Büyük Patlama kronolojisi

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Şuraya atla: kullan, ara

Büyük Patlama Kronolojisi, Evrenin kronolojisi büyük patlama kozmolojisine göre evrenin geçmiş ve geleceğini tanımlar.  Planck çağından beri evrenin egemen bilimsel modellere göre nasıl geliştiğini kozmolojik kordinatların zaman parametlerini kullanarak açıklar. Evren'in genişlemesi 13,8 milyar yıl önce başlamış olduğu tahmin edilmektedir  Evrenin kronolojisini özetlemek için 4 ana parçaya ayırmak uygundur.

Evrenin çok erken safhalarında, Planck çağından kozmik enflasyona kadar yada kozmik zamanin ilk pikosaniyelerinden itibaren bu süre şuandaki parçacık fiziğindeki deney kavrayışının ötesinde aktil teori araştırma alanıdır.

Erken evren, kuark çağından foton çağına kadar ,ya da kozmik zaman ilk 380.000 yılında  tanıdık kuvvetler ve temel parçacıklar ortaya çıktı ancak evren plasma durumunda takip eden "karanlık çağda" 380.000 yılından 150 miyon yıla kadar kaldı. Bu durumda evren şeffaf olmasına rağmen büyük ölçeklerde yapılar henüz oluşmamıştı.

yaklaşık 150 milyon yıl yıldız evrimi, galaksi oluşumu ve evrimi ve galaksi kümeleri ve üstkümelerin oluşumu da dahil olmak üzere büyük ölçekli yapı oluşumu günümüze kadar sürdü. Galaksimizin ince bir disk olarak oluşması yaklaşık 5 milyar (9 Gya) yıl sürdü. Güneş sistemimizin oluşması yaklasık 9.2 miylar (4.6 Gya) yıl sürdü. Bu oluşumla birlikte dünya üzerindeki hayatın doğması yaklaşık 9.8 milyar (4 Gya) yıl sürdü.

Uzak bir gelecekte yıldızların oluşumunun durmasından sonra evrenin nihai kadari için çeşitli senaryolar vardır.

İleri Erken Dönemde Evren[değiştir | kaynağı değiştir]

Evrenin en erken dönemini ilgilendiren tüm fikirler (evrendoğum) kuramsaldır. Bugün, hiçbir parçacık hızlandırıcı deneyi, dönemi anlamayı sağlayacak şiddetteki enerjilere ulaşamamaktadır. İleri sürülen tüm senaryolar, temel farklılıklar göstermektedir. Bu senaryolara örnek olarak; Hartle-Hawking ilk durumu, sicim durumu (manzarası), Bran enflasyonu, sicim gaz kozmolojisi ve the ekspirotik evren verilebilir. Bu örneklerden bazıları birbiriyle bağdaşır.

Planck Dönemi[değiştir | kaynağı değiştir]

10 -43 saniyeden daha kısa sürede gerçekleşmiştir.
Ana madde: Planck dönemi

Planck çağı (enflasyonun olmadığ) büyük patlama kozmolojisinde yüksek sıcaklığın bulunduğu dönemde dört temel  kuvvetin elektromanyetizm yerçekimi zayıf nükleer etkileşim ve güçlü nükleer etkileşimin  olduğu dönemdir. Bu büyük sıcaklarda fizik adına çok az şey anlaşılabilir. Farklı hipotezler farklı senaryolar sunar. Geleneksel büyük patlama kozmolojisi bu andan önce yerçekimsel tekilliğin olduğunu tahmin eder. Ancak bu teori genel göreliliğe ve kuantum etkilerinin yıkılmasına bel bağlar.

Enfasyon kozmolojisinde enflasyonun sonundan önceki zamanda ( büyük patlamadan sonra aşağı yukarı 10-32 saniye) gelenelsek büyük patlama çizgisini takip etmez.

