Doğuş Pertez
Admin
Büyük Patlama Kuramında
Giriş:
Büyük patlamanın zaman akışını incelerken bize göre çok küçük ve hatta hayal edilemez zamanlar içinde evrenin önemli safhalar geçirdiğini göreceğiz. Bu safhaları daha iyi anlamak için bir an için o zamanda durup o zaman diliminde ne olduğuna bakacağız.
Ne yazık ki, fılmi sıfir zamanından ve sonsuz sıcaklıktan itibaren başlatamıyoruz. Evren, bir buçuk trilyon Kelvin derecelik (1,5 x 1012K) bir eşik sıcaklığı üzerinde, pi mezonlan diye bilinen ve bir çekirdek parçacığının yedide biri kadar ağırlığa sahip (bkz Tablo1) çok sayıda parçacık içeriyordu.
Tablo 1: Bazı parçacıkların temel özellikleri. Durgun enerji tüm kütlenin enerjiye dönüşmesi ile ortaya çıkacak enerjidir. Eşik sıcaklığı ise durgun enerji bölü boltzmann sabitidir. Etkin tür sayısı ise eşik sıcaklığınından yüksek sıcaklıklarda parçacık çeşidinin toplam enerjiye,basınca ve entropiye yaptığı göreli katkıyı verir. İlk sayı karşıt bir parçacığı bulunup bulunmamasına göre 2 yada 1dir. İkinci çarpan spinin yönelme sayısı, üçüncü çarpan ise pauli dışarlama ilkesine uyup uymamasına bağlı olarak 7/8 yada 1dir.
Elektron, pozitron, müyon ve nötrinolardan farklı olarak, pi mezonlan birbirleriyle ve diğer çekirdek parçacıklarıyla çok kuvvetli etkileşirler; gerçekten, atom çekirdeklerini bir arada tutan çekici kuvvetin çoğundan, çekirdekteki parçacıklar arasında bu pi mezonlarının sürekli değiş-tokuşu sorumludur. Bu tür kuvvetli etkileşen çok sayıda parçacığın varlığı, aşırı yüksek sıcaklıklarda maddenin davranışını hesaplamayı büyük ölçüde zorlaştırır.
Evrenin oluşmuna yani olası 0 ıncı saniye hakkında ne olduğu hakkında hiçbir fikrimiz yok.
Çoğu fizikci evrenimizi belirleyen özelliklerin Planck dönemi adı verilen 10-43 uncu saniye civarında bir zamanda belirlendiğini düşünüyorlar. Bu anlarda tüm evren atom altı parçacıkları etkileyen kuantum mekaniksel salınımlar tarafından etkilenmiş olmalıdır. Bu anlar kuantum mekaniğine göre bulanıklık içeren, kesinlik bulunmayan, belkide zamanın bile anlamsız olduğu anlardı. Ki böyle bir anda ki enerji dağılımını henüz bilmiyoruz.
Bu zamandan sonra 10-35 inci saniye yine fizikçilerin ayrıldığı bir noktadır. 10-35 den 10-32 saniyeye kadar evrenin hızla şişdiğini öne süren şişen evren modeli de bulunmaktadır.(bkz Şekil 1) Buna sebep olan itici bir enerji türü olarak belirtilir. Bunlar bizi ilgilendirmiyor. Biz bu anlarda da normal olarak genişlemesini sürdüren standart büyük patlama kuramına bakıyoruz.
Şekil 1: Şişen evren ve standart büyük patlamanın tahmini ilerleme durumları.
Bu küçük zaman aralıklarında ki zorlu atom altı parçacık hesaplamaları yapamayacağımızdan, başlangıçtan saniyenin yüzde biri kadar sonraki bir zamandan itibaren evrenin gelişimini inceleyeceğiz.O dönemde, sıcaklık yüz milyar Kelvin derecesine kadar düşmüştü.
0,01sn:
Evrenin sıcaklığı yüz milyar (1011K) derecedir. Evren, olabilecek en basit ve betimlemesi en kolay durumdadır. Madde ve ışınımdan oluşmuş ayrılmaz bir çorba gibidir; bu çorba içindeki her bir parçacık diğer parçacıklarla çok hızlı bir şekilde çarpışır. Böylece, hızla genişlemesine karşın, evren neredeyse tam bir ısısal denge durumundadır.Bol miktarda bulunan parçacıklar, eşik sıcaklıkları 1011K'nin altında olanlardır; bunlar elektron ve pozitron ile kuşkusuz kütlesiz parçacıklar, yani foton, nötrino ve karşınötrinodur.Evren öylesine yoğundur ki, kurşun bloklar içinde etkileşmeksizin yıllarca yol alabilen nötrinolar bile, elektronlar, pozitronlar ve fotonlarla ve birbiriyle hızlı çarpışmalar yapmakta ve böylece bunlarla ısısal dengede kalmaktadırlar.
