Evrenin İlk 380 Bin Yılı

Enerjiden Maddeye, Kuarklardan Atomlara ve İlk Serbest Işığa

 

Evrenimizin yaklaşık 13,8 milyar yaşında olduğunu düşünüyoruz. Fakat bu 13,8 milyar yıllık tarihin belki de en ilginç bölümü ilk 380 bin yılıdır. Hatta biraz abartmayı göze alırsak, bugün gördüğümüz evrenin temel kurallarının büyük bölümü ilk saniyenin küçücük bir bölümünde belirlenmiştir.

 

İlk saniyede henüz yıldızlar yoktu. Gezegenler yoktu. Atomlar bile yoktu. Proton ve nötronların kendileri dahi ilk anlarda mevcut değildi.

 

Evren önce olağanüstü sıcak bir enerji ve parçacık ortamıydı. Genişledi. Genişledikçe soğudu. Soğudukça doğa farklı davranmaya başladı. Kuantum alanları, temel parçacıklar, kuarklar, elektronlar, protonlar ve nötronlar sahneye çıktı. Ardından atom çekirdekleri oluştu. Ama atomların oluşabilmesi için yaklaşık 380 bin yıl daha beklemek gerekti.

 

Bu makalede esas olarak bu hikâyeyi anlatmaya çalışacağım. Enerjiden maddeye, maddeden çekirdeğe, çekirdekten atoma ve nihayet serbest kalan ışığa uzanan 380 bin yıllık hikâyeyi.

 

Ancak daha başlamadan bir uyarı yapmak gerekiyor: İlk 380 bin yıl hakkında anlattıklarımızın tamamı aynı kesinlikte değildir. Bazılarını gözlemliyoruz. Bazılarını parçacık hızlandırıcılarda deneyebiliyoruz. Bazılarını güçlü matematiksel modellerle hesaplıyoruz. Bazıları ise henüz doğrulanmamış teorilerden ibaret.

 

Evrenin geçmişine doğru gittikçe, bildiklerimizin yerini önce güçlü çıkarımlar, sonra hipotezler ve nihayet bilinmezlik alıyor.

 

Büyük patlama gerçekten bir patlama mıydı?

“Big Bang” Türkçeye “Büyük Patlama” diye çevrildiği için kafamızda ister istemez bir bomba canlanıyor. Sanki küçücük bir noktada muazzam miktarda madde varmış, bir anda patlamış ve bütün parçalar boş uzaya saçılmış gibi düşünüyoruz.

 

Bugünkü kozmoloji aslında böyle bir şey söylemiyor. Big Bang, uzayın içinde meydana gelen bir patlama değil, uzayın kendisinin genişlemesidir.

 

Üstelik standart Big Bang modeli “evren hiçlikten yaratıldı” da demiyor. Modelin çok güçlü biçimde söylediği şey daha sınırlıdır: Bugünkü genişleyen evreni zamanda geriye doğru götürdüğümüzde, giderek daha sıcak, daha yoğun ve daha küçük ölçeklere ulaşıyoruz. Bir noktadan sonra genel görelilik ile kuantum fiziğini birlikte kullanmamız gerekiyor. İşte orada bugünkü fizik bilgimiz yetersiz kalıyor.

 

Dolayısıyla Big Bang teorisi, evrenin mutlak anlamda nasıl “yaratıldığını” açıklayan bir teori değildir. Evrenin çok sıcak ve yoğun bir erken dönemden bugünkü haline nasıl geldiğini açıklayan kozmolojik modeldir.

 

NASA ve CERN de Big Bang modelinin başlangıcın bizzat kendisini açıklamadığını, fakat çok erken sıcak ve yoğun evreni başarılı biçimde tarif ettiğini vurguluyor. Bu ayrım önemli. Çünkü “Evren nasıl gelişti?” sorusuyla “Neden bir evren var?” sorusu aynı soru değildir. Bilim birincisinde olağanüstü başarılıdır. İkincisinde ise henüz oldukça sessizdir.

 

Bunları nereden biliyoruz?

13,8 milyar yıl önce yaşanan olaylardan söz ediyoruz. İnsan ister istemez soruyor: Orada kim vardı da gördü? Elbette kimse yoktu. Fakat olayların geride bıraktığı izler var.

 

En önemlilerinden biri evrenin genişlemesidir. Uzak galaksilerin ışığındaki kırmızıya kayma, uzayın genişlediğini gösteriyor. Genişleyen filmi geriye sardığımızda evrenin geçmişte daha yoğun olduğu sonucuna ulaşıyoruz.

 

İkinci önemli kanıt, birazdan ayrıntılı olarak ele alacağımız Kozmik Mikrodalga Arka Plan Işımasıdır (CMB).

 

Üçüncü önemli kanıt, evrendeki hidrojen, helyum, döteryum ve lityum gibi hafif elementlerin oranlarıdır. Big Bang nükleosentezi bu oranları önceden hesaplayabilmekte ve gözlemlerle büyük ölçüde uyuşmaktadır. (Particle Data Group, hafif element bolluklarını sıcak Big Bang kozmolojisinin en güçlü erken-evren testlerinden biri olarak değerlendiriyor.)

 

Dördüncü kaynak ise parçacık fiziğidir. Evrenin ilk anlarındaki sıcaklıklara bütünüyle ulaşamıyoruz ama CERN gibi parçacık hızlandırıcılarında maddenin çok yüksek enerjilerde nasıl davrandığını inceleyebiliyoruz. Ağır iyon çarpışmalarıyla ilk birkaç mikrosaniyede mevcut olduğu düşünülen kuark-gluon plazmasına benzeyen ortamlar üretilebiliyor.

 

Yani erken evren hikâyesi yalnızca güzel bir matematik masalı değildir. Ama hikâyenin her bölümü aynı derecede kanıtlanmış da değildir.

 

Elimizde güçlü bir model (Standart Model) var

Mikro evrene ve makro evrene ait iki tane standart modelimiz var.

 

Fizikte “Standart Model” dendiğinde genellikle Parçacık Fiziğinin Standart Modeli kastedilir. Bu model:  kuarkları, leptonları, gluonları, fotonları, W ve Z bozonlarını, Higgs alanı ile bozonunu ve üç temel etkileşimi açıklamaktadır. Bunlar elektromanyetik, güçlü ve zayıf etkileşimlerdir. Kütleçekimi ise Standart Model'in içinde değildir.

 

Kozmolojide ise standart model denince bugün kullanılan temel çerçeve ΛCDM* modelidir. Kabaca; genel görelilik, genişleyen evren, soğuk karanlık madde, karanlık enerji ve sıcak Big Bang kozmolojisinin birlikte oluşturduğu modeldir.

 

Bu iki model birlikte kullanıldığında erken evren hakkında oldukça ayrıntılı bir hikâye anlatabiliyoruz. Ama hikâyenin ilk sayfası hâlâ eksik.

 

 

0'dan 10⁻⁴³ saniyeye: Planck Çağı

Evrenin geçmişinde ulaşabildiğimiz en büyük bilinmezlik burada başlıyor. Planck zamanı yaklaşık 5,4 × 10⁻⁴⁴ saniyedir. Bu saniyenin katrilyonda birinin katrilyonda birinin katrilyonda birinden bile kısa bir süredir. Bu sürenin evrende mümkün olan “en küçük zaman dilimi” olduğunu şimdilik söylüyoruz. Bundan daha küçük ölçeklerde genel görelilik ile kuantum fiziğini birlikte kullanmamız gerektiği için mevcut fizik teorilerimiz yetersiz kalmaya başlar. Planck zamanı bu nedenle adeta bugünkü fiziğimizin sınır tabelasıdır.

