Big Bang Teorisi (Büyük Patlama)
Büyük Patlama ya da Big Bang, evrenin yaklaşık 13,7 milyar yıl önce aşırı yoğun ve sıcak bir noktadan meydana geldiğini savunan evrenin evrimi kuramı ve geniş şekilde kabul gören kozmolojik model. İlk kez 1920’lerde Rus kozmolog ve matematikçi Alexander Friedmann ve Belçikalı fizikçi papaz Georges Lemaître tarafından ortaya atılan, evrenin bir başlangıcı olduğunu varsayan bu teori, çeşitli kanıtlarla desteklendiğinden bilim insanları arasında, özellikle fizikçiler arasında geniş ölçüde[4]kabul görmüştür.
Teorinin temel fikri, halen genişlemeye devam eden evrenin geçmişteki belirli bir zamanda sıcak ve yoğun bir başlangıç durumundan itibaren genişlemiş olduğudur. Georges Lemaître’in önceleri “ilk atom hipotezi” olarak adlandırdığı bu varsayım günümüzde “büyük patlama teorisi” adıyla yerleşmiş durumdadır. Modelin iskeleti Einstein’ın genel görelilik kuramına dayanmakta olup, ilk Big Bang modeli Alexander Friedmann tarafından hazırlanmıştır. Model daha sonra George Gamow ve çalışma arkadaşları tarafından savunulmuş ve ilk nükleosentez olayı eklenmek suretiyle geliştirilerek sunulmuştur.
1929’da Edwin Hubble’ın uzak galaksilerdeki (galaksilerin ışığındaki) nispi kırmızıya kaymayı keşfinden sonra, bu gözlemi, çok uzak galaksilerin ve galaksi kümelerinin konumumuza oranla bir "görünür hız"a sahip olduklarını ortaya koyan bir kanıt olarak ele alındı. Bunlardan en yüksek "görünür hız"la hareket edenler en uzak olanlarıdır. Galaksi kümeleri arasındaki uzaklık gitgide artmakta olduğuna göre, bunların hepsinin geçmişte bir arada olmaları gerekmektedir. Big Bang modeline göre, evren genişlemeden önceki bu ilk durumundayken aşırı derecede yoğun ve sıcak bir halde bulunuyordu. Bu ilk hale benzer koşullarda üretilen "parçacık hızlandırıcı"larla yapılan deney sonuçları teoriyi doğrulamaktadır. Fakat bu hızlandırıcılar, şimdiye dek yalnızca laboratuvar ortamındaki yüksek enerji sistemlerinde denenebilmiştir. Evrenin genişlemesi olgusu bir yana bırakılırsa, Big Bang teorisinin, ilk genişleme anına ilişkin bir bulgu olmaksızın bu ilk hale herhangi bir kesin açıklama getirmesi mümkün değildir. Kozmozdaki hafif elementlerin günümüzde gözlemlediğimiz bolluğu, Big Bang teorisince kabul edilen ilk nükleosentez sonuçlarına uygun olarak, evrenin ilk hızlı genişleme ve soğuma dakikalarındaki nükleer süreçlerde hafif elementlerin oluşmuş olduğu tahminleriyle örtüşmektedir.(Hidrojen ve helyumun evrendeki oranı, yapılan teorik hesaplamalara göre Big Bang'den arta kalması gereken hidrojen ve helyum oranıyla uyuşmaktadır. Evrenin bir başlangıcı olmasaydı, evrendeki hidrojenin tümüyle yanarak helyuma dönüşmüş olması gerekirdi.) Bu ilk dakikalarda, soğuyan evren bazı çekirdeklerin oluşmasına imkan sağlamış olmalıydı.(Belirli miktarlarda hidrojen, helyum ve lityum oluşmuştu.)
Big Bang terimi ilk kez İngiliz fizikçi Fred Hoyle tarafından 1949’da, “Eşyanın Tabiatı” adlı bir radyo (BBC) programındaki konuşması sırasında kullanılmıştır. Hoyle, hafif elementlerin bazı ağır elementleri nasıl meydana getirebilecekleri konusunda katkıları olmuş bir bilim insanıdır.
Bilim insanlarının çoğu, evrenin başlangıcında, bir Big Bang olayının cereyan etmiş olduğuna ancak 1964/1965’te, evrenin sıcak ve yoğun döneminin kanıtı olarak kabul edilen “kozmik mikrodalga arkaplan ışıması"nın ya da Georges Lemaître’in kullandığı terimlerle « Big Bang’ın soluk ışıklı yankısı»nın keşfinden sonra ikna oldular.