Bir başka büyük basitleştirme şudur: 1011K'lik sıcaklık, elektron ve pozitronların eşik sıcaklığının çok üzerindedir. Buradan, fotonlar ve nötrinolar gibi, bu parçacıkların da ışınımın birçok farklı cinsi gibi davrandıkları ortaya çıkar. Bu çeşitli ışınım cinslerinin enerji yoğunluğu nedir? Stefan-Boltzmann yasasıU, 1011 K'lik sıcaklıktaki elektromanyetik ışınımın enerji yoğunluğunu 4,72x1044 elektronvolt/litre olarak veriyor. Bu enerji yoğunluğunu E=mc2 den kütleye çevirse idik ve bu kütleyi Everest Tepesi kadar bir yere sıkıştırsaydık kütlesel çekimi dünyayı mahvederdi.
Bu aşamada evren, hızla genişlemekte ve soğumaktadır. Genişleme hızının düzenlenişi şu koşullarda olur: Evrenin her bir parçası,her keyfi merkezden tam olarak kaçma hızıyla uzaklaşır. Bu esnada büyük yoğunlukta bir kaçma hızı var diyebiliriz.Evrenin karakteristik genişleme zamanı 0,02 saniye kadardır.Evrenin boyutunun yüzde bir kadar arttığı "zaman aralığı" nın 100 katı, kabaca "karakteristik genişleme zamanı" olarak tanımlanabilir.
Bu kadar yüksek bir sıcaklıkta çok az sayıdada olsa nötronlar ve protonlar mevcut olabilir. Bu sıcaklıkta nötronlar ya da protonlar, çok fazla sayıdaki elektronlar, pozitronlar ve nötrinolarla çarpışmaları ile, hızlı bir şekilde protonların nötronlara ve nötronlann protonlara dönüşecektir. En önemli tepkimeler şunlardır:
Karşınötrino + proton à pozitron + nötron (ve tersi)
Nötrino + nötron à elektron + proton( ve tersi)
Nötron ve proton mevcut olabilir dedik ama mevcut yüksek sıcaklık şimdilik bunların çekirdek oluşturmak üzere bağlanmalarına izin vermeyecek kadar yüksek olduğunu belirtmek lazım. Ama oluşma olasılığı yok mu? Var. Ama tabiiki oluşsalar bile hızla parçalanacakları kesin.
Çok erken zamanlarda evrenin ne kadar geniş olduğunu sormak doğaldır. Fakat buna bir cevap veremiyoruz. Yanıtının olup olmadığınıda bilmiyoruz. Kimilerine göre sonsuz kimilerine göre 4 ışık yıllık çevreye sahip sonlu bir evren. ( bu hesaba göre evren şu an 125 milyar ışık yıllık çevreye sahip)
0,11sn.:
Evrenin sıcaklığı 30 milyar Kelvin derecesidir ( 3x1010K) Nitel olarak hiçbir şey değişmemiştir: Evrenin içeriğine hâlâ elektronlar, pozitronlar, nötrinolar, karşınöt*rinolar ve fotonlar egemendir; tümü ısısal dengede ve tümü eşik sıcaklıklarının üzerindedir. Bu nedenle enerji yoğunlu*ğu, basitçe sıcaklığın dördüncü kuvveti gibi düşerek, olağan suyun durgun kütlesinin içerdiği enerji yoğunluğunun 30 milyon katına inmiştir. Genişleme hızı sıcaklığın karesi gibi düşmüştür; öyle ki evrenin karakteristik genişleme zamanı uzayıp şimdi neredeyse 0,2 saniye olmuştur. Az sayıdaki çe*kirdek parçacıkları hâlâ çekirdekleri oluşturmak üzere "bağ*lanmamışlardır"; fakat sıcaklığın düşmesiyle artık ağırca olan nötronların biraz hafif olan protonlara dönüşmesi ters tepkimeyle karşılaştırıldığında oldukça kolaydır. Sonuçta çekirdek parçacıklannın dengesi, yüzde 38 nötron ve yüzde 62 proton şeklinde bir kayma göstermiştir.
