Başlangıçtaki ısı yayılımı dağıldıktan sonra, atomları oluşturan parçacıklar birbirine bağlanmak üzere artık serbestti.
Anahtar Çıkarımlar
- Kozmolojinin Büyük Patlama modeli ilhamını oldukça ilginç bir fikirden almıştır: Bu fikir evrenin bir kuantum yumurtasının bozunmasından ortaya çıktığı varsayımıdır.
- İlk madde bu haliyle atom çekirdeğinden atom haline kadar daha karmaşık yapılara dönüşmüştür.
- Bu model entelektüel cesaret ve yaratıcılığın bir zaferidir. 1965’te doğrulanması ile Evrene ilişkin kavrayışımızı kökünden değiştirmiştir.
Büyük Patlama modeli, evrenin oldukça uzak bir geçmişte gerçekleşen tek bir olaydan ortaya çıktığını söyler. Bu model başlangıçta var olan her şeyin kararsız bir kuantum durumuna sıkıştırıldığını öne süren kozmik kuantum yumurtası fikrinden esinlenmiştir. Bu tek varlık patlayıp parçalara ayrıldığında, uzay ve zamanı oluşturmuştur.
Böylesine yaratıcı bir düşünceyi alıp bir evren teorisi oluşturmak büyük bir yaratıcılık başarısıydı. Kozmik başlangıcı anlamak için kuantum fiziğine, yani çok küçük şeylerin fiziğine başvurmamız gerektiği ortaya çıktı.
Bağlayıcı enerji
Tüm bunlar 1940’ların ortalarında Rus-Amerikan fizikçi George Gamow ile başladı. Proton ve nötronların atom çekirdeğinde güçlü nükleer kuvvet tarafından bir arada tutulduğunu ve elektronların çekirdeğin etrafında elektriksel çekimle yörüngede tutulduğunu düşünüyordu. Güçlü etkileşimin elektrik yükünü önemsemediği olgusu nükleer fiziğe ilginç bir boyut kazandırdı. Nötronlar elektriksel olarak nötr olduklarından, belirli bir elementin çekirdeğinde farklı sayıda nötron bulunması mümkündür. Örneğin, bir hidrojen atomu bir proton ve bir elektrondan oluşur. Ama atomun çekirdeğine bir ya da iki nötron eklemek olanaklıdır.
Hidrojenin bu daha ağır kuzenlerine izotop denir. Döteryum bir proton ve bir nötrona sahipken, trityum bir proton ve iki nötrona sahiptir. Her elementin, her biri çekirdeğe nötron ekleyerek ya da çıkararak oluşturulmuş birkaç izotopu vardır. Gamow’un fikri, maddenin başlangıçta uzayı dolduran ilkel maddeden oluşacağı şeklindeydi. Bu en küçük cisimlerden daha büyüklerine doğru aşamalı olarak gerçekleşiyordu. Protonlar ve nötronlar birleşerek çekirdekleri, ardından da elektronları bağlayarak tam atomları oluşturdu.
Peki döteryumu nasıl sentezleriz? Bir nötron ve bir protonu birleştirerek. Trityum ne olacak? Fazladan bir nötronu döteryumla birleştirerek. Ya helyum? İki proton ve iki nötronu kaynaştırarak, ki bu da çeşitli şekillerde yapılabilir. Yıldızların içinde giderek daha ağır elementler sentezlendikçe birikim devam etmiştir.
Bir füzyon sürecinde, en azından demir elementinin oluşumuna kadar enerji açığa çıkar. Buna bağlanma enerjisi denir ve bir bağı koparmak için bağlı parçacıklardan oluşan bir sisteme sağlamamız gereken enerjiye eşittir. Bir kuvvet tarafından bağlanmış herhangi bir parçacık sisteminin bir bağlanma enerjisi vardır. Bir hidrojen atomu bağlı bir proton ve bir elektrondan oluşur ve belirli bir bağlanma enerjisine sahiptir. Eğer atomu bağlanma enerjisini aşan bir enerjiyle bozarsam, proton ve elektron arasındaki bağı koparırım ve protonlar birbirlerinden uzaklaşırlar. Küçük çekirdeklerden daha ağır çekirdeklerin oluşmasına nükleosentez denir.
Kozmik Çorba Olarak Evren
Gamow 1947’de iki çalışma arkadaşının yardımını aldı. Ralph Alpher George Washington Üniversitesi’nde yüksek lisans öğrencisiydi, Robert Herman ise Johns Hopkins Uygulamalı Fizik Laboratuarı’nda çalışıyordu. Bunu izleyen altı yıl boyunca, üç araştırmacı Büyük Patlama modelinin fiziğini büyük ölçüde bugün bildiğimiz şekliyle geliştirdi.
Gamow’un çizdiği tablo protonlar, nötronlar ve elektronlarla dolu bir evrenle başlar. Bu, Alpher’in ylem olarak adlandırdığı erken evrenin maddesel bileşenidir. Bu karışıma, erken evrenin ısı bileşeni olan çok enerjik fotonlar da eklenmiştir. Evren bu erken dönemde o denli sıcaktı ki hiçbir bağlanma söz konusu değildi. Ne zaman bir proton bir nötronla bağlanarak döteryum çekirdeği oluşturmaya çalışsa, bir foton hızla gelip ikisini birbirinden uzaklaştırıyordu. Protonlara çok daha zayıf elektromanyetik kuvvetle bağlı olan elektronların ise hiç şansı yoktu. Ortam çok sıcak olduğunda bağlanma gerçekleşemez. Burada bahsettiğimiz sıcaklık ise yaklaşık 1 trilyon Fahrenhayt derece gibi ciddi bir rakamdır.
