Big Bang (Büyük Patlama) ses çıkarmadan gerçekleşti, ama kısa bir süre sonra oluşan sıcak elektron-foton-proton plazmasının içinde ses dalgaları vardı ve o ses bugün evrende gördüğümüz büyük yapıların, galaksilerin ve galaksi kümelerinin oluşmasında rol oynadı. Bunları nereden mi biliyoruz? Evren yaklaşık 380 bin yaşındayken çok detaylı bir “fotoğraf çektirdi”. Bu fotoğraf bugün bize kozmik arka-alan radyasyonu formunda ulaşıyor ve hem evrenin ilk zamanlarından hem de daha sonra oluşan yapılarla ilgili bilgi taşıyor. Bu radyasyonda, Einstein’ın genel görelilik teorisini kullanarak, evrendeki normal maddenin, karanlık maddenin ve karanlık enerjinin oranlarını ve dağılımlarını görebiliyoruz.
2019 Nobel Fizik Ödülü hangi buluşa verildi?
2019 Nobel Fizik ödülünün yarısı kuramsal kozmolojiye, diğer yarısı da güneş sistemi dışında bulunan ilk gezegen (öte-gezegen) keşfine verildi. Ödülün “öte-gezegen keşfi” ile ilgili kısmını anlamak kolay; ama kozmoloji araştırmalarına verilen kısmını anlamak için biraz altyapı gerekiyor. Nitekim fizikçiler bile (kozmoloji çalışmayanlar) tam olarak Profesör James Peebles’ın hangi çalışmasına ödülün verildiğini, doğal olarak, anlayamadılar. Ödül komitesinin bir cümlelik özeti şöyle “Evrenin evrimini ve Dünyanın kozmostaki yerini anlamamızdaki katkıları ve fiziksel kozmolojideki kuramsal keşifleri için ödülün yarısı James Peebles’a (verilmiştir)”.
Peebles kozmik arka-alan radyasyonu, karanlık enerji, karanlık madde, spiral galaksilerin kararlı bir şekilde dönmesi, galaksilerin açısal momentumu gibi pek çok konuda, bazen kendi başına, bazen meslektaşları ile beraber devrimsel niteliklerde çalışmalar yapmıştır. Yani modern kozmolojinin hemen her alanında bir anlamda “imzası” vardır. Peebles’ın çalışma arkadaşlarının bir kısmı bu ödülü hak etmiş olsalar da hayatta olmadıklarından onlara ödül verilmedi.
Kozmik sorular
Temel sorularımız şunlar:
Görünen evrenin geçmiş hikâyesi nedir, yıldızlardaki hidrojenin kökeni nedir, ya da en temel element olan hidrojen ne zaman ve nasıl oluşmuştur?
Periyodik tablodaki hidrojen haricindeki elementlerin yıldızlarda ve süpernova, kilonova patlamalarında, nötron yıldızı birleşmelerinde nasıl oluştuğunu biliyoruz, ama yıldızın başlangıç yakıtı, ya da esas yakıtı olan hidrojenin nereden geldiğini anlamalıyız. Soruları artırmak mümkün, ama bu yazı için bu sorular yeterli. Bütün gözlemler evrenin genişlediğini, hatta ivmelenerek genişlediğini gösteriyor. Örneğin, bir süre sonra bize çarpacak olan komşu galaksi Andromeda hariç, bütün galaksiler bizden, uzaklıkları ile doğru orantılı hızlarla, uzaklaşıyorlar. Evrende özel bir konumumuz yok, dolayısıyla bizim bu gözlemimiz herhangi bir başka galaksideki potansiyel gözlemciler için de geçerli bir durum. Yani büyük ölçekte biz ne görüyorsak, diğer gözlemciler de aynı şeyi görüyor olmalılar. Sonuç olarak bütün galaksiler (az sayıda istisna hariç) birbirlerinden uzaklaşıyorlar.
