BÜYÜK PATLAMA TEORİSİ KOCAELİ ÜNİVERSİTESİ FEN-EDEBİYAT FAKÜLTESİ TEMEL PARÇACIKLAR DERSİ GAMZE KÖSEM-070101038 YRD. DOÇ. DR. JALE YILMAZKAYA SÜNGÜ

BÜYÜK PATLAMA TEORİSİNİN TARİHÇESİ 1910’lu yıllarda Vesto Slipher ve Carl Wilhelm Wirtz o zamanlar spiral nebula (bulutsu) olarak bilinen galaksilerin bizden uzaklaştığını hesapladı. Aynı yıllarda Albert Einstein da, yayınladığı genel görelilik kuramı ile evrenin statik (durgun) bir yapıya sahip olamayacağını, ya genişleyeceğini ya da büzüleceğini bulmuştu.

1927 yılında Belçikalı bir papaz olan Georges Lemaitre Einstein alan denklemlerinin statik olmayan bir evrene işaret ettiğini bulmuştur. 1929 yılında Edwin Hubble’ın spiral galaksilerin uzaklıklarını bulması ve Hubble Kanununun ortaya çıkması. Hubble Kanununun Sonuçları: 1) Büyük Patlama Modeli 2) Durağan Evren Modeli

1948’de George Gamow, Büyük Patlama’dan arda kalan bir “kalıntı” ışınımın varlığını teorik olarak öngördü. 1960’lı yıllarda Gamow’un önerdiği bu ışınımın birkaç kelvinlik bir sıcaklığa ve dolayısıyla radyo bölgesine karşılık geleceği bulunmuştu. 1965 yılında Arno Penzias ve Robert Wilson’un, 2,7 K’lik kozmik mikrodalga ışınımını keşfi...

BÜYÜK PATLAMA’NIN TEMELLERİ 1-) Einstein’in Özel ve Genel Görelilik Teorisi: Özel Görelilik Kuramı: Eylemsiz referans sistemlerini içeren problemlerle uğraşır. Genel Görelilik Kuramı: Birbirlerine göre ivmeli olan referans sistemlerindeki problemlerle uğraşır. 2-) Kozmolojik Prensip: Büyük ölçeklerde, maddenin evrende dağılımı hemen hemen tekdüze ve homojendir.

Bilim adamları böylesine kompleks bir yapıya sahip olan evrenin oluşumu hakkında tarih boyunca değişik fikirler ve teoriler ortaya atmışlardır. Fakat diğer konulardaki anlaşmazlıklara rağmen günümüzde evrenin başlangıcı konusu, bilim adamları arasındaki tam bir fikir birliği ile "Big Bang" adı verilen teoriye dayandırılmaktadır. Yaklaşık 13.7 milyar yıl önce zamanın başlangıcı olarak varsaydığımız büyük patlama ile evren oluşmaya başlamıştır. Bu teori, evrenin “yoktan var edildiğini” ileri sürmektedir.

"Big Bang" teorisi ilk olarak 1922 yılında Alexander Friedmann tarafından ortaya atıldı. Ünlü astronom Edwin Hubble 1929 yılında yaptığı gözlemler sonucunda evrenin devamlı genişlemekte olduğunu ispatladı, bu ispat Big Bang teorisi için çok büyük bir kanıttı. Teorik hesaplamalara göre büyük patlamadan arda kalması gereken radyasyonu araştırmak üzere NASA tarafından 1989 yılında fırlatılan COBE uydusu bu radyasyonu fırlatılışından sekiz dakika sonra belirleyerek "Big Bang" teorisini kesin olarak kanıtladı.

1965’te keşfedilen "kozmik arka plan" Big Bang’ın en açık kanıtlarından biridir. Bu keşiften sonra kozmik arka plan dalgalanmaları COBE (1992) ve WMAP (2003) uzay uydularınca incelenmektedir.

