Evrenin genişlemesi, gözlemlenebilir evrenin kütleçekimsel olarak bağlı olmayan herhangi iki parçası arasındaki mesafenin zamanla artmasıdır.^[1] Bu, uzay ölçeğinin bizzat değiştiği içsel bir genişlemedir. Evren hiçbir şeyin "içine" genişlemez ve "dışında" var olmak için uzaya ihtiyaç duymaz. Teknik olarak ne uzay ne de uzaydaki cisimler hareket etmez. Bunun yerine ölçek içinde değişen şey metrikdir (uzay-zamanın boyutunu ve geometrisini yöneten). Evrenin uzay-zaman metriğinin uzaysal kısmı ölçek içinde arttıkça, cisimler giderek artan hızlarda birbirlerinden uzaklaşır.

Klâsik mekanik ve evren[değiştir | kaynağı değiştir]

Isaac Newton (1643-1727) kütleçekim yasasını geliştirdikten sonra, evrenin değişmezliği konusu tartışılmaya başlanmıştı. Bütün gök cisimleri birbiri üzerinde kütleçekim (gravitasyon) kuvveti uyguladığına göre, uzun dönemde evrenin küçülmesi kaçınılmaz görünüyordu. Bu sebeple, birçok Yeni Çağ bilim insanı (bir ölçüde dinî görüşlerin de etkisiyle) evrenin kısa süre sonra yok olacağını düşünüyordu.

Görelilik yasası[değiştir | kaynağı değiştir]

Albert Einstein (1879-1955) genel görelilik yasasını geliştirdikten sonra, aynı sorunu çözmek için denklemlerine kozmolojik sabit adını verdiği bir terim ekledi. Buna göre bu sabit, evrende büyük uzaklıklarda etkiliydi. Bu sabitin aldığı değere bağlı olarak kütleçekim kuvveti dengelenebilir, hatta büyük uzaklıklarda cisimler kütleçekim kuvvetini yenerek birbirlerinden uzaklaşabilirler. Ne var ki Einstein, sonradan kozmolojik sabit önerisinin bir hata olduğunu söyleyerek bu öneriden vazgeçti.

Hubble ve kırmızıya kayma[değiştir | kaynağı değiştir]

Vesto Slipher (1875-1969), 1912 yılında galaksilerden gelen ışığın tayfını incelemeye başladı ve birçok galaksinin tayfı üzerindeki Fraunhofer çizgilerinin olmaları gereken yerden kırmızı uca doğru kaydıklarını buldu. Bu olay, kırmızıya kayma olarak bilinmektedir (İngilizce: red shift). Ancak incelemeyi genişleten ve kırmızıya kaymanın nedenini bulan kişi, o dönemin en büyük gözlemevi olan Wilson Gözlemevi'nde çalışan Amerikalı astronom Edwin Hubble (1889-1953) oldu. Hubble’ın bilim tarihine geçen yardımcısı ise hiçbir fen eğitimi olmayan Milton Humason’du (1891-1972). Hubble, tayftaki kırmızıya kaymanın galaksilerin uzaklaşmasının bir sonucu olduğunu buldu. Buna göre uzaklaşan cisimden gelen elektromanyetik dalganın dalga boyu, uzaklaşma süratine bağlı olarak artar. Ama Hubble'ın en büyük başarısı, kırmızıya kaymanın, yani uzaklaşma süratinin uzaklık ile orantılı olduğunu ortaya çıkarmasıdır. Başka bir ifadeyle bir galaksi ne kadar uzaksa o kadar büyük bir süratle uzaklaşmaktadır.

Matematiksel yöntemlerle kırmızıya kayma[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir kaynaktan yayınlanan ışığın (daha genel anlamda elektromanyetik enerjinin) dalga boyu λ ve kaynak da gözlemciye göre hareket halindeyse (radyal hareket) iki dalga boyundan bahsedilebilir. λ₀ yayınlanan ışığın dalga boyu, λ_g ise gözlemcinin gördüğü dalga boyudur (Doppler etkisi). Buna göre bir z parametresi hesaplanabilir.

Çok yüksek süratlerdeki göreli etkiler bir tarafa bırakılırsa

${\displaystyle z\approx {\frac {\lambda _{g}-\lambda _{0}}{\lambda _{0}}}}$.