1,09sn.:
Evrenin sıcaklığı 10 milyar Kelvin derecesidir (1010K) Bu sıralarda azalan yoğunluk ve sıcaklık nötrinoların ve karşınötrinolann ortalama özgür zamanını o kadar büyüt*müştür ki, artık onlar elektronlar, pozitronlar ya da foton* larla ısısal dengede olmayıp, özgür parçacıklar gibi davran*maya başlamışlardır. Şu andan itibaren tarihimizde etkin bir rolleri kalmayacaktır; sadece enerjileri, evrenin kütlesel çekim alanı kaynağının bir parçasını sağlamayı sürdürecek*tir. Nötrinolar ısısal dengeden çıkınca değişen çok şey olmaz. Toplam enerji yoğunluğu, 0,11 inci saniyede ki de*ğerinden sıcaklıkların oranının dördüncü kuvveti kadar da*ha azdır; böylece bu, suyunkinin 380 000 katına eşdeğer bir kütle yoğunluğu demektir. Evrenin karakteristik genişleme zamanı buna uygun olarak iki saniyeye yükselmiştir. Artık sıcaklık, elektron ve pozitronların eşik sıcaklığının sadece iki katıdır; böylece elektron-pozitron çiftleri, ışınımdan tek*rar yaratılma hızından daha çabuk bir şekilde yok olmaya tam başlama aşamasındadırlar.Evren hâlâ nötronların ve protonların atom çekirdeklerini oluşturmak üzere bağlanmalarına meydan vermeyecek ka*dar çok sıcaktır. Azalan sıcaklık nedeniyle, proton-nötron dengesinden yüzde 24 nötron ve yüzde 76 proton olmak üze*re bir kayma olmuştur.
13,82sn.:
Şimdi evrenin sıcaklığı 3 milyar Kelvin derecesidir (3x109K) . Artık elektron ve pozitronların eşik sıcaklığının altındayız; dolayısıyla evrenin çoğunlukta olan yapı-taşları konumundaki elektron ve pozitronlar hızla yok olmaya baş*lamışlardır. Onların yok olmasıyla salınan enerji, evrenin soğuma hızını yavaşlatmıştır; öyle ki bu yeni katılan fazlalık ısıdan hiç pay almayan nötrinolar, elektron, pozitron ve fo*tonlardan artık yüzde 8 kadar daha soğuktur. Bundan böy*le, evrenin sıcaklığı dediğimizde, fotonların sıcaklığını kas*tetmiş olacağız. Elektronlar ve pozitronlar hızla yok olur*ken, evrenin enerji yoğunluğu, basitçe sıcaklığın dördüncü kuvvetiyle düşmesi halinde alabileceği değerinden bir parça
daha azdır. Evren, artık helyum (He3) gibi çeşitli kararlı çe*kirdeklerin oluşmasına yetecek kadar soğuktur; fakat bu he*men gerçekleşmez. Çünkü evren öylesine hızla genişlemek*tedir ki, çekirdekler ancak bir dizi hızlı iki-parçacık tepki*meleri sonunda oluşabilirler. Ki bu tepkimelerin başlaması için gerekli parçacık döteryumdur.
Olağan helyum çok sıkı bağlı bir çekirdektir, hatta 1,09 uncu saniyede ki sıcaklıkta bile bira*rada durabilir. Ne var ki, trityum ve helyum-üç çok daha az sıkı bağlıdır; özellikle döteryum iyice gevşek bağlıdır. 1010 Kelvinlik 1,09 uncu saniye sıcaklığında döteryum çekirdekleri oluşur oluşmaz he*men parçalanırlar; böylece daha ağır çekirdeklerin üretilme*leri için hiçbir şans yoktur. Biraz daha soğuma sonunda döteyumlar daha stabil kalacak ve daha büyük çekirdeklerin oluşması olanaklı hale gelecektir.Nötronlar, öncekinden çok daha yavaş olmakla birlikte, hâlâ protonlara dönüşmektedirler; şimdi denge yüzde 17 nötron ve yüzde 83 protondur.
3dk. 2sn.:
Evrenin sıcaklığı şimdi 1 milyar Kelvindir (109 K), Güneş'in merkezinden sadece 70 kez daha sıcak.Elektron ve pozitronların çoğu yok olmuştur.Artık evre*nin ana yapıtaşları fotonlar, nötrinolar ve karşınötrinolar*dır. Elektron-pozitron yok olması sırasında salınan enerji fo*tonlara nötrinolarınkinden yüzde 35 daha yüksek bir sıcak*lık vermiştir.