Planck çağını formüle etmek için bir çok model girişimde bulundu. Bunlardan bir tanesi kurgusal fikirler sunan "Yeni fizik"tir.  Örnek olarak Harttle-Hawking başlangıç durumu, sicim gaz kozmolojisi ve ekpyrotic evren bulunmaktadır.

Büyük Birleşme Dönemi[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük Patlama'dan sonra 10–43 ile 10–36 saniye arasından gerçekleşmiştir.[1]

Evren Planck döneminden çıkıp genişlemeye ve soğumaya başlayınca yer çekimi kuvveti, diğer temel kuvvetler olan elektromanyetizma ile zayıf nükleer kuvvetten, yani gauge etkileşimlerinden ayrılarak farklılaşmaya başlamıştır. Hatta fizik, bu dönemde bu temel kuvvetlerin, dünyanın gözlenen güçlerini üretmeyi durduran Standart Model'in gauge grubunu da kapsayan çok daha büyük bir gruba dahil olduğu büyük birleşme ile açıklanabilir. Kaldı ki nükleer enerjinin zayıf nükleer kuvvetten kopmasıyla bu büyük birleşme de bozulmuştur. Bu durum, patlama ardından genişleme olur olmaz görülmüştür. Bazı teorilere göre de bu olay manyetik tekkutupları yaratmıştır. Güçlü etkileşim ve zayıf etkileşimin büyük birleşme kuramı, bu dönemde sadece Higgs bozonu parçacığının görülmesinin beklenebileceğini anlatır.

Elektro-Zayıf Dönemi[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük patlamadan sonra 10–36 (enflasyonun sonu ) ile 10–12 saniyeler arasında.[1]

Evrenin sıcaklığı yeterince düşük iken geleneksel büyük patlama kozmolojisine göre, elektrozayıf çağ, Büyük Patlama'nın ardından 10-36 saniye sonra başladı.  Evrenin sıcaklığı güçlü kuvveti elektro zayıf kuvvetten ayıracak kadar elektro zayıf çağ başladı. Enflasyon kozmolojisinde elektro zayıf çağ enflasyon çağı yaklaşık olarak 10-32 saniyede son bulduğunda başaldı

Enflasyon Dönemi[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük patlamadan sonra 10-32 saniye sonra başladı.

Kozmik enflasyon enflasyon denilen hipotez alan tarafından ivmelenerek genişlemesiyle üretilen bir çağdır. Bu çağdadaki özellikler Higgs alanı ve karanlık enerji ile benzerlikler gösterir. Genişleme yavaşlarken homojenlikten gelen sapmalar büyüdü ve evreni dah kaotik bir hale getirdi. Genişlemenin hızlanmasıyla evren daha homojen bir hale geldi. Geçmişteki uzun süre devam eden enflasyon genişlemesi evrendeki yüksek derecedeki homojenliği açıklar. Enlasyondan önceki durumda evren aşırı derecede düzensiz olmasına rağmen, bugün bile gözlemlenen büyük ölçeklerde  homojenlik gözükür.

Enflasyon alanı büyük patlama genişlemesinde başlayan sıradan bir nokta olarak adlandırılan  "yeniden ısınma" sıradan parçacıkların içine doğru bozunmaya başlayınca, enflasyon sona erdi. Yeniden ısınma süresi genellikle büyük patlamadan sonraki zaman diye anılır. Bu öyle bir zamana değinirki o zamanda geleneksek kozmoloji (enflasyon olmayan) büyük patlama tekilliği ile evrenin sıcaklığının düşmesi arasında geçmiştir.  Enflasyon kozmolojisinden geleneksel büyük patlama meydana gelmedi.

En basit enflasyona ait modellere göre, enflasyon Big Bang'den sonra yaklaşık 10-32 saniyeye karşılık gelen bir sıcaklıkta sona erdi. Yukarıda açıklandığı gibi, bu enflasyo çağı  10-32 saniyeden az  sürdü anlamına gelmez. Aslında, evrenin gözlenen homojenliğini açıklamak için, bu süre 10-32 saniyeden daha uzun olmalıdır. Enflasyon Kozmolojisinde en erken anlam dolu zaman "Büyük patlamadan sonrasında" enflasyonun bittiği zamandır.

