Bu madde, Vikipedi biçem el kitabına uygun değildir. Maddeyi, Vikipedi standartlarına uygun biçimde düzenleyerek Vikipedi'ye katkıda bulunabilirsiniz. Gerekli düzenleme yapılmadan bu şablon kaldırılmamalıdır. (Şubat 2016)

Bu madde hiçbir kaynak içermemektedir. Lütfen güvenilir kaynaklar ekleyerek madde içeriğinin geliştirilmesine yardımcı olun. Kaynaksız içerik itiraz konusu olabilir ve kaldırılabilir. Kaynak ara: "Evrenin nihai kaderi" – haber · gazete · kitap · akademik · JSTOR (Haziran 2016) (Bu şablonun nasıl ve ne zaman kaldırılması gerektiğini öğrenin)

Fiziksel kozmoloji
Büyük Patlama · Evren Evrenin yaşı Büyük Patlama kronolojisi
Erken evren Enflasyon · Nükleosentez Arka plan Kütleçekim dalgası (GWB) Mikrodalga (CMB) · Nötrino (CNB)
Genişleme · Gelecek Hubble kanunu · Kırmızıya kayma Uzayın metrik genişlemesi FLRW metrik · Friedmann denklemleri Homojen olmayan kozmoloji Genişleyen evrenin geleceği Evrenin nihai kaderi
Bileşenler · Yapı Bileşenler Lambda-CDM modeli Karanlık enerji · Karanlık sıvı · Karanlık madde Yapı Evrenin şekli Gökada iplikçiği · Gökada oluşumu Büyük kuasar grubu Büyük ölçekli yapı Reiyonizasyon · Yapı oluşumu
Deneyler Kara Delik Girişimi (BHI) BOOMERanG Kozmik Arka Plan Kaşifi (COBE) Karanlık Enerji Araştırması (DES) Illustris projesi Planck uzay gözlemevi Sloan Dijital Gökyüzü Araştırması (SDSS) 2dF Gökada Kırmızıya Kayma Araştırması ("2dF") Wilkinson Mikrodalga Eşyönsüzlük Sondası (WMAP)
Bilim insanları Aaronson Alfvén Alpher Bharadwaj Copernicus de Sitter Dicke Ehlers Einstein Ellis Friedmann Galileo Gamow Guth Hawking Hubble Kepler Lemaître Mather Newton Penrose Penzias Rubin Schmidt Smoot Suntzeff Sunyaev Tolman Wilson Zeldovich Kozmologlar listesi
Fiziksel kozmoloji tarihi Kozmik Mikrodalga Arka Plan Işımasının Keşfi Büyük patlama teorisinin tarihi Big Bang teorisinin dini yorumları Kozmolojik teorilerin zaman çizelgesi
Kategori
g t d

Evrenin nihai kaderi, fiziksel kozmolojinin ilgilendiği bir konudur. Evrenin durağan veya genişleyen yapısı da göz önünde alınarak birbiriyle rekabet halinde pek çok bilimsel tahminde bulunuldu.

Evrenin ani bir patlamayla oluşması fikrine Big Bang denir ve bu fikir bilim adamlarının büyük çoğunluğunca kabul edilmiştir. Evrenin nihai kaderi, kütle ve enerjinin fiziksel öncelikleri, en üst yoğunluğu ve patlamanın ölçeğine göre ciddi bir kozmolojik soru olmuştur.

Kozmologlar arasında evrenin düz ve sonsuza dek genişler yapıda olduğuna dair bir fikir birlikteliği vardır. Evrenin nihai kaderi ise, evrenin şekline ve karanlık enerjinin oynadığı role göre değişecektir.