Evren şimdi, olağan helyum çekirdeklerini olduğu kadar, trityumu ve helyum-üç'ü de birarada tutmaya yetecek kadar soğuktur; fakat "döteryum darboğazı" hâlâ iş başındadır: Dö*teryum çekirdekleri, sezilir sayıda ağırca çekirdeğin oluşma*sına izin verecek kadar uzun süre bağlı kalamazlar. Nötron ve protonlar, elektronlar, nötrinolar ve bunların karşıparçacıklarıyla çarpışmaları büyük ölçüde azalmıştır; öte yandan serbest nötronun bozunumu önemli olmaya başlamıştır; her 100 saniyede kalan nötronların yüzde 10'u protonlara bozu*nacaktır. Nötron-proton dengesi, şimdi yüzde 14 nötrona kar şılık yüzde 86 protondur.
Bundan kısa bir zaman sonra, çarpıcı bir olay olur: Sıcaklık, döteryum çekirdeklerinin artık parçala*namadığı bir noktaya düşer. Bir kez döteryum darboğazı geçi*lince, ağırca çekirdekler, parçacık tepkimeleri zinciriyle çok hızlı bir şekilde oluşuverir*ler. Ne var ki, helyumdan daha ağır çekirdekler sezilir sayıda oluşamazlar; Bunun sebebide döteryum darboğazının geçişi ile hemen helyumlar oluşur, ve buda daha ağır çekirdeklerin oluşması için bir tür darboğazdır. Su ana kadar 3 dakika 46 saniye geçmiştir. Çekirdek birleşiminin başlamasından hemen önce, nötron bozunumu, nötron-proton dengesini yüzde 13 nötron ve yüzde 87 proton durumuna kaydırmıştı. Çekirdek birleşimin* den sonra, helyumun ağırlık olarak kesri, tam olarak helyum haline bağlanan tüm çekirdek parçacıkların kesrine eşittir; bunların yarısı nötrondur ve esas olarak tüm nötronlar hel*yum haline bağlanmıştır. Dolayısıyla helyumun ağırlıkça kes*ri, çekirdek parçacıklan arasındaki nötronlann kesrinin iki katı, yani yüzde 26 kadardır.
34dk. 40sn.:
Evrenin sıcaklığı şimdi 300 milyon Kelvindir (3x108 K) Elektronlar ve pozitronlar birbirlerini tümden yok etmişler, ancak protonların yükünü dengelemek için gerekli çok az bir elektron fazlalığı (milyarda bir) kalmıştır. Bu yok olmada salınan enerji, fotonlara, nötrinoların sıcaklığından yaklaşık %40 daha yüksek kalıcı bir sıcaklık vermiştir. Evrenin enerji yoğunluğu, şimdi suyun*kinin %9,9'una eşit bir kütle yoğunluğuna eşdeğerdir; bunun %31'i nötrino ve karşınötrino biçiminde ve %69'u ise foton biçimindedir. Bu enerji yoğunluğu, evrene 1 sa*at 15 dakikalık bir karakteristik genişleme zamanı verir. Çe*kirdek süreçleri durmuştur: Çekirdek parçacıkları artık ço*ğunlukla helyum çekirdekleri halinde bağlıdırlar, ya da özgür proton (hidrojen çekirdeği) halindedirler; helyum ağırlıkça yüzde 22 ile 28 arasındadır. Her özgür ya da bağlı protona karşılık bir elektron vardır; fakat evren hâlâ o kadar çok sı*caktır ki henüz kararlı atomlar oluşamamaktadır.
Sonrası:
Bundan sonra evren genişlemeye ve soğumaya devam edecek, fakat 700 000 yıl içinde hiçbir şey olmayacaktır. Bu süre sonunda sıcak*lık, elektronlarla çekirdeklerin kararlı atomlan oluşturabile*cekleri bir değere düşecektir. Özgür elektronların eksilmesiy*le birlikte, evrenin içeriği ışınıma geçirgen hale gelecek; ve madde ile ışınım arasındaki çiftlenimin kesilmesi, maddenin gökadaları ve yıldızlan oluşturmaya başlamasına izin vere*cektir.
U:Stefan-Boltzmann Yasası : R=esT4
Burada s(stefan sabiti)nin degeri s=5,670.10-8 W/m2.K4
Sorulabilecek sorular:
1.Evrenin ilk saniyelerindeki proton ßànötron dönüşümlerini açıklayınız.
2.Döteryum darboğazı nedir? Sebep ve sonuçlarını kısaca açıklayınız.
3.Evren, T-Leptonların kararlı kalabileceği sıcaklığa geldiğinide ki enerji yoğunluğu kaç eV/litre idi?