17 Mart 2014 tarihinde, BICEP2 işbirliği ile astrofizikçiler enflasyon yerçekimi dalgalarının  B-mode güç spekturumunda keşfedildiğini duyurdular. Bu keşif enflasyon teorisi için açık deneysel bir kanıt olarak yorumlandı. Ancak, Haziran 19, 2014 tarihinde, enflasyon bulgularının rapor edilmesiyle güven düştü   ve son olarak, 2 Şubat 2015'de, BICEP2/Keck ve Planck uydusunun ortak veri analizleriyle B-mode larının keşfi için istatistiklerin çok düşük olduğu yorumlandı ve bunun sebebinin Samanyolundaki kutuplaşmış tozlara dayandırdılar.

Baryogenez[değiştir | kaynağı değiştir]

Günümüzde evrendeki baryonlarının miktarının anti baryonlara göre neden bu kadar çok olduğunu açıklayacak yeterli  gözlemsel bir kanıt yoktur. Bu fenomen için  kozmolojik enflasyonun bitmesinden bir süre sonra gözlemlerde sayılacak olan adayın  Sakharov koşullarını tatmin etmesi  gerekmektedir. Parçacık fiziği Bu koşullar altında karşılaşmış asimetriler için bu simetrilerin evrende gözlemlenen baryon ve anti baryonlardan  sayılabilmesi için deneysel olarak çok küçük olduğunu söyler.

Erken Dönemde Evren[değiştir | kaynağı değiştir]

kozmik enflasyon sona erdikten sonra, evren kuark-gluon plazması ile doldu. Bu noktadan itibaren evrenin erken aşması fizik tarafından daha iyi anlaşılmaktadır ve enerji kuark çağındaki enerjiler direk olarak deneylere cevap verebilir.

Süpersimetrinin Kırılması[değiştir | kaynağı değiştir]

Eğer süpersimetri evrenimizin bir özelliği ise, o zaman enerji  1 TeV (elektro zayıf simetri ölçeği) daha düşük bir noktada kırılamaz. Parçacıkların kütleleri ve onların süper partnerleri hiçbir şekilde  bilinen parçacıkların gözlenemeyen süper partnerlerine eşit olamaz.

Kuark Dönemi ve Elektrozayıf Simetrinin Kırıldığı Dönem[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük patlamadan sonra 10-12 saniye ile 10-6  saniye arasında.

Evrenin sıcaklığı belirli bir çok yüksek enerji seviyesinin altına düştüğünde Higgs alanının kendiliğinden beklenen vacum değerini kazanır. Bu değer ki elektrozayıf gauge simetrisni kırar. Bu kırılmayla ilgili iki etki görülür.

1. Zayıf kuvvet ve elektromanyetik kuvvet ve kendi bozonlarının farklı bir şekilde açıkça günümüz evreninde farklı dizilerde görülür.

2.  Higgs mekanizması vasıtasıyla, bütün element parçacıkları Higgs alanıyla etkileşiminden kütle kazanır.

Bu çağın sonunda, temel etkileşimlerden olaran yerçekimi, elektromanyetizma, güçlü etkileşim ve zayıf etkileşim temel etkileşimleri artık bugünkü biçimlerini almış ve temel parçacıklar kütlelerini kazanmış olur. Ancak hala evrenin sıcaklığı quarkların bükülerek hadronları oluşturması için çok sıcaktır.

Hadron Dönemi[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük patlamadan sonra 10-6 saniye ile 1 saniye arasında olmuştur.

