Gözlemlenebilir evren

Vikipedi, özgür ansiklopedi
(Gözlemlenebilir Evren sayfasından yönlendirildi)
Şuraya atla: kullan, ara
Observable Universe with Measurements 01.png
Tüm gözlemlenebilir evrenin görselleştirilmiş hali. İnce tanelererin büyük sayıda süper kümeyi gösterecek şekilde ölçeklendirilmiştir. Başak Süper Kümesi, yani Samanyolu'nun bulunduğu küme, merkezdedir ancak görülmeyecek kadar küçüktür.
Çapı 93 milyar ışık yılı[1]
Hacmi 4×1083 litre[2]
Kütle (sıradan madde) 1053 kg[3]
Yoğunluk 9.9 x 10−30 g/cm3 (bir kübik metrelik boşluktaki 6 protona denk olarak)[4]
Yaşı 13.798 ± 0.037 milyar yıl[5]
Ortalama sıcaklık 2.72548 K[6]
İçerik Baryonik madde (4.9%), karanlık madde (26.8%), karanlık enerji (68.3%)

Temelde, ‘’’Gözlemlenebilir evren’’’, ışık ve başka sinyallerin galaksiler ve maddenin, kozmolojik genişlemeden beri Dünya’ya ulaşacak zamanı bulması sonucu, şimdiki zamanda gözlemleyebildiğimiz cisim ve maddelerden oluşmaktadır. Evrenin izotropik olduğu varsayılırsa, gözlemlenebilir evrenin sınırı, her yönde aşağı yukarı aynıdır. Dolayısıyla, gözlemlenebilir evren, gözlemcisini merkeze alan, küresel bir hacme sahiptir. Evrendeki her nokta kendi gözlemlenebilir evrenine sahiptir ve bu evren Dünya merkezli olanla çakışıyor olabilir de, olmayabilir de.

“Gözlemlenebilir” sözcüğü, günümüz teknolojisinin, bu alandan radyasyon saptayıp saptamadığına veya alanda gerçekten radyasyon olup olmadığına bağımlı olmadığına işaret etmek amacıyla kullanılmaktadır. Yalnızca, temelde ışık veya başka sinyallerin bir cisimden, Dünya’daki bir gözlemciye ulaşmasının mümkün olduğunu vurgulamaktadır. Uygulamada, yalnızca kozmolojik yeniden birleşme evresindeki foton ayrıklaştırması kadar önceden gelen ışığı gözlemlemek mümkündür; yani parçacıkların, başka parçacıklar taradından o kadar da hızlı bir şekilde emilmeyen fotonlar yayabildikleri zamandan gelen. Bunun öncesinde, evren tamamen opak fotonlarla, yani kuark-gluon plazmasıyla doluydu.

Son serpintinin yüzeyi, ışık özleri (foton) dekuplajından gelen ışık özlerinin bize bugün ulaşma mesafesinde noktaların uzayda toplanmasıdır. Bunlar bizim bugün kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu (CMBR) olarak tespit ettiğimiz ışık özleridir. Ancak geleceğin teknolojisiyle daha eski kalıntı nötrino arka planları gözlemlemek mümkün olabilecektir; aynı şekilde, ( ışık hızında hareket eden) yer çekimsel dalgalar aracılığıyla çok daha uzakta oluşan eylemleri görebileceğiz. Bazen astrofizikçiler, yeniden birleşimden bu yana salınan sinyalleri içeren görünür evren ile kozmolojik büyümenin başlangıç (geleneksel kozmolojide Büyük Patlama, modern kozmolojide enflasyon çağının sonu) zamanından beri gelen sinyalleri kapsayan gözlemlenebilir evren arasında bir ayrıma gitmektedir. Hesaplamalara göre, parçaların CMBR’den comoving mesafesi –ki bu mesafe görünen evrenin çapına denktir-yaklaşık olarak 14.0 milyar parsektir (bu da yaklaşık 45.7 milyar ışık yılıdır) öte yandan gözlemlenebilir evrenin kıyısına olan comoving mesafesi, yaklaşık % 2 daha büyük bir biçimde 14.3 milyar parsektir (bu da yaklaşık 46.6 milyar ışık yılına denktir). 2013 yılı itibarıyla evrenin yaşı hakkında yapılan tahminler, 13.798 (± 0,037) milyar yıldır. Ancak uzayın genişlemesi sebebiyle insanoğlu, bir zamanlar çok daha yakınken şu anda statik bir 13,8 milyar ışık yılı mesafeden daha uzak cisimleri gözlemlemektedir. Gözlemlenebilir evrenin çapının yaklaşık 28 milyar parsek (93 milyar ışık yılı) olduğu tahmin edilmektedir. Bu hesaplamada gözlemlenebilir evrenin en uzak ucu yaklaşık 46-47 milyar ışık yılı ötede olarak hesaplanmıştır.