İlginçtir ki evrenin genişlediğini 1929 yılında ilk defa gözlemleyen Edwin Hubble, Nobel komitesinin astronomiye-kozmolojiye ödül vermek istememesi nedeniyle, Nobel ödülünü alamamıştır; ancak yıllar sonra (1998) evrenin ivmelenerek genişlediğini gösteren 3 fizikçi (Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt ve Adam G. Riess) 2011 yılında Nobel ödülü aldılar. Hubble 25 civarındaki galaksi üzerinde gözlem yapıp, bu galaksilerden gelen ışığın kırmızıya kaydığını ve bu kayma miktarının da galaksinin bize olan uzaklığı ile doğru orantılı olduğunu bulmuştur.
Edwin Hubble öncesi teorik fizikteki beklenti neydi?
Öncelikle o zamanlar henüz samanyolu haricinde bir galaksi olduğu bilinmiyordu. Einstein 1915 yılında genel görelilik teorisini yazdığında evrenin statik (durgun) olduğu düşüncesi vardı. Ancak bütün kütlelerin ve her türlü enerjinin birbirini çektiği bir ortamda durgun ve kararlı bir evren oluşturmak mümkün değil. Bu nedenle Einstein çözüm olarak durgun evren elde edebilmek için 1917 yılında teorisini biraz değiştirdi ve bir sabit (kozmolojik sabit diyoruz) ekledi. Kozmolojik sabitin görevi itici bir kuvvet oluşturmak ve evreni durgun hale getirmekti. Nitekim Einstein bu kozmolojik denklemlerin “statik evren” (statik Einstein evreni diyoruz) çözümü olduğunu gösterdi. Bu çözüme göre evren hiçbir hareket yapmıyordu ve uzaktaki cisimlerden (yıldızlardan, nebulalardan) gelen ışık kırmızıya ya da maviye kaymıyordu.
Einstein o zamanki verilerle uyumlu bu çözümünü 1917 yılında buldu. Ama yine aynı yıl Willem de Sitter aynı teorinin bir başka çözümünü buldu: bu çözüme göre evren genişliyordu yani kırmızıya kayma oluyordu. Amerika’da yapılan gözlemlere göre nebulalardan gelen ışık kırmızıya kayıyordu, ancak bu gözlemler 1. Dünya savaşı bitiminde Avrupa’ya ulaştı ve kırmızıya kaymayı öngören de Sitter evreni kabul görmeye başladı.
Burada küçük ama önemli bir teknik detay var: genel görelilikte denklemleri farklı koordinat sistemlerinde yazmak mümkün, bazen koordinat seçimi çok iyi yapılmayınca, koordinatlara bağlı eksik veya yanlış yorumlar çıkabiliyor. de Sitter’in seçtiği koordinatlarda de Sitter evreni aynen Einstein evreni gibi statik görünüyordu ama daha uygun koordinatlara gidince bu evrenin statik olmadığı, ya genişlediği ya da küçüldüğü anlaşıldı. Einstein, de Sitter’in bulduğu çözümden pek de memnun değildi. Ona göre bir teorinin aynı fiziksel obje veya durum için tek bir çözümü olmalıydı. Yani genel görelilik teorisi tek bir evren çözümü vermeliydi!
1922 yılından itibaren kuramsal ve gözlemsel kozmolojide önemli gelişmeler oldu: Alexander Friedman 1922 ve 1924 yıllarında Einstein’ın kozmolojik sabiti olmayan (orijinal) denklemleri ile çalışarak içinde madde bulunduran bir evrenin durgun kalamayacağını ya genişleyeceğini ya da kendi üstüne çökeceğini gösterdi. Bu arada 1923 yılında, Hubble, maalesef çok yaygın olarak bilinmeyen Henrietta Swan Leavitt’in ölçme tekniğini kullanarak, Andromeda’nın (o zamanlar nebula olarak biliniyordu) çok uzakta başka bir galaksi olması gerektiğini gösterdi. 1927 yılında Georges Lemaitre, Friedman’ın sonuçlarına benzer sonuçları, bağımsız olarak buldu ve evrenin genişlediği, her şeyin (bütün maddenin) başlangıçta bir “ilkel atomdan’’ oluştuğu fikrini ortaya attı. Hubble evrenin genişlemesi ile ilgili gözlemini yaptığında bu teorik çalışmaların bir kısmından haberdardı.
