışıktır.
Evren ilk oluştuğunda ışıma serbestçe yayılma fırsatı bulduğunda yani ilk madde öncesi yapıtaşlarının boşluklarından sızabildiği kadarıyla gözlemlenebilmektedir. Uzayda her doğrultuda homojen bir ışıma olmadığı gözlemlenmiştir. Fon ışımasının haritası gözenekli bir yapı sergiler.
Evren'in sonu
[değiştir | kaynağı değiştir]
Evrenin yaşı gibi evren'in sonu, bu "son" un zamanı ve gerçekleşme şekli değişik evren modellerine göre değişen, teorik fiziğin çalışma alanlarındandır. Örneğin çoklu evren modellerinde evren için bir başlangıç ve son öngörülmez, ancak bir evrensel alan bir karadelik veya solucan deliği üzerinden başka bir evrensel alana aktarılır. Bilinen evren için öngörülen son'un zamanı ise evren'in hesaplanan yaşından daha uzun (20 milyar yıl)dur.
Büyük çöküş
[değiştir | kaynağı değiştir]Evren teorisine göre evrenin itme gücü bitince çekme gücü başlayacak ve böylece büzüşecek, gök cisimleri çarpışarak kaynaşacak ve büyük bir patlamayla evren tekrar genişlemeye başlayacaktır. Gold Evreni olarak bilinen bu modelde, evren Büyük Patlama ile başlar sonra yükselen entropi ve zamanın termodinamik oku genişlemeyi işaret eder. Evren, çok düşük yoğunluğa ulaşınca çekilmeye başlar. Böylelikle entropi çok fazla alçalır ve zamanın termodinamik oku bu kez ters istikameti işaret eder ve evren çok düşük entropi çok yüksek yoğunlukta Büyük Çöküş ile sona erer.
Büyük Patlama'nın daha önceki Büyük Çöküş'lerden meydana geldiği ihtimalini ortadan kaldırmamasına rağmen, Özellikle evrenin genişlemesinin hızlanması ve karanlık enerjinin keşfi ile eski popülerliğini kaybederek yerini bilimsel çevrelerde 'Heat Death' adı verilen, evrenin en sonunda ısı ölümü ile tamamen son bulabilmesi görüşüne bırakmıştır.
Büyük donma
[değiştir | kaynağı değiştir]Teorilerine göre ise sıcak patlama ve kaotik bir karmaşa ile var olan evren zaten soğumaya çalışmaktadır. Evren genişlemeye devam edecek, yeteri kadar büyüyünce yoğunluğu aşırı azalacak ve sıcaklığı gittikçe düşecek, bunun sonunda kutupsal graviteler eşdeğer düzeye inecek ve evren donacaktır.
Karanlık enerji; Big Bang'den itibaren 5 milyar yıl geçene kadar evrenin genişleme hızı yavaş yavaş azalıyordu, fakat bilinmeyen ve bu sebeple karanlık olarak nitelenen bir etki (karanlık enerji) nin varlığı hızlanmayı yavaşlatan evrenin kütlesel çekim gücünü yenerek genişlemenin gittikçe hızlanmasına yol açmıştır.[kaynak belirtilmeli]
- Heat death 13 Kasım 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
- Ultimate fate 3 Mart 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
- Olası sonuçlar 24 Ağustos 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
Ayrıca bakınız
[değiştir | kaynağı değiştir]
Kaynakça
[değiştir | kaynağı değiştir]- ^ Planck Collaboration (2016). "Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters". Astronomy & Astrophysics. Cilt 863. s. A13, Table 4. arXiv:1502.01589 $2. Bibcode:2016A&A...863A..13P. doi:10.1051/0004-6361/201525830. ISSN 0004-6361.
- ^ Bars, Itzhak; Terning, John (Kasım 2009). Extra Dimensions in Space and Time. Springer. ss. 27-. ISBN 978-0-387-77637-8. Erişim tarihi: 1 Mayıs 2011.
- ^ NASA/WMAP Science Team (24 Ocak 2014). "Universe 101: What is the Universe Made Of?". NASA. 10 Mart 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Şubat 2015.
- ^ Fixsen, D.J. (2009). "The Temperature of the Cosmic Microwave Background". The Astrophysical Journal. 707 (2): 916-20. arXiv:0911.1955 $2. Bibcode:2009ApJ...707..916F. doi:10.1088/0004-637X/707/2/916.
- ^ NASA/WMAP Science Team (24 Ocak 2014). "Universe 101: Will the Universe expand forever?". NASA. 9 Mart 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Nisan 2015.
- ^ NASA/WMAP Science Team (24 Ocak 2014). "Universe 101: Will the Universe expand forever?". NASA. 9 Mart 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Nisan 2015.
- ^ Zeilik, Michael; Gregory, Stephen A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (4. bas.). Saunders College Publishing. ISBN 978-0-03-006228-5.
- ^ "Arşivlenmiş kopya". 26 Nisan 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Aralık 2020.
- ^ "Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results" (PDF). nasa.gov. 10 Nisan 2015 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Mart 2008.
| Arka plan |  | |
|---|---|---|
| Kozmolojik teorilerin tarihi | ||
| Geçmişteki evren | ||
| Şimdiki evren | ||
| Gelecekteki evren | ||
| Bileşenler | ||
| Yapı oluşumu | ||
| Deneyler | ||
' | ||