Evren, gözlemlenebilir evrene karşı[değiştir | kaynağı değiştir]

Evrenin bazı bölümleri, o kadar uzak bir mesafededir ki, Büyük Patlama’dan sonra salınan ışık, daha Dünya’ya ulaşamamaktadır. Bu yüzden evrenin bu bölümleri gözlemlenebilir evrenin dışında kalmaktadır. Gelecekte uzak gökadaların ışığı Dünya’ya ulaştığında evrenin farklı bölümleri keşfedilecektir. Ancak, Hubble kanunlarına göre bizden oldukça uzakta bulunan bölgeler, ışık hızından daha hızlı genişlemekte ve bizden uzaklaşmaktadır. (Özel görecelilik, aynı bölgede birbirine yakın duran cisimlerin, birbirine nazaran ışık hızından daha hızlı hareket etmelerini engellemektedir. Ancak, birbirinden uzak cisimler için, aralarındaki boşluk genişlemekteyken, böyle bir kısıtlama bulunmamaktadır. Bkz. doğru mesafe kullanımları.) Dahası, genişleme oranı, karanlık enerji sebebiyle giderek artmaktadır. Değişmez bir kozmolojik sabit olarak karanlık enerjinin değişmediği ve evrenin genişleme oranının hızla artmaya devam ettiği kabul edildiğinde, sonsuz gelecekte herhangi bir zamanda cisimlerin bizim gözlemlenebilir evrenimize giremeyeceği bir sınır vardır. Çünkü bu sınırın ötesinde kalan cisimlerin yaydığı ışık bize hiçbir zaman ulaşamayacaktır. (Buradaki açmaz şudur ki, Hubble parametresi zamanla azaldığı için ışıktan biraz daha az hızla bizden uzaklaşan bir gökadanın yaydığı ışık eninde sonunda bize ulaşacaktır.) Bu “gelecekte görülebilirlik sınırı”, evrenin sonsuza kadar genişlemeye devam edeceği farz edilerek comoving mesafesini 19 milyar parsek (62 milyar ışık yılı) olduğu düşünülerek hesaplanmıştır. Sonsuz gelecekte kuramsal olarak gözlemleyebileceğimiz gökadaların sayısı, şu anda gözlemlenenlerin sayısından 2.36 faktörlük bir değerden bir parça büyüktür.

Bir sanatçının gözlemlenebilir Evren'in logaritmik resminde Güneş Sistemi ortada, iç ve dış gezegenler, Kuiper Kuşağı, Oort Bulutu, Alpha Centauri, Perseus Kolu, Samanyolu, Andromeda Galaksisi, yakın galaksiler, Kozmik Web, Kozmik mikrodalga arkaplan ışıması ve Büyük Patlama'nın görünmeyen plazması kenardadır.

İlkesel olarak, gelecekte daha çok gökadanın gözlemlenebilmesi mümkün olacaksa da; uygulamada, artan sayıda gökadanın süre giden genişleme sebebiyle had safhada kırmızıya kayacağı düşünülmektedir. Bu gökadalar görüntüden kaybolacak ve görünmez olacaklardır. Değinilmesi gereken bir başka nokta, sabit bir comoving mesafesinde bulunan bir gök ada, geçmişte herhangi bir zamanda açığa çıkan sinyalleri- mesela Büyük Patlama’dan 500 milyon yıl sonra açığa çıkan sinyalleri- alabilmemiz durumunda, gözlemlenebilir evren içinde yer almaktadır. Ama evrenin genişlemesi yüzünden, aynı comoving mesafesinde olsa bile, aynı gökadadan açığa çıkan sinyaller sonsuz gelecekte bize ulaşamayabilir. (Bu gökadanın Büyük Patlama’dan 10 milyar yıl sonra neye benzeyeceğini hiçbir zaman bilemeyebiliriz.) Comoving mesafesi zamana göre sabittir. Öte yandan esas mesafe uzayın genişlemesi yüzünden gerileme hızı olarak tanımlanır. Bu olgu, bize olan mesafesi zaman içinde değişen bir tür kozmik olay ufkunu tanımlamak için kullanılabilir. Örneğin bu ufka olan mesafe 16 milyar ışık yılı ise şu anda olan olaydan yayılan sinyalin gelecekte bize ulaşabilmesi için olayın 16 milyar ışık yılı ötede olması gerekir; eğer olay 16 milyar ışık yılından daha uzak bir mesafede ise sinyal bize hiçbir zaman ulaşamayacaktır.