İLK ÜÇ DAKİKA Evrenin sıcaklığı 100 milyar Kelvin’dir. Evren, madde ve ışınımdan oluşmuş ayrılmaz bir çorba gibidir. Bu çorba içinde her bir parçacık diğer parçacıklarla çok hızlı bir şekilde çarpışır. Yaklaşık 0.11 saniye sonra evrenin sıcaklığı 30 milyar Kelvin’e düşmüştür. Az sayıdaki çekirdek parçacıkları hala çekirdekleri oluşturmak üzere bağlanmamışlardır. Çekirdek parçacıklarının dengesi yüzde 38 nötron ve yüzde 62 proton şeklinde bir kayma göstermiştir. 1.09 saniye sonra evrenin sıcaklığı 10 milyar Kelvin’e düşmüştür. Evren hala nötronların atom çekirdeklerini oluşturmak üzere bağlanmalarına meydan vermeyecek kadar çok sıcaktır. Azalan sıcaklık nedeniyle, proton ve nötron dengesinden yüzde 24 nötron ve yüzde 76 proton olmak üzere bir kayma olmuştur. 13.82 saniye geçtikten sonra evrenin sıcaklığı 3 milyar Kelvin’e düşmüştür. Nötronlar çok daha yavaş  olmakla birlikte hala protonlara dönüşmektedirler. Denge yüzde 17 nötron ve yüzde 83 protondur. Evren, artık helyum gibi çeşitli kararlı çekirdeklerin oluşmasına yetecek kadar soğuktur, fakat bu hemen gerçekleşmez.

3 dakika 46 saniye sonra evrenin sıcaklığı 1 milyon Kelvin’e düşmüştür 3 dakika 46 saniye sonra evrenin sıcaklığı 1 milyon Kelvin’e düşmüştür. Sıcaklık,döteryum (hidrojen elementinin izotopu) çekirdeklerinin artık parçalanmadığı bir noktaya düşer. Helyumdan daha ağır çekirdekler yeteri kadar oluşamazlar. Temel elementler oluşmuştur. 34 dakika 40 saniye sonra evrenin sıcaklığı 300 milyon Kelvin’e düştüğünde çekirdek parçacıkları artık helyum veya hidrojen şeklinde bağlanmıştır. Fakat evren hala çok sıcaktır, bu yüzden kararlı atomlar oluşmamıştır. PLANCK ÇAĞI Evrenin 10-43 saniyelik bölümü için konuşulamamaktadır.Bu zamana Planck zamanı denmektedir, bu zaman diliminde çekim kanunu gibi fizik kanunları işlemediği için, bu zaman dilimi tarif edilememektedir. 1032 Kelvin derece Planck zamanındaki evrenin sıcaklığıdır.

EVRENİ OLUŞTURAN PARÇALAR Gökadalar (Galaksiler) Kara Delikler Beyaz Cüceler Kırmızı Devler Yıldızlar Süpernovalar Karanlık Madde

GÖKADALAR (GALAKSİLER) Galaksi; gazlar, yıldızlar, tozlar ve gezegenler içeren en büyük madde topluluğudur. Galaksiler ilk başta yoğun birer gaz bulutu olarak ortaya çıkmışlar ve daha sonra bu gazdan, yoğunlaşma yoluyla yıldızlar meydana gelmiştir.

KARA DELİKLER Kara delikler büyük kütleli yıldızların çökmesiyle oluşur. Araştırmalarda iki delil göz önünde bulundurulur. Galaksi merkezinde büyük kütleli bir kara delik varsa, bu kara delik çevresindeki yıldızları çekerek, merkez çevresindeki bir bölgede yoğun bir parlaklığa yol açardı ki bu da araştırmadaki ilk delili teşkil ederdi. İkinci delil ise, gözlemlerden elde edilen spektrumlardan, kara deliğe yakın yıldızların hızlarının araştırılmasıdır.

BEYAZ CÜCELER Beyaz cüceler evrimlerinin son aşamalarında bulunan ve başlangıç kütleleri yaklaşık 7 güneş kütlesinden az olan yıldızlardır.Enerjilerini sağlayan çekirdek tepkimelerinin yakıtı bittikten sonra böyle bir yıldız kararsız hale gelir ve sonunda dış tabakasını uzaya fırlatır. Yıldızın arta kalan kütlesi soğur ve atomları çekirdeklerinin üstüne çöküp elektronları sıkıştırıncaya kadar kütle çekimiyle büzüşür. Sonunda geriye yıldızın orijinal kütlesinin yüzde onunu oluşturan ve genişlemekte olan iyonlaşmış bir gaz kabuğuyla çevrelenmiş karbon bir çekirdek kalır. Gezegenimsi bulutsunun merkezinde sıcak olmakla birlikte hızla soğuyan bir yıldız kalıntısı vardır. Bu yıldız bir beyaz cücedir.