 

Bu zaman ölçeğinin öncesine gittiğimizde kütleçekimini açıklayan genel görelilik ile atomaltı dünyayı açıklayan kuantum mekaniğini aynı anda kullanmamız gerekiyor.

 

Sorun şu: İkisini tam anlamıyla birleştiren doğrulanmış bir kuantum kütleçekimi teorimiz henüz yok. Böyle bir teori fiziğin en büyük eksiklerinden birini tamamlamış olacaktır.

 

Bu yüzden “Big Bang anında şöyle oldu, sonra şunlar meydana geldi” diye kesin cümleler kurmak doğru değildir.

 

Planck çağında: uzay-zamanın klasik anlamını kaybetmiş olması, kuantum kütleçekiminin belirleyici hale gelmesi, bildiğimiz parçacık kavramının bile tam anlamıyla geçerli olmaması muhtemeldir. Ama “evren Planck büyüklüğünde bir tanecikti” demek de doğru değildir. Planck uzunluğu evrenin çapı olarak bildiğimiz bir sayı değildir. Fizik teorilerimizin sınırına işaret eden karakteristik bir ölçektir.

 

Evrenin ilk 10⁻⁴³ saniyesinde ne olduğunu bilmiyoruz. Bence bu cümle bilimin zayıflığını değil, gücünü gösterir. Bilim “bilmiyorum” diyebildiği ölçüde bilimdir.

 

Boşluk gerçekten boş mudur?

Burada kuantum fiziğinin insanın gündelik sezgilerine en ters kavramlarından biriyle karşılaşıyoruz. Biz boşluk dediğimizde içinde hiçbir şey bulunmayan bir yer hayal ederiz. Kuantum alan teorisinde ise “boşluk” böyle değildir. Modern parçacık fiziğinde evreni yalnızca uzayda dolaşan küçük bilyelerden oluşmuş gibi düşünmüyoruz. Kuantum alan teorisinde temel olan aslında alanlardır; parçacıkları bu alanların kuantum uyarımları olarak tanımlarız.

 

Elektron alanı vardır. Kuark alanları vardır. Elektromanyetik alan vardır. Higgs alanı vardır. Parçacık dediğimiz şeyleri de bu alanlardaki kuantum uyarımları olarak düşünebiliriz. Bu nedenle vakum, alanların yok olduğu yer değildir. Alanların mümkün olan en düşük enerji durumudur.

 

Fakat kuantum mekaniğinin belirsizlikleri nedeniyle bu en düşük enerji durumu bile klasik anlamda tamamen hareketsiz değildir. Kuantum alanlarında dalgalanmalar bulunur.

 

Popüler bilim kitaplarında bu durum sık sık: “Boş uzayda parçacıklar bir anda ortaya çıkar, sonra tekrar yok olur” şeklinde anlatılır. Bu benzetme fikri kavramak için faydalıdır ama tam anlamıyla doğru değildir. Asıl temel kavram, gerçek parçacıkların sürekli yoktan ortaya çıkması değil, kuantum alanlarının vakum durumundaki dalgalanmalarıdır.

 

Hesaplamalarda kullandığımız “sanal parçacıklar” da kısa süre yaşayıp sonra ortadan kaybolurken gözleyebileceğimiz minyatür gerçek parçacıklar olarak anlaşılmamalıdır. Bu ayrıntı biraz teknik görünebilir. Fakat birkaç paragraf sonra göreceğimiz gibi bu küçücük kuantum dalgalanmaları, milyarlarca yıl sonra galaksilerin ortaya çıkmasıyla bağlantılı olabilir.

 

Atomaltı dünyadaki küçük düzensizliklerin gökyüzündeki galaksilere dönüşmesi gerçekten şaşırtıcıdır.

 

Kuvvetler başlangıçta tek bir kuvvet miydi?

Bugün doğada dört temel etkileşimden söz ediyoruz: (1) Kütleçekimi, (2) Elektromanyetik etkileşim, (3) Güçlü etkileşim, (4) Zayıf etkileşim. Ancak bu dört kuvvetin geçmişte tek bir “süper kuvvet” halinde bulunduğunu kesin olarak biliyoruz demek doğru değildir.

 

Burada bildiklerimizi üç ayrı düzeye ayırmak gerekir. Elektromanyetik ve zayıf etkileşimlerin yüksek enerjilerde elektrozayıf etkileşim adı verilen ortak bir kuramsal yapı içinde birleştiğini çok iyi biliyoruz. Bunun teorisi deneysel olarak son derece başarılıdır. CERN'deki W, Z ve Higgs deneyleri bu yapının önemli parçalarını doğrulamıştır.

 

Bir sonraki adım daha belirsizdir. Bazı Büyük Birleşme Teorileri (GUT) güçlü etkileşimin de çok yüksek enerjilerde elektrozayıf etkileşimle birleştiğini öngörür. Ancak bu henüz deneysel olarak doğrulanmış değildir.

 

Daha da ileri gidersek kütleçekimini de diğer üçüyle birleştirerek tek bir temel etkileşime ulaşmak istiyoruz. İşte bunu henüz başaramadık.

 

Bu nedenle erken evreni: “Önce tek bir kuvvet vardı, sonra dörde ayrıldı” diye anlatmak öğretici olsa da, bilimsel olarak fazla kesin olur.

 

Daha doğru ifade şudur: Evren soğudukça bazı temel simetrilerin kırıldığı ve bugün farklı kuvvetler olarak gördüğümüz etkileşimlerin ayrıştığı düşünülmektedir. Elektrozayıf birleşme güçlü biçimde desteklenirken, daha büyük birleşmeler halen teorik düzeydedir.

 

10⁻³⁶ saniye civarı: Enflasyon (şişme)

Erken evrenin en ilginç fikirlerinden biri kozmik enflasyondur (infilak, şişme). Bu modele göre evren çok erken bir dönemde olağanüstü hızlı bir genişleme yaşamıştır.

 

Buradaki “hız” kelimesi yine yanlış anlaşılmaya açıktır. Maddenin uzayın içinde ışık hızından hızlı hareket etmesinden söz etmiyoruz. Uzayın kendisinin genişlemesinden söz ediyoruz.

 

Genel görelilik, yeterince uzak iki nokta arasındaki uzayın ışık hızından daha hızlı artmasına izin verir. Bu, özel görelilikteki “hiçbir şey uzayda ışık hızını aşamaz” kuralını ihlal etmez.

 

Enflasyon fikrinin cazibesi, standart sıcak Big Bang modelinin bazı sorunlarını çözebilmesinden kaynaklanmaktadır.

·         Neden evrenin birbirinden çok uzak bölgelerinin sıcaklığı neredeyse aynıdır?

·         Neden evren büyük ölçeklerde geometrik olarak düze çok yakındır?

·         Ve galaksilerin oluşmasına yol açacak ilk yoğunluk farklılıkları nereden geldi?

Enflasyon bu soruların üçünü de aynı hikâye içinde açıklayabilir.

 

CMB'nin ayrıntılı yapısı enflasyonun birçok genel öngörüsüyle uyumludur; buna rağmen enflasyonu hangi fiziksel alanın başlattığını ve tam olarak nasıl gerçekleştiğini hâlâ bilmiyoruz. NASA da enflasyonun ayrıntılı fiziksel mekanizmasını açık bir problem olarak tanımlıyor.

 

Burada bir kavramı da ayırmak gerekiyor. Bugünkü evrenin hızlanan genişlemesinde kullandığımız karanlık enerji ile enflasyonu gerçekleştirdiği düşünülen enerji veya alanın aynı şey olduğunu bilmiyoruz.

 

Enflasyon modellerinde genellikle varsayımsal bir inflaton alanından söz edilir. İnflaton henüz keşfedilmiş bir parçacık değildir.

 

Bir kuantum dalgalanmasından galaksi doğar mı?

