Evrenin şu anda genişliyor olduğu gözlemi bizi, evrenin geçmişte çok daha küçük, dolayısıyla yoğun ve sıcak bir hacimde sıkıştığı fikrine götürdü. Peki evren, böylesine ufak bir noktadan nasıl ortaya çıktı? Bu işin fiziği elbette ki inanılmaz karışık, fakat buradan elde edilen fiziği yorumlayarak, evrenin ilk üç dakikasında neler olduğunu ele alabiliriz (burada t’yi zaman, T’yi sıcaklık, E’yi ise enerji olarak ifade edeceğiz).
Planck Çağı (t < 5 x 10-44 saniye, T > 1032 K, E>1019 GeV)
Evrenin oluşumundan 5×10-44 saniye öncesinde, yani neredeyse evrenin oluştuğu an diyebileceğimiz kadar küçük bir zaman değerinde (neredeyse saniyenin trilyon kere trilyon kere trilyon kere trilyonda biri kadar bir sürede), evren inanılmaz derece küçük bir hacme sıkışmış durumda. Enerji, sıcaklık ve yoğunluk muazzam seviyelerde. Öyle ki 1019 GeV enerji değeri, dört temel etkileşimin bir arada olduğunu düşündüğümüz seviyeye denk geliyor. Yani bu anda; güçlü etkileşim, elektromanyetik etkileşim, zayıf etkileşim ve çekim tamamen aynı şeymiş gibi davranıyor. Her şeyin teorisinin gerçekleştiği zaman…
Büyük Birleşme Teorisi (GUT) (t~10-36 saniye, T>1028 K, E>1015 GeV)
Artık enerjinin düşmesiyle birlikte, çekimsel etkileşim diğer dördünden ayrılıyor. Bu noktada üç etkileşim (güçlü, zayıf ve elektromanyetik) bir arada bulunuyor. Bunu büyük birleşme teorisi (grand unified theory) olarak tanımlıyoruz. Bu çıkarım basitçe şuna dayanır: Güçlü çiftlenim sabiti as kısa mesafelerde (yani çok yüksek enerjili çarpışmalarda) hızla azalır, aynı zamanda zayıf etkileşim çiftlenim sabiti aw‘nin ona göre daha yavaş bir biçimde azalır ve elektromanyetik çiftlenim sabiti ae‘nin ise artar. Bu durumda üç eğri bir noktada (1015 GeV düzeyinde) birleşir. Yani aslında üç temel etkileşim bu enerjilerde, aynı şeymiş gibi davranır.
Aynı zamanda bu süreçte, 10-36 saniye ile 10-34 saniye arasında enflasyon gerçekleşir (evren boyutunu muazzam bir biçimde katlar). Bu sürelerin inanılmaz kısa süreler olduğunu ve bir insan hayatı için hiçbir anlam ifade etmediğine dikkat edin.
t~10-12 saniye, T~1016 K, E~103 GeV
Sayılara bakınca bu başlık diğerinden çok uzak bir süre zarfıymış gibi görünebilir, fakat aslında saniyenin trilyonda birinden daha yakındır. Bu noktada elektrozayıf faz geçişi gerçekleşir, yani elektromanyetik ve zayıf etkileşim de artık birbirinden ayrılır. Bu şu demek: Artık bu noktadan sonra, dört temel etkileşim de birbirinden farklı, günümüzdeki gibi deneyimlenir.
Bu sırada ortamda kuarklar, leptonlar ve bunların anti çiftleri bulunuyor. Sıcaklık giderek düştükçe, bozon ailesine ait olan W+, W– ve Z bozonları (zayıf etkileşimin aracı parçacıkları) da oluşmaya başlıyor.
t~10-5 saniye, T~1012 K, E~1 GeV
Kuarklar 200 MeV’den sonra faz geçişine uğruyor. Yani bundan öncesinde serbest bir şekilde hareket edebiliyorlarken, artık hadronlar ve mezonlar içerisinde hapsoluyorlar. Hadronlar, üç tane kuarktan oluşurken; mezonlar ise bir kuark ve bir antikuarktan oluşuyor. Bu noktadan sonra tek başına bir kuark görmek mümkün olmuyor. Bu sebeple bu döneme kuark-hadron faz geçişi deniyor.
Hadronlardan ikisi yeterli kararlılığa sahip durumda: Proton ve nötron. Nötron 615 saniyelik yarılanma ömrüne sahip durumda, ardından bir proton, bir elektron ve bir anti elektron nötrinoya bozunuyor. Proton içinse bu süre 1033 yıl, yani evrenin şu anki yaşından dahi kıyaslanamayacak ölçüde fazla.
Bu zamandan sonra madde ve antimadde arasındaki dengesizlik, var olanların birbiriyle yok olmasını tetikliyor. Maddenin daha üstün gelmesi durumundan dolayı, evrende şu anda gördüğümüz tüm yapılar oluşuyor. Bu da neden antimaddeyi görmekte zorlandığımızı bir nebze de olsun açıklıyor. Bu noktadan sonra baryon-foton oranı değişmiyor. Her bir baryon başına, 109 tane foton bulunuyor.
Aynı zamanda bu protonlar ve nötronlar durağan değiller. Bir anti elektron nötrino ve proton birleşerek, bir nötron ve bir pozitron açığa çıkarabiliyor. Aynı şekilde bir elektron nötrino ve bir nötron birleşerek, bir elektron ve bir proton oluşturabiliyor. Bu her iki tepkime de çift yönlü çalışıyor (aslında her ikisi de aynı tepkime sayılabilir, parçacıklardan biri karşı tarafa geçerken antisi olarak geçer kuralı geçerli).