Bilimsel Temele Dayanışı[değiştir | kaynağı değiştir]

Teori[değiştir | kaynağı değiştir]

Albert Einstein’ın 1916’da yayınlanan genel görelilik kuramı, evrenin nihai kaderi ile ilgili bilimsel teorilerin keşfine olanak sağladı. Genel görelilik kuramı, evreni olabilecek en geniş ölçüde tanımlamak için kullanılabiliyordu. Genel görelilikte pek çok çözüm ve eşitlik vardır ve her bir çözüm farklı bir nihai kader öngörüyordu. Alexander Friedmann bu olası çözümlerden birini 1922 yılında önerdi. Ardından 1927’de de Georges Lemaitre öneride bulundu. Bu çözümlerden bazılarında evrenin tek bir noktadan patladığı söyleniyordu. Big Bang.

Gözlem[değiştir | kaynağı değiştir]

1931 yılında, Edwin Hubble uzak galaksideki yıldızları gözlemleyerek evrenin genişlediğine dair fikrini yayınladı. O günden beri, evrenin başladığı ve olası sonu ile ilgili pek çok bilimsel araştırma yapıldı.

Big Bang ve Kararlı Hal Teorileri[değiştir | kaynağı değiştir]

1927 yılında Georges Lemaitre evrenin başlangıcı ile ilgili 1927’den bu yana Big Bang olarak anılan teoriyi ortaya attı. 1948 yılında Fred Hoyle ise evrenin düzenli bir şekilde genişlediği fakat istatistiksel olarak madde miktarının yaratıldığı gibi kaldığı bir evren teorisi (n kararlı hal) ortaya attı. Bu iki teori de, 1965’te Arnold Penzias ve Robert Wilson kozmik arka plan radyasyonunu keşfedene kadar kabul gördü. Kozmik arka plan radyasyonu Big Bang teorisinin öngördüğü şeyleri ispatlıyordu ve kararlı hal teorisi artık geçerliliğini yitirmişti. Böylece Big Bang teorisi, evrenin başlangıcı ile ilgili kabul gören en yaygın görüş haline geldi.

Kozmolojik Sabit[değiştir | kaynağı değiştir]

Einstein genel göreliliği formülüze ederken, o ve bilim adamları evrenin durağan olduğuna inanıyordu. Einstein denklemlerinden, evrenin genişlediği gerçeğine ulaşmıştır fakat geleceği de katabilmek için kozmolojik sabit denen bir sabiti denklemlerine eklemiştir. Bu herhangi bir patlama veya etkileşimden etkilenmeyen bir kütle yoğunluğu sabitidir. Bu sabitin görevi, hesaplamalarda kütleçekimsel kuvvetin evrenin durağan halini bozmasını önlemektir. Hubble’ın yaptığı gözlemlerin sonunda evreninin genişlediğini açıklamasının ardından Einstein bu sabite “ Kariyerimin en büyük hatası.” Demiştir.

Yoğunluk Parametresi[değiştir | kaynağı değiştir]

Evrenin kaderindeki önemli parametrelerden biri yoğunluk Omega (Ω) parametresidir. Omega, evrendeki ortalama kütle yoğunluğunun bu yoğunluğun kritik bir değerine bölünmesi olarak tanımlanır. Bu olay üç tane olası evren geometrisini de beraberinde getirir. Omega 1’ den büyük, 1’e eşit veya 1’den küçük olabilir. Bu eşitlikler ise evrenin yassı, açık veya kapalı olduğu anlamına gelir. Bu üç kelime evrenin büyük geometrisini tanımlar fakat galaksiler ve yıldızlar gibi kütle yığıntılarının yerel uzay-zamanı bükmesini tanımlamaz. Eğer evrenin başlıca içeriği eylemsiz madde ise, 20. Yüzyılda Dust Model’lerin popülerliğinden dolayı, her geometri için ayrı bir kader olacaktır. Böylece, kozmologlar evrenin kaderine, omegayı ölçerek ya da yaklaşık olarak hangi değerde patlamanın yavaşlamaya başladığını bularak karar vermeyi amaçlamaktadır.