Evrenin tarihinin bu oldukça erken aşamalarına baktığımızda, kozmik bir karışım görüntüsü kendiliğinden ortaya çıkma eğilimi gösterir. Maddenin yapı taşları birbirleriyle ve fotonlarla çarpışarak serbestçe dolaşıyor ama sıcaklıktan dolayı çekirdek ya da atom oluşturacak şekilde bağlanmıyordu. Sıcak bir çorbanın içinde yüzen sebzeler gibi hareket ediyorlardı. Her ne kadar Büyük Patlama modeli şu an kabul edilen şekline evrildiyse de bu kozmik çorbanın temel malzemeleri bir miktar değişmiştir ancak temel tarifi olduğu gibi kalmıştır.
Bir yapılanma ortaya çıkmaya başladı. Evren genişledikçe ve soğudukça maddenin kademeli şekilde birikimi ilerledi. Sıcaklık düştükçe ve fotonlar daha az enerjik hale geldikçe, protonlar ve nötronlar arasında nükleer bağlar oluşmaya başladı. İlkel nükleosentez olarak bilinen bir dönem başlamış oldu. Bu dönemde döteryum ve trityum; helyum ve izotopu helyum-3 ve bir lityum izotopu olan lityum-7 oluşmuştur. En hafif çekirdekler evrenin bu ilk varoluş anlarında oluşmuştur.
Fotonik bağlantılar
Gamow ve çalışma arkadaşlarına göre tüm bu süreç yaklaşık 45 dakika sürmüştür. Çeşitli nükleer reaksiyon hızlarına verilen daha modern değerler hesaba katıldığında, sadece yaklaşık üç dakika sürmüştür. Gamow, Alpher ve Herman’ın teorisinin dikkate değer başarısı, bu hafif çekirdeklerin miktarını tahmin edebilmeleriydi. Rölativistik kozmoloji ve nükleer fiziği kullanarak, bize evrenin erken dönemlerinde ne kadar helyum sentezlenmiş olması gerektiğini söyleyebildiler, bu sayede sonuçta evrenin yaklaşık yüzde 24’ünün helyumdan oluştuğu ortaya çıktı. Bu tahminler daha sonra yıldızlarda üretilenlere kıyasla kontrol edilebilir ve gözlemlerle kıyaslanabilir oldular.
Gamow daha sonra çok daha etkileyici bir tahminde bulundu. Nükleosentez döneminden sonra kozmik çorbanın bileşenleri çoğunlukla hafif çekirdeklerin yanı sıra elektronlar, fotonlar ve radyoaktif bozunmada çok önemli olan nötrinolardan oluşuyordu. Maddenin kademeli olarak bir araya gelmesindeki bir sonraki adım atomların oluşmasıdır. Evren genişledikçe soğudu ve bu sayede fotonlar giderek daha az enerjik hale geldi. Bir noktadan sonra, evren yaklaşık 400.000 yaşındayken, elektronların protonlarla birleşerek hidrojen atomlarını oluşturması için koşullar sağlanmış oldu.
Bu dönemden önce, ne zaman bir proton ve bir elektron bağlanmaya çalışsa, bir foton onları birbirinden ayırıyor, bu da çözümü olmayan bir tür mutsuz aşk üçgenine yol açıyordu. Fotonlar yaklaşık 6.000 Fahrenhayt dereceye kadar soğuduklarında, protonlar ve elektronlar arasındaki çekim fotonların engellemesini aştı ve sonunda bağlanma gerçekleşti. Böylece fotonlar birdenbire serbestçe dolaşmaya, evrende danslarını sürdürmeye başladılar. Bundan böyle atomlarla etkileşime girmeyecekler, madde için çok önemli görünen tüm bu bağlanmalardan etkilenmeden kendi başlarına var olabileceklerdi.
Gamow bu fotonların kara cisim tayfı olarak bilinen özel bir frekans dağılımına sahip olduğunu fark etti. Sıcaklık, ayrışma sırasında, yani atomların oluştuğu ve fotonların evrende serbestçe dolaştığı çağda yüksekti. Ne var ki evrenin yaklaşık 14 milyar yıldır genişlemekte ve soğumakta olması nedeniyle fotonların bugünkü sıcaklığı çok düşük kalmıştır.
Daha önceki tahminler çok doğru değildi, çünkü bu ısı nükleer reaksiyonların 1940’ların sonlarında tam olarak anlaşılamayan yönlerine bağlıydı. Bununla birlikte, 1948 yılında Alpher ve Herman bu kozmik foton banyosunun mutlak sıfırın 5 derece üzerinde ya da yaklaşık -451 Fahrenhayt derecesinde bir sıcaklığa sahip olacağını tahmin etmişlerdir. Günümüzde verilen bu değer 2.73 Kelvin’dir. Dolayısıyla, Büyük Patlama modeline göre, evren dev bir kara cisimdir ve sıcak erken başlangıcından itibaren fosil ışınlar olarak adlandırılan mikrodalga dalga boylarında zirveye ulaşan çok soğuk fotonlardan oluşan bir sıcaklığa dalmıştır. 1965 yılında bu radyoaktif radyasyon tesadüfen keşfedildi ve kozmoloji bir daha asla eskisi gibi olmadı. Tabii bu hikâye başlı başına bir makaleyi hak ediyor.
Orijinal Başlık: How the Big Bang model was born
Yazar: Marcelo Gleiser
Türkçeye Çeviren: Özlem Kırtay
Editör: Bekir Demir