Evreni oluşturan kuark-gluon plazmalar hadronlara kadar soğumaya devam etti. Bunlara proton ve nötronlardan oluşan baryonlarda dahildir.  Büyük patlmadan yaklaşık 1 saniye sonra  nötrino çiftleri ayrışarak uzay boyunca sebestçe harekete başladı. Nötrino enerjileri gözlenebilmek için çok düşük olduğundan dolayı kozmik nötrino arkaplanı kozmik mikro dalgaların arkaplanına benzer. Ancak kozmik nötrino arkaplanlarının var olduğuna dair kesin bir kanıt yoktur.

Lepton Dönemi[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük patlamadan sonra 1 saniye ile 10 saniye arasında olmuştur.

Hadronların ve anti-hadronların büyük  çoğunluğu birbirlerini hadron çağının sonunda ortadan kaldırmıştır. Lepton ve anti leptonların evrenin geri kalan kütlesine egemen olmasını sağlamıştır. Büyük patlamadan yaklaşık 10 saniye sonra evrenin sıcaklığı yeni lepton ve anti lepton çiftlerinin birbirini yok edemeyeceği noktaya kadar düşmüştür. Geriye küçük lepton kalıntıları kalmıştır.

Proton Dönemi[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük patlamadan sonra 10 saniye ile 380.000 yılları arasında olmuştur.

Lepton ve anti leptonların birbirni yok etmelerinden sonra lepton çağının sonunda  evrendeki enerjiye fotonlar tarafından egemen olundu. Bu fotonlar hala sık sık yüktü protonlar, elektronlar ve (son oalrak) hala yüklü protonlar, elektronlar ve (sonunda) çekirdeklerle etkişedime girdiler ve bunu önündeki 380.000 yıl boyunca yapmaya devam ettiler.

Nükleosentez Dönemi[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük patlamadan sonra 3 dakika ile 20 dakika arasında olmuştur.

Foton çağı sırasında evrenin sıcaklığı atomik çekirdeklerin oluşmaya başladığı noktaya kadar düştü. Protonlar ve nötronlar nükleer füzyon süresince atom çekirdekleri için birleşmeye başladı. Serbest nötronlar protonlarla birleşerek döteryumu oluşturdu. Döteryum hızla füzyona helyum-4 ile füzyona girdi. Evrenin yoğunluğunun ve sıcaklığının nükleosentezin devam edemeyeceği noktaya kadar düşmesiyle nükleosentez sadece 17 boyunca devam etti. Bu zamana kadar bütün nötronlar helyum-4 çekirdeğinin içine katılmıştı. Bu yaklaşık olarak hidrojenin helyum-4 den üç kat daha fazla kütlesinin olmasına sebeb oldu.

Maddenin Hakimiyeti[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük patlamadan  70.000 yıl sonra

Şu anda, relativistik olmayan maddenin (atomik çekirdekler)  ve relativistik radyasyonun (fotonlar) yoğunlukları eşittir. Oluşturulabilen en küçük yapı parçacığı olan Jean'in uzunluğu (yerçekimi çekimi ile basınç etkilerinin birleşimi ile)  düşmeye başladı ve serbest akış radyasyonu tarafından silinip yok olmak yerine tedirginliklerin genliği büyümeye başladı.

ΛCDM göre, bu aşamada soğuk karanlık madde egemen oldu. Yerçekimini yükseltmek için kozmik enflasyon tarafından küçük homejen olmayan genlik kalıntıları çöktü.  Sonuç olarak yoğun bölgeler daha  yoğun ve rarefied bölgelerinide  daha düşük rarefied haline çevirdi. Ancak günüz karanlık madde teorileri sonuçsuz oldukları için henüz erken safhalar için bir fikir birliği yoktur.

