İçeriğe atla

Büyük Patlama kronolojisi

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Fiziksel kozmoloji
Erken evren
Arka planlar
Genişleme • Gelecek
Bileşenler • Yapı
Bileşenler
Yapı
Deneyler
Bilim insanları
Fiziksel kozmoloji tarihi

Büyük Patlama Kronolojisi, Evrenin kronolojisi büyük patlama kozmolojisine göre evrenin geçmiş ve geleceğini tanımlar.  Planck çağından beri evrenin egemen bilimsel modellere göre nasıl geliştiğini kozmolojik koordinatların zaman parametrelerini kullanarak açıklar. Evren'in genişlemesinin 13,8 milyar yıl önce başlamış olduğu tahmin edilmektedir.[1] Evrenin kronolojisini özetlemek için 4 ana parçaya ayırmak uygundur.

Evrenin Tarihi - yerçekimisel dalgalar hipotezi büyük patlamadan hemen sonra ışıktan daha hızlı genişleyen kozmik enflasyondan meydana gelmiştir.

Evrenin çok erken safhalarında, Planck çağından kozmik enflasyona kadar ya da kozmik zamanın ilk pikosaniyelerinden itibaren bu süre şu andaki parçacık fiziğindeki deney kavrayışının ötesinde aktil teori araştırma alanıdır.

Erken evren, kuark çağından foton çağına kadar ya da kozmik zaman ilk 380.000 yılında  tanıdık kuvvetler ve temel parçacıklar ortaya çıktı ancak evren plazma durumunda takip eden "karanlık çağda" 380.000 yılından 150 milyon yıla kadar kaldı. Bu durumda evren şeffaf olmasına rağmen büyük ölçeklerde yapılar henüz oluşmamıştı.

Yaklaşık 150 milyon yıl yıldız evrimi, galaksi oluşumu ve evrimi ve galaksi kümeleri ve üstkümelerin oluşumu da dahil olmak üzere büyük ölçekli yapı oluşumu günümüze kadar sürdü. Galaksimizin ince bir disk olarak oluşması yaklaşık 5 milyar (9 Gya) yıl sürdü.[2] Güneş sistemimizin oluşması yaklasık 9.2 milyar (4.6 Gya) yıl sürdü. Bu oluşumla birlikte dünya üzerindeki hayatın doğması yaklaşık 9.8 milyar (4 Gya) yıl sürdü.

Uzak bir gelecekte yıldızların oluşumunun durmasından sonra evrenin nihai kaderı için çeşitli senaryolar vardır.

İleri Erken Dönemde Evren

[değiştir | kaynağı değiştir]

Evrenin en erken dönemini ilgilendiren tüm fikirler (evrendoğum) kuramsaldır. Bugün, hiçbir parçacık hızlandırıcı deneyi, dönemi anlamayı sağlayacak şiddetteki enerjilere ulaşamamaktadır. İleri sürülen tüm senaryolar, temel farklılıklar göstermektedir. Bu senaryolara örnek olarak; Hartle-Hawking ilk durumu, sicim durumu (manzarası), Bran enflasyonu, sicim gaz kozmolojisi ve the ekspirotik evren verilebilir. Bu örneklerden bazıları birbiriyle bağdaşır.

Planck Dönemi

[değiştir | kaynağı değiştir]
10 -43 saniyeden daha kısa sürede gerçekleşmiştir.
Ana madde: Planck dönemi

Planck çağı (enflasyonun olmadığı) büyük patlama kozmolojisinde yüksek sıcaklığın bulunduğu dönemde dört temel  kuvvetin elektromanyetizma,yerçekimi, zayıf nükleer etkileşim ve güçlü nükleer etkileşimin  olduğu dönemdir. Bu büyük sıcaklıklarda fizik adına çok az şey anlaşılabilir. Farklı hipotezler farklı senaryolar sunar. Geleneksel büyük patlama kozmolojisi bu andan önce yerçekimsel tekilliğin olduğunu tahmin eder. Ancak bu teori genel göreliliğe ve kuantum etkilerinin yıkılmasına bel bağlar.

Enfasyon kozmolojisinde enflasyonun sonundan önceki zamanda (büyük patlamadan sonra aşağı yukarı 10−32 saniye) geleneksel büyük patlama çizgisini takip etmez.

Planck çağını formüle etmek için birçok model girişimde bulundu. Bunlardan bir tanesi kurgusal fikirler sunan "Yeni fizik"tir. Örnek olarak Harttle-Hawking başlangıç durumu, sicim gaz kozmolojisi ve ekpyrotic evren bulunmaktadır.