Popüler ve profesyonel araştırma makaleleri “evren” derken, “gözlemlenebilir evreni” kastetmektedir. Doğrudan deney yapmadan, evrenin dünyayla bağı olmayan herhangi bir bölgesi üzerinde bilgi sahibi olamayız. Gözlemlenebilir evrenin sınırının, evrenin bir bütün olarak sınırını da oluşturduğuna dair hiçbir kanıt yoktur. Ana akım kozmolojik modellerin hiçbiri de evrenin fiziksel sınırları olduğuna dair bir önermede bulunmamaktadır. Bazı modellere göre evren sonlu olabilir fakat sınırsızdır, tıpkı alan olarak sonlu olmasına rağmen kenarı olmayan bir kürenin 2D yüzeyinin yüksek boyutlu örneğinde olduğu gibi. Gözlemlenebilir evrenimizdeki gök adaları evrendeki bütün gök adaların sadece önemsiz bir bölümünü temsil ediyor oluşu akla yatkın gelmektedir. Kozmik enflasyon kuramı ve bu kuramın babası Alan Guth’a göre, eğer enflasyon Büyük Patlama’dan 10−37 saniye sonra başladığı düşünülürse, o zaman bütün evrenin büyüklüğü gözlemlenebilir evrenden en az 3x1023 kat daha büyüktür; bu hesaplamadaki varsayım, evrenin büyüklüğünün yaklaşık olarak ışık hızı x evrenin yaşına eşit olduğudur. Başka varsayımlarda da bütün evrenin, gözlemlenebilir evrenden 250 kat büyük olduğu şeklindedir.

Eğer evren sonlu fakat sınırsızsa, evrenin, gözlemlenebilir evrenden daha küçük olması da mümkündür. Bu durumda, çok uzaktaki gökadalar, evrende yolculuk eden ışık tarafından oluşturulmuş komşu gökadaların suretleridir. Bu hipotezi test etmek çok zordur. Çünkü gökadanın farklı imgeleri geçmişindeki farklı dönemleri gösterecektir ve dolayısıyla faklı görünecektir. Bilewicz ve arkadaşları, son serpinti yüzeyinin çapında 27.9 gigaparseklik ( 91 milyar ışık yılı) alt sınır tespit ettiklerini iddia etmektedirler. ( Bu sadece bir alt sınır olduğundan evrenin daha büyük hatta sonsuz olduğu tartışmaya açıktır.) Bu değer WMAP’nin yedi yıllık veri analizine dayanmaktadır. Bu yaklaşım tartışmalı bir yaklaşımdır.

Büyüklük[değiştir | kaynağı değiştir]

Fornax takımyıldızı yakınlarından, gözlemlenebilir evrenin Hubble ultra derin alan görseli (denk geldiği gökyüzü alanının boyutu sol alt köşede verilmiştir. Her nokta, milyarlarca yıldızdan oluşan bir galaksidir. En küçük, en çok kırmızıya kayan galaksilerden gelen ışık, neredeyse evrenin yaşına denk gelen, 1 milyar yıl öncedendir.

Dünya’dan gözlemlenebilir evrenin kenarına kadar olan comoving mesafesi, her yöne doğru yaklaşık 14 gigaparsek’dir (46 milyar ışık yılı ya da Şablon:Convert/Gpc)dir). Dolayısıyla gözlemlenebilir evren yaklaşık 29 gigaparsek ((Şablon:Convert/Gly)) yarıçapında bir küredir. Uzayın düz olduğu varsayımından yola çıkarak, bu büyüklük comoving hacmi olarak yaklaşık 1.3×104 Gpc3 Bu değerler kozmolojik zamana göre bu gün için geçerli bir mesafedir; söz konusu rakamlar ışığın yayıldığı andaki mesafeyi temsil etmemektedir. Örneğin: şu anda gördüğümüz kozmik mikrodalga arkaplan radyasyonu ışıközü dekuplajı zamanında saçılmıştır, ki bu saçılımın 13.8 milyar yıl önce olan Büyük Patlama’dan yaklaşık 380.000 yıl sonra oluştuğu düşünülmektedir. Bu radyasyon zaman içinde gökadalarda yoğunlaşan madde tarafından saçınmıştır. Bu gökadaların şu anda bizden yaklaşık 46 milyar ışık yılı ötede olduğu düşünülmektedir. Işığın saçındığı anda maddeye olan mesafesini hesaplamada, evrenin genişlemesini modellemede kullanılan Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker metriğine göre, eğer ışık z kırımızı kaymasıyla bize ulaşıyorsa, o zaman ışığın yayıldığı andaki ölçek katsayısı şu şekildedir: \! a(t) = \frac{1}{1 + z}. Dokuz yıllık WMAP sonuçları, diğer ölçümlerle birlikte ışıközü dekuplajınının kırmızı kaymasını, z=1091.64±0.47 olarak vermektedir; ki bu da, ışıközü dekuplajı anında ölçek katsayısının 11092.64 olduğunu gösterir. Dolayısıyla, eğer en eski CMBR ışıközlerini yayan madde şu anda 46 milyar ışık yılı mesafede ise, o zaman ışıközlerinin yayıldığı andaki dekuplaj anında mesafe 42 milyon ışık yılıdır.

