Faydalı Bağlantılar
Tarot Falı | Tarot Falı Bak | Fal Bak

Tarot Falı


Evreni Şişirmek

Evreni Şişirmek

Kozmologların, ikinci bölümde ele aldığım Evren’in kritik yoğunluğa yaklaştığında neredeyse düz ve maddenin Evren’deki dağılımının büyük ölçeklerde inanılmaz derece düzgün olması, ama galaksiler, yıldızlar, gezegenler ve bizler gibi şeylerin gelişmesini sağlayan büyüklükte düzensizliklere sahip olması gibi, rastlantılar hakkında ciddi olarak düşünmeye başlaması, 1960’lann sonunda, standart Büyük Patlama fikrinin kesin olarak Evren’in iyi bir açıklaması olarak yerleşmesinden hemen sonrasıydı.

Büyük Patlama modeline göre, bu özellikler Büyük Patlama zamanında, Evren saniyenin on binde biri yaşındayken ve her şey bugün bir atom çekirdeğinin yoğunluğu kadarken ortaya çıkmıştı. Kanıtlar etrafımızda gördüğümüz Evren’in gerçekten sıcak bir ateş topundan ortaya çıktığıyla örtüşünce, bu özelliklerin nasıl çıktığı sorusu daha çok cevap bekler hale geldi. İnsanlar gerçekten bir Büyük Patlama olduğundan emin olamadıkları zamanlarda buna pek az önem verdi; ama şimdi insanlar Evren’in bu şekilde gelişmesi için Büyük Patlama’da neyin ayarlandığını ortaya çıkarmaya, Evren’in daha önceki zamanlarda, daha sıcak ve daha yoğunken, nasıl olduğunu anlamaya çalışmaya başladılar.

Bu araştırma, yüksek enerji parçacık hızlandırıcılarında yapılan deneylerin sonuçlarını temel alan teoriler kullanarak, yüksek enerji parçacık fiziğinden gelen fikirleri hesaba katmayı gerektirdi. Bunlar, örneğin proton ve nötron gibi varlıkların aslında kuarklar olarak bilinen daha küçük varlıklardan oluştuğunu ve doğanın tüm kuvvetlerinin açıklamasının tek bir matematiksel pakette birleştirilebileceğini öne süren deney ve teorilerdir. En büyük ölçeklerde Evren’i anlamak için, öncelikle çok küçük ölçeklerde ve yüksek enerjili parçacıkların ve kuvvetlerin (alanların) davranışını anlamanın gerektiği ortaya çıktı.

Bir bakış açısı oluşturmak gerekirse, 1930’lardaki parçacık hızlandırıcıları tarafından ulaşılan enerjiler, Evren üç dakikadan biraz daha yaşlıyken var olmuş koşullara karşılık gelir; 1950’lerdeki hızlandırıcılar Evren saniyenin birkaç yüz milyonda bir yaşındayken, var olmuş enerjilere ulaşabiliyordu; 1980’lerin sonunda, parçacık fizikçileri Evren’in saniyenin bin milyarda birinin onda biri yaşındayken (1013 saniye) var olan enerjileri araştırıyorlardı; ve Cenevre yakınlarındaki CERN’de bulunan, yeni Büyük Hadron Çarpıştırıcısı (LHC), Evren 5×10′ 15 saniye, yani ondalık virgülü takip eden 14 sıfır ve bir 5 ile belirtilen zamanın bir parçası yaşındayken, var olan koşullan yeniden oluşturmak için tasarlanmıştır.

Burada tüm detaylara girmeye gerek yok, ama bugün Evren’de işleyen dört çeşit kuvvet arasındaki farkın yüksek e nerjilerde silik hale gelmesi önemli bir noktadır. Belli bir enerjide, elektromanyetik kuvvet ile zayıf kuvvet arasındaki fark yok olur ve tek bir elektrozayıf kuvvete birleşirler; yüksek enerjide, elektrozayıf kuvvet ile yeğin kuvvet arasındaki fark kaybolur ve büyük birleşik kuvvet olarak bilinen şeyi oluşturur. Daha yüksek enerjilerde bu birleşmiş kuvvetlerle kütleçekimin arasındaki farkın kaybolacağını düşünülmektedir.
Erken Evren’e gelince, yüksek enerjiler daha önceki zamanlarda var olmuşlardır. Dolayısıyla öneri, Planck zamanında önce tek bir süper kuvvet olduğu, Evren genişleyip soğudukça önce kütleçekimin, sonra yeğin kuvvetin ve daha sonra da zayıf kuvvetin ayrıldığıdır. Bu bize nasıl yardımcı olur? 1970’lerin sonunda genç bir araştırmacının fark ettiği gibi, bu soğuma ve kuvvetlerin ayrılması, bir protondan çok daha küçük bir süper yoğun maddenin hacminin bir anda greyfurt büyüklüğüne erişecek şekilde Evren’in çarpıcı genişlemesiyle alakalı olabilirdi. Bu greyfurt bizim Büyük Patlama dediğimiz, bugün tüm görünür Evren’e dönüşen her şeyi içeren sıcak ateş topuydu.

Bu araştırmacı, daha sonra (1979’da) MIT’de çalışacak ve Büyük Patlama bilmecesiyle ilgilenecek Alan Guth idi. Guth, başlangıçta kuantum dalgalanmasının parçası olan ve çok eski Evren’in davranışında büyük etkisi olabilecek, skaler alan olarak bilinen bir çeşit alan olduğunun farkına vardı. Skaler alanın basıncı negatif olmalıydı. Bu göründüğü kadar etkileyici değildir; sadece bu tip bir basıncın onları birbirinden ayırmaktan ziyade, birbirine çekeceği anlamına gelir. Gerilmiş bir lastik, negatif bir basınç oluşturur, gerçi biz buna genellikle gerilim deriz. Ama bir skaler alanla ilişkili negatif basınç çok büyük olabilir ve onunla ilgili çok tuhaf bir şeye sahiptir: Evren’in daha hızlı genişlemesini sağlayan negatif kütleçekim (bu aslında daha önce tanımlanan, ama daha önemli bir ölçekte olan lambda alanıyla aynı etkidir).

Guth, Evren’in başlangıcındaki skaler alanın varlığının Evren’in herhangi bir parçasının büyüklüğünü, herhangi seçilmiş bir uzay hacmini, karakteristik bir ikileme zamanıyla tekrar tekrar ikiye katlayabilmiş olabileceğini gördü. Guth’m o zaman göremediği, ama fikirlerinin kozmologlara hemen çekici gelmesini sağlayan şey, bu tür üssel genişlemenin Einstein’m denklemlerinin en basit çözümlerinden biri tarafından tanımlanmış olmasıydı; bu 1917’de Einstein’m denklemlerine bu çözümü getiren HollandalI Willem de Sitter’den sonra de Sitter evreni olarak bilinen kozmolojik bir modeldi.