Büyük Birleşme Dönemi

[değiştir | kaynağı değiştir]
Büyük Patlama'dan sonra 10–43 ile 10–36 saniye arasından gerçekleşmiştir.[3]
Ana madde: Büyük birleşme dönemi

Evren Planck döneminden çıkıp genişlemeye ve soğumaya başlayınca yer çekimi kuvveti, diğer temel kuvvetler olan elektromanyetizma ile zayıf nükleer kuvvetten, yani gauge etkileşimlerinden ayrılarak farklılaşmaya başlamıştır. Hatta fizik, bu dönemde bu temel kuvvetlerin, dünyanın gözlenen güçlerini üretmeyi durduran Standart Model'in gauge grubunu da kapsayan çok daha büyük bir gruba dahil olduğu büyük birleşme ile açıklanabilir. Kaldı ki nükleer enerjinin zayıf nükleer kuvvetten kopmasıyla bu büyük birleşme de bozulmuştur. Bu durum, patlama ardından genişleme olur olmaz görülmüştür. Bazı teorilere göre de bu olay manyetik tekkutupları yaratmıştır. Güçlü etkileşim ve zayıf etkileşimin büyük birleşme kuramı, bu dönemde sadece Higgs bozonu parçacığının görülmesinin beklenebileceğini anlatır.

Elektro-Zayıf Dönemi

[değiştir | kaynağı değiştir]
Büyük patlamadan sonra 10–36 (enflasyonun sonu ) ile 10–12 saniyeler arasında.[3]
Ana madde: Electroweak epoch

Evrenin sıcaklığı yeterince düşük iken geleneksel büyük patlama kozmolojisine göre, elektrozayıf çağ, Büyük Patlama'nın ardından 10−36 saniye sonra başladı. Evrenin sıcaklığı,güçlü kuvveti elektro zayıf kuvvetten ayıracak kadar düşüktü. Enflasyon kozmolojisinde enflasyon çağı, elektro-zayıf çağ yaklaşık olarak 10−32 saniyede son bulduğunda başladı.

Enflasyon Dönemi

[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük patlamadan sonra 10−32 saniye sonra başladı.

Kozmik enflasyon enflasyon denilen hipotez alan tarafından ivmelenerek genişlemesiyle üretilen bir çağdır. Bu çağdaki özellikler Higgs alanı ve karanlık enerji ile benzerlikler gösterir. Genişleme yavaşlarken homojenlikten gelen sapmalar büyüdü ve evreni daha kaotik bir hale getirdi. Genişlemenin hızlanmasıyla evren daha homojen bir hale geldi. Geçmişteki uzun süre devam eden enflasyon genişlemesi evrendeki yüksek derecedeki homojenliği açıklar. Enflasyondan önceki durumda evren aşırı derecede düzensiz olmasına rağmen, bugün bile gözlemlenen büyük ölçeklerde  homojenlik gözükür.

Enflasyon alanı büyük patlama genişlemesinde başlayan sıradan bir nokta olarak adlandırılan  "yeniden ısınma" sıradan parçacıkların içine doğru bozunmaya başlayınca, enflasyon sona erdi. Yeniden ısınma süresi genellikle büyük patlamadan sonraki zaman diye anılır. Bu öyle bir zamana değinir ki o zamanda geleneksek kozmoloji (enflasyon olmayan) büyük patlama tekilliği ile evrenin sıcaklığının düşmesi arasında geçmiştir. Enflasyon kozmolojisinden geleneksel büyük patlama meydana gelmedi.

En basit enflasyona ait modellere göre, enflasyon Big Bang'den sonra yaklaşık 10−32 saniyeye karşılık gelen bir sıcaklıkta sona erdi. Yukarıda açıklandığı gibi, bu enflasyon çağı 10−32 saniyeden az  sürdü anlamına gelmez. Aslında, evrenin gözlenen homojenliğini açıklamak için, bu süre 10−32 saniyeden daha uzun olmalıdır. Enflasyon Kozmolojisinde en erken anlam dolu zaman "Büyük patlamadan sonrasında" enflasyonun bittiği zamandır.

17 Mart 2014 tarihinde, BICEP2 işbirliği ile astrofizikçiler enflasyon yerçekimi dalgalarının  B-mode güç spekturumunda keşfedildiğini duyurdular. Bu keşif enflasyon teorisi için açık deneysel bir kanıt olarak yorumlandı.[4][5][6][7][8][9] Ancak, Haziran 19, 2014 tarihinde, enflasyon bulgularının rapor edilmesiyle güven düştü[8][10][11]  ve son olarak, 2 Şubat 2015'te, BICEP2/Keck ve Planck uydusunun ortak veri analizleriyle B-mode larının keşfi için istatistiklerin çok düşük olduğu yorumlandı ve bunun sebebinin Samanyolundaki kutuplaşmış tozlara dayandırdılar.[12][13][14][15]

Baryogenez

[değiştir | kaynağı değiştir]

Günümüzde evrendeki baryonlarının miktarının anti baryonlara göre neden bu kadar çok olduğunu açıklayacak yeterli  gözlemsel bir kanıt yoktur. Bu fenomen için  kozmolojik enflasyonun bitmesinden bir süre sonra gözlemlerde sayılacak olan adayın Sakharov koşullarını tatmin etmesi gerekmektedir. Parçacık fiziği Bu koşullar altında karşılaşmış asimetriler için bu simetrilerin evrende gözlemlenen baryon ve anti baryonlardan sayılabilmesi için deneysel olarak çok küçük olduğunu söyler.

Erken Dönemde Evren

[değiştir | kaynağı değiştir]

Kozmik enflasyon sona erdikten sonra evren, kuark-gluon plazması ile doldu. Bu noktadan itibaren evrenin erken aşması fizik tarafından daha iyi anlaşılmaktadır ve enerji kuark çağındaki enerjiler direkt olarak deneylere cevap verebilir.