Yeniden Birleşme[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük patlamadan 377.000 yıl sonra

Ilc 9yr moll4096.png

Hidrojen ve helyum atomları evrenin yoğunluğunun düştüğü zaman oluşmaya başlar. Buda büyük patlamadan   yaklaşık 377.000 yıl sonrasında olduğu düşünülmektedir.  [22] Hidrojen ve helyum iyonizleşmenin (çekirdeğe bağlı elektron bulunmaması yani çekirdeğin pozitif yüklü olması ) başlarındayken evren sakinleşiyordu. Elektronlar iyonlar tarafından yakalıyor ve elektriksel nötr hale geliyorlardı. Bu süreç nispeten hızlıdır (helyum için hidrojenden daha hızlıdır) ve bu süreç yeniden birleşme olarak adlandırılır.[23] Yeniden birleşmenin sonunda evrendeki birçok proton nötr atomlara bağlıdır. Sonuç olarak fotonların serbest yolları etkin bir biçimde sonsuz olur ve photonlar serbest bir şekilde şeffaf olan evrende gezineblir(Thomson saçılması).  Bu kozmik olay genellikle ayrılma olarak görülür.

Evrenin genişlemesi yüzünden evren büyük ölçüde soğuduktan sonra ayrılma sırasında mevcut olan fotonlar kozmik evrendeki mikrodalga arka plandaki fotonlarla aynıdır. Bu zaman zarfında elektron baryon plasmasındaki -baryon akustik salınımları olarak bilinir- mevcut basınç dalgaları maddenin dağılımına gömüldü.  Yoğunlaştırıldığı zaman büyük ölçekli objelerin dağılımındaki çok küçük bir önceliğini yükseltir. Sonuç olarak, kozmik mikrodalga arkaplanı evrenin bu çağının bir resmini verir. Bu resimde enflasyon boyunca üretilen küçük dalgalanmları (diagrama bakın) içerir  ve objelerin dağılımını örnek olarak galaksilerin evrendeki dağılımını zamanla gelişen evrende objelerin boyutlarını ve ölçeklerini belirleyebliriz.

Karanlık Çağlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Ayrışma olmadan önce, evrendeki fotonların çoğunluğu foton-baryon sıvısındaki elektron ve protonlarla etkileşim içindeydi. Sonuç olarak evren "sisli" yada opaktı. O zamanın ışığı bugünkü teleskoplarla gözleyebilmemiz için yeterli değildi. Evrendeki baryonik madde iyonize plazmadan oluşuyordu ve sadece nötr hale geldiği zaman yeniden kombinasyon boyunca serbest elektronları kazaıyordu. Dolayısıyla fotonları bırakmak kozmik mikrodalga arkaplanı (CMB) yaratıyordu. Fotonlar bırakıldığı zaman yada ayrıldığı evren şeffaf oluyordu. Bu noktada sadece 21 cm dönüş hatlı nötr hidrojen tarafıdan yayılıyrdu. Bugünlerde bu zayıf radyasyonu tespit etmek için gözlemsel bir efor harcanıyor.Evrenin erken dönemlerini çalışmak için prensipte kozmik mikro dalga arkaplanından daha güçlü bir koz.  Karanlık çağlar bugünkü düşüncelerle büyük patlamadan sonraki 150 ile 800 milyon yıll arasında sürdü. 2010'daki Ekim ayında UDfy-38135539 keşfi, ilk gözlenen galaksinin yeniden iyonşalaşma çağında var olduğu bulundu ve o zamanlara bir pencere açma imkanı sağladı. Galaksinin bu periyodun ilk zamanlarında gözlemlendi ve sonuç olarak  Leiden University's Richard J. Bouwens ve Garth D. Illingsworth  UC Observatories/Lick Observatory. gözlemlenen en uzak galaksi olduğu kaydedildi. Galaksi UDFj-39546284'ün büyük patlamadan 480 milyon sonra yada kozmik karanlık çağların yarısında bulunduğu ve 13.2 milyar ışık yılı uzaklıkta bulunduğu keşfedildi. Son zamanlarda, UDFy-38135539, EGSY8p7 ve GN-z11galaksileri büyük patmadan sonra 380-550 milyon sonra bulunduğu ve 13.4 milyar ışık yılı uzaklıkta bulunduğu keşfedildi. [25]

"Karanlık Çağlar"  kozmik arkpalan radyasyonun sıcaklığının 4000 K'den 60 K düştüğü bir dönemdir. Arka plan sıcaklığı 373 K ile 273 K arasındadır. Bu 7 milyon yıl boyunca suyun sıva halde bulunmasına imkan verir. Büyük patalama olduktan 10 ile 17 milyon yıl sonrarasına denk gelmektedir.(kırımızıya kayma 137-100) Loeb'e  (2014) göre prensipte ilk yaşamın mümkün olması için bu pencerinin olanak sağladını tahmi ediyor. Buda "Erken evrende yaşanılabilir çağ" olarak adlandırılıyor.

