Evren

Evrende canlı ya da cansız bütün maddeleri etkileyen değişmez kurallar vardır. İşte bu değişmez kurallar, evrenin de aynı içinde barındırdığı canlılar gibi, kusursuz bir tasarımla yaratıldığını gösteren delillerdir. Astronomlar, Büyük Patlamanın 10 ila 20 milyar yıl önce meydana geldiğini tahmin etmektedirler. Hesaplamalara göre ise evren yaklaşık 13,7 milyar yaşındadır. Evren içerisinde 400 milyar dan fazla galaksi bulundurmaktadır. Bizim güneş sistemimizin içerisinde bulunduğu Samanyolu Galaksisi 100 bin ışık yılı genişliğinde, yıldızları ile bin ışık yılı kalınlığındadır, içinde 200-400 milyar arasında yıldız vardır. Bu yıldızların %10 unda yaşama elverişli gezegenler olduğu düşünülmektedir. Dünya Samanyolunun merkezine 23 bin ışık yılı uzaklıktadır. İçinde bulunduğumuz Güneş sisteminin 4,5 milyar yaşında olduğu düşünülmektedir ve insanoğlu bir canlı türü olarak 2 milyon yıldır mevcuttur. Astronomlar evrenin yaşını iki yolla tahmin etmektedirler: en yaşlı yıldızlara bakarak ve evrenin genleşme oranını ölçerek ve Büyük Patlamaya kadar geri giderek.

Bizler, soluduğumuz hava ve uzak yıldızlar yani evren, protonlar, nötronlar ve elektronlardan yapılmıştır. Protonlar ve nötronlar, çekirdekler içinde birbirine bağlıdırlar ve atomlar elektronların tam bir takımı ile çevrili çekirdeklerdir. Hidrojen bir proton ve bir elektrondan oluşur. Helyum iki proton, iki nötron ve iki elektrondan oluşur. Karbon altı proton, altı nötron ve altı elektrondan müteşekkildir. Demir, kurşun ve uranyum gibi daha ağır elementler daha çok sayıda proton, nötron ve elektron bile içermektedirler. Protonlar, nötronlar ve elektronlardan yapılmış tüm maddeleri “baryonik madde” denir.

                                                 
    ◊ Büyük Patlama Kuramı
 
Büyük Patlama Kuramı, evrenimizin kökeni ve oluşumuna ilişkin yaygın kabul gören bir kuramdır. Bu kuram, gözlemlenebilir evrenin, kabaca 10 - 20  milyar yıl önce, aniden genişleyen bir noktadan başladığını varsaymaktadır.Şiddetli Büyük Patlama Kuramı, evrenimizin kökeni ve oluşumuna ilişkin yaygın kabul gören bir teoridir.
Madde ve antimadde bir araya geldiklerinde enerjiye dönüşürler. Örneğin, bir elektronla bir pozitron (antielektron) çarpıştığında, kütleleri yok olur ve gama ışınımı olarak enerji ortaya çıkar. Büyük patlamanın ardından, evrendeki enerji, çok miktarda madde ve antimaddeyi oluşturacak kadar yüksekti. Bu ortamda, parçacıklar ve antiparçacıklar toplam elektrik yükü sıfır olacak şekilde eşit miktarda oluşur ve yok olurlar. Buna "simetri" deniyor. Bu simetri, laboratuar deneylerinde de gözleniyor. Buna göre, Büyük Patlamadan yaklaşık 1 saniye sonra evrendeki madde ve antimaddenin birbirini yok etmesi gerekirdi. Ancak, bir şekilde simetri bozularak madde miktarı antimaddeye üstün geldi. Her bir milyar antiparçacık için, bir fazla parçacık vardı. Böylece evrende başlangıçtakinin çok azı da olsa madde kaldı. Bu kuramı destekleyen en  önemli bilgi:

Genel Görelilik Kuramı: Seksen yılı aşkın bir süre önce, Einstein, evrende kütlenin dağılımının uzayın geometrisini nasıl belirlediğini betimleyen bu kuramı ileri sürmüştür. Başlangıçta, kuram Merkür’ün yörüngesindeki özellikleri ve Güneş’ten gelen ışığın kırılmasını izah etmekteydi. Son yıllarda, kuram bir dizi özenli testten geçmiştir.