Süpersimetrinin Kırılması

[değiştir | kaynağı değiştir]

Eğer süpersimetri evrenimizin bir özelliği ise, o zaman enerji  1 TeV (elektro zayıf simetri ölçeği) daha düşük bir noktada kırılamaz. Parçacıkların kütleleri ve onların süper partnerleri hiçbir şekilde  bilinen parçacıkların gözlenemeyen süper partnerlerine eşit olamaz.

Kuark dönemi ve Elektrozayıf Simetrinin Kırıldığı Dönem

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ana madde: Kuark dönemi

Büyük patlamadan sonra 10-12 saniye ile 10-6  saniye arasında.

Evrenin sıcaklığı belirli birçok yüksek enerji seviyesinin altına düştüğünde Higgs alanının kendiliğinden beklenen vacum değerini kazanır. Bu değer ki elektrozayıf gauge simetrisini kırar. Bu kırılmayla ilgili iki etki görülür.

1. Zayıf kuvvet ve elektromanyetik kuvvet ve kendi bozonlarının farklı bir şekilde açıkça günümüz evreninde farklı dizilerde görülür.

2.  Higgs mekanizması vasıtasıyla, bütün element parçacıkları Higgs alanıyla etkileşiminden kütle kazanır.

Bu çağın sonunda, temel etkileşimlerden olarak yerçekimi, elektromanyetizma, güçlü etkileşim ve zayıf etkileşim temel etkileşimleri artık bugünkü biçimlerini almış ve temel parçacıklar kütlelerini kazanmış olur. Ancak hala evrenin sıcaklığı quarkların bükülerek hadronları oluşturması için çok sıcaktır.

Hadron Dönemi

[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük patlamadan sonra 10-6 saniye ile 1 saniye arasında olmuştur.

Evreni oluşturan kuark-gluon plazmalar hadronlara kadar soğumaya devam etti. Bunlara proton ve nötronlardan oluşan baryonlarda dahildir. Büyük patlsmadan yaklaşık 1 saniye sonra nötrino çiftleri ayrışarak uzay boyunca serbestçe harekete başladı. Nötrino enerjileri gözlemleyebilmek için çok düşük olduğundan dolayı kozmik nötrino arka planı kozmik mikro dalgaların arka planına benzer. Ancak kozmik nötrino arka planlarının var olduğuna dair kesin bir kanıt yoktur.

Lepton Dönemi

[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük patlamadan sonra 1 saniye ile 10 saniye arasında olmuştur.

Hadronların ve anti-hadronların büyük  çoğunluğu birbirlerini hadron çağının sonunda ortadan kaldırmıştır. Lepton ve anti leptonların evrenin geri kalan kütlesine egemen olmasını sağlamıştır. Büyük patlamadan yaklaşık 10 saniye sonra evrenin sıcaklığı yeni lepton ve anti lepton çiftlerinin birbirini yok edemeyeceği noktaya kadar düşmüştür. Geriye küçük lepton kalıntıları kalmıştır.[16]

Proton Dönemi

[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük patlamadan sonra 10 saniye ile 380.000 yılları arasında olmuştur.

Lepton ve anti leptonların birbirini yok etmelerinden sonra lepton çağının sonunda  evrendeki enerjiye fotonlar tarafından egemen olundu. Bu fotonlar hala sık sık yüktü protonlar, elektronlar ve (son olarak) hala yüklü protonlar, elektronlar ve (sonunda) çekirdeklerle etkileşime girdiler ve bunu önündeki 380.000 yıl boyunca yapmaya devam ettiler.

Nükleosentez Dönemi

[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük patlamadan sonra 3 dakika ile 20 dakika arasında olmuştur.[17]

Foton çağı sırasında evrenin sıcaklığı atomik çekirdeklerin oluşmaya başladığı noktaya kadar düştü. Protonlar ve nötronlar nükleer füzyon süresince atom çekirdekleri için birleşmeye başladı. Serbest nötronlar protonlarla birleşerek döteryumu oluşturdu. Döteryum hızla füzyona helyum-4 ile füzyona girdi. Evrenin yoğunluğunun ve sıcaklığının nükleosentezin devam edemeyeceği noktaya kadar düşmesiyle nükleosentez sadece 17 boyunca devam etti. Bu zamana kadar bütün nötronlar helyum-4 çekirdeğinin içine katılmıştı. Bu yaklaşık olarak hidrojenin helyum-4 den üç kat daha fazla kütlesinin olmasına sebep oldu.

Maddenin Hakimiyeti

[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük patlamadan  70.000 yıl sonra

Şu anda, relativistik olmayan maddenin (atomik çekirdekler) ve relativistik radyasyonun (fotonlar) yoğunlukları eşittir. Oluşturulabilen en küçük yapı parçacığı olan Jean'in uzunluğu (yerçekimi çekimi ile basınç etkilerinin birleşimi ile)  düşmeye başladı ve serbest akış radyasyonu tarafından silinip yok olmak yerine tedirginliklerin genliği büyümeye başladı.