Verilmesi gereken veriler: (Teşik=20,7.1012 K)
Kaynaklar:
Yıldızların zamanı, Alan Lightman (Tubitak Yayınları)
ISBN:975-403-035-9
İlk üç dakika, Steven Weinberg (Tubitak Yayınları)
ISBN:975-403-017-0
Büyük patlamanın zaman akışını incelerken bize göre çok küçük ve hatta hayal edilemez zamanlar içinde evrenin önemli safhalar geçirdiğini göreceğiz. Bu safhaları daha iyi anlamak için bir an için o zamanda durup o zaman diliminde ne olduğuna bakacağız.
Ne yazık ki, fılmi sıfir zamanından ve sonsuz sıcaklıktan itibaren başlatamıyoruz. Evren, bir buçuk trilyon Kelvin derecelik (1,5 x 1012K) bir eşik sıcaklığı üzerinde, pi mezonlan diye bilinen ve bir çekirdek parçacığının yedide biri kadar ağırlığa sahip (bkz Tablo1) çok sayıda parçacık içeriyordu.
Tablo 1: Bazı parçacıkların temel özellikleri. Durgun enerji tüm kütlenin enerjiye dönüşmesi ile ortaya çıkacak enerjidir. Eşik sıcaklığı ise durgun enerji bölü boltzmann sabitidir. Etkin tür sayısı ise eşik sıcaklığınından yüksek sıcaklıklarda parçacık çeşidinin toplam enerjiye,basınca ve entropiye yaptığı göreli katkıyı verir. İlk sayı karşıt bir parçacığı bulunup bulunmamasına göre 2 yada 1dir. İkinci çarpan spinin yönelme sayısı, üçüncü çarpan ise pauli dışarlama ilkesine uyup uymamasına bağlı olarak 7/8 yada 1dir.
Elektron, pozitron, müyon ve nötrinolardan farklı olarak, pi mezonlan birbirleriyle ve diğer çekirdek parçacıklarıyla çok kuvvetli etkileşirler; gerçekten, atom çekirdeklerini bir arada tutan çekici kuvvetin çoğundan, çekirdekteki parçacıklar arasında bu pi mezonlarının sürekli değiş-tokuşu sorumludur. Bu tür kuvvetli etkileşen çok sayıda parçacığın varlığı, aşırı yüksek sıcaklıklarda maddenin davranışını hesaplamayı büyük ölçüde zorlaştırır.
Evrenin oluşmuna yani olası 0 ıncı saniye hakkında ne olduğu hakkında hiçbir fikrimiz yok.
Çoğu fizikci evrenimizi belirleyen özelliklerin Planck dönemi adı verilen 10-43 uncu saniye civarında bir zamanda belirlendiğini düşünüyorlar. Bu anlarda tüm evren atom altı parçacıkları etkileyen kuantum mekaniksel salınımlar tarafından etkilenmiş olmalıdır. Bu anlar kuantum mekaniğine göre bulanıklık içeren, kesinlik bulunmayan, belkide zamanın bile anlamsız olduğu anlardı. Ki böyle bir anda ki enerji dağılımını henüz bilmiyoruz.
Bu zamandan sonra 10-35 inci saniye yine fizikçilerin ayrıldığı bir noktadır. 10-35 den 10-32 saniyeye kadar evrenin hızla şişdiğini öne süren şişen evren modeli de bulunmaktadır.(bkz Şekil 1) Buna sebep olan itici bir enerji türü olarak belirtilir. Bunlar bizi ilgilendirmiyor. Biz bu anlarda da normal olarak genişlemesini sürdüren standart büyük patlama kuramına bakıyoruz.
Şekil 1: Şişen evren ve standart büyük patlamanın tahmini ilerleme durumları.
Bu küçük zaman aralıklarında ki zorlu atom altı parçacık hesaplamaları yapamayacağımızdan, başlangıçtan saniyenin yüzde biri kadar sonraki bir zamandan itibaren evrenin gelişimini inceleyeceğiz.O dönemde, sıcaklık yüz milyar Kelvin derecesine kadar düşmüştü.
0,01sn:
Evrenin sıcaklığı yüz milyar (1011K) derecedir. Evren, olabilecek en basit ve betimlemesi en kolay durumdadır. Madde ve ışınımdan oluşmuş ayrılmaz bir çorba gibidir; bu çorba içindeki her bir parçacık diğer parçacıklarla çok hızlı bir şekilde çarpışır. Böylece, hızla genişlemesine karşın, evren neredeyse tam bir ısısal denge durumundadır.Bol miktarda bulunan parçacıklar, eşik sıcaklıkları 1011K'nin altında olanlardır; bunlar elektron ve pozitron ile kuşkusuz kütlesiz parçacıklar, yani foton, nötrino ve karşınötrinodur.Evren öylesine yoğundur ki, kurşun bloklar içinde etkileşmeksizin yıllarca yol alabilen nötrinolar bile, elektronlar, pozitronlar ve fotonlarla ve birbiriyle hızlı çarpışmalar yapmakta ve böylece bunlarla ısısal dengede kalmaktadırlar.