Büyük Ölçekte Yapıların Oluşumu[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük patlama modelindeki yapı formları büyük yapılardan önce küçük yapıların oluşmasıyla hiyerarşik bir şekilde devam eder. İlk oluşan yapılar kuazarlardır.  Kuazarlar parlak, erken aktif galaksiler ve III yıldızların populasyonu olduğu düşünülmektedir.  Bu çağdan önce, evrenin evrilmesi doğrusal kozmolojil pertübasyon teorisi ile anlaşılabilir. Yani bütün yapılar mükemmel homojen olan evrenden küçük sapmalar olarak anlaşılabilir. Bu hesaplamayı sayısal olarak nispeten çalışmak kolaydır. Bu noktada doğrusal olmayan yapıların oluşması ve hesaba dayalı problemlerin zorlaştırır. Örneğin N-body simülasyonu milyar tane parçacık içerir.

Hubble ultra deep field.jpg

Yeniden İyonlaşma[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük patlamadan sonra  150 milyon yıldan 1 milyar yıla kadar sürmüştür.

Kütle-çekimindeki çökmelerden ilk yıldızlar ve kuazarlar oluşurlar. Yaydıkları yoğun radyasyon çevresindeki evreni iyonlaştırır. Bu noktadan itibaren evrenin çoğu kendi halinde plazma olmuştur.

Yıldızların Oluşumu[değiştir | kaynağı değiştir]

Hubble - infant galaxy.jpg

İlk yıldızlar büyük olasılıklar III. populasyon yıldızlarıdır. Büyük patlamadaki hafif  elementlerin (hidrojeni helyum ve lityum) oluşması ve ağır elementler haline dönme sürecinin başlamasıyla ilk yıldızlar oluştu. Ancak henüz III. tür yıldızlar gözlemlenememiştir ve onları anlamak için halen onların oluşumuna ve evrimine bakalarak hesaplama modelleriyle uğraşırız. Şans eseri kozmik mikrodalga arkaplan radyasyon gözlemleri yıldızların ciddi şekilde oluştuğu zamanları belirlemek için kullanılır. Bu tarz gözlemleri analizi European Space Agency's Planck telescope tarafıdnan yapılır. BBC News yayınladığına göre 2015 Şubat ayında başlarında büyük patlamadan 560 milyon yıl sonra ilk kuşak yıldızların ortaya çıktıklarına karar verilmiştir.

Galaksilerin, Galaksi Takımlarının ve Süper Galaksi Takımların Okuşumu[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük hacimli maddelerin çökmesiyle galaksi oluşur. II. türk yıldızlar bu sürecin başlarında I. tür yıldızların daha sonra oluşmasıyla oluştu.

Evren şimdiki yaşının sadece% 7 iken Johannes Schedler projesi [30], 12,7 milyar ışık yılı uzakta bir kuazar CFHQS + 3755 1641 belirlemiştir.