Enflasyon fikrinin en güzel taraflarından biri budur. Kuantum alanlarında mikroskobik ölçekte ortaya çıkan dalgalanmalar enflasyon sırasında uzayın genişlemesiyle devasa kozmik ölçeklere taşınmış olabilir.

 

Evren bu nedenle kusursuz biçimde homojen değildir. Bazı bölgelerde madde yoğunluğu biraz daha fazladır. Bazılarında biraz daha azdır. Farklar çok küçüktür. Ama kütleçekimine milyonlarca ve milyarlarca yıl verirseniz küçücük bir başlangıç farkı büyüyebilir.

 

Daha yoğun bölgeler çevrelerinden daha fazla madde çekmeye başlar. Yoğunluk farkı giderek artar. Sonunda: galaksiler, galaksi kümeleri, yıldızlar ve gezegenler ortaya çıkar.

 

Bugün CMB haritasında gördüğümüz çok küçük sıcaklık farklılıkları, erken evrendeki bu yoğunluk farklılıklarının izlerini taşımaktadır. ESA, bu ilksel dalgalanmaları sonraki yıldız ve galaksi oluşumunun “tohumları” olarak tanımlıyor.

 

Böyle düşününce insanın başını döndüren bir zincir çıkıyor ortaya: Kuantum dalgalanması → Yoğunluk farklılığı → CMB'deki sıcaklık farkları → Kütleçekimsel çökme → Galaksiler → Yıldızlar → Gezegenler → Biz

 

Evrenin devasa yapılarının kökeninde atomaltı dünyanın kuantum belirsizliğinin bulunması, modern fiziğin en şaşırtıcı sonuçlarından biridir.

 

Enflasyon bitti: evren yeniden ısındı

Enflasyon sonsuza kadar devam etmedi. Enflasyonu sürüklediği düşünülen alandaki enerji başka enerji ve parçacık biçimlerine aktarıldı. Bu sürece reheating (yeniden ısınma) adı verilir. Aslında popüler anlamdaki “sıcak Big Bang” hikâyesinin başlangıcını burada düşünmek daha doğru olabilir. Çünkü artık evrende muazzam miktarda radyasyon ve parçacık bulunmaktadır.

 

Enerji: kuarklar, antikuarklar, elektronlar, pozitronlar, nötrinolar, fotonlar gibi parçacıkların oluşturulmasına dönüşebilmektedir.

 

Burada Einstein'ın ünlü formülü gerçek anlamını gösterir: E = mc². Enerji ile kütle iki ayrı dünya değildir. Yeterli enerji varsa parçacık-antiparçacık çiftleri üretilebilir. Parçacık ve antiparçacık birleşirse yeniden radyasyona dönüşebilir. Erken evrende bu dönüşümler olağanüstü hızlı gerçekleşiyordu. Evren adeta devasa bir parçacık laboratuvarıydı.

 

Entropi: evren soğurken neden düzensizlik artıyor?

Burada kısa bir termodinamik mola vermek gerekiyor. Çünkü evren genişlerken yalnızca sıcaklığı değişmedi. Entropisi de kozmik hikâyenin önemli bir parçasıdır.

 

Entropi çoğu zaman “düzensizliğin ölçüsü” diye anlatılır. Bu tamamen yanlış değildir ama biraz kaba bir tanımdır. Daha doğru ifadeyle entropi, bir sistemin aynı makroskobik görünümü oluşturabilecek kaç farklı mikroskobik düzenlemeye sahip olduğuyla ilgilidir.

 

Termodinamiğin ikinci yasasına göre kapalı bir sistemde toplam entropi azalma eğiliminde değildir.

 

Bir fincan sıcak kahve soğur. Ama masadaki ılık kahve çevresindeki havadan tesadüfen enerji toplayıp kendiliğinden kaynamaya başlamaz.

 

Bir yumurta kırılır. Ama kırılmış yumurta kendiliğinden yeniden kabuğuna girmez.

 

Fizik denklemlerinin bir bölümü zamanın iki yönü arasında ayrım yapmasa bile gerçek dünyadaki birçok süreç belirli bir yönde ilerler. Buna zamanın termodinamik oku diyoruz.

 

Burada erken evren çok ilginç bir sorun çıkarıyor. İlk evren çok sıcak ve madde-radyasyon bakımından termal dengeye oldukça yakın olduğundan, termodinamik anlamda “kusursuz düzenli” bir ortam değildi. Fakat kütleçekimi açısından olağanüstü homojendi. Madde her yerde hemen hemen eşit dağılmıştı.

 

Kütleçekimi olan bir evrende bu durum, gelecekte oluşabilecek yıldızlar, galaksiler ve özellikle kara deliklerle karşılaştırıldığında çok düşük kütleçekimsel entropiye karşılık gelir.

 

Bu yüzden modern kozmolojinin en derin sorularından biri şudur: Evren neden böylesine özel, düşük kütleçekimsel entropili bir başlangıç durumuna sahipti? Bilmiyoruz.

 

Kütleçekimsel entropiyi somutlaştırmak için şöyle düşünebiliriz: Bir odaya rastgele saçılmış kum tanelerini hayal edin. Bu dağınık hal termodinamik açıdan yüksek entropilidir. Ama kütleçekiminin hüküm sürdüğü bir evrende durum tam tersidir. Kütleçekimi açısından “düzenli” hal, maddenin her yere eşit dağılmış olmasıdır. “Düzensiz” hal ise maddenin yıldızlarda, galaksilerde ve özellikle kara deliklerde toplanmış olmasıdır. Yani kütleçekimi olan bir evrende dağınıklık düzendir, toplanma ise düzensizliktir. Bu yüzden erken evrendeki homojen madde dağılımı, kulağa ne kadar düzenli gelse de kütleçekimsel açıdan son derece “düşük entropili”, yani son derece özel bir başlangıç noktasıydı. Kütleçekimine bırakılan madde zamanla topaklaşır, yıldızlar ve kara delikler oluşur; entropi artar. Tersine gitmesi ise kendiliğinden olmaz.

 

Entropinin zaman oku ile ilişkisi konusunda düşük entropili başlangıç koşulları önemli bir araştırma konusudur; bunun ne ölçüde zorunlu bir varsayım olduğu konusunda farklı teorik yaklaşımlar da vardır.

 

Enflasyondan sonraki yeniden ısınma sırasında ise çok sayıda parçacık ve radyasyon üretilerek büyük miktarda termal entropi meydana gelir.

 

Bundan sonraki uzun dönemlerin önemli bir bölümünde, birlikte genişleyen belirli bir evren hacminin entropisi yaklaşık korunarak evren genişler.

 

Böylece erken evren bize başka bir gizem daha bırakmış olur: Evren neden başladı? sorusunun yanına Evren neden bu kadar düşük kütleçekimsel entropiyle başladı? sorusunu da ekleyebiliriz.

 

Madde ile anti-madde arasındaki savaş

Şimdi başka bir bilmeceye geliyoruz. Enerjiden parçacıklar üretildiğinde doğa genellikle madde ile anti-maddeyi birlikte üretir. Elektron çıkarsa karşısında pozitron vardır. Kuark varsa antikuark da üretilebilir.

 

Madde ile antimadde karşılaştığında birbirlerini yok ederek enerjilerini fotonlara ve başka parçacıklara aktarabilirler. Öyleyse bugün neden neredeyse tamamen maddeden oluşan bir evrende yaşıyoruz? Neden galaksilerin yarısı antimaddeden oluşmuyor?

 

Daha önemlisi: Neden başlangıçtaki madde ve antimadde birbirini tamamen yok etmedi?

 

Demek ki erken evrende madde lehine çok küçük bir asimetri oluşmuş olmalıdır. Bunun ne zaman ve nasıl gerçekleştiğini kesin olarak bilmiyoruz. Bu probleme baryogenez deniyor.