Bir başka büyük basitleştirme şudur: 1011K'lik sıcaklık, elektron ve pozitronların eşik sıcaklığının çok üzerindedir. Buradan, fotonlar ve nötrinolar gibi, bu parçacıkların da ışınımın birçok farklı cinsi gibi davrandıkları ortaya çıkar. Bu çeşitli ışınım cinslerinin enerji yoğunluğu nedir? Stefan-Boltzmann yasasıU, 1011 K'lik sıcaklıktaki elektromanyetik ışınımın enerji yoğunluğunu 4,72x1044 elektronvolt/litre olarak veriyor. Bu enerji yoğunluğunu E=mc2 den kütleye çevirse idik ve bu kütleyi Everest Tepesi kadar bir yere sıkıştırsaydık kütlesel çekimi dünyayı mahvederdi.
Bu aşamada evren, hızla genişlemekte ve soğumaktadır. Genişleme hızının düzenlenişi şu koşullarda olur: Evrenin her bir parçası,her keyfi merkezden tam olarak kaçma hızıyla uzaklaşır. Bu esnada büyük yoğunlukta bir kaçma hızı var diyebiliriz.Evrenin karakteristik genişleme zamanı 0,02 saniye kadardır.Evrenin boyutunun yüzde bir kadar arttığı "zaman aralığı" nın 100 katı, kabaca "karakteristik genişleme zamanı" olarak tanımlanabilir.
Bu kadar yüksek bir sıcaklıkta çok az sayıdada olsa nötronlar ve protonlar mevcut olabilir. Bu sıcaklıkta nötronlar ya da protonlar, çok fazla sayıdaki elektronlar, pozitronlar ve nötrinolarla çarpışmaları ile, hızlı bir şekilde protonların nötronlara ve nötronlann protonlara dönüşecektir. En önemli tepkimeler şunlardır:
Karşınötrino + proton à pozitron + nötron (ve tersi)
Nötrino + nötron à elektron + proton( ve tersi)
Nötron ve proton mevcut olabilir dedik ama mevcut yüksek sıcaklık şimdilik bunların çekirdek oluşturmak üzere bağlanmalarına izin vermeyecek kadar yüksek olduğunu belirtmek lazım. Ama oluşma olasılığı yok mu? Var. Ama tabiiki oluşsalar bile hızla parçalanacakları kesin.
Çok erken zamanlarda evrenin ne kadar geniş olduğunu sormak doğaldır. Fakat buna bir cevap veremiyoruz. Yanıtının olup olmadığınıda bilmiyoruz. Kimilerine göre sonsuz kimilerine göre 4 ışık yıllık çevreye sahip sonlu bir evren. ( bu hesaba göre evren şu an 125 milyar ışık yıllık çevreye sahip)
0,11sn.:
Evrenin sıcaklığı 30 milyar Kelvin derecesidir ( 3x1010K) Nitel olarak hiçbir şey değişmemiştir: Evrenin içeriğine hâlâ elektronlar, pozitronlar, nötrinolar, karşınöt*rinolar ve fotonlar egemendir; tümü ısısal dengede ve tümü eşik sıcaklıklarının üzerindedir. Bu nedenle enerji yoğunlu*ğu, basitçe sıcaklığın dördüncü kuvveti gibi düşerek, olağan suyun durgun kütlesinin içerdiği enerji yoğunluğunun 30 milyon katına inmiştir. Genişleme hızı sıcaklığın karesi gibi düşmüştür; öyle ki evrenin karakteristik genişleme zamanı uzayıp şimdi neredeyse 0,2 saniye olmuştur. Az sayıdaki çe*kirdek parçacıkları hâlâ çekirdekleri oluşturmak üzere "bağ*lanmamışlardır"; fakat sıcaklığın düşmesiyle artık ağırca olan nötronların biraz hafif olan protonlara dönüşmesi ters tepkimeyle karşılaştırıldığında oldukça kolaydır. Sonuçta çekirdek parçacıklannın dengesi, yüzde 38 nötron ve yüzde 62 proton şeklinde bir kayma göstermiştir.