11 Temmuz 2007 tarihinde, Mauna Kea, California Pasadena Teknoloji Enstitüsü ve ekibi Richard Ellis 10 metrelik Keck II teleskopu kullanılarak 13.2 milyar uzakta 6 oluşaan galaksiler buldu ve bu galaksiler evren 500 milyon yaşında iken oluştular.  [31] Son derece erken oluşan bu objelerden sadace 10 tanesi bugün bilinmektedir. [32] Son gözlemler gösteriyor ki yeni veriler daha önce bahsedilenden verilerden (yaşlardan) daha kısa olduğunu söylüyor. 2013 yılında gözlemnenen en uzak galaksi 13.1 milyar yıl uzaktadır.[33]

Large-scale structure of light distribution in the universe.jpg

Hubble Ultra Derin Alan  gösteriyorki şu andaki evrenin  yaşının sadece % 5 iken küçük galaksiler birleşerek  13 milyar ışık yılı uzaklıktaki büyük bir galaksı oluşturuyordu. Bu yaş tahminin şimdi biraz daha kısa olduğuna inanılmaktadır.

Ortaya konulan bilime dayanarak çekirdek kozmik kronolojisi Samanyolu Galaktik ince diskinin aşahı 8.8±1.7 milyar yıl önce oluşmuştur.

Kütle çekimi atraksiyonu galaksileri birbirine dopru grup kümeleri oluşturmak için çeker.

Güneş Sistemimizin Oluşumu[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük patlamadan sonra  9milyar ile  20 milyar yıl arasında.

Güneş Sistemi yaklaşık 4.6 milyar yıl önce yada büyük patlamadan 9 milyar sonra  oluşmaya başladı. Moleküler bulutun bir parçası hidrojenlerin çoğu ve diğer elementlerin izleri merkezde büyük bir küre olacak şekilde çökmeye başladı. Bu küre güneştir.  Aynı zamanda kürenin çevresindede çökmeler ouyordu. Daha sonra çevredeki bu yığılmadan gezegenler, astroitler ve kuyruklu yıldızlar oluşacaktı. Güneş son nesil yıldızlardan biridir ve güneş sistemi daha önceki yıldız nesillerinden oluşan maddelerle birleşir.

Büyük patlama yaklaşık olarak 13,799 ± 0.021  milyar yıl önce meydana gelmiştır. Evrenin genişlemesi hızlandığı gibi göründüğü için, evrenin büyük ölçekli yapıları hiç olmadığı kadar evren içinde büyüdüler. Mevcut hızlandırılmış genişleme ufka giren herhangi  enflasyona ait olan  yapıları önler ve yeni kütle çekimine bağlı yapıların oluşmasını önler.

Güneş bir dizi ana yıldızdır. Güneşin gelecek evrimleri bazı belirginliklere bakarak tahmin edileblir. Bir miyar yıl veya daha fazla bir zaman ölçeği üzerinde sabit değildir. Dünyanın şuandaki biosferi bir milyar yıl içinde kaybolur. Güneşin ısısı kademeli olarak artarken bir noktada dünya üzerindeki sıvı su ve hayat bitecektir. Dünyanın manyetik alanı, eksenel eğim ve atmosver uzun vadeli değişimlerin konusudur. Güneş sisteminin kendisi bir milyon ve bir milyar üstü zamanlarda kaotiktir.[39]

Sonunda bugünden 5.4 miyar yıl sonra , güneşin çekirdeği etrafındaki kabuk içinde helyum füzyonunu başlatmak için yeteri kadar ısınmış olur.[38] Bu güneşin dış katmanın büyük ölçüde genişlemesine sebeb olacaktır ve güneş kendisinin kırmızı cüce olarak adlandırılacağı döneme girecektir. . 7.5 milyar yıl içinde güneşin yarıçapı bugünkünden 1.2AU(256) defa genişleşleyecektir. 2008'de güneşin geçerli boyutu ve dünya ile güneş arasındaki gel-git etkileşimi duyruldu. Aslında dünya daha düşük bir yörüngeye geri çekilecektir ve güneş tarafından yutulacaktır. Güneş kütlesinin %38'ini kaybetmesine rağmen güneş daha fazla genişlemeden önce dünya güneşe katılmış olacaktır.

Güneş hayatını milyarlarca yıl sürdürüp birkaç aşama daha geçirdikten sonra  sonunda uzun ömürlü bir beyaz cüce olacaktır. Neticede milyarlarca yıl sonra, güneş ışığını kaybedip  siyah cüce olacaktır.