 

Farklı açıklamalar var: GUT baryogenezi, elektrozayıf baryogenez, leptogenez gibi. Hiçbiri henüz doğrulanmış nihai cevap değildir.

 

Standart Model'in başarılarına rağmen CERN de anti-maddenin neden günümüz evreninde bu kadar az olduğunu hâlâ cevaplanmamış temel sorulardan biri olarak sıralıyor.

 

Bu küçük dengesizlik olmasaydı muhtemelen bugünkü evren de olmazdı. Madde ile anti-madde neredeyse tamamen birbirini yok eder, geriye büyük ölçüde radyasyondan oluşan bir evren kalırdı. Bizler, bir bakıma, o küçücük madde fazlasının torunlarıyız.

 

Higgs alanı ve kütlenin ortaya çıkışı

Evren soğudukça başka bir dönüşüm meydana geldi. Elektrozayıf simetri kırıldı. Higgs alanı sıfır olmayan bir vakum değerine yerleşti ve W ile Z bozonları ile elektron ve kuarklar gibi temel parçacıklar Higgs alanıyla etkileşimleri sayesinde kütle kazandı. CERN bu dönüşümü, erken evrenin simetrik durumdan bugün gördüğümüz elektrozayıf kırılmış duruma geçişi olarak açıklıyor.

 

Fakat burada çok önemli bir yanlış anlamayı düzeltelim. “Maddenin bütün kütlesini Higgs verir” demek doğru değildir.

 

Elektron ve kuarkların temel kütlelerinde Higgs mekanizması önemlidir. Fakat bizim vücudumuzdaki kütlenin büyük bölümü proton ve nötronlardan gelir. Proton ve nötron kütlesinin büyük çoğunluğu ise içlerindeki kuarkların Higgs kütlesinden değil, kuarkları bağlayan güçlü etkileşimin enerjisinden kaynaklanır. CERN de bu ayrımı özellikle vurguluyor.

 

Yani kütlenin hikâyesi bile sandığımızdan karmaşıktır.

 

Evren bir kuark çorbasıydı

İlk birkaç mikrosaniye boyunca evren o kadar sıcaktı ki kuarklar proton ve nötronların içinde hapsolamıyordu. Kuarklar ve güçlü etkileşimin taşıyıcıları olan gluonlar sıcak bir ortamda görece serbest biçimde hareket ediyordu. Bu duruma kuark-gluon plazması diyoruz.

 

Bugün CERN'deki ağır iyon çarpışmalarında çok kısa sürelerle benzer koşullar oluşturulabiliyor. Böylece ilk evrenin fiziksel özelliklerinden bazılarını laboratuvarda inceleyebiliyoruz.

 

Evren genişleyip sıcaklık düştüğünde kritik bir değişim meydana geldi. Kuarklar artık serbest dolaşamadı. Üçlü kombinasyonlar halinde bağlandılar. Örneğin:

·         up + up + down = proton

·         up + down + down = nötron

 

Yaklaşık ilk birkaç mikrosaniyenin ardından evrenin maddesel içeriğinde tanıdık oyuncularımız olan proton ve nötronlar sahneye çıkmaya başladı. CERN de kuarkların Big Bang'den birkaç mikrosaniye sonra proton ve nötronlara bağlandığını belirtiyor.

 

Burada önemli bir ayrım yapalım: Proton bir hidrojen çekirdeğidir. Ama henüz bir hidrojen atomu değildir. Hidrojen atomu olmak için elektrona ihtiyacı vardır.

 

Elektronun protona bağlanabilmesi için ise evrenin yaklaşık 380 bin yıl daha soğuması gerekecektir.

 

Birinci saniye

Bir saniye kulağa çok kısa geliyor. Ama erken evren için bir saniye oldukça uzun bir süredir. İlk saniyenin sonuna yaklaşırken evren yaklaşık 10 milyar Kelvin sıcaklığındaydı.

 

Artık: protonlar, nötronlar, elektronlar, pozitronlar, fotonlar, nötrinolar vardı. NASA bu dönemi olağanüstü sıcak bir ışık ve parçacık “çorbası” olarak tarif ediyor.

 

Bu dönemde nötrinolar açısından önemli bir gelişme yaşandı. Nötrinolar diğer parçacıklarla son derece zayıf etkileştiği için evren yeterince genişleyip seyrelince plazmayla termal temaslarını kaybetmeye başladılar. Kozmik nötrino arka planı böyle doğdu.

 

CMB'yi bugün doğrudan ölçebiliyoruz. Kozmik nötrino arka planını ise henüz doğrudan görüntüleyemiyoruz; ancak erken evren ve CMB üzerindeki etkilerinden varlığını çıkarabiliyoruz. Bir anlamda nötrinolar bize CMB'den çok daha eski bir evrenin haberini taşıyor.

 

Nötrinoların plazmadan ayrışması (kopması) sırasında gerçekleşen ilginç bir detay daha vardır. Nötrinolar serbest kaldıktan kısa bir süre sonra, evren biraz daha soğuyunca elektronlar ve pozitronlar birbirini yok ederek (anihilasyon) muazzam bir enerjiyi foton ortamına aktardı. Bu durum fotonları ekstra ısıttı ancak ortama zaten müdahale etmeyen nötrinoları etkilemedi. Bu yüzden, tıpkı fotonların bıraktığı 2,725 Kelvin sıcaklığındaki CMB gibi, evrenin dört bir yanını saran bir “Kozmik Nötrino Arka Planı” da bulunmaktadır ve teorik hesaplamalara göre bunun bugünkü sıcaklığı yaklaşık 1,95 Kelvin’dir. Doğrudan saptanması aşırı zor olan bu nötrinolar, bize CMB'den bile eskiyi (evrenin henüz 1 saniyelik olduğu anı) fısıldamaktadır.

 

İlk dakikalar: evrenin ilk nükleer mutfağı

Proton ve nötronların oluşması atomların oluştuğu anlamına gelmiyordu. Bir sonraki aşamada proton ve nötronlar birleşerek atom çekirdeklerini oluşturacaktı. Bu sürece: Big Bang Nükleosentezi diyoruz.

 

Yaklaşık ilk saniyelerden başlayıp ilk birkaç dakika içinde etkili olan bu dönemde evren devasa bir nükleer reaktör gibi davrandı. İlk saniyelerde proton-nötron oranı belirlenmeye başladı. Evren birkaç dakika içinde yeterince soğuyunca döteryum kalıcı hale gelebildi ve asıl Big Bang nükleosentezi hızlandı. Yaklaşık 20 dakika içinde evren daha ağır çekirdekleri etkin biçimde üretmek için fazla soğumuş ve seyrelmişti.  Sonra bu çekirdekler başka proton ve nötronlarla birleşerek: helyum-3,  helyum-4 ve çok az miktarda lityum-7 gibi hafif çekirdekleri meydana getirdi. (Berilyum-7 de oluşabiliyor ve daha sonraki süreçlerde lityum-7'ye dönüşebiliyordu.)

 

Big Bang nükleosentezi; hidrojen, helyum ve döteryumun evrendeki oranlarını tahmin etmekte olağanüstü başarılıdır. Fakat hikâyede küçük bir pürüz var: Lityum. Standart Big Bang modelinin teorik hesaplamaları, ilk dakikalarda oluşması gereken Lityum-7 miktarını gösterirken; yaşlı yıldızlarda gözlemlediğimiz ilksel lityum miktarı bu tahminin yaklaşık üçte biri kadardır. “Kozmolojik Lityum Problemi” olarak bilinen bu durum, henüz tam olarak çözülebilmiş değildir. Sorunun yıldızların içindeki evrimsel süreçlerden mi, gözlem tekniklerimizdeki eksikliklerden mi, yoksa ilk dakikalardaki henüz keşfetmediğimiz yeni bir fizikten mi kaynaklandığı kozmolojinin yanıt bekleyen tatlı bilmecelerinden biridir.