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. Albert Einstein tarafından 1915’te genel göreliliğin keşfi, evrenin aşamalı evrimi genel görelilikle tanımlandığından, evreni bir fiziksel sistem gibi bütünlüğü içinde tanımlamayı mümkün kılan modern kozmolojinin başlangıcı sayılır.
Einstein aynı zamanda,uzayı bütünlüğü içinde tanımlamada, genel görelilikten doğan bir çözümü (“Einstein evreni”) önermesiyle genel göreliliği bu yolda kullanan ilk kişi olmuştur. Bu model o dönemde Einstein’in gözüpek girişimiyle yeni bir kavramın doğmasını sağlamıştı: Kozmolojik prensip. Kozmolojik prensibe göre, insanoğlu evrende ayrıcalıklı bir konuma sahip değildir, evren homojen ve izotroptur. Yani insanın baktığı yer ve yön neresi olursa olsun evren uzay (mekan) bakımından homojendir; daha açık bir deyişle, evrenin genel görünümü gözlemcinin konumuna ve baktığı yöne bağlı değildir. Bu, o dönem için çok cüretkar bir hipotez sayılırdı; çünkü henüz, sonradan “Büyük Tartışma” adı verilen, Samanyolu dışında cisimler olup olmadığı tartışmasının sürdüğü o dönemde hiçbir inandırıcı gözlem, Samanyolu dışındaki cisimlerin varlığını doğrulama imkanını sağlayamıyordu. "Kozmolojik prensip" evrenin makro özelliklerini açıklamakla birlikte, evrenin sınırı olmadığını, bu nedenle Big Bang'ın boşlukta belirli bir noktada değil, aynı anda tüm boşluk boyunca gerçekleştiğini ima eder. Makro ölçekte evren homojen ve izotroptur. Bu iki kabul, evrenin Planck zamanından sonraki tarihini hesaplamayı mümkün kılmıştır. Bilim insanları halen "Planck zamanı"ndan önce gerçekleşen çok önemli olayları saptamaya çalışmaktadır.
Einstein 1915 yılında ortaya attığı genel görelilik kuramıyla yaptığı hesaplamalarda evrenin durağan olamayacağı sonucunu çıkarmıştı. Fakat o dönemlerde genel kabul, evrenin statik olduğu yönündeydi; bu yüzden Einstein vardığı sonucu düzeltmek üzere denklemlerine “ kozmolojik sabite ” etkenini ekledi. Böylece, Einstein kozmolojik prensibe üstü kapalı biçimde, günümüzde doğrulanma derecesi açıkça azalmış görünen bir başka hipotez ekledi; bu, evrenin statik olduğu, yani zamanla evrim geçirmediği hipoteziydi. Bu da kendisini, denklemlerine “ kozmolojik sabite ” terimini eklemek suretiyle ilk çözümünü değiştirme yoluna götürdü. Fakat gelecekteki gelişmeler, yanılmış olduğunu ortaya koyacaktı. Örneğin 1920’lerde Edwin Hubble günümüzde galaksi dediğimiz bazı “nebülöz”lerin galaksimiz dışında olduklarını, ayrıca onların galaksimizden uzaklaştıklarını ve uzaklaşma hızlarının galaksimize uzaklıklarıyla orantılı olduğunu (Hubble Yasası ya da Hubble Sabiti) keşfetti. Bu keşiften beri Einstein’ın “statik evren hipotezi”ni doğrulayacak hiçbir veriye rastlanmamıştır.
Zaten Hubble’ın bu keşfinden daha önce Willem de Sitter, Georges Lemaître ve Alexandre Friedmann gibi birçok fizikçi bir “evren genişlemesi”ni tanımlayan başka “genel görelilik” çözümleri bulmuş bulunuyorlardı. Onların ortaya koymuş oldukları modeller evrenin genişlemesi keşfedilir keşfedilmez derhal kabul edildiler. Böylece milyarlaca yıldır genişleme halinde olan bir evren tanımlanmıştı.