ΛCDM göre, bu aşamada soğuk karanlık madde egemen oldu. Yerçekimini yükseltmek için kozmik enflasyon tarafından küçük homojen olmayan genlik kalıntıları çöktü. Sonuç olarak yoğun bölgeler daha yoğun ve rarefied bölgelerini de daha düşük rarefied haline çevirdi. Ancak günüz karanlık madde teorileri sonuçsuz oldukları için henüz erken safhalar için bir fikir birliği yoktur.

Yeniden Birleşme

[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük patlamadan 377.000 yıl sonra

Hidrojen ve helyum atomları evrenin yoğunluğunun düştüğü zaman oluşmaya başlar. Buda büyük patlamadan yaklaşık 377.000 yıl sonrasında olduğu düşünülmektedir.[18] Hidrojen ve helyum iyonizleşmenin (çekirdeğe bağlı elektron bulunmaması yani çekirdeğin pozitif yüklü olması ) başlarındayken evren sakinleşiyordu. Elektronlar iyonlar tarafından yakalıyor ve elektriksel nötr hale geliyorlardı. Bu süreç nispeten hızlıdır (helyum için hidrojenden daha hızlıdır) ve bu süreç yeniden birleşme olarak adlandırılır.[19] Yeniden birleşmenin sonunda evrendeki birçok proton nötr atomlara bağlıdır. Sonuç olarak fotonların serbest yolları etkin bir biçimde sonsuz olur ve fotonlar serbest bir şekilde şeffaf olan evrende gezinebilir (Thomson saçılması). Bu kozmik olay genellikle ayrılma olarak görülür.

Evrenin genişlemesi yüzünden evren büyük ölçüde soğuduktan sonra ayrılma sırasında mevcut olan fotonlar kozmik evrendeki mikrodalga arka plandaki fotonlarla aynıdır. Bu zaman zarfında elektron baryon plasmasındaki -baryon akustik salınımları olarak bilinir- mevcut basınç dalgaları maddenin dağılımına gömüldü. Yoğunlaştırıldığı zaman büyük ölçekli objelerin dağılımındaki çok küçük bir önceliğini yükseltir. Sonuç olarak, kozmik mikrodalga arka planı evrenin bu çağının bir resmini verir. Bu resimde enflasyon boyunca üretilen küçük dalgalanmaları (diagrama bakın) içerir ve objelerin dağılımını örnek olarak galaksilerin evrendeki dağılımını zamanla gelişen evrende objelerin boyutlarını ve ölçeklerini belirleyebiliriz.[20]

Karanlık Çağlar

[değiştir | kaynağı değiştir]

Ayrışma olmadan önce, evrendeki fotonların çoğunluğu foton-baryon sıvısındaki elektron ve protonlarla etkileşim içindeydi. Sonuç olarak evren "sisli" ya da opaktı. O zamanın ışığı bugünkü teleskoplarla gözlemleyebilmemiz için yeterli değildi. Evrendeki baryonik madde iyonize plazmadan oluşuyordu ve sadece nötr hale geldiği zaman yeniden kombinasyon boyunca serbest elektronları kazanıyordu. Dolayısıyla fotonları bırakmak kozmik mikrodalga arka planı (CMB) yaratıyordu. Fotonlar bırakıldığı zaman ya da ayrıldığı evren şeffaf oluyordu. Bu noktada sadece 21 cm dönüş hatlı nötr hidrojen tarafından yayılıyordu. Bugünlerde bu zayıf radyasyonu tespit etmek için gözlemsel bir efor harcanıyor. Evrenin erken dönemlerini çalışmak için prensipte kozmik mikro dalga arka planından daha güçlü bir koz. Karanlık çağlar bugünkü düşüncelerle büyük patlamadan sonraki 150 ile 800 milyon yıl arasında sürdü. 2010'daki Ekim ayında UDfy-38135539 keşfi, ilk gözlenen galaksinin yeniden iyonşalaşma çağında var olduğu bulundu ve o zamanlara bir pencere açma imkânı sağladı. Galaksinin bu periyodun ilk zamanlarında gözlemlendi ve sonuç olarak Leiden University's Richard J. Bouwens ve Garth D. Illingsworth UC Observatories/Lick Observatory. gözlemlenen en uzak galaksi olduğu kaydedildi. Galaksi UDFj-39546284'ün büyük patlamadan 480 milyon sonra ya da kozmik karanlık çağların yarısında bulunduğu ve 13.2 milyar ışık yılı uzaklıkta bulunduğu keşfedildi. Son zamanlarda, UDFy-38135539, EGSY8p7 ve GN-z11galaksileri büyük patmadan sonra 380-550 milyon sonra bulunduğu ve 13.4 milyar ışık yılı uzaklıkta bulunduğu keşfedildi.[21]

"Karanlık Çağlar" kozmik arkpalan radyasyonun sıcaklığının 4000 K'den 60 K düştüğü bir dönemdir. Arka plan sıcaklığı 373 K ile 273 K arasındadır. Bu 7 milyon yıl boyunca suyun sıva halde bulunmasına imkân verir. Büyük patlama olduktan 10 ile 17 milyon yıl sonrasına denk gelmektedir. (kırmızıya kayma 137-100) Loeb'e (2014) göre prensipte ilk yaşamın mümkün olması için bu pencerinin olanak sağladığını tahmin ediyor. Bu da "Erken evrende yaşanılabilir çağ" olarak adlandırılıyor.[22]