1,09sn.:
Evrenin sıcaklığı 10 milyar Kelvin derecesidir (1010K) Bu sıralarda azalan yoğunluk ve sıcaklık nötrinoların ve karşınötrinolann ortalama özgür zamanını o kadar büyüt*müştür ki, artık onlar elektronlar, pozitronlar ya da foton* larla ısısal dengede olmayıp, özgür parçacıklar gibi davran*maya başlamışlardır. Şu andan itibaren tarihimizde etkin bir rolleri kalmayacaktır; sadece enerjileri, evrenin kütlesel çekim alanı kaynağının bir parçasını sağlamayı sürdürecek*tir. Nötrinolar ısısal dengeden çıkınca değişen çok şey olmaz. Toplam enerji yoğunluğu, 0,11 inci saniyede ki de*ğerinden sıcaklıkların oranının dördüncü kuvveti kadar da*ha azdır; böylece bu, suyunkinin 380 000 katına eşdeğer bir kütle yoğunluğu demektir. Evrenin karakteristik genişleme zamanı buna uygun olarak iki saniyeye yükselmiştir. Artık sıcaklık, elektron ve pozitronların eşik sıcaklığının sadece iki katıdır; böylece elektron-pozitron çiftleri, ışınımdan tek*rar yaratılma hızından daha çabuk bir şekilde yok olmaya tam başlama aşamasındadırlar.Evren hâlâ nötronların ve protonların atom çekirdeklerini oluşturmak üzere bağlanmalarına meydan vermeyecek ka*dar çok sıcaktır. Azalan sıcaklık nedeniyle, proton-nötron dengesinden yüzde 24 nötron ve yüzde 76 proton olmak üze*re bir kayma olmuştur.
13,82sn.:
Şimdi evrenin sıcaklığı 3 milyar Kelvin derecesidir (3x109K) . Artık elektron ve pozitronların eşik sıcaklığının altındayız; dolayısıyla evrenin çoğunlukta olan yapı-taşları konumundaki elektron ve pozitronlar hızla yok olmaya baş*lamışlardır. Onların yok olmasıyla salınan enerji, evrenin soğuma hızını yavaşlatmıştır; öyle ki bu yeni katılan fazlalık ısıdan hiç pay almayan nötrinolar, elektron, pozitron ve fo*tonlardan artık yüzde 8 kadar daha soğuktur. Bundan böy*le, evrenin sıcaklığı dediğimizde, fotonların sıcaklığını kas*tetmiş olacağız. Elektronlar ve pozitronlar hızla yok olur*ken, evrenin enerji yoğunluğu, basitçe sıcaklığın dördüncü kuvvetiyle düşmesi halinde alabileceği değerinden bir parça
daha azdır. Evren, artık helyum (He3) gibi çeşitli kararlı çe*kirdeklerin oluşmasına yetecek kadar soğuktur; fakat bu he*men gerçekleşmez. Çünkü evren öylesine hızla genişlemek*tedir ki, çekirdekler ancak bir dizi hızlı iki-parçacık tepki*meleri sonunda oluşabilirler. Ki bu tepkimelerin başlaması için gerekli parçacık döteryumdur.
Olağan helyum çok sıkı bağlı bir çekirdektir, hatta 1,09 uncu saniyede ki sıcaklıkta bile bira*rada durabilir. Ne var ki, trityum ve helyum-üç çok daha az sıkı bağlıdır; özellikle döteryum iyice gevşek bağlıdır. 1010 Kelvinlik 1,09 uncu saniye sıcaklığında döteryum çekirdekleri oluşur oluşmaz he*men parçalanırlar; böylece daha ağır çekirdeklerin üretilme*leri için hiçbir şans yoktur. Biraz daha soğuma sonunda döteyumlar daha stabil kalacak ve daha büyük çekirdeklerin oluşması olanaklı hale gelecektir.Nötronlar, öncekinden çok daha yavaş olmakla birlikte, hâlâ protonlara dönüşmektedirler; şimdi denge yüzde 17 nötron ve yüzde 83 protondur.
3dk. 2sn.:
Evrenin sıcaklığı şimdi 1 milyar Kelvindir (109 K), Güneş'in merkezinden sadece 70 kez daha sıcak.Elektron ve pozitronların çoğu yok olmuştur.Artık evre*nin ana yapıtaşları fotonlar, nötrinolar ve karşınötrinolar*dır. Elektron-pozitron yok olması sırasında salınan enerji fo*tonlara nötrinolarınkinden yüzde 35 daha yüksek bir sıcak*lık vermiştir.
