Big Bang (Büyük Patlama)
 

big bang

Big Bang (Büyük Patlama)

Big Bang ya da Büyük Patlama, evrenin yaklaşık 13,7 milyar yıl önce aşırı yoğun ve sıcak bir noktadan meydana geldiğini savunan evrenin evrimi kuramı ve geniş şekilde kabul gören evren modeli. Big Bang modeli, ilk kez 1920'lerde Alexander Friedmann and Abbé Georges Lemaître tarafından ortaya atılmıştır. Modern sürümü ise 1940'larda George Gamow ve mesai arkadaşları tarafından oluşturulmuştur.

Big Bang modeline göre evren aşırı yoğun bir temel durumda iken hızla genişlemiştir. Bunun sonucunda yoğunluğu ve ısısı aşırı oranda azalmıştır. Hemen ardından -günümüzde de gözlenebildiği şekilde- maddenin antimaddeye baskın gelmesi, proton çürümesi gerçekleştiği sanısısını uyandıran çok çeşitli süreçler sonucu gerçekleşmiş olabilir. Bu süreçler esnasında ortamda muhtemelen çok çeşitli ilkel atomaltı parçacıklar vardı. Birkaç saniye sonra evren bazı çekirdeklerin oluşmasına imkan sağlayacak kadar soğudu. Belirli miktarlarda hidrojen, helyum ve lityum oluştu. Oluşan miktarların bolluğu günümüzde gözlenen miktarlar ile uyum içerisindedir. Yaklaşık 1 milyon yıl sonra evrenin sıcaklığı atomların oluşumuna imkan sağlayacak kadar düşmüştü. Evreni dolduran radyasyon ise boşlukta seyahat etmeye başlamıştı. Bu henüz çok genç olan evrenin kalıntıları, 1965'te Arno A. Penzias ve Robert W. Wilson tarafından keşfedilen mikrodalga artalan radyasyonudur (3. derece artalan radyasyonu).

Big Bang modeli temelde iki kabule dayanır: Albert Einstein'in genel görelilik kuramı ve kozmolojik prensip. Genel görelilik kuramı tüm cisimlerin çekimsel etkileşimini hatasız olarak açıklar. Kozmolojik prensibe göre, gözlemcinin evreni gözlemlemesi, ne kendi konumuna, ne de baktığı istikamete bağlıdır. Bu prensip evrenin makro özelliklerini açıklamakla birlikte, evrenin sınırı olmadığını, bu nedenle Big Bang'in boşlukta belirli bir noktada değil, aynı anda tüm boşluk boyunca gerçekleştiğini ima eder. Makro ölçekte evren homojen ve izotropiktir.

Bu iki kabul, evrenin Planck zamanından sonraki tarihini hesaplamayı mümkün kılmıştır. Bilim adamları, halen Planck zamanından önce gerçekleşen çok önemli olayları tespit etmeye çalışmaktadır.

Büyük Patlama teorisi, Galaksiler nebulözler ve yıldızlararası plazmanın ne şekilde meydana geldiğini açıklar. Bu ilk infilaktan bu yana çok daha küçük patlamalar (süpernovalar) halen devam etmekte ve evren, genişleyip büyümeye devam etmektedir. Gerçekten de dünyadaki gözlem evlerinden izlenen uzak galaksilerin ışığındaki kırmızıya kayış, bunun ispatı olarak kabul edilmektedir.

İlk radyasyonun tespiti

Büyük patlamadan gelen radyasyon, ilk defa 1965'te tespit edilmiştir. New Jersey'deki Bell Laboratuarlarından Arno Penzias ve Robert Woodrow Wilson, Samanyolu'nun dış kısımlarından gelen belirsiz radyo dalgalarını ölçmeye çalışıyorlardı. Fakat bunun yerine gökyüzünün her tarafından gelen bir radyasyon buldular. Bu ışınımın bütün yönlerdeki parlaklığı aynı idi ve yaklaşık 3° Kelvin (yaklaşık -270,15 santigrat) sıcaklığında bir ortamdan geldiği anlaşılıyordu. Daha sonra Penzias ve Wilson, bu buluşları için bir Nobel ödülü kazandılar.

Bu kozmik artalan radyasyonunun, büyük patlamadan hemen sonra evreni dolduran sıcak gazdan geldiği tahmin edilmektedir. Astronomlar, 1920'lerden beri evrenin genişlediğini biliyorlardı. Bu genişlemenin hızı da, yaklaşık 13,7 milyar yıl kadar önce bütün maddenin tek bir anda aynı noktada bulunması gerektiğini gösteriyor. İşte tam bu ilk zamana büyük patlama denilmektedir. O zamandan beri de evren sürekli olarak büyümektedir.

İlk atomların oluşması

Büyük patlamadan sonra evren radyasyondan yayılan çok sıcak gazla dolmuştur. İlk önce gaz, temel parçacıklardan meydana gelmişti: Önce kuarklar oluştu ve bunlar bir araya gelerek protonları ve nötronları meydana getirdi; daha sonra da elektronlar ortaya çıktı. Büyük patlamadan 300.000 yıl sonra, sıcaklık 3000 °K'ye(2726,85 santigark) düşünce bu parçacıklar birleştiler ve ilk atomlar oluştu.

Bu durum, evrende büyük bir değişiklik getirdi. O zamana kadar elektrik yüklü parçacıklar radyasyonu çok kolay emerlerdi. Radyasyon çok uzağa gidemediğinden, gaz da şeffaf değildi. Fakat nötr atomlar radyasyonu iyi ememediler. Bu durumda hareketine bir engel kalmadığından, radyasyon uzayda yayıldı.