Einstein'ın ünlü E = mc2 formülü, kütle ve enerjinin birbirine dönüşebileceğini söyler. Laboratuar gözlemlerinde de gözlendiği gibi, iki yüksek enerjili foton çarpıştığında, her ikisi de yok olur ve yerlerine madde oluşur. Buna "çift oluşumu" denir. Çünkü ortaya, bir parçacık ve bir antiparçacık çıkar. Evrendeki maddenin de bu şekilde, büyük patlamadaki enerjinin madde ve antimaddeye dönüşmesiyle ortaya çıktığı düşünülüyor. Parçacık ve antiparcaçıklar, birbirleriyle zıt elektrik yüküne sahiptir. Einstein'ın genel görelilik kuramı, uzayın kütleçekimi tarafından büküldüğünü öne sürer. (Bunun tersi de geçerlidir. Yani, eğri uzay, kütleçekimine neden olur.) Einstein'a göre, maddenin kütleçekimi etkisi altında hareket etmesine uzayın eğriliği neden olur. Kütleçekimi, uzayı eğdiğinden, ışık doğrusal olarak yayılamaz. Eğer bir ortamda kütle varsa, burada "düz çizgilerden" bahsetmek yanlış olur. İki nokta arasında en kısa uzaklık bir doğru değil, eğridir. Böyle bir uzayda, paralel çizgiler kesişebilir. Büyük ölçeklerde, maddenin evrende dağılımı hemen hemen yeknesaktır (tek düze,homojen). Bu varsayım, hem galaksi incelemeleriyle hem de kozmik mikrodalga fon ışınımlarındaki dalgalanmaların düşük seviyesi ile teyit edilmiş gibi görünmektedir.                             

Şiddetli Büyük Patlama Kuramı çok sayıda önemli gözlem ile tutarlıdır:

○ Evrenin gözlemlenebilir genleşmesi,
○ Evrenin ilk üç dakikasında birincil olarak bireşimli olduğu düşünülen üç element olan helyum, döteryum ve lityumun gözlemlenebilir bolluğu,
○ Kozmik mikrodalga fon ışınımının termal (ısıl) tayfı,
○ Kozmik mikrodalga fon ışınımları uzak gaz bulutlarında daha sıcak görünmektedir. Işık sonlu bir hızla yol aldığından, biz bu uzak bulutları evrenin tarihinde daha yoğun ve bu yüzden daha sıcak olduğu önceki bir zamanda görürüz.
○ Mevcut şekliyle, büyük patlama kuramı tam değildir. Bu kuram;Galaksilerin kaynağını ve galaksilerin gözlenebilir büyük ölçekli kümelenmelerini,

Maddenin çok büyük ölçeklerde yeknesak dağılımının kaynağını açıklamamaktadır.Bir çok evren bilimci, Büyük Patlama Kuramının bir uzantısı olan, Şişirme Kuramının (Inflation Theory) bu soruları cevaplayabileceğinden şüphe etmektedirler. 

    ◊ Evren nasıl genleşmektedir ?

Şiddetli Büyük Patlama Kuramında, gözlemlenebilir evren, kabaca 10 – 20 milyar yıl önce, aniden genişleyen bir nokta ile başlamıştır. O zamandan beri, evren gittikçe Galaksimiz ve dış gezegenler arasındaki mesafeyi arttırarak genleşmeye devam etmiştir. Evrenin genişlemesi, ışık ışınlarını mavi ışığı kırmızı ışığa ve kırmızı ışığı da kızılötesi ışığa dönüştürerek “uzatmaktadır”. Bu yüzden, hızla bizden uzaklaşmakta olan uzak galaksiler daha kırmızı görünürler. Bu genleşme aynı zamanda mikrodalga fon ışınımını da soğutur. Böylece, bugün 2,728 Kelvin’lik bir sıcaklığa sahip olan kozmik mikrodalga fon ışınımı ilk evrende daha sıcaktı. Kütle çekimi evrenin genleşmesini yavaşlatmaktadır. Eğer evren yeterince yoğun ise, evrenin genleşmesi sonunda tersine olacaktır ve evren çökecektir. Eğer yoğunluk yeterince yüksek değilse, o zaman genleşme sonsuza dek devam edecektir. Bu yüzden, evrenin yoğunluğu kendi nihai kaderini belirleyecektir.