Genişleyen evren modeli doğal olarak evrenin geçmişinin sonlu bir süre önce olduğuna işaret ediyor. Böylece Büyük patlama teorisi ortaya çıktı, ancak bu teorinin başka gözlenebilir sonuçları olmalıydı. George Gamov, Ralph Alper ve Robert Herman gibi bilimciler sıcak Big Bang teorisinin sonuçlarını, özellikle periyodik tablodaki elementlerin sentezi açısından ve geriye kalacak evreni dolduran kozmik arka-alan radyasyonu açısından araştırmaya başladılar. Mikrodalga bölgesindeki kozmik arka-alan radyasyonu Big Bang teorisinin geçerliliği için en önemli kanıtlardan birisi, bu nedenle kozmik arka-alan radyasyonunu biraz anlamak gerekiyor.
İnek, Bolometre ve kızılötesi radyasyon
1880 yılında Profesör Samuel P. Langley 400 metre ileride duran bir ineğin vücut sıcaklığını, 1878 yılında bulup geliştirdiği ve bolometre ismini verdiği bir aletle ölçer. Bolometre (kızıl ötesi dalgaları ölçen alet) o kadar hassastır ki, ölçtüğü nesnenin sıcaklığında sadece 100 binde 1 hata yapmaktadır. Peki, Langley kızıl ötesi ışığın varlığını nereden biliyordu? Bunu anlamak için 1800 yılına dönelim.
Astronom ve besteci William Herschel kız kardeşi Caroline Herschel’in yardımıyla Uranüs gezegenini keşfettikten sonra, gözünü yıldızların ve güneşin tayfına dikmişti. Basit bir sorunun peşine düştü: güneşten gelen ışığın farklı renklerinin ısıtma gücü nedir? Prizma ve termometre ile ilginç bir deney düzeneği kurdu ve kırmızı ışığın diğer renklere göre daha fazla ısıtma gücü olduğunu tespit etti. Uzun deneyler sonucunda şunu gösterdi: gözümüzle görünmeyen kırmızı ötesinde ışınlar var ve bu ışınların termometreyi ısıtma gücü görünür ışınlardan çok daha fazla. Yaptığı deneyler sonucunda, adını kalorifik ışınlar (ısı ışınları diyelim) dediği bu ışınların aynı görünür ışık gibi yansıyıp kırıldığını gösterdi. Yani, elektromanyetik spektrumda, bugün kızıl ötesi diye nitelediğimiz ışınları bulmuştu. (İlginçtir ki insanoğlunun 219 yıl önce keşfettiği kızıl-ötesi ışınları bir kısım boa ve piton yılanları milyonlarca yıldır avlarını görebilmek için kullanıyorlar!) Bugün artık biliyoruz ki güneşten gelen elektromanyetik spektrumun, enerji olarak, yaklaşık %53’ü kızıl ötesi, %42’si görünür ve %5’i mor-ötesi bölgede. (Bu arada aynı deneyle Herschel mor-ötesi ışığı keşfedemedi, onu bir sene sonra, 1801 yılında, Johann Ritter güneş ışığı altında renk değiştiren gümüş-klorürü kullanarak buldu.)
Kara-cisim ışıması
1900 yılına geldiğimizde artık şu biliniyordu: her cismin bir sıcaklığı vardır ve cisim sıcaklığına bağlı olarak radyasyon yayar. Bu radyasyon bütün dalga boylarında gerçekleşir ama cismin görünen rengi sıcaklıkla değişir. Örneğin gece karanlıkta duran bir demir çubuğu ancak bolometre (bir çeşit termal algıç) ile görmek mümkündür, çünkü oda sıcaklığındaki bir demir çubuk daha çok mikrodalgada yayın yapar. Demir çubuğu iyice ısıtırsak, gözle görünür bir şekilde radyasyon yayar.