 

Big Bang nükleosentezinin temel ürünleri hidrojen ve helyum, bunların yanında eser miktarda döteryum, helyum-3 ve lityumdur. Bu öngörülerin gözlenen ilksel element bolluklarıyla büyük ölçüde uyuşması sıcak Big Bang modelinin önemli başarılarından biridir.

 

Ama dikkat: Bunların büyük bölümü henüz atom değildi. Çekirdekti. Elektronlar hâlâ serbest dolaşıyordu.

 

Neden periyodik cetvelin tamamı oluşmadı?

Burada insanın aklına doğal olarak şu soru geliyor: Madem sıcaklık ve yoğunluk bu kadar yüksekti, neden karbon, oksijen, silikon, demir ve diğer elementler de oluşmadı?

 

Çünkü evren çok hızlı genişliyordu. Nükleer reaksiyonların devam edebilmesi için gereken sıcaklık ve yoğunluk kısa sürede düştü. Üstelik nükleer fizikte önemli bir engel vardır. Kütle numarası 5 ve 8 olan kararlı çekirdeklerin bulunmaması, çok daha ağır elementlere doğrudan ulaşmayı zorlaştırır.

 

Birkaç dakika sonra evrenin ilkel nükleer mutfağı büyük ölçüde kapandı. Sonuçta evrenin normal maddesi ağırlıkça yaklaşık dörtte üç hidrojen ve dörtte bir helyumdan oluşan bir karışım halinde kaldı; diğer hafif çekirdekler çok daha azdı.

 

Karbon yok denecek kadar azdı. Oksijen yoktu. Demir yoktu. Altın yoktu. Uranyum yoktu. Bizim bedenimizi meydana getiren karbon, oksijen, azot, kalsiyum, fosfor ve demir henüz yapılmamıştı. Bunların çoğunun üretilmesi için yüz milyonlarca yıl sonra yıldızların yanması ve ölmesi gerekecekti. Demek ki meşhur “hepimiz yıldız tozuyuz” sözü büyük ölçüde doğrudur.

 

Anlayacağınız hidrojenimizin çoğu yıldızlardan bile eskidir. Hidrojenimizin kökeni doğrudan erken evrene kadar gider.

 

İlk yirmi dakika bitti. Sonra?

İşte kozmik hikâyenin temposu burada aniden yavaşlar. İlk saniyenin küçücük bölümlerinde art arda temel dönüşümler yaşanırken bundan sonra yüz binlerce yıl boyunca kozmik sahne görünüşte pek değişmez.

 

Artık elimizde: hidrojen çekirdekleri yani protonlar, helyum çekirdekleri (birbirine yapışmış proton ve nötron çiftleri), az miktarda başka hafif çekirdekler, serbest elektronlar, fotonlar, nötrinolar vardır.

 

Ayrıca standart kozmolojiye göre karanlık madde de kozmik yapının oluşumunda önemli bir bileşendir. Ama karanlık maddenin ne olduğunu hâlâ bilmiyoruz. Hangi parçacıktan oluştuğunu bilmiyoruz. Nasıl üretildiği konusunda çeşitli modellerimiz var ama kesin cevabımız yok. Dolayısıyla “karanlık madde şu saniyede oluştu” diye bir zaman vermek bugünkü bilgilerimizle doğru değildir.

 

Karanlık maddenin ne olduğunu bilmesek de erken evrendeki etkisini çok önemli bir noktada hissediyoruz: Galaksilerin oluşumunda. Normal madde (baryonlar), 380 bin yıl boyunca fotonlarla sürekli çarpıştığı için kütleçekimsel olarak bir araya gelemiyor, adeta savruluyordu. Oysa karanlık madde elektromanyetik kuvvetten etkilenmediği için fotonların bu baskısını hissetmedi. Henüz rekombinasyon gerçekleşmeden çok önce, kendi kütleçekimiyle sessizce bir araya gelmeye ve “kütleçekim kuyuları” kazmaya başladı. 380 bin yılın sonunda atomlar serbest kaldığında, kendilerini hazır buldukları bu karanlık madde kuyularının içine düşerek çok daha hızlı bir şekilde yıldızları ve galaksileri oluşturabildiler. Karanlık madde olmasaydı, bugün gördüğümüz devasa kozmik ağın oluşması için gereken süre muhtemelen yetmeyecekti.

 

Neden hâlâ atom yok?

Bir proton ile elektron birbirlerini elektromanyetik kuvvetle çeker. Öyleyse neden hemen birleşip hidrojen atomu oluşturmadılar? Çünkü ortam hâlâ çok sıcaktı. Elektron protonu yakalayıp atom oluşturduğu anda yüksek enerjili bir foton gelip elektronu yeniden koparabiliyordu. Sonuç: İyonlaşmış plazma.

 

Protonlar ile elektronlar aynı ortamda fakat birbirlerinden büyük ölçüde ayrı dolaşıyorlardı. Bu durumun bir başka önemli sonucu vardı. Serbest elektronlar fotonlarla çok güçlü biçimde etkileşiyordu. Bir foton biraz ilerliyor, elektrona çarpıyor, yön değiştiriyor. Tekrar çarpıyor. Tekrar yön değiştiriyor. Bu yüzden erken evren ışıkla dolu olmasına rağmen şeffaf değildi.

 

ESA bunu sise benzetiyor: İlk 380 bin yıl boyunca fotonlar serbest elektronlarla tekrar tekrar etkileştiğinden uzak mesafelere serbestçe gidemiyordu. Yani: Evren karanlık değildi. Tam tersine son derece parlak ve sıcaktı. Ama opaktı. Bu ikisi aynı şey değildir.

 

Yaklaşık 50 bin yıl: evrende iktidar değişimi

Erken evrende enerji bütçesinin büyük bölümünü radyasyon oluşturuyordu. Ancak evren genişledikçe radyasyon ile maddenin enerji yoğunlukları aynı hızda azalmadı. Radyasyon yalnızca seyrelmiyor, genişleyen uzay nedeniyle fotonların dalga boyu da uzuyor ve her bir foton enerji kaybediyordu.

 

Madde de seyrelir ama durgun kütle enerjisi bu şekilde kırmızıya kaymaz. Bu nedenle zaman geçtikçe maddenin göreli önemi arttı. Yaklaşık 50 bin yıl civarında madde yoğunluğu ile radyasyon yoğunluğu eşitlendi. Bundan sonra evren madde egemen döneme girdi.

 

Bu kozmik yapıların oluşması açısından önemlidir. Kütleçekimi küçük yoğunluk farklılıklarını daha etkili biçimde büyütmeye başlayabilecektir.

 

Ama yıldızlar için henüz erkendir. Önce atomların oluşması gerekir.

 

Bebek evrenin içinde ses var mıydı?

İlginçtir, evet. Ama bildiğimiz havadaki seslerden söz etmiyoruz. Rekombinasyon öncesinde fotonlar, elektronlar ve protonlar birbirleriyle o kadar sık etkileşiyordu ki normal madde ile ışınım bir çeşit foton-baryon akışkanı gibi davranıyordu.

 

Kütleçekimi, biraz daha yoğun bölgeleri sıkıştırmaya çalışıyordu. Fakat sıkışan fotonların basıncı maddeyi yeniden dışarı itiyordu. Sıkışma. Genişleme. Tekrar sıkışma. Böylece plazma içinde basınç dalgaları meydana geliyordu. Bunlara baryon akustik salınımları diyebiliriz. Bir bakıma genç evren “çınlıyordu”.