Büyük Ölçekte Yapıların Oluşumu

[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük patlama modelindeki yapı formları büyük yapılardan önce küçük yapıların oluşmasıyla hiyerarşik bir şekilde devam eder. İlk oluşan yapılar kuazarlardır. Kuazarlar parlak, erken aktif galaksiler ve III yıldızların popülasyonu olduğu düşünülmektedir. Bu çağdan önce, evrenin evrilmesi doğrusal kozmolojil pertübasyon teorisi ile anlaşılabilir. Yani bütün yapılar mükemmel homojen olan evrenden küçük sapmalar olarak anlaşılabilir. Bu hesaplamayı sayısal olarak nispeten çalışmak kolaydır. Bu noktada doğrusal olmayan yapıların oluşması ve hesaba dayalı problemlerin zorlaştırır. Örneğin N-body simülasyonu milyar tane parçacık içerir.

Yeniden İyonlaşma

[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük patlamadan sonra  150 milyon yıldan 1 milyar yıla kadar sürmüştür.

Kütle-çekimindeki çökmelerden ilk yıldızlar ve kuazarlar oluşurlar. Yaydıkları yoğun radyasyon çevresindeki evreni iyonlaştırır. Bu noktadan itibaren evrenin çoğu kendi halinde plazma olmuştur.

Yıldızların Oluşumu

[değiştir | kaynağı değiştir]

İlk yıldızlar büyük olasılıklar III. popülasyon yıldızlarıdır. Büyük patlamadaki hafif  elementlerin (hidrojeni helyum ve lityum) oluşması ve ağır elementler haline dönme sürecinin başlamasıyla ilk yıldızlar oluştu. Ancak henüz III. tür yıldızlar gözlemlenememiştir ve onları anlamak için halen onların oluşumuna ve evrimine bakalarak hesaplama modelleriyle uğraşırız. Şans eseri kozmik mikrodalga arka plan radyasyon gözlemleri yıldızların ciddi şekilde oluştuğu zamanları belirlemek için kullanılır. Bu tarz gözlemleri analizi European Space Agency's Planck telescope tarafından yapılır. BBC News yayınladığına göre 2015 Şubat ayında başlarında büyük patlamadan 560 milyon yıl sonra ilk kuşak yıldızların ortaya çıktıklarına karar verilmiştir.[1][23]

Galaksilerin, Galaksi Takımlarının ve Süper Galaksi Takımların Oluşumu

[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük hacimli maddelerin çökmesiyle galaksi oluşur. II. tür yıldızlar bu sürecin başlarında I. tür yıldızların daha sonra oluşmasıyla oluştu.

Evren şimdiki yaşının sadece% 7 iken Johannes Schedler projesi,[24] 12,7 milyar ışık yılı uzakta bir kuazar CFHQS + 3755 1641 belirlemiştir.

11 Temmuz 2007 tarihinde, Mauna Kea, California Pasadena Teknoloji Enstitüsü ve ekibi Richard Ellis 10 metrelik Keck II teleskopu kullanılarak 13.2 milyar uzakta 6 oluşan galaksiler buldu ve bu galaksiler evren 500 milyon yaşında iken oluştular.[25] Son derece erken oluşan bu objelerden sadece 10 tanesi bugün bilinmektedir.[26] Son gözlemler gösteriyor ki yeni veriler daha önce bahsedilenden verilerden (yaşlardan) daha kısa olduğunu söylüyor. 2013 yılında gözlemlenen en uzak galaksi 13.1 milyar yıl uzaktadır.[27]

Hubble Ultra Derin Alan  gösteriyorki şu andaki evrenin  yaşının sadece % 5 iken küçük galaksiler birleşerek  13 milyar ışık yılı uzaklıktaki büyük bir galaksı oluşturuyordu.[28] Bu yaş tahminin şimdi biraz daha kısa olduğuna inanılmaktadır.[27]

Ortaya konulan bilime dayanarak çekirdek kozmik kronolojisi Samanyolu Galaktik ince diskinin aşağı 8.8±1.7 milyar yıl önce oluşmuştur.[29]

Kütleçekimi atraksiyonu galaksileri birbirine doğru grup kümeleri oluşturmak için çeker.

Güneş Sistemimizin Oluşumu

[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük patlamadan sonra  9 milyar ile 20 milyar yıl arasında.

Güneş Sistemi yaklaşık 4.6 milyar yıl önce ya da büyük patlamadan 9 milyar sonra  oluşmaya başladı. Moleküler bulutun bir parçası hidrojenlerin çoğu ve diğer elementlerin izleri merkezde büyük bir küre olacak şekilde çökmeye başladı. Bu küre güneştir. Aynı zamanda kürenin çevresinde de çökmeler oluyordu. Daha sonra çevredeki bu yığılmadan gezegenler, asteroitler ve kuyruklu yıldızlar oluşacaktı. Güneş son nesil yıldızlardan biridir ve güneş sistemi daha önceki yıldız nesillerinden oluşan maddelerle birleşir.