Bu, küçük hızlar için

${\displaystyle z\approx {\frac {v}{c}}}$'dir.

Burada v radyal hareket yapan galaksinin sürati, c ise ışık hızıdır. (300.000 km/s)

Şayet z eksi işaretliyse bu olaya maviye kayma denilir ve bu durum, galaksinin yaklaşması anlamına gelir. Ama Yerel Grup içerisindeki (Samanyolu Andromeda yakınlaşması gibi) rastgele hareketler hariç bu olaya hiç rastlanmaz. z, genellikle artı işaretlidir ve bundan da galaksilerin uzaklaştığı sonucu çıkar. Üstelik bir galaksi ne kadar uzaksa z değeri de o kadar yüksektir.

Buradan bütün galaksilerin sadece Dünya’dan (ya da Samanyolu'ndan) uzaklaştığı sonucu çıkarılmamalıdır. Samanyolu'nun diğer galaksilerden farklılığı yoktur. Aslında bütün galaksiler (ya da galaksi grupları) birbirlerinden uzaklaşmakta ve böylelikle evren bir bütün halinde genişlemektedir.

Genişleme denklemi[değiştir | kaynağı değiştir]

Hubble’ın genişleme yasası

${\displaystyle v=H\cdot U}$'dır.

Bu denklemde U, galaksinin (ışığın oradan yola çıktığı tarihteki) uzaklığı, v ise galaksinin o tarihteki uzaklaşma süratidir. H, Hubble sabiti adını alan bir sayıdır. Bu sabitin birimi genellikle km/s/megaparsek cinsinden verilir. (MKS sisteminde boyut olarak 1/s)

Hubble, galaksilerin hangi süratle uzaklaştığını tayf incelemeleriyle hesaplayabiliyordu. Fakat galaksilerin uzaklıklarını ancak hata toleransı çok yüksek yöntemlerle biliyordu. Bu sebepten başlangıçta H sabiti için 500 gibi çok yüksek bir değer kullanmıştır. Ne var ki sabitin değeri, sonraki yıllarda yapılan gözlemlerle sürekli olarak değiştirildi. Bu yolda en önemli gözlem II. Dünya Savaşı sırasında yine Wilson Gözlemevi'nde yapıldı. Amerika Birleşik Devletleri’ne göç eden Alman astronom Wilhelm Heinrich Walter Baade (1893- 1960), savaş sırasında yapılan karartmalardan da yararlanarak uygun gözlem koşullarında Andromeda Galaksisi'nin uzaklığını yeniden ölçtü. Gerek Andromeda ve gerek diğer galaksilerin o zamana kadar bilinenden daha uzak olduklarını buldu ve buna bağlı olarak Hubble sabitinin sayısal değerini düşürdü. 1990'lı yıllardan sonra başlayan uzay araçlarıyla gözlem döneminde ise daha özenli ölçümler yapıldı. Bu gün NASA tarafından kabul edilen Hubble sabitinin değeri

${\displaystyle H=70.8}$'dir.

Bu değer, Hubble Uzay Teleskobu ile ölçülen uzaklıklara göre verilen bir değerdir. Ölçüm hata toleransı ±4 olarak verilmiştir.

Yukarıdaki sabit, doğrudan saniye boyutuyla da verilebilir:

${\displaystyle H=70.8{\frac {km}{s\cdot mp}}={\frac {70.8}{3.26\cdot 10^{6}\cdot 300000\cdot 86400\cdot 365}}\approx 2.3\cdot 10^{-18}s^{-1}}$

Burada 3.26•10⁶ megaparsekten (mp) ışık yılına dönüşüm için, 300000•86400•365 (≈ 9.46¹²) ise ışık yılından kilometreye dönüşüm için kullanılmıştır.

Kalıntı ışınım[değiştir | kaynağı değiştir]

Hubble Yasası'ndan sonra genellikle evrendeki galaksi gruplarının birbirlerinden uzaklaştıkları kabul edilmeye başlanmıştı. Kimi bilim insanları galaksi grupları arasındaki uzaklaşmayı Süredurum Kuramı adını verdikleri bir kuram ile açıklamaya çalışıyorlardı. Aralarında Rus kökenli Amerikalı fizikçi George Gamov'un da (1904-1968) bulunduğu kimi fizikçiler ise evrenin büyük bir patlama ile başladığını ileri sürüyorlardı. (Günümüzde verilen adla büyük patlama (İngilizce: big bang)). Hatta Gamov, 1948 yılında bütün evrenin 5⁰ K civarında bir sıcaklığı olması gerektiğini, bu sıcaklık ölçülebildiği takdirde Büyük Patlama ve genişleyen evren kuramının kanıtlanabileceğini ileri sürdü. Ne var ki Gamov'un bu ön görüşünü o dönemdeki teknoloji ile sınama imkânı olmadı.