 

Tabii bu sesi bir insan kulağı duyamazdı. Ortada ne insan vardı ne kulak ne de sesin bildiğimiz anlamda taşınabileceği atmosfer. Fakat fiziksel olarak plazma içinde basınç dalgaları bulunuyordu.

 

Daha da ilginci: Bu dalgaların izlerini bugün hâlâ görebiliyoruz. CMB'nin sıcaklık dalgalanmalarının istatistiksel yapısındaki akustik tepeler erken evren plazmasının özellikleri hakkında bilgi verir. ESA, rekombinasyondan önce fotonlar ile normal maddenin sıkı biçimde bağlı tek bir akışkan gibi davrandığını ve CMB'nin o dönemin yapısının hafızasını taşıdığını belirtiyor.

 

Kozmoloji biraz da kozmik arkeolojidir. Kazma yerine teleskop kullanıyoruz.

 

380 bin yıl: elektronlar sonunda çekirdeklere bağlandı

Evren genişlemeye ve soğumaya devam etti. Yaklaşık 380 bin yıl sonra sıcaklık 3000 Kelvin civarına düştü. Artık hidrojen çekirdeği olan protonların yakaladığı elektronların yüksek enerjili fotonlar tarafından hemen koparılması giderek zorlaşmıştı. Elektronlar çekirdeklere kalıcı biçimde bağlanmaya başladı. Hidrojen atomları oluştu.

 

Helyumun elektron yakalama sürecinin önemli bölümü biraz daha önce gerçekleşmişti; ancak kozmik şeffaflık açısından hidrojen rekombinasyonu belirleyici oldu.

 

Bu döneme tarihsel olarak: Rekombinasyon denir. “Rekombinasyon” adı biraz gariptir. Çünkü elektronlarla protonlar daha önce kalıcı atomlar oluşturmamıştı; yani kelimenin günlük anlamıyla “yeniden” birleşmiyorlardı. Ama terim fizik literatüründe yerleşmiştir.

 

ESA'nın Planck açıklamalarına göre yaklaşık 380 bin yılda sıcaklık 3000 K civarına inince elektronlar protonlarla birleşmiş ve evren ışığa karşı şeffaf hale gelmiştir.

 

Ve şimdi hikâyemizin finaline geliyoruz.

 

Işık o zaman mı oluştu?

Hayır. Bu önemli bir ayrımdır. Evren ilk kez 380 bin yaşında ışık üretmedi. Evren başından beri fotonlarla doluydu. Sorun ışığın olmaması değil, kaçamamasıydı. Serbest elektronlar ortadan kalkınca fotonların çarpacağı parçacık sayısı dramatik biçimde azaldı. Böylece ışık ilk kez çok uzun mesafeleri serbestçe kat edebildi. Evren: opaktan şeffafa geçti.

 

İşte serbest kalan bu fotonların bir bölümü 13 milyar yıldan uzun süredir uzayda yolculuk yapıyor. Ve bugün teleskoplarımıza ulaşıyor. Onlara: Kozmik Mikrodalga Arka Plan Işıması (Cosmic Microwave Background, CMB) diyoruz.

 

Neden “mikrodalga”?

Fotonlar serbest kaldığında evrenin sıcaklığı yaklaşık 3000 K idi. Bu radyasyon o zaman çok daha kısa dalga boylarındaydı. Ancak evren genişledi. Uzay genişlerken ışığın dalga boyu da uzadı. Buna kozmolojik kırmızıya kayma diyoruz.

 

Yaklaşık 13,8 milyar yıllık genişleme sonucunda o ışığın karakteristik sıcaklığı bugün yalnızca: 2,725 K civarına düştü. Ve elektromanyetik spektrumun mikrodalga bölgesine kaydı. Bu yüzden ona Kozmik Mikrodalga Arka Plan Işıması diyoruz.

 

Gökyüzünün hangi yönüne bakarsanız bakın bu radyasyonu görebilirsiniz. Çünkü CMB gökyüzünde bulunan bir nesne değildir. İçinde bulunduğumuz evrenin erken döneminden gelen ışıktır.

 

CMB bir fotoğraf mıdır?

CMB'ye sık sık: “Evrenin bebeklik fotoğrafı” denir. Güzel bir benzetmedir. Çünkü elektromanyetik ışıkla doğrudan görebildiğimiz en eski evren yaklaşık 380 bin yaşındadır.

 

Ama CMB kusursuz, düz renkli bir fotoğraf değildir. Sıcaklığı her yönde hemen hemen aynıdır fakat çok küçük farklılıklar vardır. Bazı bölgeler azıcık daha sıcak. Bazıları azıcık daha soğuktur. Kabaca yüz binde bir mertebesindeki bu farklılıklar önemsiz görünebilir. Ama milyarlarca yıllık kozmik tarihin kaderi bu küçücük farklılıkların içindedir.

 

Biraz daha yoğun olan bölgeler kütleçekimiyle daha fazla madde topladı. Sonunda galaksiler ortaya çıktı. Galaksilerin içinde yıldızlar oluştu. Yıldızların çevresinde gezegenler oluştu. En az bir gezegende de canlılık ortaya çıktı.

 

Yani Planck ve WMAP'ın CMB haritalarındaki küçücük renk farklılıklarına bakarken aslında: gelecekteki galaksilerin embriyolarına bakıyoruz. ESA'nın Planck verileri CMB'nin yıldız ve galaksileri oluşturacak ilk yapı tohumlarını taşıdığını gösteriyor.

 

İlk 380 bin yılda hangi elementler vardı?

Burada “element oluşumu” konusunda sık yapılan bir karışıklığı giderelim. Bir elementin kimliğini çekirdeğindeki proton sayısı belirler. Bu nedenle tek bir proton aslında hidrojen çekirdeğidir. Fakat kimyasal anlamda nötr bir hidrojen atomundan söz edebilmek için elektronun da bağlanmış olması gerekir.

 

Kozmik kronolojiyi şöyle özetleyebiliriz:

Yapı	Yaklaşık ortaya çıkış dönemi
Temel parçacıkların sıcak plazması	İlk saniyenin çok küçük bölümleri
Proton ve nötronlar	İlk birkaç mikrosaniye sonrası
Döteryum, helyum ve diğer hafif çekirdekler	İlk birkaç dakika
Nükleosentezin büyük ölçüde durması	İlk 10–20 dakika
Madde-radyasyon eşitliği	Yaklaşık 50 bin yıl
Nötr atomların yaygınlaşması	Yüz binlerce yıl
Hidrojen rekombinasyonu / CMB'nin serbest kalması	Yaklaşık 380 bin yıl
Karbon, oksijen, demir vb.	İlk 380 bin yılda anlamlı miktarda yok

 

Ya da şu şekilde özetleyebiliriz:

Big Bang'den sonra	Yaklaşık sıcaklık	Başlıca gelişme
<10⁻⁴³ s	Planck ölçeği	Bildiğimiz fizik yetersiz
~10⁻³⁶ s	Çok yüksek	Olası enflasyon
~10⁻¹² s	~10¹⁵ K	Elektrozayıf simetri kırılması
~10⁻⁶ s	~10¹³ K	Proton ve nötronların oluşması
~1 s	~10¹⁰ K	Nötrinoların ayrışması
~3–20 dk	~10⁹ K ve altı	Big Bang nükleosentezi
~50 bin yıl	—	Madde-radyasyon eşitliği
~380 bin yıl	~3000 K	Rekombinasyon ve CMB

 

Dolayısıyla ilk 380 bin yılın sonunda evren kimyasal bakımdan son derece fakirdi. Ama fiziksel açıdan olağanüstü zengindi. Çünkü daha sonra yapılacak her şeyin hammaddesi ve kuralları hazırlanmıştı.

 

Dört kuvvet bu hikâyede ne yaptı?

Şimdi 380 bin yıllık hikâyeyi dört temel etkileşim açısından özetleyelim.