Evrenin büyüklüğü ile ilgili yanlışlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Gözlemlenebilir evrenin boyutları üzerine olan en yaygın yanlış anlaşılmalardan biri. Evren 13.8 milyar yaşında olsa da, gözlemlenebilir evrenin sınırlarına olan mesafe, evrenin genişlemesinden ötürü 13.8 milyar ışık yılı değildir. Bu levha, New York şehrindeki, Rose Dünya ve Uzay Merkezi’nde bulunmaktadır.

Pek çok ikincil kaynakta, görünen evrenin büyüklüğü ile ilgili çok sayıda yanlış rakam telaffuz edilmiştir. Bu rakamlar, yanlışlığın nereden kaynaklandığını açıklayan sebepleri ile birlikte aşağıda verilmiştir.

13.8 milyar ışık yılı
Evrenin yaşının 13.8 milyar yıl olduğu tahmin edilmektedir. Hiçbir şeyin ışığa eşit ya da ışıktan daha yüksek hızlara ulaşamayacağı fikrinden yola çıkarak, gözlemlenebilir evrenin yarıçapının bu sebeple 13.8 milyar ışık yılına eşit olduğu yaygın bir yanılgıdır. Özel görecelilik altında düz ve statik Minkowski uzay zamanı kavramı doğru olsaydı, bu varsayım anlamlı gelebilirdi. Gerçek evrende, Hubble yasaları tarafından ispatlandığı üzere, uzay zamanı, uzayın genişlemesine denk gelecek biçimde eğridir. Işık hızını kozmolojik zaman aralığı ile çarparak elde edilen mesafelerin, fiziksel bir önemi yoktur.
15.8 milyar ışık yılı
Bu sayı da aynen 13.8 ışık yılının elde edildiği gibi elde edilmiştir. 2006 yılının ortalarında, çok okunur haberlerin bir parçası olarak ortaya çıkmıştır. Bu iddianın analizi ve iddiayı ortaya atan gazete için bu makalenin sonunda yer alan referansa bakınız.
27.6 milyar ışık yılı
Bu sayı aslında, 13.8 milyar ışık yılı olarak yanlış bir biçimde hesaplanan yarıçapın çapıdır.
78 milyar ışık yılı
Kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu (CMBR)’nin karşılıklı kenarlarında gördüğümüz noktalar arasındaki şu anki tahmini mesafesine dayanan alt sınır ile basit olmayan topolojisi yüzünden evrenin büyüklüğünün sonlu olduğu varsayımıyla, 2003 yılında Cornish ve arkadaşları, (yalnızca görünen kısmının değil) bütün evrenin çapının alt sınırı olarak bu rakamı hesaplamışlardır. Eğer bütün evren bu küreden daha küçükse, o zaman Büyük Patlama’dan bu yana ışığın uzayda dolaşma vakti olmuştur. Bu esnada da, uzaklardaki noktaların CMBR’de bize tekrarlayan yuvarlakların oluşturduğu örüntüler gibi görünen çoklu imgelerini oluşturmuşlardır. Cornish ve arkadaşları, 24 gigaparsek seviyesine çıkan katsayılarda araştırmalarını yapmışlar ancak hiçbir sonuç elde edememişlerdir ve bütün olası yönelimlere araştırmalarını genişletebilirlerse, çapı 24 Gpc’den daha küçük bir evrende yaşadığımız olasılığını eleyebileceklerini dile getirmişlerdir. Araştırmacılar aynı zamanda WMAP’nın geliştirilmiş misyonundan ve Planck’in araştırmalarından yola çıkarak düşük gürültü ve yüksek çözünürlüklü CMB haritalarıyla daha küçük daireleri araştırabileceklerini ve sınırı ~28 Gpc’ye çekebileceklerini düşünmüşlerdir. Gelecekte yapılacak gözlemlerle tespit edilebilecek maksimum alt sınırla ilgili bu tahminler, 14 gigaparsek ya da yaklaşık 46 milyar ışık yılı olan bir yarıçapa denk gelmektedir. 14 gigaparsek makalenin giriş kısmında verilen ve CMBR küresi ile yarıçapı tanımlanan görünen evrenin yarıçapıyla yaklaşık aynıdır. Cornish ve arkadaşlarının çoğunluğu oluşturduğu bir yazarlar grubu tarafından kaleme alınan 2012 tarihli bir çalışmada şu anki alt sınırı, CMBR küresinin  % 98.5 ya da 26 Gpc’lik bir çapa genişletmişlerdir.
156 milyar ışık yılı
Bu sayı, yarıçap olduğu varsayımıyla 78 milyar ışıkyılının ikiye çarpılmasıyla elde edilmiştir. 78 milyar ışıkyılı hâlihazırda çap olarak ortaya konulduğu için, bu hesaplama yanlıştır. Nitekim Cornish ve arkadaşlarının kaleme aldığı makalede, “bütün olası yönelimleri araştırılması sonucunda, çapı 24 Gpc’den küçük bir evrende yaşadığımız olasılığının üstünün çizilebileceğini söylenmektedir; 24 Gpc ise 78 milyar ışık yılıdır. Söz konusu 150 milyar ışık yılı rakamı sıklıkla haberlerde yer almıştır. Cornish’in astrofizikçi olarak çalıştığı Montana State Üniversitesi’nden yapılan bir basın açıklamasında Discover dergisinde çıkan haberdeki hataya dikkat çekilerek, “Discover evrenin 150 milyar ışık yılı genişliğinde olduğunu yanlışlıkla haber yaparken evrenin çapı yerine 78 milyar ışık yılını yarıçap olarak düşünmüştür” denmiştir.
180 milyar ışık yılı
Bu tahmini sayı, yukarıda belirtilen hatalı 156 milyar ışık yılı rakamı ile M33 Gökadasının aslında eski tahminlerine oranına % 15 daha ötede olduğu ve bu yüzden Hubble sabitinin % 15 daha küçük olduğu varsayımıyla birleştirilerek ortaya atılmıştır. 180 milyar rakamı 156 milyar ışık yılına % 15 eklenerek hesaplanmıştır.