Evrende mükemmel emici ve mükemmel yayıcı olmasa da kuramsal olarak, üstüne düşen her ışığı emip sonra tekrar kendi sıcaklığına göre yayan cisme (Kirchoff’un 1850lerdeki yoğun çalışmalarını takip ederek) kara cisim diyoruz. (Kara cisim adı yanıltıcı olabilir, güneş de iyi bir kara cisim ama kara değil.) Gözlemsel bu durumun tam olarak kuramsal açıklaması klasik Newton ve Maxwell fiziği ile mümkün değildir. Planck tam da bu gözlemsel sonucu, yani T sıcaklığındaki bir kara cismin hangi frekansta ne kadar güç yaydığını, anlayabilmek için kuantum fiziğini icat eder!
Planck’ın başlattığı, ama başta kendisinin de farkına varamadığı devrim, 1926’da Heisenberg-Schrödinger teorisi ile ışık yayıcılara (atom ve moleküller) uygulanabilen bir teorinin doğmasına sebep olur. Tabi teorinin tam olgun haline ulaşması için birkaç adım daha gerekir: Önce Dirac 1928 yılında denklemleri özel görelilik ile kısmen uyumlu hale getirir; ardından yaklaşık 30 yıllık bir çaba sonunda Tomanaga, Schwinger, Feynman, Dyson ve başka pek çok araştırmacı ışık ve elektron-pozitron teorisini formüle ederler. Yani bugün elimizde foton ve foton kaynağı olan yüklü parçacıkların çok iyi çalışan bir teorisi var. Bunun sonucu olarak da mükemmel kara-cisim radyasyonunu ya da (mükemmel olmayan) gri-cisim radyasyonunu iyi bir şekilde anlıyoruz.
Güvercinler, Kozmik Radyasyon ve mükemmele yakın kara cisim
1964 yılında 27 yaşındaki Robert Wilson ile 30 yaşındaki Arno Penzias, Bell laboratuvarlarının 6 metrelik radyo teleskopunu Samanyolu galaksinin düzleminden uzağa yönlendirip teleskoptaki gürültü etkilerini anlamak için 7.35 cm dalga boyunda radyasyon var mı diye bakıyorlardı. Teleskoptaki hassasiyeti artırmak ve ölçtükleri radyasyonun sıcaklığını tam belirleyebilmek için yaklaşık 4 Kelvin sıcaklıkta olan sıvı helyumu referans olarak kullanıyorlardı. Aslında 7.35 cm dalga boyunda bir radyasyon görmemeyi bekliyorlardı. İlk yapmak istedikleri şey teleskopun kalibrasyonu idi; ardından Samanyolu’na bakıp hidrojen atomunun yaydığı 21 cm boyundaki radyasyonu inceleyeceklerdi. Ama beklentilerinin tam aksine, her yönde 7.35 cm’lik radyasyon gözlemlediler. Beklenmeyen bu radyasyonun kaynağı olarak iki doğal şüpheli tespit ettiler: boynuz şeklindeki kocaman antenin içine yerleşmiş 2 güvercin vardı. Onları aldılar ve Bell laboratuvarına gönderdiler. Güvercinlerin “arkada bıraktıkları gri materyali” temizlediler. Penzias ve Wilson gözlemlerine dönecekken, antenlerini özlemiş olan güvercinler, yolu bulup tekrar geri geldiler. Yine oradan uzaklaştırılan güvercinler, bir daha antene geri gelince, detaylarını bilmediğimiz kalıcı bir çözüm ile uzaklaştırıldılar. Ama radyasyonun kaynağı güvercinler değildi; Penzias ve Wilson kaynağını bilmedikleri tek-düze, sıcaklığı 3.5 Kelvin olan bir radyasyon bulmuşlardı.