 

Güçlü etkileşim: Kuarkların proton ve nötronların içinde hapsolmasını sağladı. Daha sonra proton ve nötronların atom çekirdeklerinde bağlanabilmesinde güçlü nükleer etkileşim belirleyici oldu. Taşıyıcı temel parçacıkları gluonlardır.

 

Elektromanyetik etkileşim: Elektrik yüklü parçacıkların etkileşimini belirledi. 380 bin yıl sonra elektronların çekirdeklere bağlanarak atomları oluşturabilmesi elektromanyetizma sayesinde mümkün oldu. Taşıyıcısı fotondur.

 

Zayıf etkileşim: Proton ve nötron dönüşümlerinde ve beta süreçlerinde önemli rol oynadı. Erken evrendeki proton/nötron oranının belirlenmesinde kritik öneme sahipti. Taşıyıcıları W⁺, W⁻ ve Z bozonlarıdır. Ve adına rağmen kütleçekiminden çok daha güçlüdür. CERN, zayıf etkileşimin dört etkileşim içinde yalnızca güçlü ve elektromanyetik kuvvetten zayıf olduğunu; kütleçekiminden ise çok daha güçlü olduğunu belirtiyor.

 

Kütleçekimi: Atomaltı ölçekte diğer etkileşimlerle karşılaştırıldığında son derece zayıftır. Ama yalnızca çekici olduğu ve çok uzun menzilli olduğu için büyük ölçekte giderek başrole geçer. İlk yoğunluk farklılıklarını büyütecek, karanlık ve normal maddeyi toplayacak, galaksileri ve yıldızları oluşturacaktır. Kütleçekimini kuantum düzeyinde açıklayan doğrulanmış bir taşıyıcı parçacık henüz bulunmamıştır. Varsayımsal parçacığa graviton adı verilir.

 

Dolayısıyla Higgs bozonunu da “dört temel kuvvetten birinin taşıyıcısı” saymak doğru değildir. Higgs ayrı bir skaler alanın kuantumudur.

 

Peki büyük patlama dışında başka fikirler yok mu?

Elbette var. Ama burada çok önemli bir ayrım yapmalıyız. Alternatif modellerin büyük bölümü bugün gözlemlerle güçlü biçimde desteklenen: evrenin geçmişte çok sıcak ve yoğun olduğu fikrini ortadan kaldırmaya çalışmıyor.

 

Asıl tartışma daha geriye gidince başlıyor:

·         Bu sıcak Big Bang evresinden önce ne vardı?

·         Big Bang mutlak başlangıç mıydı?

·         Enflasyon gerçekten gerçekleşti mi?

·         Gerçekleştiyse onu ne başlattı?

·         Uzay-zaman nasıl ortaya çıktı?

 

Bu sorulara farklı cevaplar öneriliyor.

 

Döngüsel Evren ve Big Bounce

Bir olasılığa göre Big Bang mutlak başlangıç değildir. Bizim genişleyen evrenimizden önce büzülen başka bir kozmik dönem bulunmuş olabilir. Evren küçülmüş, çok yüksek yoğunluğa ulaşmış fakat tekilliğe gitmek yerine kuantum etkileri nedeniyle “sekmiş” ve yeniden genişlemeye başlamış olabilir.

 

Bu tür modellere genel olarak Big Bounce yaklaşımı denir.

 

Döngüsel bazı modellerde bu süreç birden fazla kez tekrarlanabilir: genişleme, büzülme, sekme, yeniden genişleme.

 

Bu fikirlerin çeşitli matematiksel modelleri vardır. Ancak bugün bunları doğrulayan doğrudan gözlemsel kanıtımız yoktur.

 

Ekpirotik Evren

Sicim teorisinden esinlenen bazı modellerde bizim evrenimizin başlangıcını daha yüksek boyutlu yapıların veya “brane” adı verilen uzayların etkileşimiyle açıklama girişimleri vardır.

 

Ekpirotik ve bazı döngüsel modeller, enflasyona alternatif biçimde evrenin neden büyük ölçekte düzgün olduğunu açıklamaya çalışır.

 

Bunlar ilginç teorik araştırma programlarıdır. Fakat standart kozmolojinin gözlemsel başarısıyla aynı düzeyde doğrulanmış değildir.

 

Döngüsel Kuantum Kozmolojisi

Loop Quantum Gravity yaklaşımından türetilen Loop Quantum Cosmology, klasik Big Bang tekilliğinin kuantum geometrisi nedeniyle ortadan kalkabileceğini ve önceki büzülmenin bir “kuantum sıçraması”yla genişlemeye dönüşebileceğini öne sürebilir.

 

Bu da “hiçlikten başlangıç” yerine: bir önceki evreden geçiş fikrini gündeme getirir. Yine elimizde doğrulayıcı kesin gözlem bulunmamaktadır.

 

Hartle–Hawking: Sınırsız Evren

Stephen Hawking ve James Hartle başka türde bir yaklaşım geliştirdiler. Sınırsızlık Önerisi (No-Boundary Proposal) olarak bilinen bu yaklaşımda evrenin başlangıcındaki zaman kavramı gündelik anlamını kaybedebilir.

 

Dünyanın yüzeyinde kuzeye doğru yürüdüğünüzü düşünün. Kuzey Kutbu'na ulaştığınızda: “Kuzey Kutbu'nun daha kuzeyi nerede?” sorusu anlamsız hale gelir.

 

Hartle-Hawking yaklaşımında da Big Bang'den “önce” diye sormak bazı modellerde buna benzer biçimde anlamsız olabilir.

 

Bu teori ilginçtir. Ama gözlemlerle kanıtlanmış değildir.

 

Kuantum Tünellemesi Ve Vilenkin

Alexander Vilenkin'in geliştirdiği kuantum kozmolojisi yaklaşımlarında evren bir kuantum tünelleme süreciyle ortaya çıkabilir. Buradaki “hiçlik” sözcüğü günlük dildeki mutlak yoklukla aynı anlamda kullanılmamalıdır. Çünkü fiziksel bir matematiksel yapı ve kuantum yasaları hâlâ modelin içindedir.

 

Dolayısıyla popüler anlatımlardaki: “Fizik evrenin hiçlikten nasıl oluştuğunu kanıtladı” cümlesi gereğinden fazla iddialıdır. Henüz böyle bir kanıtımız yok.

 

Evren bir kara delikten doğmuş olabilir mi?

Bazı spekülatif modeller kara deliklerin içinde yeni uzay-zaman bölgelerinin, hatta yeni evrenlerin ortaya çıkabileceğini tartışmaktadır.

 

Böyle bir senaryoda bizim Big Bang'imiz başka bir evrendeki kara deliğin iç yapısıyla ilişkili olabilir.

 

Fikir ilginçtir. Ama şu anda spekülasyon düzeyindedir. “Big Bang aslında başka evrendeki bir kara deliğin beyaz delik tarafıdır” diye kesin konuşmak için elimizde deneysel kanıt yoktur.

 

Bilimle bilimkurgunun birbirine en çok yaklaştığı yerlerden biri burasıdır.

 

Durağan durum modeli neden terk edildi?

20. yüzyılın ortalarında Big Bang'e güçlü bir rakip vardı: Steady State (Durağan Durum modeli).

 

Bu modele göre evren genişliyordu fakat büyük ölçekte sonsuzdan beri hep benzer görünüyordu. Genişleme nedeniyle oluşan boşlukları doldurmak üzere sürekli yeni madde yaratılıyordu.

 

Model bir dönem ciddi biçimde tartışıldı. Fakat CMB'nin keşfedilmesi, uzak evrenin geçmişte bugünkünden farklı olduğunun görülmesi ve hafif element bollukları sıcak Big Bang modelini çok daha başarılı hale getirdi.