İtici Güç[değiştir | kaynağı değiştir]

1998’den itibaren, uzak galaksiler ve süpernovalarda yapılan gözlemlerden evrenin genişlemesinin ivmelendiği görüldü. Sonradan gelen kozmolojik teoriler bu genişlemeye olanak sağlayacak şekilde dizayn edildi. Bu genleşme genelde karanlık maddeden kaynaklanıyordu. Karanlık enerji basitçe pozitif bir kozmolojik sabittir. Genel olarak, karanlık enerji negatif basınç oluşturan hipotezlerdeki ortak bir terimdir. Bu terim genelde evren genişledikçe değişen yoğunlukla beraberdir.

Evrenin Şeklinin Rolü[değiştir | kaynağı değiştir]

Pek çok kozmoloğun da fikir birliğine ulaştığı nokta evrenin nihai kaderinin, onun bütün şekline, ne kadar karanlık enerji içeriğine ve karanlık enerjinin genişleme üzerindeki etkisine bağlı olduğu gerçeğidir. Son gözlemler, Big Bang’den 7.5 milyar yıl sonrasından itibaren evrenin genişleme hızının düştüğünü gösterdi. Bu da Açık evren teorisi ile örtüşüyordu. Fakat, Wilkinson Microwave Anisotropy Probe tarafından yapılan son ölçümler, evrenin yassı olduğunu doğruladı.

Kapalı Evren[değiştir | kaynağı değiştir]

Eğer omega birden büyük ise, uzayın geometrik şekli bir kürenin yüzeyi gibi kapalıdır. Bir üçgenin bütün iç açılarının toplamı 180 dereceden büyüktür ve paralel hiçbir doğru yoktur. Bütün doğrular er ya da geç kesişir. Evrenin şekli büyük kadrajda eliptiktir.

Kapalı evrende, karanlık enerji azdır ve yerçekimi en sonunda evrenin genişlemesini durdurur. Bu noktadan sonra ise çekim kuvvetinin etkisiyle bütün maddeler bir noktaya çöker ve en sonunda büyük sıkışma ya da büyük ezilme denilen “ Big Crunch “ oluşur. Büyük patlama diye bilinen Big Bang olayının tam tersidir. Fakat, eğer evren büyük bir miktar karanlık enerjiye sahipse, evrenin genişlemesi omega bir’den küçük olsa da, sonsuza kadar devam edecektir.

Açık Evren[değiştir | kaynağı değiştir]

Eğer omega birden küçükse, evrenin geometrisi bir eyer yüzeyi gibi açıktır. Üçgenin iç açıları toplamı 180 dereceden küçüktür ve doğrular asla aynı mesafede değildir. En az diğer doğruları kesmeyecek kadar bir mesafeye sahiplerdir. Böyle bir evrenin şekli hiperboliktir.

Karanlık enerji olmasa bile, negatif bükülmüş bir evren sonsuza kadar genişleyebilir ve kütleçekim bu etkiyi neredeyse kayda değmeyecek bir ölçekte engelleyebilir. Karalık enerji ile beraber, evrenin genişlemesi sadece devam etmez, aynı zamanda da ivmelenir. Böyle bir evrenin nihai kaderi, ya ısı ölümü olarak bilinen Büyük Donma (Big Freeze) ya da karanlık enerjinin neden olduğu ivemenin geri kalan bütün kuvvetleri (yer çekimsel, elektromanyetik ve güçlü çekim kuvvetleri) ezmesiyle oluşan büyük çözülme (Big Rip) olarak tahmin ediliyordu.

Aksine karanlık enerjiyi ve pozitif basıncı karşılayacak bir negatif kozmolojik sabit açık bir evrenin bile yeniden çökmesine neden olabilir. Bu görüş, yapılan gözlemler sonucu çürütülmüştür.

Yassı Evren[değiştir | kaynağı değiştir]

Eğer evrenin ortalama yoğunluğu olan omega bire eşitse, evrenin geometrisi, Öklit Geometrisinde olduğu gibi, yassıdır. Bir üçgenin iç açıları toplamı 180 derecedir ve paralel doğrular, her yerde uzaklıklarını koruyarak devam ederler. Wilkinson Microwave Anisotropy Probe evrenin yassı olduğunu sadece % 0.4 gibi bir yanılma payı ile ölçmüştür.