Büyük ölçekli yapı[değiştir | kaynağı değiştir]

Gökyüzü gözlemleri ve elektromanyetik radyasyon dalga boyu bantları ile ilgili haritalar (özellikle 21 cm’lik yayılım) evrenin yapısının içeriği ve nitelikleriyle ilgili çok bilgi ortaya koymuştur. Yapının örgütlenmesi hiyerarşik bir modeli takip eder görünmektedir. Bu hiyerarşik modelin üst katlarında süper kümeler ve iplikçikler yer almaktadır. Bunlardan daha büyük ve bunların ötesinde başka bir yapı bulunmamakta ve bu olguya Büyüklüğün Sonu (End of Greatness) denmektedir.

Duvarlar, iplikçikler, düğümler ve boşluklar[değiştir | kaynağı değiştir]

2dF Galaksisi kırmızıya kayma incelemesinin iç kısımlarının, DTFE yeniden yapılandırılmış hali.

Pek çok gökbilimci bu ölçekte astrofizikten nadiren bahsetse de, evrenin yapısının organizasyonu muhtemelen yıldız seviyesinde başlamaktadır; yıldızlar gökadaları oluşturur, gökadalar gökada gruplarını, gökada kümelerini, levhaları ve iplikçikleri oluştururlar. Bu yapılar birbirinden büyük boşluklarla ayrılırken “kozmik ağ” denen geniş bir köpük benzeri yapı oluştururlar. 1989 yılından önce virial gökada kümelerinin var olan en büyük yapılar olduğu ve evrende her yöne az çok eşit biçimde dağıldığı düşünülmekte idi. Ancak 1980’lerin başından buyana gittikçe artan sayıda yapılar keşfedilmeye devam etmektedir. 1983 yılında Adrian Webster 5 yılberk (quasar)’den oluşan büyük bir yılberk grubu olan Webster LQG’yu tespit etmiştir. Bu keşif büyük ölçekli bir yapının ilk tespitidir ve evrendeki bilinen madde gruplamalarıyla ilgili bilginin artmasını sağlamıştır. 1987’de Robert Brent Tully saman yolunun yer aldığı gökada iplikçiği olan Pisces-Cetus Süperküme Kompleksini keşfetmiştir. Bu yapı yaklaşık 1 milyar ışık yılı genişliğindedir. Aynı sene Büyük Boşluk ( Giant Void) denilen ve bünyesinde hiçbir gökadanın bulunmadığı inanılmaz büyük bir bölge tespit edilmiştir. Büyük Boşluk 1.3 milyar ışık yılı genişliğindedir. Kırmızı kayması verilerine dayanarak 1989’da Margaret Geller ve John Huchra “Büyük Duvar”ı (Great Wall) keşfettiler. Büyük Duvar 500 milyon ışık yılından daha uzun ve 200 milyon ışıkyılı genişliğinde, ama sadece 15 milyon ışık yılı kalınlığında bir gökada levhasıydı. Bu yapının varlığı uzun bir süre fark edilmedi çünkü, yapıyı görebilmek için gök adaların konumlarını üç boyutlu olarak konumlandırmak gerekiyordu. Bu konumlandırma için gökadaların konum bilgilerini Kımızı Kaymadan gelen mesafe bilgisi ile birleştirmek gerekliydi. İki yıl sonra gökbilimci Roger G. Clowes ve Luis E. Campusano Clowes-Campusano LQG’yi keşfetti. Bu yapı en geniş mesafesi 2 milyar ışık yılı olan büyük bir yılberk grubuydu. Keşif açıklandığında evrende bilinen en büyük yapıydı. 2003 Nisanında Sloan Büyük Duvarı denen yeni bir büyük ölçekli yapı keşfedildi. 2007 Ağustosunda Eridanus takımyıldızında bir süper boşluk tespit edildi. Bu tespit CMB soğuk noktasının tespitiyle örtüşmektedir. Bu soğuk nokta, mikrodalga gökyüzündeki soğuk bölgedir. Bu süper boşluk soğuk noktaya sebep olmuş olabilir; ancak bunu yapabilmesi için muhtemelen bir milyar ışık yılı genişliğinde olması gerekmektedir ki bu da az önce bahsi geçen Büyük Boşluk kadar geniş olması demektir.