Evrenin oluşumu genleşme devinirliği ve kütle çekim gücü arasında bir savaşımla belirlenmiştir. Kütle çekimin kuvveti evrenin yoğunluğuna bağlı iken, genleşme oranı Hubble Sabiti, H0, ile belirlenir. Eğer evrenin yoğunluğu Hubble sabitinin karesi ile orantılı olan “kritik yoğunluk”tan daha az ise, o zaman evren sonsuza dek genleşecektir. Eğer evrenin yoğunluğu “kritik yoğunluk”tan daha büyük ise, o zaman çekim gücü sonunda kazanacak ve evren kendisi üzerine çökecektir.          

1920′lerde, Edwin Hubble, Wilson Dağı Gözlemevi’ndeki yeni yapılmış teleskopu kullanarak, birkaç nebuladaki (bulutsu) değişen yıldızları ve astronomi çevrelerinde hararetli bir tartışma konusu olan dağınık cisimleri ortaya çıkarmıştır. Onun Sefeid değişkenleri olarak adlandırılan bir yıldızlar sınıfına benzeyen bu değişen yıldızlar için keşfi devrim yaratmıştır.

Daha önceden, Harvard Koleji Gözlemevi’nde çalışan kadın astronom, Henrietta Levitt, bir Sefeid değişken yıldızın bu periyotları ve bunun parlaklığı arasında yoğun bir bağıntı olduğunu göstermişti. Bu yüzden, Hubble, bu yıldızların ve akılarının periyodunu ölçerek, bunların kendi galaksimiz içindeki bulutsular olmadığını, fakat kendi Galaksimizin kıyısının çok ötesinde dış galaksiler olduklarını gösterebilmişti.   
Hubble’ın ikinci devrimsel keşfi, onun Sefeid’e dayalı galaksi mesafe belirlemeleri ve bu galaksilerin göreli hızlarının ölçümleri planıdır. Daha uzak galaksilerin bizden daha hızlı bir şekilde uzaklaştıklarını göstermiştir :

Evren statik değildir, ancak genleşmektedir. Bu keşif, modern kozmoloji çağının başlangıcını belirlemiştir. Bugün, Sefeid değişkenleri galaksilere olan uzaklıkları ölçmek için en iyi metot olarak kalmıştır ve bunlar genleşme oranı ve evrenin yaşını belirlemede çok önemlidir.

    ◊ Sefeid değişkenleri nedir ?

Güneş ve Sefeid değişen yıldızlar dahil, bütün yıldızların yapısı yıldızdaki maddenin donukluğu (opaklığı) ile belirlenir. Eğer madde çok donuksa, o zaman fotonların yıldızın sıcak merkezinden dışa dağılması uzun sürecektir ve güçlü sıcaklık ve basınç eğimleri yıldızın içinde gelişebilir. Eğer madde neredeyse saydam ise, o zaman fotonlar yıldızın içinde kolaylıkla hareket ederler ve herhangi bir sıcaklık eğrisini silerler. Sefeid yıldızlar iki hal arasında salınırlar: Yıldız yoğun haldeyken, atmosferindeki bir tabakadaki helyum tek başına iyonlaşır. Fotonlar, tek başına iyonlaşmış helyum atomlarındaki bağlı elektrondan dışa saçılırlar, bu yüzden, tabaka çok donuktur ve tabaka boyunca büyük sıcaklık ve basınç eğimleri oluşur. Bu büyük basınçlar tabakanın (ve tüm yıldızın) genleşmesine sebep olur. Yıldız genleşmiş haldeyken, tabakadaki helyum iki kat iyonlaşır, böylece tabaka ışınıma daha geçirgen olur ve tabaka boyunca daha zayıf basınç eğimleri olur. Yıldızı çekim gücüne karşı destekleyecek basınç eğimi olmaksızın, tabaka ve (tüm yıldız) büzülür ve yıldız sıkıştırılmış haline geri döner. Sefeid değişken yıldızlar beş ila yirmi güneş kütlesi arasında kütlelere sahiptirler.   