Evren şimdi, olağan helyum çekirdeklerini olduğu kadar, trityumu ve helyum-üç'ü de birarada tutmaya yetecek kadar soğuktur; fakat "döteryum darboğazı" hâlâ iş başındadır: Dö*teryum çekirdekleri, sezilir sayıda ağırca çekirdeğin oluşma*sına izin verecek kadar uzun süre bağlı kalamazlar. Nötron ve protonlar, elektronlar, nötrinolar ve bunların karşıparçacıklarıyla çarpışmaları büyük ölçüde azalmıştır; öte yandan serbest nötronun bozunumu önemli olmaya başlamıştır; her 100 saniyede kalan nötronların yüzde 10'u protonlara bozu*nacaktır. Nötron-proton dengesi, şimdi yüzde 14 nötrona kar şılık yüzde 86 protondur.
Bundan kısa bir zaman sonra, çarpıcı bir olay olur: Sıcaklık, döteryum çekirdeklerinin artık parçala*namadığı bir noktaya düşer. Bir kez döteryum darboğazı geçi*lince, ağırca çekirdekler, parçacık tepkimeleri zinciriyle çok hızlı bir şekilde oluşuverir*ler. Ne var ki, helyumdan daha ağır çekirdekler sezilir sayıda oluşamazlar; Bunun sebebide döteryum darboğazının geçişi ile hemen helyumlar oluşur, ve buda daha ağır çekirdeklerin oluşması için bir tür darboğazdır. Su ana kadar 3 dakika 46 saniye geçmiştir. Çekirdek birleşiminin başlamasından hemen önce, nötron bozunumu, nötron-proton dengesini yüzde 13 nötron ve yüzde 87 proton durumuna kaydırmıştı. Çekirdek birleşimin* den sonra, helyumun ağırlık olarak kesri, tam olarak helyum haline bağlanan tüm çekirdek parçacıkların kesrine eşittir; bunların yarısı nötrondur ve esas olarak tüm nötronlar hel*yum haline bağlanmıştır. Dolayısıyla helyumun ağırlıkça kes*ri, çekirdek parçacıklan arasındaki nötronlann kesrinin iki katı, yani yüzde 26 kadardır.
34dk. 40sn.:
Evrenin sıcaklığı şimdi 300 milyon Kelvindir (3x108 K) Elektronlar ve pozitronlar birbirlerini tümden yok etmişler, ancak protonların yükünü dengelemek için gerekli çok az bir elektron fazlalığı (milyarda bir) kalmıştır. Bu yok olmada salınan enerji, fotonlara, nötrinoların sıcaklığından yaklaşık %40 daha yüksek kalıcı bir sıcaklık vermiştir. Evrenin enerji yoğunluğu, şimdi suyun*kinin %9,9'una eşit bir kütle yoğunluğuna eşdeğerdir; bunun %31'i nötrino ve karşınötrino biçiminde ve %69'u ise foton biçimindedir. Bu enerji yoğunluğu, evrene 1 sa*at 15 dakikalık bir karakteristik genişleme zamanı verir. Çe*kirdek süreçleri durmuştur: Çekirdek parçacıkları artık ço*ğunlukla helyum çekirdekleri halinde bağlıdırlar, ya da özgür proton (hidrojen çekirdeği) halindedirler; helyum ağırlıkça yüzde 22 ile 28 arasındadır. Her özgür ya da bağlı protona karşılık bir elektron vardır; fakat evren hâlâ o kadar çok sı*caktır ki henüz kararlı atomlar oluşamamaktadır.
Sonrası:
Bundan sonra evren genişlemeye ve soğumaya devam edecek, fakat 700 000 yıl içinde hiçbir şey olmayacaktır. Bu süre sonunda sıcak*lık, elektronlarla çekirdeklerin kararlı atomlan oluşturabile*cekleri bir değere düşecektir. Özgür elektronların eksilmesiy*le birlikte, evrenin içeriği ışınıma geçirgen hale gelecek; ve madde ile ışınım arasındaki çiftlenimin kesilmesi, maddenin gökadaları ve yıldızlan oluşturmaya başlamasına izin vere*cektir.
U:Stefan-Boltzmann Yasası : R=esT4
Burada s(stefan sabiti)nin degeri s=5,670.10-8 W/m2.K4
Sorulabilecek sorular:
1.Evrenin ilk saniyelerindeki proton ßànötron dönüşümlerini açıklayınız.
2.Döteryum darboğazı nedir? Sebep ve sonuçlarını kısaca açıklayınız.
3.Evren, T-Leptonların kararlı kalabileceği sıcaklığa geldiğinide ki enerji yoğunluğu kaç eV/litre idi?
Verilmesi gereken veriler: (Teşik=20,7.1012 K)
Kaynaklar:
Yıldızların zamanı, Alan Lightman (Tubitak Yayınları)
ISBN:975-403-035-9
İlk üç dakika, Steven Weinberg (Tubitak Yayınları)
ISBN:975-403-017-0