50 milyon ışık yılından daha uzaktaki bir uzay kesitinin, bilgisayar simülasyonu ile yaratılmış görseli. Bu, evrendeki olası büyük ölçekli ışık kaynaklarına bir örnektir. Galaksi ve kuazarların göreceli katkıları net değildir.

Bir başka büyük ölçekli yapı “Newfound Blob”dur. Gökadalar ve çok büyük gaz balonlarından oluşan bu yapı 200 milyar ışık yılı genişliğindedir. Son zamanlarda yapılan araştırmalarda evrenin, levha ve gökada iplikçiklerinin yoğun düğümler gibi görünen süper kümeleri ile ayırdığı büyük balon gibi boşluklardan oluştuğu düşünülmektedir. Bu ağ 2dF Gökada Kırmızı Kayma haritasında açıkça görülmektedir. Şekilde araştırmanın üç boyutlu şeması gösterilmiştir. Bu haritada Sloan Büyük Duvarı gibi bazı süper kümeler görülmekte ve yanı başımızdaki evrende bulunan kozmik yapıların etkileyici görüntülerini ortaya çıkarmaktadır.

2011’de U1.11 yılberk kümesi tespit edilmiştir. Yapı 2.5 milyar ışık yılı genişliğindedir. 11 Ocak 2013 tarihinde Huge-LQG olarak adlandırılan 4 milyar ışık yılı genişliğindeki bir başka yılberk kümesi tespit edilmiş ve o gün için tespit edilen en büyük yapı olduğu ortaya konmuştur. 2013 Kasımında gök bilimciler Hercules-Corona Borealis Büyük Duvarını keşfettiklerinde Huge-LQG’den iki kat büyük bir yapıyla karşılaşmışlardır. Bu yapı gama ışını atışlarıyla haritalandırılmıştır.

Büyüklüğün sonu (End of greatness)[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyüklüğün Sonu kabaca 100 Mpc’de (yaklaşık 300 milyon ışık yılı) keşfedilen gözlemsel bir ölçektir. 100 Mpc’de evrenin büyük ölçekli yapılarında görülen yumruları kozmolojik ilkelere göre homojenize ve izotropize olmaktadır. Bu ölçekte sahte rastgele fraktallik görülmez. Daha küçük haritalarda görülen süper kümeler ve iplikçikler evrenin dağılımı görsel olarak ortaya çıkana dek rastgele seçilir. 1990’lara gelinene kadar kırmızı kayma haritaları, bu ölçekte hatasız sonuçlar üretememiştir.

Gözlemler[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük ölçekli yapıların bir başka göstergesi “Lyman-alpha forest”dır. Bu yılberklerden gelen ışık spektrasında beliren emilim çizgilerinin bütünüdür. Bu çizgiler çoğunlukla hidrojen olan ve çok geniş bir alana yayılmış ince yıldızlararası gazın varlığı olarak yorumlanmaktadır. Bu gaz tabakaları görünen o ki yeni gökadaların oluşumuyla ilgilidir. Kozmik ölçekte yapıları tanımlarken temkinli olmak gerekmektedir. Çünkü hiçbir şey göründüğü gibi değildir. Yerçekimsel mercekleme (yerçekimiyle ışığın bükülmesi), bir görüntüyü kendi asıl kaynağının dışında, farklı bir yerden geliyormuş gibi gösterebilir. Öndeki gökada gibi cisimler etrafı kuşatan uzay zamanını büktüğünde (ki bu genel görecelilik tarafından öngörülmüştür) ve ışık ışınlarını kırdığında yerçekimsel mercekleme gerçekleşir. İlginç bir biçimde, güçlü yerçekimsel mercekleme, zaman zaman çok uzaklardaki gökadaları büyüterek bu gökadaların daha kolay gözlemlenmesini sağlamaktadır. Araya giren evrenin zayıf merceklemesi de, gözlemlenen büyük ölçekli yapıları bir miktar değiştirmektedir. 2004 yılı itibariyle, bu belli belirsiz kesintinin ölçümleri, kozmolojik modellerin test edilmesi adına yararlı olacaktır. Evrenin büyük yapıları, aynı zamanda gökadalara olan mesafelerin ölçümünde sadece kırmızı kayma kullanıldığında da faklı görünmektedir. Örneğin, gökadalar, arkalarındaki gökada kümesi tarafından çekilirler, kümeye doğru yönelirler ve bir miktar maviye kayarlar. Yakın kenarında, bir miktar kırmızıya kayma görünür. Böylelikle, mesafeleri ölçmek için kırmızıya kayma kullanıldığında kümenin ortamı biraz sıkışık görünmektedir. Halihazırda kümenin içinde bulunan gökadalar için tam tersi bir etki oluşmaktadır: kümenin merkezinde gökadaların hareketi rastgeledir. Bu rastgele harketler, kırmızıya kaymaya dönüştürüldüğünde, küme uzamış gibi görünür. Bu da “Tanrının parmağı” da denen, yerküreyi işaret edercesine uzanan bir gökada zinciri gibi görüntü verir.