                       
    ◊ Evrenin geometrisi

Evrenin yoğunluğu aynı zamanda onun geometrisini de belirler. Eğer evrenin yoğunluğu kritik yoğunluğu aşarsa, o zaman uzayın geometrisi kapanır ve bir kürenin yüzeyi gibi pozitif olarak eğilir. Bu da foton yollarının yavaş yavaş uzaklaştığı ve sonunda bir noktaya geri döndüğü anlamına gelir. Eğer evrenin yoğunluğu kritik yoğunluktan daha az ise, o zaman uzayın geometrisi açıktır ve bir eyerin yüzeyi gibi negatif olarak eğilir. Eğer evrenin yoğunluğu tam olarak kritik yoğunluğa eşit olursa, o zaman evrenin geometrisi bir kağıt parçası gibi düz olur. Bu yüzden, evrenin geometrisi ve kaderi arasında doğrudan bir bağ vardır.
Büyük Patlama kuramının bir uzantısı olan şişirilme teorisinin en basit versiyonu, evrenin yoğunluğunun kritik yoğunluğa çok yakın olduğunu ve evrenin geometrisinin bir kağıt parçası gibi düz olduğunu tahmin etmektedir.

    ◊ Evrende yıldızlar arası uzaklık ölçümü

Bunun için çeşitli yöntemler kullanılıyor. Bunlar ;

  ○ Doppler Kayması
  ○ Paralaks Yöntemi
  ○ Sefeid Değişen Yıldızları
  ○ Süpernovalar

○Dopler Kayması : Evrenin genişlediği, uzak gökadalardan bize ulaşan ışığın Doppler kaymasına uğradığının gözlenmesi sayesinde keşfedildi. Eğer bir ışık kaynağı gözlemciye göre uzaklaşıyor ya da yaklaşıyorsa, ondan kaynaklanan ışığın dalgaboyu, olduğundan farklı görünür. Bunun nedeni, ışığın gözlemciye göre hep aynı hızla hareket etmesidir. Eğer cisim gözlemciden uzaklıyorsa, cisimden kaynaklanan ışığın dalgaboyu uzar. Buna "kırmızıya kayma" denir. Çünkü kırmızı, görünen tayf içinde uzun dalgaboyuna sahiptir. Eğer cisim gözlemciye yaklaşıyorsa, cisimden kaynaklanan dalgaboyu kısalır. Buna "maviye kayma" denir. Çünkü ışık görünen tayfın mavi tarafına doğru kayar. Doppler kaymasından yararlanılarak, bir cismin gözlemciye göre hızı hesaplanabilir.

○Paralaks Yöntemi : Yakın çevremizdeki yıldızların uzaklıkları "Paralaks" adı verilen bir yöntemle bulunabiliyor. Bu yöntem keşfedilmeden önce kimse yıldızların ne kadar uzak olduklarını bilmiyordu. Dünyanın yörüngesi üzerinde birbirine en uzak iki noktada (6 ayda bir) yapılan gözlemlerde, yakındaki yıldızlar uzak yıldızlardan oluşan fonun önünde yer değiştiriyor görünürler. Bu yer değiştirme, yıldızın bize uzaklığıyla ters orantılıdır. Yıldızın uzaklığı, trigonometri hesaplamaları kullanılarak bulunabilir. Paralaks yöntemiyle sadece 3000 ışık yılı uzaklığa kadar olan yakın yıldızların uzaklıkları bulunabiliyor.

○Sefeid (Değişen) Yıldızları : Kırmızıya kayma yönteminin düşük duyarlılığı, paralaks yönteminin de çok sınırlı bir uzaklığa kadar sonuç vermesi, bu yöntemleri kullanarak evrenin genişleme hızını, dolayısıyla da yaşını duyarlı biçimde bulmamıza yetmiyor. Bu konuda gökbilimcilerin önemli bir silahı daha var: Sefeid değişen yıldızları. Sefeid'lerin çok önemli bir özelliği, ışıma güçlerinin "zonklama" periyotlarıyla ilişkili olmasıdır. Işıma güçleri arttıkça, periyotları da uzar. Periyodu ölçülebilen bir Sefeid yıldızının parlaklığı hesaplanabilir. Parlaklığı bilinen bir yıldızdan bize ulaşan ışıma miktarına bakılarak ne kadar uzakta olduğu bulunabilir.