Karanlık enerjinin yokluğu, evren azalan bir ivme ile patlama asimptotik olarak 0’a yaklaşana kadar sonsuza dek büyür. Karanlık enerji ile evrenin genişleme hızı ilk başlarda kütleçekiminden dolayı yavaştır fakat daha sonra yükselir. Yassı evren, Açık Evren ile aynı nihai kaderi paylaşır.

Evrenin Sonu Hakkında Teoriler[değiştir | kaynağı değiştir]

Evrenin kaderi, yoğunluğu tarafından belirlenir. Verilerin sunduğu kanıtların, genişlemenin hızı ve kütlesel yoğunluğun ağır basması ile evrenin süresiz olarak büyümeye devam edeceği söylenebilir. Bu olay ise, Big Freeze denilen olay ile sonuçlanacaktır. Fakat, gözlemler kesin değil ve alternatif modeller hala mümkün.

Büyük Donma Veya Isının Ölümü[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük donma, asimptotik olarak ısısı mutlak sıfıra yaklaşan bir evrende yaşanacak senaryodur. Karanlık enerjinin yokluğundan dolayı yassı veya hiperbolik bir evrende yaşanacak bir senaryodur . Pozitif bir kozmolojik sabit olduğu müddetçe, aynı zamanda kapalı evren modelinde de yaşanabilir. Bu senaryoda, yıldızların normalde 10¹² 10¹⁴ e kadar olan boyutlarda olması beklenir. Ancak, eninde sonunda yıldız oluşumu için gerekli olan gaz miktarı tükenmiş olacaktır. Ve var olan yıldızların yakıtının tüketmesi ve parlaklıklarını yitirmesi ile evren yavaşça karanlığa bürünecektir. Sonunda kara delikler Hawking Radyasyonu’nu emerek kendilerini tüketene kadar evrene hakim olacaktır. Isı ölümü ile ilgili senaryo ise, yaşam ve evrenin devinimi için gerekli olan hiçbir ham maddenin kalmadığı, maksimum entropinin en sonunda dağıldığı bir evren geleceğidir. Isının ölümü senaryosu bütün evren modellerinde, evreninin en son entropisinin minimuma inmesi şartı ile, geçerlidir. Süregelen kuantum dalgalanmaları ve tünellenmeleri gelecek ${\displaystyle 10^{10^{56}}}$ yıl içerisinde yeni bir büyük patlama yaratabilir. Evrenin başlangıcından bu yana Poincaré Recurrence Theorem, Thermal Fluctuations ve Fluctuation Theorem tarafından düzenli olarak düşürülen bir entropi vardır.

Büyük Dağılma[değiştir | kaynağı değiştir]

Hayali karanlık enerjinin özel bir olayı, basit bir kozmolojik sabitten çok daha fazla negatif baskı oluşturabilir, karanlık enerjininin yoğuluğunun zamanla düşmesidir. Bu olay, ivmenin ve Hubble Sabiti’nin miktarında artışa neden olur. Sonuç olarak, evrendeki maddesel bütün objeler, galaksilerden başlarak en sonunda (mutlak sonda) bütün formlar ne kadar küçük oldukları önem teşkil etmeden elementel boyutlarına, radyasyona kadar hayali kuvvet tarafından ayrılacaktır. Evrenin en son hali tekilliktir ve bu halde karanlık enerjinin yoğunluğu ve büyüme hızı en baştaki (tekillikteki) halini alır.

Büyük Ezilme[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük çöküş hipotezi, evreninin nihai kaderi ile simetrik değerlendirilebilir. Aynı Büyük Patlama'nın bir kozmolojik patlama ile olması gibi, bu teori de evrenin ortalama yoğunluğunun genişlemeyi durdurmaya yetecek kadar olup, büzülmeye neden olacağını söyler. Sonuç tam olarak bilinmiyor, basit bir tahmin olarak evrendeki bütün maddeler ve uzayzaman boyutsuz bir tekilliğe dönüşecektir. Fakat, boyutlardaki farklılık nedeni ile, bu alanda da bilinmeyen kuantum etkileri göz önüne alınmalıdır.