Bu radyasyonun kaynağı ne olabilirdi? Penzias bu soruya cevap verebilecek birkaç fizikçiden birisi olan Princeton Üniversitesi fizikçilerinden Robert Dicke’yi telefonla aradı ve gözlemlerini anlattı. Dicke bu habere hem sevindi hem de üzüldü. Üzülmesinin nedeni: kısa bir süre önce öğrencileri Roll ve Wilkinson ile beraber tam da bu radyasyonu ölçmek düşüncesiyle anten yapmaya başlamış olmalarıydı; dolayısıyla belki de 20. yüzyılın en önemli gözlemlerinden birini ilk defa yapma önceliğini kaptırmışlardı. Dicke, bu deneysel çalışma yanında, ayrıca bir başka öğrencisi olan Peebles’tan kozmik radyasyonun kuramsal durumunu incelemesini istemişti.
James Peebles sahnede
Peebles’ın araştırma problemine yaklaşımı aslında çok basitti: genişleyen evren ilk başlarda çok yoğun ve sıcak bir plazma halindeydi; bugün evrendeki normal maddenin çoğu hidrojen ve helyum elementi formunda olduğuna göre evrenin başlangıcındaki çok sıcak plazmanın füzyon yaparak helyum ve hidrojeni daha kararlı ve ağır elementlere dönüştürmemesi için ortamda çok yoğun elektromanyetik dalga olması gerek. Evren genişledikçe soğuyacak, elektron proton ve fotonlardan oluşan plazmanın yoğunluğu ve sıcaklığı düşecek, hatta 3000 Kelvin civarına inince, artık elektron ve protonlar birleşip yüksüz hidrojen atomunu oluşturacaklar. Yüksüz bir atom ile fotonun etkileşimi azalacağı için, o plazma ortamındaki fotonlar kaçacaklar. Evren genişlemeye devam ettikçe de bu fotonlar kırmızıya kayacak ve dalga boyları artacak. Peebles bu fotonların günümüzdeki sıcaklık karşılığını 10 Kelvin civarında hesap eder.
Penzias ve Wilson buluşlarını anlatan bir makale yazarlar. Makalelerinin başlığı “4080 Mc/s’de artık anten sıcaklığı ölçümü” şeklindedir ve buluşlarının önemini pek yansıtmaz. Aynı dergide, bu gözlemsel makaleden hemen önceki makale Dicke, Wilkinson, Roll ve Peebles’in “Kozmik kara cisim radyasyonu” başlıklı makalesidir. Penzias ve Wilson mütevazı davranmış ve kozmolojiden hiç bahsetmemişlerdir, gözlemin kozmolojiyle bağlantısını Dicke ve ekibinin makalesi yapmıştır.
1978 yılında Penzias ve Wilson Nobel fizik ödülünü alırlar. Kozmik radyasyon (veya daha yaygın tabiri ile Kozmik arka-alan radyasyonu) evrenin bir zamanlar ne yaptığını, ne tür bir formda olduğunu anlatmaktadır. Bütün evrende yaklaşık 410 cm-3 yoğunluğu olan bu radyasyon (fotonlar) üzerinde birkaç ölçüm yapmak mümkündür: farklı frekanslarda ne kadar güce sahip olduğu, sıcaklığı, polarizasyonu ve gökyüzünde geldiği yöne göre sıcaklıktaki küçük (100 binde 1) yön bağımlılığı ölçülebilir. Bu radyasyondaki en fazla güç 1.063 mm dalga boyundadır.
2006 yılında Nobel fizik ödülü John C. Mather ve George F. Smoot isimli fizikçilere, kozmik arka-alan radyasyonunun 2.7 Kelvin sıcaklıktaki kara cisim özelliğini ve çok hafif yön bağımlılığını bulmalarından dolayı verilmiştir.
2019 Nobel Fizik Ödülü
1964 ve 1965 yıllarındaki çalışmalarından sonra Peebles kozmolojinin hemen her dalında çok önemli araştırmalar yapmış, kozmolojiyi hassas bir bilim haline getiren en önemli araştırmacılardandır. Teorik fizikçi Landau’ya atfedilen “Kozmolojiciler çoğu zaman kendilerinden emindirler ama hep hatalıdırlar” sözü artık mazide kalmıştır.