Evrenin yaşı 10-2 saniye olduğunda ortamda çok sayıda nötrino, antinötrino, elektron ve pozitron var. Nötrinonun sıcaklığı, baryonik maddenin sıcaklığı ve ışınımın sıcaklığı ile aynı. Yani birbirlerinden ayrışmamış durumdalar.
t~10-2 saniye iken nn/np (nötron/proton sayısı) oranı yaklaşık olarak 0.9’a eşit. t~10-1 saniye olduğunda ise bu değer 0.65’e düşüyor.
Nötrino Ayrışması (t~1 saniye, T~1.5 x 1010 K, E~1 MeV)
Evrenin yaşı yaklaşık 0.7 saniye iken, az önce bahsettiğimiz proton ve nötron işlemi sadece sağdan sola çalışıyor. Nötrino veya antinötrinonun bir diğer parçacıkla etkileşmesi, sıcaklık ve yoğunluğun azalmasıyla giderek düşüyor. Bunun bir sonucu olarak nötrinolar artık baryon-foton akışkanından ayrılarak serbest bir şekilde hareket etmeye başlıyor. Bu sebeple bu döneme nötrino ayrışması denir.
Ayrışmadan sonra evrenin yaşı yaklaşık 1 saniyeye yakın iken, elektron-pozitron çifti de gözden kaybolmaya başlıyor. Var olanlar, birbirleri ile etkileşerek gama ışını oluşturmaya devam ediyor. Bu yüzden elektron ve pozitron sayısında dramatik bir düşüş gerçekleşiyor. Kalan negatif yüklü elektronların sayısıyla, pozitif yüklü protonların sayısı dengede, yani evren nötr.
Elektron-proton bozunmasının en önemli etkisi; enerjinin foton, baryon ve kalan elektronlar arasında hızlı bir şekilde paylaşılıyor olması. Nötrinolar bu ortamdan ayrıştığı için, gerçekleşen bu süreçlerden enerji kazanamıyorlar. Bu sebeple kozmik nötrino arkaplan ışımasının (CNBR) sıcaklığı, kozmik mikrodalga arkaplan ışımasından (CMBR’den) daha düşük bir sıcaklık olarak 1.95 K düzeyinde.
t~180 saniye, T~108 K, E~104 eV
Evrendeki baryonik maddenin nötron ve proton formunda olması ve şartların da imkan vermesiyle, ilkel nükleosentez gerçekleşmeye başlıyor. Hidrojenden; helyum, lityum, berilyum gibi elementler türüyor. Bunlardan yalnızca çok hafif olan H, He ve Li kararlı. Burada bulunduğu ön görülen oranlar, evrende şu anda gözlediğimiz oranlarla kıyaslanarak, teorinin doğruluğu test edilebiliyor.
Bonus: Rekombinasyon (t~4 x 105 yıl, T~3000 K, E~eV)
Hafif elementlerin oluşmasından sonra, ciddi başka bir değişiklik olmadan yüz binlerce yıl geçiyor. Bu noktada gerçekleşen en önemli olay, şu anda gördüğümüz kozmik mikrodalga arkaplan ışımasını (CMBR’yi) oluşturan rekombinasyon dönemi.
Serbest halde dolaşan elektronlar, atomların yörüngelerindeki yerlerini rahat bir şekilde alabilmeye başlıyorlar. Eğer ortamdaki fotonların enerjisi çok yüksek olursa, elektronlar iyonlaşacağından sıcaklığın yeteri miktarda düşmesi gerekiyordu. 3000 K düzeyi bunun gerçekleşmesi için uygun bir sıcaklıktır. Aslında burada rekombinasyon talihsiz bir yanlış isimlendirmedir, çünkü “re” ifadesi “tekrar” anlamını taşır. Halbuki bu durum, ilk defa gerçekleşmektedir.
Elektronların atom çekirdeği etrafındaki yerlerini edinmeleriyle, fotonlar ortamda serbest bir şekilde hareket edebilmeye başlıyorlar. Dolayısıyla bu andan itibaren ortaya çıkan fotonlar, evrende bir engelle karşılaşmadan rahatlıkla ilerleyebildiğinden, bu andan itibaren gelen fotonları görebiliyoruz. Son saçılmalar gerçekleşip bittiği için böylesi bir hayali yüzeye, son saçılma yüzeyi diyoruz ve buradan gelen fotonlar şu anda yaklaşık 2.73 K’lik kara cisim ışımasına karşılık gelen kozmik mikrodalga arkaplan (CMB) fotonlarını oluşturuyor.
3000 K düzeylerinde başlayarak, 2.73 K’de neden göründüğünü merak edebilirsiniz. Bu durum tamamen, o andan bu yana evrenin genişleyerek fotonların enerji kaybetmelerine neden olmasından kaynaklanmaktadır. Yani CMB geçmişte daha sıcak görünüyordu, gelecekte ise daha soğuk görünecektir. Aynı zamanda fotonların ortamdan ayrışmadan önce baryonlarla birlikte olduğu ortam baryon-foton akışkanı olarak adlandırılır ve enerji transferlerinde önemli bir yeri vardır. Her bir ayrışma olduğunda, evrenin önemli bir faz geçişi yaşadığını fark etmiş olmalısınız. Belki de bu noktadaki en derin soru, bunların sayıları ve neden bu zamanlarda gerçekleştikleridir.
Ögetay Kayalı
Referanslar
1. Weinberg S., The First Three Minutes: A Modern View of the Origin of the Universe.
2. Kılınç C., Ege Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri, Galaksiler ve Kozmoloji ders notları.
3. Griffiths D., Introduction to Elementary Particles.