Büyük patlama yaklaşık olarak 13,799 ± 0.021  milyar yıl önce meydana gelmiştir.[30] Evrenin genişlemesi hızlandığı gibi göründüğü için, evrenin büyük ölçekli yapıları hiç olmadığı kadar evren içinde büyüdüler. Mevcut hızlandırılmış genişleme ufka giren herhangi  enflasyona ait olan  yapıları önler ve yeni kütleçekimine bağlı yapıların oluşmasını önler.

Güneş bir dizi ana yıldızdır. Güneşin gelecek evrimleri bazı belirginliklere bakarak tahmin edileblir. Bir miyar yıl veya daha fazla bir zaman ölçeği üzerinde sabit değildir. Dünyanın şu andaki biyosferi bir milyar yıl içinde kaybolur. Güneşin ısısı kademeli olarak artarken bir noktada dünya üzerindeki sıvı su ve hayat bitecektir.[31] Dünyanın manyetik alanı, eksenel eğim ve atmosver uzun vadeli değişimlerin konusudur. Güneş sisteminin kendisi bir milyon ve bir milyar üstü zamanlarda kaotiktir.[32]

Sonunda bugünden 5.4 miyar yıl sonra, güneşin çekirdeği etrafındaki kabuk içinde helyum füzyonunu başlatmak için yeteri kadar ısınmış olur.[31] Bu güneşin dış katmanın büyük ölçüde genişlemesine sebep olacaktır ve güneş kendisinin kırmızı cüce olarak adlandırılacağı döneme girecektir.[33][34] 7.5 milyar yıl içinde güneşin yarıçapı bugünkünden 1.2AU(256) defa genişleyecektir. 2008'de güneşin geçerli boyutu ve dünya ile güneş arasındaki gel-git etkileşimi duyuruldu. Aslında dünya daha düşük bir yörüngeye geri çekilecektir ve güneş tarafından yutulacaktır. Güneş kütlesinin %38'ini kaybetmesine rağmen güneş daha fazla genişlemeden önce dünya güneşe katılmış olacaktır.[35]

Güneş hayatını milyarlarca yıl sürdürüp birkaç aşama daha geçirdikten sonra  sonunda uzun ömürlü bir beyaz cüce olacaktır. Neticede milyarlarca yıl sonra, güneş ışığını kaybedip  siyah cüce olacaktır.[36]

Evrenin Nihai Kaderi

[değiştir | kaynağı değiştir]

Evrenin olası uzun vadeli evrim için birkaç rakip senaryo vardır. Bunlardan bazıları kozmolojik sabit, proton çürüme olasılığı ve doğa yasalarının ötesinde Standart Model gibi sabit değerleri vardır.

Büyük Donma: 1014 milyar yıl

[değiştir | kaynağı değiştir]

Ölüm ısısı: süresiz devam eden metrik genişleme sonunda, evrendeki enerji yoğunluğu 101000 yıllık tahmini süresine kadar düşmeye devam edecektir. Bu süreden sonra termodinamik denge noktasına varacak ve bundan sonra yapım mümkün olmayacaktır. Bu olay sadece aşırı uzun vadede gerçekleşecektir. Çünkü ilk olarak tüm maddeler kara delik içine çekilir. Kara delikler Hawking ışımasıyla oldukça yavaş şekilde buharlaşırlar. Bu senaryodaki evren için yıldız oluşumu sona erdiğinde 1014 yıl sonra ya da daha sonra evrendeki yaşam desteği de ortadan kalkacaktır.[37] Bazı büyük birleşmiş teorilerde proton çürümesi en az 1034 yıl yıldızlar arası gaz olarak kalır ve yıldızlara ait kalıntılarda lepton ve fotonlara çevrilecektir. (örnek olarak pozitron ve elektron) Bazı pozitron ve electronlar yeniden birleşerek fotonlara dönüşür.[37] Bu durumda evren yüksel entropi durumuna ve düşük enerji salımına ulaşmıştır.  Evrensel ölüm ısısı teorisi William Thomson'ın (Lord Kelvin)[38] 1850'lerdeki fikirlerinden kaynaklanır. William Thomson doğadaki menanik enerjide ısı kaybı teorisinden çıkarım yapmış ve tahmin etmiştir. Termodinamiğin ilk iki yasasını somutlaştırarak evrensel hale getirmiştir.

Büyük Çıtırtı: 100+ milyar yıl

[değiştir | kaynağı değiştir]

yeterince büyük değerler için evrenin karanlık enerji kapsamı, evrenin genişleme oranı büyümeye limitsiz olarak devam ederse Kütleçekimsel zorunlu sistemler için örneğin galaksi kümeleri, galaksiler ve güneş sistemi paramparça ederler. Neticede genişleme o kadar hızlı olur ki elektromanyetik kuvvet atomları ve molekülleri bir arada tutamaz. Son olarak, atomik çekirdekler bile paramparça olur ve evren bildiğimiz kadarıyla kütleçekimsel tekillik yüzünden sıra dışı bir biçimde son bulur.