KIRMIZI DEVLER Big Bang'den sonra evrende sadece hidrojen ve helyum atomlarının ortaya çıktığını belirtmiştik. Bir başka işlemin, bu iki gazı daha ağır elementlere çevirmesi gerekmektedir. Bu ağır elementlerin üretim merkezleri, kırmızı devlerdir, yani Güneş'ten ortalama 50 kat daha büyük olan devasa yıldızlar. Kırmızı devler, Güneş tipi normal yıldızlardan çok daha sıcaktırlar ve bu nedenle de normal yıldızların yapamadığı bir şey yaparlar: Helyum atomlarını karbon atomlarına dönüştürürler.

YILDIZLAR Uzayda galaksilerin içinde, nebula olarak adlandırılan, soğuk ve karanlık toz bulutları vardır. Bunlar az sayıdaki helyum atomları ile hidrojen atomlarından meydana gelen seyrek gazlardır. Bu gaz ve toz bulutları, galaksi etrafındaki şok dalgalarının ve gaz bulutlarının kendi gravitasyonel çekiminin neden olduğu etki ile büyük bulut ve küreler halinde yoğunlaşarak, sıkışıp ısınırlar. Çünkü bu gaz küresi kendini oluşturan gazların korkunç ağırlığına karşı koyamaz. Böylece yıldız taslağı büzülmeyi, merkezdeki basınç ve sıcaklık da artmayı sürdürür (basınçla sıcaklık doğru orantılıdır). Sonunda da yıldız taslağının merkezindeki sıcaklık on milyon dereceye ulaşınca hidrojen yanması başlar. Bu sıcaklıkta Hidrojen atomlarının çekirdekleri öylesine büyük hızlarla hareket ederler ki, çarpıştıkları zaman birbirleriyle kaynaşıp bu süreç sonucunda hidrojeni helyuma dönüştürürler. Kaynaşan her dört hidrojen çekirdeğine karşılık bir helyum çekirdeği ortaya çıkar. Ama daha önemlisi sonuçta açığa çıkan helyum çekirdeğinin ağırlığı, başlangıçtaki dört hidrojen çekirdeğinin ağırlığından daha azdır. Burada kaybolan madde, Einstein’ın ünlü E=m.c2 formülü uyarınca saf enerjiye dönüşür. Hidrojen yanmasından ortaya çıkan bu korkunç enerji, sonunda yıldız taslağının kendi ağırlığını taşımasını sağlayarak büzülmeyi durdurur ve bir yıldızın doğmasına sebep olur.

SÜPERNOVALR Büyük kütleli yıldızlar tıpkı küçük kütleliler gibi, çekirdeğindeki helyum tükendiğinde dev hatta süper dev bir yıldıza dönüşür. Yüksek kütle çekimi nedeniyle çekirdekteki enerji son damlasına kadar tüketilir. Tüm reaksiyonların sonucunda oluşan demir sıkışarak hiçbir şekilde enerji üretilmez. Yıldızın çekirdeği çöker ve enerji stokları bir anda tükenir. Demir atomlarının çekirdekleri parçalanarak proton ve elektronlara ayrışır. Bu parçacıklar kendi aralarında kaynaşarak nötronları oluşturur. Bu arada ortaya çıkan fazla enerji de nötrinolar tarafından dışarıya taşınır. Pauli İlkesi nötronlar için etkin olmaya başlar ve düşen madde o anda durur. Bunun sonucunda nötrinoların bir kısmı bilardo topu gibi dışarıya doğru dağılarak ve birlikteliğinde madde de taşıyarak muhteşem bir patlamayı gerçekleştirirler. Artık bir süpernova doğmuştur.

KARANLIK MADDE Karanlık madde doğrudan "görülemez“, ışığı ne soğurur, ne yansıtır, ne de yayar. Kısacası, elektromanyetik spektrumun hiçbir bölgesinde gözlemlenmesi söz konusu değildir. Yıldızların gökadalar içinde sergiledikleri, başka şekilde açıklanamayan hareketler, "kara madde" varsayımı ile açıklanmaya çalışılıyor. Karanlık maddenin niteliğinin anlaşılması niçin bu derece büyük önem taşıyor? Çünkü böyle bir bilgi, bizlere evrenin boyutları, biçimi ve geleceği hakkında önemli ipuçları verecektir.