Gökbilimci Edwin Hubble, bu ilişkiyi gökcisimlerinin uzaklıklarını hesaplamada kullanmaya başladı. Hubble, öncelikle Andromeda gökadasının içindeki Sefeidleri gözledi ve gökadanın uzaklığını yaklaşık olarak 1 milyon ışık yılı olarak hesapladı. O sırada Sefeidlerin özellikleri çok iyi bilinmediğinden bu hesap hatalıydı. Ancak yine de o zamanlar sanıldığı gibi, Andromeda'nın Samanyolu'nun içinde bir gökcismi olmadığı anlaşıldı.

○Süpernovalar : Süpernovalar, büyük kütleli yıldızların ölümü sırasında olurlar. Bir süpernovanın parlaklığı, içinde bulunduğu gökadanın parlaklığından bile fazla olabilir. Süpernova olarak adlandırılan görece küçük yıldızların patlamasıyla oluşan süpernovalar ise farklıdır. Bunlar, Güneş benzeri yıldızların ölümünden artakalan beyaz cücelerin bazılarının üzerlerine yığılan maddenin etkisiyle patlar ve hemen hemen aynı düzeye enerji salarlar. Bunun yanında, aynı hız ve oranda sönükleşirler. Bu da süpernovaları tanımada kolaylık sağlar. Parlaklığı bilinen süpernovadan bize ulaşan ışık, onun uzaklığının karesiyle ters orantılı olduğundan, süpernovanın yer aldığı gökadanın uzaklığı hesaplanabilir.                           

    ◊ Neden boşluklar var ?

Eğer yıldızlar birbirlerine biraz daha yakın olsalar, astrofizik çok da farklı olmazdı. Yıldızlarda, nebulalarda ve diğer gök cisimlerinde süregiden temel fiziksel işlemlerde hiçbir değişim gerçekleşmezdi. Uzak bir noktadan bakıldığında, galaksimizin görünüşü de şimdikiyle aynı olurdu. Tek fark, gece çimler üzerine uzanıp da izlediğim gökyüzünde çok daha fazla sayıda yıldız bulunması olurdu. Uzaydaki büyük boşluklar, bazı fiziksel değişkenlerin tam insan yaşamına uygun biçimde şekillenmesini sağlamaktadır. Ayrıca Dünya'nın, uzay boşluğunda gezinen dev gök cisimleriyle çarpışmasını engelleyen etken de, evrendeki gök cisimlerinin arasının bu denli büyük boşluklarla dolu oluşudur.

    ◊ Karanlık madde

Astrofizikte, ışın yaymayan ya da doğrudan algılanabilecek şekilde elektromanyetik ışınları (ışık, x-ışınları v.b.) yeterince yansıtamayan, varlığı görünür maddeler üzerindeki kütle çekimsel etki ile belirlenebilen maddelere Karanlık madde adı verilir.Karanlık maddelerin varlığını belirlemek için gökadaların döngüsel hızlarından, gökadaların diğer gökadalar içerisindeki yörüngesel hızlarından, geri planda yer alan maddelere uyguladığı kütle çekimsel mercekleme özelliğinden ve gökadaların içerisindeki sıcak gazların sıcaklık dağılımından yararlanılır. İncelemeler, gökadalarda, gökada gruplarında ve evrende, görülebilen maddelerden çok daha fazla karanlık madde olduğunu göstermektedir.