Evrensel dünyamızın kozmografisi[değiştir | kaynağı değiştir]

Hydra-Centaurus Superkümesinin merkezinde, Büyük Çekicilik(Great Attractor) denilen yerçekimsel aykırılık, yüz milyonlarca ışık yılı genişliğindeki bir alanda yer alan gökadaların hareketini etkilemektedir. Hubble kanuna göre, bu gökadaların hepsi kırmızı kaymasına maruz kalmıştır. Bu, söz konusu gökadaların birbirinden ve yerküremizden geri gittiğini göstermektedir; ancak kırmızı kaymalarındaki değişiklikler, onlarca ve binlerce gökadaya eşit kütle yoğunluğunun varlığını ortaya koymaya yeterlidir.

1986 yılında keşfedilen Büyük Cazibe, 150 milyon ve 250 milyon ışık yılı arasında bir mesafede, Hydra ve Centarus takım yıldızları arasında durmaktadır ( en son tahminler 250 milyon olduğu yönündedir). Büyük Cazibe’nin bulunduğu yerde, büyük ve yaşlı gökadaların üstünlüğü söz konusudur; bu yaşlı gökadaların pek çoğu komşuları ile çarpışmakta veya büyük miktarlarda radyo dalgaları yaymaktadır.

1987 yılında Hawaii Üniversitesi, Astronomi Enstitüsü’nden gökbilimci R. Brent Tully, bir milyar ışık yılı uzunluğunda ve 150 milyar ışık yılı genişliğinde Pisces-Cetus Superkümesi Kompleksi dediği yapıyı keşfettiğinde, Yerel Süperkümenin (Local Supercluster) bu kompleksin içinde yer aldığını iddia etmiştir.

Sıradan maddenin kütlesi[değiştir | kaynağı değiştir]

Bilinen evrenin kütlesinin genellikle 1050 ton veya 1053kg olduğu söylenir. Bu bağlamda, kütle, sıradan maddeye gönderme yapar ve yıldızlararası ortamı (ISM) ve gökadalar arası ortamı (IGM) kapsar. Ancak, karanlık madde ve karanlık enerji dahil değilidir. Evrendeki sıradan maddenin kütlesi için yukarıda belirtilen değerleri kanıtlamada üç hesaplama yöntemi kullanılmaktadır: kritik yoğunluğa dayalı tahminler, yıldızların sayısıyla yapılan ekstrapolasyon – kestirim; kararlı hal olgusunda dayanan tahminler. Bu hesaplamalar, sonlu bir evren varsayımı üzerine kurulmuştur.

Kritik yoğunluk olgusuna dayanan tahminler[değiştir | kaynağı değiştir]

Kritik yoğunluk, sürekli genişleme ve çöküş arasında evrenin dengeyi yakaladığı noktadaki enerji yoğunluğudur. Wilkinson Microdalga Anizotropi Sondası ile kozmik mikrodalga arkaplanı gözlemleri, evrenin uzaysal eğriliğinin sıfıra çok yakın olduğunu ortaya çıkarmıştır. Bu da günümüzde yapılan kozmolojik modellerde, yoğunluk parametresinin belli bir kritik yoğunluk değerine çok yakın olduğuna işaret eder. Bu durumda, kritik yoğunluğu, aşağıdaki gibidir:

\rho_c = \frac{3H_0^2}{8 \pi G}

Bu denklemde, G yerçekimsel sabittir. Avrupa Uzay Ajansı’na ait, Planck Teleskobu sonuçlarından, H_0 67.15 kilometre /dak/mega parsektir. Bu da, 0.85×10−26 kg/m3(genelde 5 hidrojen atomu/ m3) kritik yoğunluğunu vermektedir. Bu yoğunluk dört önemli enerji/kütle türünü içerir: sıradan madde (% 4.8), nötinolar (% 0.1), soğuk karanlık madde (% 26.8), ve karanlık enerji (% 68.3). Dikkat edilmesi gereken nokta, nötrinolar, elektron gibi parçacıklar olarak tanımlansa da, ayrı ayrı listelenmişlerdir. Çünkü tespit edilmeleri zordur ve sıradan maddeden çok farklıdırlar. Bu yüzden, sıradan maddenin yoğunluğu, hesaplanan toplam kritik yoğunluğun % 4.8’ü ya da 4.08×10−28 kg/m3’üdür.

