Evren Nasıl Başladı? – David Spergel

Evren, Big Bang’den arta kalan ısı olan CMBR ile doludur.

Evren nasıl başladı? İlk anlarında ne oldu? Galaksilerin, yıldızların ve gezegenlerin zengin yapısı hiçlikten nasıl ortaya çıktı? İnsanlar binlerce yıldır bu soruları sorarken, artık evrenin ilk anlarında meydana gelen fiziksel süreçleri doğrudan gözlemleyebiliyoruz.

Işık son derece hızlı hareket ettiği için uzaya baktığımızda zamanda geriye bakarız. Güneş’ten Dünya’ya seyahat etmek sekiz dakika sürdüğü için, Güneş’i sekiz dakika önceki haliyle gözlemleriz. Jüpiter’i 30 dakika önceki haliyle ve yakındaki yıldızları 5 veya 100 yıl önceki haliyle görüyoruz. Subaru teleskobu uzak bir galaksiyi gözlemlediğinde, galaksiyi 12 milyar yıl önce terk eden ışığı görür.

Einstein’ın Genel Görelilik kuramı (evrenin özelliklerine ilişkin gözlemlerimizle birlikte), mevcut evrenimizin 13,7 Milyar yıl önce başladığını ima eder. Bugün evren, “Büyük Patlama”dan arta kalan ısı olan kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu (CMBR) ile dolu. Bugün, CMBR’nin sıcaklığı mutlak sıfırın sadece 3 derece üzerindedir. Ancak, evren daha gençken CMBR çok daha sıcaktı.

Büyük patlamadan üç yüz seksen bin yıl sonra, CMBR’nin sıcaklığı mutlak sıfırın 3000 derece üzerindeydi, kabaca Güneş yüzeyinin sıcaklığının yarısı kadardı. Bu sıcaklıkta, CMBR evrendeki hidrojenin çoğunu iyonize edecek kadar sıcaktı, bu yüzden uzay yoğun bir elektron ve proton plazmasıyla doluydu. CMBR bu kalın sisi geçemez, bu yüzden uzaya baktığımızda, zamanda geriye baktığımızda bu kadarını görebiliriz.

Son 15 yılda, araştırmalarımın çoğu, Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Probu (WMAP) tarafından ölçülen CMBR sıcaklığındaki küçük dalgalanmaların yorumlanmasına odaklandı. WMAP, CMBR’yi karakterize ettiği Ay’ın dört katı uzaklıkta Dünya ve Güneş’in yörüngesinde dönen bir NASA uydusudur.

Basit bir model kozmolojik gözlemleri açıklar

Gözlemlerimiz, yalnızca beş temel sayılarla karakterize edilen çok basit bir kozmolojik modelle tutarlı bir CMBR sıcaklık dalgalanmaları modeli buldu:evrenin yaşı, evrendeki atomların ortalama yoğunluğu, evrendeki maddenin ortalama yoğunluğu, evrenin yoğunluğundaki dalgalanmaların genliği ve bu dalgalanmaların ölçeğe bağlılığı (bkz. Şekil 2)

Bu model yalnızca verilerimize uymakla kalmaz, aynı parametrelerle, bu basit model aynı zamanda Sloan Digital Sky Survey’in büyük ölçekli galaksi dağılımı ölçümleri, Subaru teleskobunun galaksi merceği ölçümleri ve Hubble Uzay Teleskobu’nun hem süpernova hem de Cepheid değişkenlerini kullanarak evrenin genişleme hızı ölçümleri dahil olmak üzere bir dizi astronomik gözleme de uygundur. 

Bu basit kozmolojik model, yalnızca evrenimizin mevcut zengin yapısına evriminin nicel bir tanımını sağlamakla kalmaz, aynı zamanda Evrenin ilk anlarını tanımlayan parçacık fiziğindeki fikirlerden doğan bir teori olan enflasyon teorisini test ederek evrenin ilk anlarına dair içgörü sağlar.

1980’lerin başlarında, nükleer etkileşimlerin elektromanyetizma ile birleştirilmesini inceleyen fizikçiler, herhangi bir birleşik teorinin şaşırtıcı bir kozmolojik tahminde bulunacağını kabul ettiler: çok sıcak erken evren, monopol adı verilen çok sayıda büyük kütleli parçacık üretecekti. Bu tekeller bugün evrene tamamen hükmedecekti; bu, evrenin gözlemlenen özelliklerini açıkça ihlal eden bir tahmindir.