                                      
Karanlık madde kavramı, ilk olarak 1933 yılında, Kaliforniya Teknik Enstitüsünden İsviçreli astrofizikçi Fritz Zwicky tarafından öne sürülmüştür. Fritz Zwicky'nin gözlemi ve iddiası kırk yıl boyunca hiçbir ortamda ciddiye alınmamıştır. Karanlık maddenin varolduğuna dair en güçlü kanıt Spiral Gökadalar'ın düz dönme eğilimleri, 1970 yılında Washington Carnegie Enstitüsü'nde Vera Rubin ve arkadaşları tarafından ileri sürülmüştür. Vera Rubin de Fritz Zwicky ile benzer bir kaderi paylaşarak, uzun yıllar ciddiye alınmamış, hiç bir ciddi yayın organı çalışmalarına yer vermemiştir. Master ve doktora tezleri de daha önce reddedilmiş olan Vera Rubin için bu durum pek şaşırtıcı olmamıştır. Onlarca yıl sonra, bugün hemen hemen tüm astrofizikçiler karanlık maddenin varlığını kabul ederler. Ağustos 2006'da yayınlanan, 150 milyon yıl önce gerçekleşmiş olan iki gökada kümesinin çarpışmasına dair gözlem, karanlık maddelerin varlığına dair daha somut bir kanıt oluşturmuştur. Çarpışma sırasında sıcak gazlar arasında bir etkileşim olmuş ve daha sonra merkeze yaklaşmışlardır. Gökadalar ve karanlık madde etkileşime girmemiş ve merkezden uzak kalmışlardır.

İki şekilde karanlık maddenin ortaya çıktığı sanılmaktadır:Baryonik karanlık madde ve Baryonik olmayan karanlık madde. Evrenin kütlesinin yüzde 90'ını oluşturduğu varsayılmakla birlikte, karanlık maddenin henüz astronomlar için sırrı çözülmüş değildir. 1970'ler evrendeki maddenin yüzde doksanının görünmez olduğunun keşfedilmesiyle karanlık madde iddialarının güçlendiği yıllar olmuştur. Karanlık maddenin varolduğu bilinmektedir, ancak ne olduğu konusunda çok az açık bilgi vardır.

      ◊ Yıldızlar arası madde

Uzay boşluğu sanılan yıldızlararası ortamda madde vardır; ancak, bu maddenin yoğunluğu yıldızlardaki yoğunluktan milyonlarca kez daha azdır. Yıldızlararası madde, gaz ve toz parçacıklarından oluşur, örneğin, 1 cm3 lük yıldızlararası uzayda ortalama olarak bir atom ve 1 km3 lük uzayda ise 25- 50 arasında küçük parçacık bulunur; buna karşın, Yer’de, deniz seviyesinde, 1 cm3 lük hacimde milyarlarca molekül bulunmaktadır.

1944  yılında Hollandalı Van de Hulst, hidrojen atomunun 21 cm de bir radyo dalgası yaydığını ve bunun gözlenebileceğini öngörmüştür. Yıldızlararası ortamda en bol hidrojen olduğu için söz konusu buluş oldukça önemlidir. Daha da önemlisi radyo dalgaları yıldızlararası ortamdaki kozmik tozlardan etkilenmemektedir veya kozmik tozlar tarafından soğurulmamaktadır. Böylece çok uzaklardaki gök cisimlerinden gelen radyo yayınları gözlenebilmiştir. Optik astronomiye göre radyo astronominin gücü, radyo dalgalarının bu özelliğinden kaynaklanmaktadır.

1945   yılında 2. Dünya Savaşı bittikten sonra bilim adamları sivii görevlerine döndü. Savaş süresince bilimsel birikimler ve teknolojik gelişmeler oldu. Bu birikim radyo astronominin hızla gelişmesini sağladı. Radyo teleskoplar gelişti. Böylece yıldızlararası maddenin yapısının ayrıntılı olarak incelenmesi kolaylaştı. Galaksimizdeki nötr hidrojen gazının dağılım haritası çıkarıldı. Yıldızlararası ortamda soğuk bölgelerde ve hidrojen atomu gibi radyo yayını yapan birçok molekül keşfedildi. Bugün yıldızlararası ortamda canlıların yapısında bulunan organik maddeleri içeren 45 ten fazla molekül gözlenmiştir. Bunlardan bazıları; su buharı, formik asit, metil alkol, formaldehid ve hidrojen siyanürdür. Bu moleküllerin çoğu 1970 li yıllardan sonra gözlenmiştir.
                       
    ◊ Kaynaklar

http://www.fizikkulubu.net/

http://www.genbilim.com

http://www.biltek.tubitak.gov.tr/

http://www.evrenvebilim.com/uzay.html

http://www.astronomiveuzaybilimleri.com

http://hubblesite.org/gallery/