Peebles’ın makalelerinden birinden bahsedelim: 1970 yılında doktora öğrencisi Yu ile yaptığı çalışmada şunu göstermiştir: evren henüz plazma halindeyken, yani yüksüz hidrojen atomu oluşmamış ve “foton” serbestçe boşlukta hareket eder hale gelmeden, bu plazma ortamında bir kısım “ses” dalgaları oluşur. Ses dalgası demek bir ortamda bir kısım yerlerde basıncının (yoğunluğunun) fazla bir kısım yerlerde de az olması demektir. Oluşan bu ilk sesin hızı yaklaşık ışık hızının yarısı kadardır. Yoğunluğun fazla olduğu yerlerde daha sonra galaksiler ve galaksi kümeleri oluşur. Gökyüzüne baktığımızda hem kozmik arka-alan radyasyonunda bu ses dalgalarının etkisini hem de bu dalgalar nedeniyle sonradan oluşan büyük yapıları görebiliyoruz. Peebles karanlık madde ve karanlık enerji konusunda da çok önemli çalışmalar yaptı.
Kozmik Enflasyon
Şu ana kadar evrenin geçmiş hikâyesini bir plazmadan başlattık, ama bu plazma nereden geldi, bu plazmadaki homojenlik nasıl oluştu, homojenlikten çok küçük sapmalar nasıl oluştu soruları çok önemli. Bu konuda parçacık fiziğinin standart modeli ve genel görelilik teorisi bizi evrenin ilk birkaç saniyesine kadar götürüyor, yani gözlemlerle uyumlu son derece tutarlı teorilerimiz var.
Ancak, görünen evrendeki ve kozmik arka-alan radyasyonundaki homojenlik (her yerdeki aynılık) ve izotropluğu (her yöndeki aynılık) ve bunlardan hafif sapmaları tam olarak açıklayabilmek için bir başka sürece daha ihtiyacımız var: evrenin mikroskobik haldeyken bir şekilde “enflasyona” uğramış ve birden 1024 kat büyümüş olması gerekiyor. Bu büyüme esnasındaki mikroskopik, rastgele kuantum hareketlenmeleri evrenin birden şişmesi sonucunda büyüyorlar de daha sonraki plazmada ses dalgalarını oluşturacak olan yoğunluk farklarına neden oluyorlar. Teorik enflasyon sürecinin nasıl olduğunu biliyoruz ama bunu yapacak parçacıklar, alanlar parçacık fiziğinin standart modelinde yok.
Enflasyon teorisinin hem kuramsal detayları hem de gözlemsel öngörüleri kozmolojinin en ilginç çalışma alanlarından. Evreni çok hızlı bir şekilde şişiren “inflaton” isimli bir alanın varlığı enflasyonun pek çok modeli için gerekli. Bu inflaton alanındaki enerji daha sonra standart modeli oluşturan parçacıklara ve karanlık maddeye dönüşüyor; yani başta sorduğumuz “evrendeki hidrojen nereden geldi” sorusunu cevaplıyor. Oluşan karanlık madde de erken evrende çok önemli rol oynuyor: galaksilerin ve galaksi kümelerinin oluşabilmesi normal madde ile mümkün değil. Enflasyon sürecinin bugün ölçülebilir bir kısım öngörüleri var. Örneğin: eğer evren bir enflasyon süreci yaşamışsa, gravitasyon (kütleçekim) dalgaları oluşuyor ve bu dalgalar kozmik arka-alan radyasyonunda, normal maddenin yapamadığı, bir polarizasyon oluşturuyor. Bu polarizasyonu ölçmek için araştırmacılar yoğun bir şekilde çalışıyorlar.
Bayram Tekin
ODTÜ Fizik Bölümü öğretim üyesi
Referanslar
- Steven Weinberg “The First Three Minutes: A Modern View Of The Origin Of The Universe”
- Scientific Background on the Nobel Prize in Physics 2019 (The Nobel Committee for Physics )
.JPG){kind=link}