Big Bang ve karşısındaki durağan hal teorisi
Evrenin genişlediğinin keşfi, evrenin statik olmadığını ortaya koymakla birlikte, "maddenin sakınımı yasası"nı gözünde bulunduran ve bulundurmayan birçok farklı görüşün ortaya atılmasına imkan vermişti. Bu görüşlerden başlangıçta maddenin yaratılışının sözkonusu olduğunu varsayan görüş, ilk zamanlar en popüler olanıydı. Bu başarıdaki sebeplerden biri, “durağan hal (sabit durum) teorisi” denilen bu modelde evrenin sonsuz kabul edilmesiydi. Fred Hoyle tarafından ortaya atılan "durağan hal teorisi"ne göre evrenin yaşı ile bir gök cisminin yaşı arasında bir çelişki olamazdı.
Buna karşılık Big Bang hipotezinde evrenin, genişleme oranından yola çıkılarak hesaplanabilecek belirli bir yaşı vardı. 1940’lı yıllarda evrenin genişleme oranı hakkındaki tahminler bir hayli abartılıydı, bu da evrenin yaşı hakkındaki tahminlerin gerçeğin bir hayli altında olarak yapılmasına neden olmuştu. Öyle ki, Dünya’nın yaşını belirleyen farklı tarihlendirme yöntemlerinin bildirdiği değerlere göre Dünya evrenden daha yaşlı kalıyordu. Bu, önceleri, Big Bang tipi modellerin çeşitli gözlemler karşısında içine düştüğü güçlüklerden yalnızca biriydi. Fakat bu tür güçlükler evrenin genişleme oranının kesin biçimde belirlenmesiyle tarihe karıştılar.
Gözlemsel kanıtlar
Sonradan iki kesin gözlemsel kanıt Big Bang modellerine tümüyle hak verdi: Evren tarihinin sıcak devrinin kalıntısı denilebilecek enerji ışıması (mikrodalga sahası) olan "kozmik mikrodalga arkaplan ışıması"ın keşfi ve hafif elementlerin salınmasının ölçülmesi, yani ilk sıcak evre sırasında oluşmuş hidrojen, helyum, lityumun farklı izotoplarının bırakılmasının ölçülmesi.
Bu iki gözlem, 20. yy.’ın ikici yarısının başlarında gerçekleşti ve Big Bang’ı kozmolojide, kesin biçimde, gözlemlenebilir evreni tanımlayan model olarak yerleştirdi. Bu modelin kozmolojik gözlemlerle hemem hemen mükemmel biçimde örtüşmesinin yanı sıra, modeli doğrulayan başka kanıtlar da ortaya koyulmaya başlandı: Galaktik kümelerin gözlemi ve "kozmik arkaplan soğuması"nın ölçülmesi (birkaç milyar yıl öncesiyle günümüzdeki ısı farkının ölçülebilmesi).
Kozmik arkaplan
Genişleme, doğal olarak bize evrenin geçmişte daha yoğun olduğunu bildirmektedir. Evrenin geçmişte daha sıcak olması olasılığından ilk kez 1934’te Georges Lemaître’in söz etmiş olduğu görülüyor; fakat bunun gerçek anlamda araştırılmasına ancak 1940’lı yıllardan itibaren başlanmıştır. Uzak astrofiziksel cisimlerin ışımasındaki kırmızıya kaymaya benzer bir tarzda, evrenin genişleme olayıyla enerji kaybeden bir ışımayla dolu olması gerektiği konusundaki ilk düşünceler George Gamow’dan gelmiştir.
Gamow aslında, ilksel evrendeki güçlü yoğunlukların, atomlar arasında bir termik dengenin kurulmasına ve ardından bu atomlarca bırakılan bir ışımanın varlığına imkan sağlamış olması gerektiğini anlamıştı. Gamov, 1940'lı yıllarda Lemaitre'in hesaplamalarını geliştirdi ve Big Bang'e bağlı olarak bir tez ortaya attı. Big Bang'dan arta kalan, belirli oranda bir ışımanın var olması gerekiyordu. Ayrıca bu ışıma evrenin her yanında eşit olmalıydı. Bu ışımanın evrenin yoğunluğu oranında bir yoğunlukta olması ve dolayısıyla, bu ışımanın, yoğunluğu artık son derece azalmış olsa da halen mevcut olması gerekiyordu. Gamow, Ralph Alpher ve Robert C. Herman’la birlikte, evrenin yaşından, maddenin yoğunluğundan ve helyumun salınmasından yola çıkılarak bu ışımanın günümüzdeki ısısının hesaplanabileceğini anlayan ilk kişi oldu.