Uzay genişledikçe radyasyonun dalga boyu uzadığı için, daha soğuk bir cisimden geliyormuş kanaatini vermeye başladı. Bizim radyasyonu ölçebildiğimiz şimdiki zamana kadar radyasyon, mutlak sıfırın ancak birkaç derece üstündeki sıcaklıklara kadar soğudu.

Penzias ve Wilson tarafından bulunan kozmik artalan radyasyonu, bu düşünceye uymaktadır. Hem sıcaklık doğru derecedeydi hem de radyasyon bütün gökyüzünde aynı sıcaklıktaydı; çünkü bütün yönler büyük patlamaya doğru gidiyordu.

Fakat bu keşif ortaya çözülmesi gereken bir de bilmece çıkardı. Artalan radyasyonu, büyük patlamadan 300.000 yıl sonra gazın son derece homojen olduğunu göstermektedir. Gazın içinde büyük topaklar ve delikler olsaydı, bunlar radyasyonun gökyüzündeki dağılımında sıcak ve soğuk bölgeler olarak gözükecekti. Öte yandan bugün çok topaklıdır. Kümeler, ince uzun gruplar halinde toplanan galaksiler ve bunların aralarında boşluklar vardı. Bu büyük yapıların orijinal gazın içindeki topaklardan çıkmış olması gerekmektedir. Tıpkı sütün topaklanarak peynire dönüşmesi gibi.

Kozmoloji ile uğraşan bilim adamları, artalan radyasyonu iyi incelenirse, bunun sıcaklığında bazı sapmalar bulacaklarına inanmaktadırlar. Astronomlar, kozmik artalan radyasyonunun sıcaklığını 1960'lardan beri giderek artan bir dikkatle ölçmektedirler. Birkaç yanılmanın dışında, yalnızca ortalama sıcaklıktan sapmalara sınırlamalar koyabilmişlerdir. Yerden yapılan son deneyler, bunların da bir Kelvin'in 30 milyonda birinden fazla olamayacağını gösteriyor. Yerden gözlem yapan astronomlar, kozmik artalan radyasyonunu incelediklerinde iki hususla karşılaşmaktadır: Birkaç santimetre daha uzun dalga boylarında gözlem yaptıkları zaman bizim galaksimiz Samanyolu'ndan gelen radyasyon, zayıf artalan radyasyonundan baskın çıkıyor. Bizimi galaksimizdeki parlak ve karanlık kısımlar, artalan radyasyonundaki herhangi bir sapmayı kolaylıkla maskeliyorlar.

Daha kısa dalgaboylarında ise Samanyolu daha zayıftır; fakat bu dalgaboylarındaki radyasyon, Dünyanın atmosferindeki su buharı tarafından emilmektedir. Dünyanın her yerinde, çeşitli gruplar, yüksek dağlar, Antarktika ve yüksekte uçan balonlar gibi havanın kuru olduğu yerlerden gözlem yaparak bu problemi çözmeye çalışmışlardır.

Buna en iyi çözüm, bir uydudaki kısa dalgaboylu bir radyo alıcısıdır. 1970'lerin ortalarında, bu gözlemcilerin çoğu, NASA'nın Goddard Uzay Uçuş Merkezindeki bilim adamlarıyla işbirliği yaparak Kozmik Artalan Keşif Uydusu COBE'nin tasarımına katkıda bulundular.

18 Kasım 1989da COBE, yörüngesine mükemmel bir şekilde oturtuldu. COBE'nin taşıdığı üç araçtan iki tanesi gökyüzünü uzun kızılötesi dalgaboylarında gözlemledi. Araçlar, uzaydan gelen zayıf sinyallerin uzay aracının kendi sıcaklığından etkilenmemesi için sıvı helyumla soğutulmaktaydı. Bu araçlar görevlerini seferin dokuzuncu ayında sıvı helyumun bittiği sırada tamamladılar. Araçlardan biri fonun ortalama sıcaklığını görülmemiş bir hassasiyetle ölçerek 2.735 °K değerini buldu. Diğeri de ilk defa olarak, uzun kızılötesi dalgaboylarında uzayın haritasını çıkardı.

Üçüncü ölçüm aleti artalan radyasyonunun parlaklığındaki sapmaları aramak için tasarlanmıştı. Altı diferansiyel mikrodalga radyometreden oluşan bu düzenek gözlemlerine devam ediyor; çünkü bunların soğutulması gerekmiyor. Bunlarla gökyüzü şimdiye kadar iki kere tarandı ve üçüncü taramaya devam edilmektedir. Radyometreler gökyüzünü 3.5, 5.7 ve 9.5 milimetre olmak üzere üç kısa radyo dalgaboyunda gözlemlemektedir.

Halen, dünyanın çeşitli yerlerinde aynı derecede hassas aletlere sahip ekipler COBE'nin görebileceğinden daha küçük, bir açı dakikası sapmalar bulmak için gözlem yapmaktadır.






Bu sayfa hakkında yorum ekle:
İsmin:
Mesajınız:
 
 
19 Ağustos 2007 itibariyle, toplam: 36792337 ziyaretçi (102914666 klik) tarafından görüntülenmiştir. Online ziyaretçi rekorumuz, 4626 kişi. (5 Eylül 2010)
 
 

gizli

Bu site, en iyi Firefox ve Google Chrome tarayıcılarında ve 1024 x 768 ekran çözünürlüğünde görüntülenir.