Katsuhiko Sato, Alan Guth, Andrei Linde, Paul Steinhardt ve Andrew Albrecht bu tek kutuplu probleme bir çözüm buldular: eğer erken evren bir faz geçişinden geçmişse,o zaman boşluk enerjisinin yönlendirdiği şimdi enflasyon dediğimiz hızlı bir genişleme dönemi yaşayacaktı.Bu vakum enerjisine dayalı şişirici genişleme, tekellerin yoğunluğunu seyreltecek ve birleşik teoriyi gözlemlerle uzlaştıracaktır.

1980’lerde enflasyon, deney konusu değil, spekülatif bir teoriydi.

Şişme modeli yalnızca parçacık fizikçilerinin tek kutuplu sorununu çözmekle kalmadı, aynı zamanda bir dizi kozmolojik sorunu da çözdü: bu hızlı genişleme, uzayın farklı bölgelerinin neden benzer fiziksel özelliklere sahip olduğunu açıklayabilir ve evrenin büyük boyutunu açıklayabilir.

Şişirme modeli ayrıca evrenin özellikleri hakkında bir dizi genel tahminde bulundu:

– Enflasyon evrenin boyutunu genişlettiğinden, evrenin geometrisi düze yakın olurdu (yani uzay-zamanın geometrisi, hepimizin gençken öğrendiğimiz tanıdık Öklid geometrisi olurdu).

– Uzayın farklı bölgeleri biraz farklı miktarlarda şişme yaşadığından, evrenin yoğunluğunda farklılıklar olacaktır. Enflasyon modeli, dalgalanmaların neredeyse ölçekte değişmez olacağını öngördü. En basit şişirme modellerinde, bu dalgalanmalar Gauss rastgele faz dalgalanmalarıdır.

– Uzayın tüm bölgeleri şişmeye maruz kaldığından, bu varyasyonlar adyabatik olacaktır: fazla sayıda elektron ve proton içeren bölgeler de fazla sayıda foton içerecektir.

– Evrenin genişlemesi, maddenin yerçekimi etkisiyle yavaşlayabildiği gibi, boşluk enerjisinin etkileriyle de hızlanabilir.

Fizikçiler 1980’lerde bu tahminleri yaptıklarında, gözlemlenen dünyadan çok uzak görünüyorlardı.

WMAP ölçümleri, enflasyonist model tahminlerini doğrudan test etti

   WMAP ölçümleri, en basit enflasyonist modelin bu temel tahminlerini doğrudan test etmiştir. WMAP verileri, evrenin geometrisinin kayda değer ölçüde düze yakın olduğunu ima eder ve (esas olarak süpernova gözlemlerinden elde edilen) astronomik kanıtları destekler. Temel CMBR dalgalanmaları, bir Gauss (top-hat) dağılımı ile oldukça iyi uyum sağlar ve istatistiksel olarak rastgele görünür. Sıcaklık ve polarizasyon dalgalanmaları paterni, aynı zamanda, yoğunluktaki değişimlerin adyabatik olduğunu da ortaya koymaktadır; bu, şişirme modu tahminlerinin bir başka çarpıcı doğrulamasıdır. WMAP verileri de, evrenin genişleme hızının günümüzde hızlandığını doğruladı.

Enflasyon hakkında daha fazla ne öğrenebiliriz?

   Enflasyon modelleri ayrıca mikrodalga polarizasyon dalgalanmaları modelinde belirgin imzası olan yerçekimi dalgalarının üretimini de tahmin eder. Planck uydusu ve çeşitli yer ve balon tabanlı deneyler şu anda bu sinyali tespit etmeye çalışıyor. 

   Enflasyon diğer imzaları öngörüyor mu? CMBR görüntümüzde gizlenmiş daha fazla bilgi var mı (Şekil 3)? Sicim teorisinden esinlenen modellerin birçoğunu içeren bazı şişirme modelleri, haritalardaki ince korelasyonları tahmin eder.Eiichiro Komatsu, on yıldan uzun bir süre önce bir JSPS lisansüstü bursunda benimle çalışmak için Princeton’a geldiğinden beri, bu “Gauss dışı” sinyalleri aramakla ilgileniyorum. IPMU’daki çalışmalarımdan bazıları, bu imzaları gözlemlemenin yeni yollarını arama çabasıdır. Zengin fizikçi, astronom ve matematikçi karışımıyla IPMU, erken evren fiziğinin yeni imzalarını düşünmek ve tanımlamak ve evrenin ilk anlarını inceleme arayışımıza devam etmek için ideal bir ortamdır.

Çevirmen: Onur Kenan Aydoğdu

Kaynak: David Spergel , Evren Nasıl Başladı? , (Çev. Onur Kenan Aydoğdu) , https://www.academia.edu/50994746/Evren_Nas%C4%B1l_Baslad%C4%B1 , Erişim Tarihi: 16.08.2022