Bu senaryo, önceki evrende yaşanan Büyük Çöküşten sonra bir Büyük Patlama yaşanmasına olanak tanımaktadır. Eğer bu olaylar sürekli bir devinim halinde ise, döngüsel evren ya da aynı zamanda salınımlı evren olarak bilinen bir model oluşturur. O zaman evren, sonsuz sayıda oluşacak olan bütün sonlu evrenlerden oluşabilir. Her evrende meydana gelecek Büyük Çöküş bir sonraki evrenin Büyük Patlaması olacaktır. Teorik olarak, döngüsel bir evren fikri termodinamiğin ikinci yasası ile uyuşmaz, entropi salınımdan oluşur ve salınım ısının ölümüne neden olur. Güncel kanıtlar aynı zamanda evrenin kapalı olmadığını işaret ediyor. Bu durum, kozmologların devinimli (döngüsel) evren modelinden vazgeçmelerine neden oldu. Devinimli evren modelince benimsenen bir fikir, fakat bu fikir ısının ölümünü ihmal eder, brane patlamasının bir önceki devinimde biriken entropiyi seyrelttiğini söyler.

Büyük Sıçrama[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük Sıçrama bilinen evrenin başlangıcına göre şekillendirilmiş bilimsel bir teoridir. Döngüsel evren veya ilk kozmolojik olayın bir önceki evrenin çöküşü olduğu Büyük Patlama'nın, devinimsel olarak meydana gelmesinin farklı bir yorumlanışıdır.

Büyük Patlama'nın bir başka versiyonuna göre, evrenin başlangıcında yoğunluk sonsuzdu. Bu tarz bir tanım, fizikteki diğer her şey ile,özellikle kuantum mekaniği ve belirsizlik ilkesi, bir anlaşmazlık içinde gibi görünebilir Bu şaşırtıcı değildir, bu nedenle, kuantum mekaniği Büyük Patlama'ya alternatif bir bakış açısı getirdi. Aynı zamanda eğer ki evren kapalı ise, evren bir kere çöktükten sonra evrensel bir tekilliğe ulaşarak ya da itici bir kuantum gücü ile çökerek, Büyük Patlama'ya benzer bir olayla sürekli yeni evrenler meydana getirecektir.

Basitçe, bu teori Büyük Patlama ve Büyük Çöküşün sürekli bir devinim halinde olacağını söyler.

Çoklu Evrenler : Sonsuz[değiştir | kaynağı değiştir]

Çoklu evren hipotezlerinden bir tanesi gözlemlenebilir evrenimizin yalnızca sonsuz sayıdaki patlama noktalarından birinden başlayarak çok büyük ölçeklere kadar genişlediğini söyler.

Evrenin ilk zamanlarında, bir dizi kozmolojik patlamalar oldu ve bu patlamalar uzayı süratle genişletti. Kozmik genişlemenin geleneksel bir modeli, bütün bir evreninin aynı anda genişler halden sabit hale geçtiğini kabul eder. Sonsuz genişleme modeli ise aksine, evrenin farklı noktalarının farklı zamanlarda genişler halden sabit hale geçtiğini söyler. Sonuçta çekim kuvvetinin henüz ulaşmadığı uzayın hala genişleyen bölgeleri üretilmiş olur.

Uzayın bu bölgeleri, birbirleriyle asla temas edemezler. Bu nedenle her biri ayrı bir evren olarak kabul edilebilir. Bazı yerlerde çoktan ısı ölümünü yaşamış evrenler olsa da, bazı yerler hala ısı ölümüne ulaşmamış olacak ve yeni evrenler hızla üretilmeye devam edecektir. Bu nedenle çoklu evren asla son bulmaz.

Hayali Çekim[değiştir | kaynağı değiştir]

Alternatif geçmişler hipotezine göre, evren bu şekilde son bulmayacaktır. Onun yerine, evreni hayali çekimden gerçek çekime yönelten kuantum olayı her meydana geldiğinde evren yeni pek çok farklı dünyaya ayrılır. Bu yeni dünyaların bazılarında evren çökerken, bazılarında önceden yaptığı gibi devam eder.