Büyük Sökülme: 200+ milyar yıl

[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük Çıtırtı senaryonun tersi olan bu senaryo, Evrenin metrik genişlemesi bir noktada tersine dönecek ve evren sıcak ve yoğun durumuna doğru geri gidecektir. Büyük çöküş salınan evreni kasdetmemesine rağmen, bu senaryo için  salınan evren elemente ihtiyaç duyar. Örneğin periyodik model. Güncel gözlemler bu modelin pek doğru olmadığını söyler ve genişlemenin devam edeceğini hatta hızlanacağını doğrular.

Yarıkararlı Vakum Olayı

[değiştir | kaynağı değiştir]

Kozmoloji geleneksel olarak  sabit ya da en azından yarı kararlı evren olduğunu varsayar ama kuantum teorisindeki yanlış vakum olasılığı uzayın herhangi bir noktasında evrenin kendiliğinden daha düşük seviyedeki enerji durumuna yani daha stabil duruma ya da "gerçek vakum" çökebileceğini ima eder. Gerçek vakum ise dışarı doğru ışık hızıyla genişler.[39][40][41][42][43]

Kaynakça

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ a b The Planck Collaboration in 2015 published the estimate of 13.799 ± 0.021 billion years ago (68% confidence interval).
  2. ^ del Peloso, E. F. (2005). "The age of the Galactic thin disk from Th/Eu nucleocosmochronology. III. Extended sample". Astronomy and Astrophysics 440 (3): 1153–1159. arXiv:astro-ph/0506458 9 Eylül 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. Bibcode:2005A&A...440.1153D 19 Ocak 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..doi:10.1051/0004-6361:20053307.
  3. ^ a b Ryden B: "Introduction to Cosmology", pg. 196 Addison-Wesley 2003
  4. ^ Staff (17 March 2014). "BICEP2 2014 Results Release" 28 Eylül 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. National Science Foundation. Retrieved 18 March 2014.
  5. ^ Clavin, Whitney (17 March 2014). "NASA Technology Views Birth of the Universe" 20 Mayıs 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..NASA. Retrieved 17 March 2014.
  6. ^ Overbye, Dennis (March 17, 2014). "Space Ripples Reveal Big Bang’s Smoking Gun" 14 Haziran 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. The New York Times. Retrieved March 17, 2014.
  7. ^ Overbye, Dennis (March 24, 2014). "Ripples From the Big Bang" 9 Temmuz 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. New York Times. Retrieved March 24, 2014.
  8. ^ a b Ade, P.A.R. (BICEP2 Collaboration); et al. (June 19, 2014). "Detection of B-Mode Polarization at Degree Angular Scales by BICEP2" 4 Temmuz 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. (PDF 29 Ocak 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.). Physical Review Letters112: 241101. arXiv:1403.3985 28 Eylül 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. Bibcode:2014PhRvL.112x1101A 27 Ocak 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..
  9. ^ "Arşivlenmiş kopya". 30 Ocak 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Haziran 2016. 
  10. ^ Overbye, Dennis (June 19, 2014). "Astronomers Hedge on Big Bang Detection Claim" 22 Haziran 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. New York Times. Retrieved June 20, 2014.
  11. ^ Amos, Jonathan (June 19, 2014). "Cosmic inflation: Confidence lowered for Big Bang signal" 21 Haziran 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. BBC News. Retrieved June 20, 2014.
  12. ^ BICEP2/Keck, Planck Collaborations (2015). "A Joint Analysis of BICEP2/Keck Array and Planck Data". Physical Review Lettesr 114 (10): 101301. arXiv:1502.00612 6 Ağustos 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..Bibcode:2015PhRvL.114j1301B 26 Ocak 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. doi:10.1103/PhysRevLett.114.101301.
  13. ^ Clavin, Whitney (30 January 2015). "Gravitational Waves from Early Universe Remain Elusive" 8 Aralık 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. NASA. Retrieved 30 January 2015.
  14. ^ Overbye, Dennis (30 January 2015). "Speck of Interstellar Dust Obscures Glimpse of Big Bang" 12 Şubat 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. New York Times. Retrieved 31 January 2015.
  15. ^ Gravitational waves from early universe remain elusive" 5 Ocak 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. Science Daily. 31 January 2015. Retrieved 3 February 2015.
  16. ^ "The Timescale of Creation". 28 Temmuz 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Haziran 2016. 
  17. ^ "Detailed timeline of Big Bang nucleosynthesis processes". 13 Ocak 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Haziran 2016. 
  18. ^ Hinshaw, G.; et al. (2009). "Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results" 10 Nisan 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. (PDF). Astrophysical Journal Supplement 180 (2): 225–245. arXiv:0803.0732 6 Ekim 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..
  19. ^ Mukhanov, V: "Physical foundations of Cosmology", pg. 120, Cambridge 2005
  20. ^ Amos, Jonathan (2012-11-13). "Quasars illustrate dark energy's roller coaster ride" 30 Ekim 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..BBC News. Retrieved 13 November 2012.
  21. ^ Wall, Mike (December 12, 2012). "Ancient Galaxy May Be Most Distant Ever Seen" 4 Mayıs 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..Space.com.