Bu ışımaya günümüzde « fosil ışıma » diyenler de bulunmakla birlikte, genellikle, “ kozmik mikrodalga arkaplan (ya da kozmolojik mikrodalga artalan) ışıması” denir. Bu ışıma, Gamow’un öngörülerine uygun olarak, düşük ısıdaki bir "karanlık cisim" ışımasına (2,7 °K) denktir. Biraz rastlantı sonucu olan bu keşfi Arno Allan Penzias ve Robert Woodrow Wilson’a borçluyuz: 1960’larda New Jersey'deki Bell Laboratuvarı’ndan 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 saptadılar. Bu ışıma ya da ışınımın bütün yönlerdeki parlaklığı aynı idi ve yaklaşık 3 °K sıcaklığında bir ortamdan geldiği anlaşılıyordu.1978’de bu buluşları için Nobel Fizik Ödülü sahibi olan Penzias ve Wilson ilginçtir ki, ileride, Fred Hoyle gibi, Big Bang teorisine muhalif olan bilim insanları safına katılacaklardı.
1965’te keşfedilen "kozmik arkaplan" Big Bang’ın en açık kanıtlarından biridir. Bu keşiften sonra kozmik arkaplan dalgalanmaları COBE (1992) ve WMAP (2003) uzay uydularınca incelenmektedir.Bir "kara cisim" ışımasının varlığı Big Bang modeli çerçevesinde kolayca açıklanabilmektedir: Geçmişte evren sıcaktı ve yoğun bir ışımaya maruz kalıyordu. Geçmişin çok yüksek yoğunluktaki bu evreninde madde ve ışıma arasında çok çeşitli etkileşimler olmaktaydı. Bunun sonucunda ışıma termalize olmuştur, yani elektromanyetik tayfı bir "kara cisim"in elektromanyetik tayfıdır. Buna karşılık "durağan hal teorisi"nde böyle bir ışımanın varlığı hemen hemen doğrulanamaz durumdadır (Az sayıdaki bazı savunucuları aksini belirtmekteyse de…)
Düşük ısıdaki ve az enerjetik bir ışımaya denk olmakla birlikte, kozmik arkaplan, yani kozmik mikrodalga arkaplan ışıması hiç de evrenin en büyük elektromanyetik enerji biçimi olarak görünmüyor: Enerjinin yaklaşık %96’sı sözkonusu ışımadaki fotonlar biçiminde mevcutken, kalan % 4’ü "görünür tayf"taki [14]yıldızların ışınımından ve galaksilerdeki soğuk gazdan kaynaklanmaktadır (kızılötesi halde). Bu diğer iki kaynak kuşkusuz daha enerjetik, fakat daha az sayıda fotonlar yaymaktadır. "Durağan hal teorisi"nde "kozmik arkaplan"ın varlığı mikroskobik demir parçacıklarının bırakılmasıyla oluştuğu varsayılan yıldızsal ışımanın termalizasyonunun bir sonucu olduğu varsayılır. Fakat bu model, gözlemsel verilerle çelişki halindedir. (Ayrıca bu takdirde "kozmik arkaplan" bir karanlık cisim olarak da açıklanamaz.)
Sonuç olarak denilebilir ki kozmik arkaplanın keşfi, tarihsel olarak Big Bang'ın kesinleştirici kanıtı olmuştur.
Evrim
-
Evrim nedir? Evrim süreci nasıl işler?
-
Atların Evriminde Parmaklar ve Toynak...
-
Mikro evrim nedir
-
Yumuşakçaların evrimi
-
Bitki Evrimi 5/5: Çayır İmparatorluğu
-
Bitki Evrimi 4/5: Çiçeklerin ve Tohumların Öyküsü
-
Evrim düşüncesinin tarihi
-
Bitki Evrimi 3/5: Kömür Çağı
-
Bitki Evrimi 2/5: Ormanların Doğuşu
-
Bitki Evrimi 1/5: Karaya İlk Çıkanlar
-
Mutasyon, Evrimsel Sürecin Hammaddesidir!
-
Evogram Nedir ?
-
Yeni Genetik Kombinasyonların Oluşumu ve Evrimin Türleri Değiştirme Mekanizması
-
Evrim'i Tetikleyen Mekanizmalar Nelerdir?
-
Darwin ve Doğal Seleksiyon