Kozmik Belirsizlik[değiştir | kaynağı değiştir]

Şu ana kadar tanımlanan bütün olasılıklar karanlık enerjinin çok basit bir eşitliğine dayanır. Fakat iş açıklamaya geldiğinde, mevcut fizik karanlık enerji hakkında çok az bilgi sahibidir. Eğer genişleme teorisi doğru ise, evren Büyük Patlama'nın ilk dönemlerindekinden farklı bir formda olan bir karanlık enerji tarafından yönetilecek ancak genişleme durduğunda, bugünün karanlık enerjisi için kurulan denklemlerin tahmin ettiklerinden çok daha karmaşık bir durum ortaya çıkacak. Karanlık enerji eşitliği her an değişebilir ve sonuçların ne olacağını tahmin etmek çok zor olabilir. Bu sonuçlar, değişik parametrelerle ifade edilemeyebilir. Karanlık madde ve karanlık enerji doğası gereği muammalıdır ve evrenin geleceğindeki olası rolleri şu anda kesin olarak bilinmiyor.

Teorilerdeki Gözlemsel Kısıtlamalar[değiştir | kaynağı değiştir]

Bu rakip senaryolar arasındaki seçim evrenin ağırlığı tarafından yapıldı. Örneğin, madde, radyasyon, karanlık madde ve karanlık enerji bu ölçümlere katkıda bulunur. Daha açıkça, galaksi kümelenmeleri, süpernovalar arasındaki mesafeler ve kozmik arka plan ışımalarından gelen verilere göre, bütün rekabetçi senaryolar değerlendirilmiştir.

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

Konuyla ilgili yayınlar[değiştir | kaynağı değiştir]

• Adams, Fred; Gregory Laughlin (2000). The Five Ages of the Universe: Inside the Physics of Eternity. Simon & Schuster Australia. ISBN 0-684-86576-9. 
• Chaisson, Eric (2001). Cosmic Evolution: The Rise of Complexity in Nature. Harvard University Press. ISBN 0-674-00342-X. 
• Dyson, Freeman (2004). Infinite in All Directions (the 1985 Gifford Lectures). Harper Perennial. ISBN 0-06-039081-6. 
• Harrison, Edward (2003). Masks of the Universe: Changing Ideas on the Nature of the Cosmos. Cambridge University Press. ISBN 0-521-77351-2. 
• Penrose, Roger (2004). The Road to Reality. Alfred A. Knopf. ISBN 0-679-45443-8. 
• Prigogine, Ilya (2003). Is Future Given?. World Scientific Publishing. ISBN 981-238-508-8. 
• Smolin, Lee (2001). Three Roads to Quantum Gravity: A New Understanding of Space, Time and the Universe. Phoenix. ISBN 0-7538-1261-4. 

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]

• Baez, J., 2004, "The End of the Universe30 Mayıs 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.".
• Caldwell, R. R.; Kamionski, M.; Weinberg, N. N. (2003). "Phantom Energy and Cosmic Doomsday". Physical Review Letters. 91 (7). s. 071301. arXiv:astro-ph/0302506 $2. Bibcode:2003PhRvL..91g1301C. doi:10.1103/physrevlett.91.071301. PMID 12935004. 
• Hjalmarsdotter, Linnea, 2005, "Cosmological parameters."
• George Musser (2010). "Could Time End?". Scientific American. 303 (3). ss. 84-91. doi:10.1038/scientificamerican0910-84. PMID 20812485. 18 Ekim 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Ekim 2015. 
• Vaas, R., 2006, "Dark Energy and Life's Ultimate Future," in Burdyuzha, V. (ed.) The Future of Life and the Future of our Civilization. Springer: 231–247.
• A Brief History of the End of Everything3 Ocak 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., a BBC Radio 4 series.
• Cosmology at Caltech.