  22. ^ Loeb, Abraham (October 2014). "The Habitable Epoch of the Early Universe" 6 Temmuz 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..International Journal of Astrobiology 13 (04): 337–339. arXiv:1312.0613 "Arşivlenmiş kopya". 21 Ağustos 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Şubat 2021. .Bibcode:2014IJAsB..13..337L 12 Nisan 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. doi:10.1017/S1473550414000196. Retrieved15 December 2014.
  23. ^ "Ferreting Out The First Stars; physorg.com". 12 Ocak 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Haziran 2016. 
  24. ^ "APOD: 2007 September 6 - Time Tunnel". 22 Ocak 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Haziran 2016. 
  25. ^ "New Scientist" 14 July 2007
  26. ^ "HET Helps Astronomers Learn Secrets of One of Universe's Most Distant Objects". 29 Kasım 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Haziran 2016. 
  27. ^ a b "Scientists confirm most distant galaxy ever". 5 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Haziran 2016. 
  28. ^ "APOD: 2004 March 9 – The Hubble Ultra Deep Field". 16 Ocak 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Haziran 2016. 
  29. ^ Eduardo F. del Peloso a1a, Licio da Silva a1, Gustavo F. Porto de Mello and Lilia I. Arany-Prado (2005), "The age of the Galactic thin disk from Th/Eu nucleocosmochronology: extended sample" (Proceedings of the International Astronomical Union (2005), 1: 485-486 Cambridge University Press)
  30. ^ Planck Collaboration (2015). "Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters (See Table 4 on page 31 of PDF).". arXiv:1502.01589 16 Haziran 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..
  31. ^ a b K. P. Schroder; Robert Connon Smith (2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386 (1): 155–163.arXiv:0801.4031 "Arşivlenmiş kopya". 17 Haziran 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Haziran 2016. . Bibcode:2008MNRAS.386..155S 27 Temmuz 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x.
  32. ^ J. Laskar (1994). "Large-scale chaos in the solar system". Astronomy and Astrophysics 287: L9–L12. Bibcode:1994A&A...287L...9L 18 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..
  33. ^ Zeilik & Gregory 1998, p. 320–321.
  34. ^ "Introduction to Cataclysmic Variables (CVs)" 6 Şubat 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. NASA Goddard Space Center. 2006. Retrieved 2006-12-29.
  35. ^ Palmer, Jason (22 February 2008). "Hope dims that Earth will survive Sun's death" 15 Nisan 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..New Scientist.
  36. ^ G. Fontaine; P. Brassard; P. Bergeron (2001). "The Potential of White Dwarf Cosmochronology". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 113 (782): 409–435. Bibcode:2001PASP..113..409F 25 Haziran 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. doi:10.1086/319535. Retrieved 2008-05-11.
  37. ^ a b A dying universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects, Fred C. Adams and Gregory Laughlin, Reviews of Modern Physics 69, #2 (April 1997), pp. 337–372. Bibcode: 1997RvMP...69..337A 3 Haziran 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. doi:10.1103/RevModPhys.69.337.
  38. ^ Thomson, William. (1851). "On the Dynamical Theory of Heat, with numerical results deduced from Mr Joule's equivalent of a Thermal Unit, and M. Regnault's Observations on Steam." Excerpts. [§§1-14 & §§99-100], Transactions of the Royal Society of Edinburgh, March, 1851; and Philosophical Magazine IV. 1852, [from Mathematical and Physical Papers, vol. i, art. XLVIII, pp. 174]
  39. ^ M.S. Turner; F. Wilczek (1982). "Is our vacuum metastable?" 13 Aralık 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. (PDF). Nature 298(5875): 633–634. Bibcode:1982Natur.298..633T 8 Ağustos 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. doi:10.1038/298633a0. Retrieved2015-10-31.
  40. ^ Coleman, Sidney; De Luccia, Frank (1980-06-15). "Gravitational effects on and of vacuum decay" 27 Kasım 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. (PDF). Physical Review D D21 (12): 3305–3315.Bibcode:1980PhRvD..21.3305C 1 Şubat 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. doi:10.1103/PhysRevD.21.3305.
  41. ^ M. Stone (1976). "Lifetime and decay of excited vacuum states". Phys. Rev. D 14 (12): 3568–3573. Bibcode:1976PhRvD..14.3568S 9 Ağustos 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. doi:10.1103/PhysRevD.14.3568.
  42. ^ P.H. Frampton (1976). "Vacuum Instability and Higgs Scalar Mass". Phys. Rev. Lett.37 (21): 1378–1380. Bibcode:1976PhRvL..37.1378F 25 Temmuz 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..doi:10.1103/PhysRevLett.37.1378.
  43. ^ P.H. Frampton (1977). "Consequences of Vacuum Instability in Quantum Field Theory".Phys. Rev. D15 (10): 2922–28. Bibcode:1977PhRvD..15.2922F 3 Haziran 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..doi:10.1103/PhysRevD.15.2922.

Dış bağlantılar

[değiştir | kaynağı değiştir]
"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Büyük_Patlama_kronolojisi&oldid=33331304" sayfasından alınmıştır