 

Bugün klasik Durağan Durum modeli ana akım kozmolojide geçerli bir rakip olarak görülmüyor.

 

Peki neyi gerçekten biliyoruz?

Bence erken evren üzerine yazarken en önemli şey, bildiklerimizle tahmin ettiklerimizi birbirinden ayırmaktır.

 

Kabaca üç kategori yapabiliriz.

·         Çok güçlü kanıtlarımız olanlar: Evren genişliyor. Geçmişte daha sıcak ve yoğundu. İlk dakikalarda hafif çekirdekler oluştu. CMB var. CMB yaklaşık 380 bin yıllık evrenden geliyor. Evren o dönemde yaklaşık 3000 K sıcaklığındaydı. Bugün CMB sıcaklığı yaklaşık 2,725 K'dir. CMB'de sonraki kozmik yapıların tohumlarını gösteren küçük dalgalanmalar vardır. Standart Model'in temel parçacıkları ve güçlü, zayıf ve elektromanyetik etkileşimleri çok yüksek deneysel hassasiyetle test edilmiştir.

·         Güçlü teorik ve gözlemsel desteği olup ayrıntıları bilinmeyenler: Enflasyon. Karanlık madde. İlksel yoğunluk dalgalanmalarının ayrıntılı kökeni. Erken evren faz geçişlerinin tüm ayrıntıları.

·         Henüz cevabını bilmediklerimiz: Planck çağında tam olarak ne oldu? Evrenin mutlak bir başlangıcı var mı? Big Bang'den önce bir şey var mıydı? “Önce” diye sormanın kendisi anlamlı mı? Kuantum kütleçekimi nasıl çalışıyor? Karanlık madde hangi parçacıktan oluşuyor? Madde neden antimaddeden fazla? Enflasyonu hangi fiziksel mekanizma başlattı? Evren neden böylesine düşük kütleçekimsel entropili bir başlangıç durumuna sahipti? Doğanın dört temel etkileşimi gerçekten tek bir etkileşimin farklı görünümleri mi? (Bence bu listenin uzun olması bizi rahatsız etmemeli. Tam tersine heyecanlandırmalı. Çünkü bilimin önünde hâlâ devasa bir bilinmezlik alanı var.)

 

380 bin yılda ne oldu?

Şimdi koskoca hikâyeyi tek sayfaya sığdıralım.

·         Başlangıçta fiziğimiz yetersiz kalıyor.

·         Planck çağını bilmiyoruz.

·         Evren çok erken bir dönemde enflasyon yaşamış olabilir.

·         Kuantum alanlarındaki küçücük dalgalanmalar kozmik ölçeklere taşınmış olabilir.

·         Enflasyon bittiyse yeniden ısınma sırasında enerji büyük miktarda parçacık ve ışınıma dönüştü.

·         Madde ile antimadde neredeyse birbirini yok etti.

·         Nedeni henüz anlaşılmamış küçücük bir madde fazlası kaldı.

·         Evren soğudu.

·         Elektrozayıf simetri kırıldı.

·         Temel parçacıklar bugün bildiğimiz özelliklerini kazanmaya başladı.

·         Kuarklar bir araya geldi.

·         Protonlar ve nötronlar oluştu.

·         Nötrinolar serbest kaldı.

·         İlk dakikalarda proton ve nötronlar birleşti.

·         Hidrojen, döteryum, helyum ve eser miktarda lityum çekirdekleri oluştu.

·         Sonra nükleer üretim büyük ölçüde durdu.

·         Yüz binlerce yıl boyunca evren sıcak iyonize plazma halinde kaldı.

·         Fotonlar serbest elektronlara çarptığı için evren opaktı.

·         Bu sırada madde ile radyasyonun oluşturduğu kozmik plazmada akustik dalgalar dolaştı.

·         Yaklaşık 50 bin yıl sonra madde radyasyona baskın hale geldi.

·         Evren daha da soğudu.

·         Yaklaşık 380 bin yıl sonra sıcaklık 3000 K civarına indi.

·         Elektronlar protonlara bağlanmaya başladı.

·         Hidrojen atomları oluştu.

·         Serbest elektronların büyük bölümü ortadan kalktı.

·         Fotonlar artık rahatça yol alabildi.

·         Evren şeffaflaştı.

·         Ve o gün serbest kalan ışık bugün hâlâ bize ulaşıyor.

·         Biz ona Kozmik Mikrodalga Arka Plan Işıması diyoruz.

 

Sonuç: evren soğudukça karmaşıklaştı

Erken evrenin hikâyesinde bana en ilginç gelen şey bir paradokstur. Evren sürekli soğudu. Ama soğudukça daha karmaşık hale geldi. Sıcakken kuarklar birbirine bağlanamıyordu. Soğuyunca proton ve nötronlar oluştu. Biraz daha soğuyunca çekirdekler oluştu. Daha da soğuyunca elektronlar çekirdeklere bağlandı ve atomlar ortaya çıktı. Daha sonra kütleçekimi atomları bir araya getirecek. Yıldızları oluşturacak. Yıldızların merkezlerinde karbon, oksijen ve demir üretilecek. Yıldızlar ölecek. Yeni yıldız sistemleri ortaya çıkacak. Gezegenler oluşacak.

 

Ve en azından Dünya'da bu maddeler bir gün bir araya gelip kendilerini meydana getiren evrenin nasıl oluştuğunu sorgulamaya başlayacak.

 

İşin en tuhaf tarafı belki de budur.

 

Big Bang'den yaklaşık 13,8 milyar yıl sonra evrenin içindeki atomların küçük bir bölümü, dönüp Big Bang'i anlamaya çalışıyor.

 

Fakat ne kadar çok şey öğrenirsek öğrenelim, hikâyenin ilk sayfası hâlâ karanlık.

·         İlk 10⁻⁴³ saniyede ne oldu?

·         Neden bir evren var?

·         Neden bu fizik yasaları var?

·         Neden madde antimaddeden fazla?

·         Evren neden böylesine özel bir düşük kütleçekimsel entropiyle başladı?

·         Big Bang başlangıç mıydı, yoksa daha eski bir kozmik hikâyenin yeni bölümü mü?

Bugün bunların cevaplarını bilmiyoruz.

 

Belki de erken evren üzerine çalışmanın en güzel yanı budur.

 

CMB bize evrenin 380 bin yaşındaki fotoğrafını verdi. Ama fotoğrafın arkasında hâlâ çözülmeyi bekleyen 380 bin yıllık, hatta ilk saniyenin trilyonda birinden çok daha küçük bölümlerine kadar uzanan kocaman bir hikâye var.

 

* ΛCDM: Bu garip görünen kısaltmanın kendisi aslında modelin iki temel bileşenini anlatır. “Λ” (Yunan alfabesindeki büyük Lambda harfi), Einstein denklemlerindeki kozmolojik sabiti temsil eder ve günümüzde evrenin hızlanan genişlemesiyle ilişkilendirdiğimiz karanlık enerjiyi ifade eder. “CDM” ise İngilizce Cold Dark Matter, yani “Soğuk Karanlık Madde” sözcüklerinin baş harfleridir. Buradaki “soğuk” kelimesi karanlık maddenin sıcaklığının düşük olduğu anlamına gelmez; karanlık madde parçacıklarının evrenin yapı oluşumu sırasında ışık hızına kıyasla yavaş, yani görelilik dışı hareket ettiği varsayımını anlatır. Dolayısıyla ΛCDM'yi kabaca “karanlık enerji + soğuk karanlık madde üzerine kurulu standart kozmoloji modeli” diye düşünebiliriz. Model bunlara ek olarak genel göreliliği, evrenin genişlemesini, sıcak Big Bang'i ve bildiğimiz normal madde ile ışınımı da içerir.