Evrenin Nihai Kaderi[değiştir | kaynağı değiştir]

Evrenin olası uzun vadeli evrim için birkaç rakip senaryo vardır. Bunlardan bazıları kozmolojik sabit, proton çürüme olasılığı ve doğa yasalarının ötesinde Standart Model gibi sabit değerleri vardır.

Büyük Donma: 1014 milyar yıl[değiştir | kaynağı değiştir]

Ölüm ısısı: süresiz devam eden metrik genişleme sonunda, evrendeki enerji yoğunluğu 101000 yıllık tahmini süresine kadar düşmeye devam edecektir. Bu süreden sonra termodinamil denge noktasına varacak ve bundan sonra yapım mümkün olmayacaktır. Bu olay sadece aşırı uzun vadede gerçekleşecektir. Çünkü ilk olarak tüm maddeler karadelik içine çekilir. Kara delikler Hawking ışımasıyla oldukça yavaş şekilde buharlaşırlar. Bu senaryodaki evren için yıldız oluşumu sona erdiğinde 1014 yıl sonra yada daha sonra evrendeki yaşam desteğide ortadan kalkacaktır. Bazı büyük birleşmiş teorilerde prton çürümesi en az 1034 yıl yıldızlar arası gas olarak kalır ve yıdızlara ait kalıntılarda lepton ve fotonlara çevrilecektir. ( örnek olarak pozitron ve elektron) Bazı pozitron ve electronlar yeniden birleşerek fotonlara dönüşür. Bu durumda evren yüksel entropi durumuna ve düşük enerji salımına ulaşmıştır.  Evrensel ölüm ısısı teorisi William Thomson'ın (Lord Kelvin) 1850'lerdeki fikirlerinden kaynaklanır.  William Thomson doğadaki menanik enerjide ısı kaybı teorisinden çıkarım yapmış ve tahmin etmiştir. Termodinamiğin ilk iki yasasını somutlaştırarak evrensel hale getirmiştir.

Büyük Çıtırtı: 100+ milyar yıl[değiştir | kaynağı değiştir]

yeterince büyük değerler için evrenin karanlık enerji kapsamı, evrenin genişleme oranı büyümeye limitsiz olarak devam ederse Kütleçekimsel zorunlu sistemler için örneğin galaksi kümeleri, galaksiler ve güneş sistemi paramparça ederler. Neticede genişleme okadar hızlı olur ki elektromanyetik kuvvet atomları ve molekülleri bir arada tutamaz. Son olarak, atomik çekirdekler bile paramparça olur ve evren bildiğimiz kadarıyla kütleçekimsel tekillik yüzünen sıradışı bir biçimde son bulur.

Büyük Sökülme: 200+ milyar yıl[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük Çıtırtı senaryonun tersi olan bu senaryo, Evrenin metrik genişlemesi bir noktada tersine dönecek ve evren sıcak ve yoğun durumuna doğru geri gidecektir. Büyük çöküş salınan evreni kastetmemesine rağmen, bu senaryo için  salınan evren elemente ihtiyaç duyar. Örneğin periyodik model. Güncel gözlemler bu modelin pek doğru olmadıgını söyler ve genişlemenin devam edeceğini hatta hızlanacağını doğrular.

Yarıkararlı Vakum Olayı[değiştir | kaynağı değiştir]

Kozmoloji geleneksel olarak  sabit ya da en azından yarı kararlı evren olduğunu varsayar ama kuantum teorisindeki yanlış vakum olasılığı uzayın herhangi bir noktasında evrenin kendiliğinden daha düşük seviyedeki enerji durumuna yani daha stabil duruma yada "gerçek vakum" çökebileceğini ima eder. Gerçek vakum ise dışarı doğru ışık hızlıyla genişler.

Referanslar[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ a b Ryden B: "Introduction to Cosmology", pg. 196 Addison-Wesley 2003

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]