Gamov'un öngörüsünün 1964 yılında tamamen tesadüfen kanıtlandı. Telekomünikasyon sistemleri üzerinde çalışan iki Amerikalı mühendis, Arno Allan Penzias (1933 -) ve Robert Woodrow Wilson (1936 -), gürültü kaynaklarını araştırırken uzaydan gelen bir gürültü saptadılar. Uzayın her yönünden gelen bu gürültü son derece soğuk, fakat mutlak sıfır derecenin üzerinde bir kara cisimden geliyor gibiydi.

Penzias ve Wilson'un bulguları o sırada Gamov'un öngörülerini sınamak için hazırlık yapmakta olan iki fizikçinin, Robert Henry Dicke (1916-1997) ve Philips James Edwin Peeble'nin (1935 -) dikkatini çekti. Gürültü önce Dünya'da, daha sonra da sırf bu iş için geliştirilmiş COBE uzay aracında ölçüldü. Gürültünün ifade ettiği sıcaklık Gamov'un öngörüsünden biraz daha azdır.

En son ölçümlere göre sıcaklık, 2,725⁰ K derecesindedir. (yani -270.425⁰ C). Bu sıcaklığa kalıntı ışınım (İngilizce: relic radiation) veya kozmik mikrodalga arka plan ışıması (İngilizce: cosmic microwave bacground radiation) denildi. Buna göre, evren genişledikçe sıcaklık da düşmüştür. Zaman geçtikçe evrenin sıcaklığı daha da düşecektir. Buna karşılık şayet geriye gidilebilecek olursa evren daha küçük, ama daha sıcak olacaktır.

Gerçi Penzias ve Wilson'un uzmanlık konuları kuramsal fizik değildi. Ama buluşları o kadar heyecan verici oldu ki bu iki mühendise 1978 yılında Nobel fizik ödülü verildi.

Hızlanan genişleme[değiştir | kaynağı değiştir]

Normal koşullarda evren genişlese bile genişleme süratinin zaman içinde kütleçekimi sebebiyle düşmesi gerekir. Mantıken gençlik döneminde evren, bugünkünden daha hızlı genişlemeliydi. Bu sebepten büyük uzaklıkları (dolayısıyla eski dönemleri) gözlemleyen bilim insanları o çağlarda evrenin bugünkünden daha hızlı genişlemesi gerektiğini varsaymışlardı. Ancak 1990'lı yıllarda alınan gözlem sonuçları bu varsayımla çelişmektedir. Bu sebepten evrenin eskiden bugünkünden daha yavaş genişlediği, genişleme süratinin zamanla arttığı öne sürülmektedir . Genişleme süratinin zamanla artması, kütleçekim kuvvetinin etkisinden daha yoğun bir etkinin varlığını düşündürmektedir ki bu etkiye karanlık enerji adı verilmiştir. Etki, Einstein’ın (sonradan terk ettiği) kozmolojik sabitini andırmaktadır. Ne var ki bilinen fizik yasalarıyla açıklanamayan bu etkinin varlığını ortaya koyan gözlem sonuçları henüz çok yetersizdir. (Bu kadar büyük uzaklıklarda uzaklık ölçme yöntemi,Tip Ia süpernovaların görünür ışıltılarıdır.) Bu yönüyle karanlık enerji, günümüzde bir fizikî gerçek olmaktan çok bir tartışma konusu gibi görünmektedir.

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

• Büyük Patlama
• Fraunhofer çizgileri
• Hubble kanunu
• Kozmik mikrodalga arka plan ışıması

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]

• "Hubble sabiti üzerinde NASA kaynaklı bir makale
• "Kalıntı radyasyon hakkında kamuya yönelik University of British Colombia kaynaklı bir not" 16 Haziran 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.