BÜYÜK PATLAMAYI DOĞRULAYAN KANITLAR Kozmik Mikrodalga Fon Işıması Genel Görelilik Entropideki Artış Kararlı Durum Modelinin Çökmesi Evrenin Genişlemesi

EVRENİN GENİŞLEMESİ 1929'da,Edwin Hubble'ın,tüm gökadaların bizden uzaklaşmakta olduğunu keşfetmesi, evrenin genişlemekte olduğunu gösterdi. Hubble'ın gözlemleri, Samanyolu dışındaki gökadaların, bize uzaklığıyla doğru orantılı olarak bizden uzaklaştıklarını gösterdi. Dünya, güneş sistemi, Samanyolu kütle çekimi etkisinin altında olduğundan genişlememektedir. Kütle çekimi, gökadaları da gruplar ve kümeler halinde bir arada tutmaktadır. Asıl olarak, evrende birbirinden uzaklaşanlar gökada grupları ve kümeleridir. Bu durum mayalanmış bir ekmeğin kabarırken, tüm moleküllerinin birbirinden uzaklaşmasına benzer bir durumdur. Ekmeğin her yeri, birim zaman içinde aynı miktarda genişlerken, iki molekül, birbirine ne kadar uzaksa birbirlerinden uzaklaşma hızları da o kadar yüksektir.

KOZMİK MİKRODALGA FON IŞIMASI Mikrodalgalar Büyük Patlamadan 380.000 yıl sonra ışımaya başlamışlardır. Bu olay başlangıçtaki patlamadan yaklaşık 0.5 milyon yıl sonra gelişmiştir. Büyük patlamadan gelen radyasyon, ilk defa 1964'te tespit edilmiştir. New Jersey'deki Bell Laboratuarı’ndan Penzias ve 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. 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 düşünce bu parçacıklar birleştiler ve atomlar oluştu.

ENTROPİDEKİ DEĞİŞİM Evrendeki entropi miktarı çok yüksektir ve bu yüksek entropiyi ancak sıcak ortamdaki bir Big Bang başlangıcı ile açıklayabiliriz (Entropi miktarı, ışığın en küçük parçası fotonların, proton ve nötron gibi baryonlara oranıyla ölçülebilir). Süpernova patlaması en çok entropiye sebep olan olaylardan biri olmasına rağmen sebep olduğu entropi, evrendeki entropiden çok daha azdır. Bilinen hiçbir evrensel oluşum, evrendeki bu yüksek entropiyi açıklayamaz. Oysa Big Bang ile bu yüksek entropi oranı tamamen uyumludur.

EVRENİN BİLEŞİMİ Atomlar 4% Karanlık Enerji 74% Karanlık Madde 22%

%4 Atomlar: Yıldız ve gezegenlerin yapıtaşları %22 Karanlık Madde: Bu madde atomdan farklı olarak ışığı absorbe etmez veya yaymaz. Dolaylı olarak gravitesi ile belirlenmiştir. %74 Karanlık enerji: Anti gravitenin bir çeşididir. Karanlık maddeden farklı olarak evrenin genişlemesinin hızlanmasının nedenidir.

Büyük Patlamadan Sonra Gelişen Olaylar Patlamadan sonra geçen zaman (s) T (K) Planck Çağı <10 -43 1032 Temel dört kuvvet tek kuvvet durumundadır. Büyük Birleşim Çağı 10-43 - 10-35 1029 Kütle çekimi diğer üç kuvvetten ayrılır. Kozmik Şişme 10-35 - 10-32 1032 - 1027 Evren büyük bir hızla genişler.

T (K) Patlamadan sonra geçen zaman (s) Elektrozayıf Çağı 10-35 - 10-12 1028 Güçlü kuvvet elektozayıf kuvvetten ayrılır. Parçacık 10-10 – 0.001 1015 Başlangıç parçacıkları (antimadde yaygın) Çekirdek Sentezi 3 dk 109 Çekirdeklerin oluşması (Li’a kadar) Birleşme Dönemi 300.000 yıl 4000 Çekirdek ve elektron birleşerek atomu oluşturur.

T (K) Galaksilerin Oluşumu 15 Bugünkü evren 13.7 milyar yıl 2.73 Patlamadan sonra geçen zaman (s) T (K) Galaksilerin Oluşumu 1 milyar yıl 15 Bugünkü evren 13.7 milyar yıl 2.73

İlk Üç Dakika-Steven Weinberg KAYNAKLAR: http://tr.wikipedia.org/wiki/Büyük_Patlama http://www.bigbang.gen.tr http://www.kuantumevreni.com http://www.zamandayolculuk.com/cetinbal www.biltek.tubitak.gov.tr http://www.fizikportali.com http://www.historicalsense.com İlk Üç Dakika-Steven Weinberg