Bu yoğunluğun maddeye dönüştürülmesi için, hacimle – “gözlemlenebilir evrenin” yarıçapına dayanan bir değerle - çarpılmalıdır. Evren 13.8 milyar yıldır genişlediği için, comoving mesafesi (yarıçap), artıl 46.6 milyar ışık yılıdır. Bu yüzden, hacim, yani, (4/3 π r3), 3.58×1080 m3 ‘ye eşittir. Sıradan maddenin kütlesi de, yoğunluk, (4.08×10−28 kg/m3), çarpı (3.58×1080 m3) hacmine ya da 1.46×1053 kg, eşittir.

Yıldızların sayısından kestirim[değiştir | kaynağı değiştir]

Yıldızların sayısını tam olarak bilebilmek mümkün değildir. Ancak, bugünkü literatürde bu sayı, 1022 ile 1024 arasında dolaşmaktadır. Bu aralığın doğruluğunu ispat etmenin bir yolu, gökada sayısını tahminen belirlemek ve ortalama büyüklükte bir gökadanın barındırdığı yıldız sayısı ile çarpmaktır. 2004 Hubble Ultra-Derin Alan görüntülerinde tahminen 10.000 gökada bulunmaktadır. Bu bölgede görünen gökyüzü parçası her iki tarafta 3.4 ark dakika’dır. Göreli bir karşılaştırma yapmak adına dolunayı göstermek için bu görüntülerden 50 tane gerekmektedir. Eğer bu bölge gökyüzünde tipik bir durumsa evrende 100 milyardan fazla gökada var demektir. Kısa bir süre önce, 2012 yılında Hubble bilim adamları Hubble Aşırı Derin Alan görüntülerini elde etmiştir ve bu görüntülerde daha fazla gökada olduğu görülmüştür. Ancak, bu görüntülere dayanarak yıldızların sayısını hesaplamak için; büyük ve cüce gökadaların yüzdesi ve bu gökadalarda bulunan ortalama yıldız sayısı gibi ilave varsayımlar da gerekmektedir. Böylelikle 100 milyar gökada ve her bir gökadada 100 milyar yıldızın olduğunu varsaymak mantıklı görünmektedir. Bu da yıldız sayısının 1022 olduğunu gösterir. Sonraki adımda, ortalama yıldız kütlesine ihtiyaç duyulur. Yıldız kütlesi Saman Yolu’nda bulunan yıldızların dağılımından hesaplanabilir. Samanyolu’nda eğer çok sayıda yıldız spektral sınıfla sayılırsa, % 73’ü M sınıfı yıldızlardır ve Güneş’in kütlesinin sadece % 30’una sahiptir. Her bir spektral sınıftaki yıldızların kütlesini ve sayısını göz önünde bulundurursak, ortalama yıldızın Güneş kütlesinin % 51.5’ine sahiptir. Güneş’in kütlesi 2×1030 kg’dır; bu yüzden, evrendeki ortalama bir yıldızın kütlesinin 1030 kg olduğu söylenebilir. Dolayısıyla, bütün yıldızların kütlesi, yıldızların sayısı (1022) çarpı yıldızın ortalama kütlesidir (1030 kg) veya 1052 kg. Bir sonraki hesaplama Yıldızlararası Ortam (ISM) ve Gökadalararası Ortam (IGM) ile ilgilidir. ISM yıldızlar arasındaki maddedir: bu madde çoğunluğu hidrojen olan gaz ve tozdur. IGM ise gökadalar arası madde olup çoğunluğu hidrojendir. Proton, nötron ve elektronlardan oluşan sıradan madde, ISM ve IGM ortamında bulunduğu gibi yıldızlarda da bulunur. Kozmik Enerji Envanterinde her bir ortamın yüzdesi belirlenmiştir: yıldızlar % 5.9, Yıldızlararası Ortam (ISM) = % 1.7, ve Gökadalararası Ortam (IGM)= % 92.4’dür. Dolayısıyla yıldız kütlesinden evrenin kütlesini tahmin etmek için yıldızlar içine saklanan 1052 kg olan kütleyi % 5.9’la bölmek gerekmektedir. Sonuç: Bütün sıradan madde için 1.7×1053 kg’dır.

Kararlı haldeki evrene dayanarak ortaya konulan tahminler[değiştir | kaynağı değiştir]

Sir Fred Hoyle, kararlı haldeki gözlemlenebilir evrenin kütlesini hesaplamak için aşağıdaki formülü kullanmıştır:

\frac{4}{3}\pi\rho\left(\frac{c}{H}\right)^3

Bu formül şu şekilde de ifade edilebilir:

\frac{c^3}{2GH} \

Bu formülde ‘’H’’=Hubble sabiti, ‘’ρ’’=Hoyle’nin yoğunluk için kullandığı değer, ‘’G’’=Yerçekimi sabiti ve ‘’c’’=Işık hızıdır. Bu hesaplama ile ortaya çıkan rakam yaklaşık 0.92×1053 kg’dır. Ancak bu bütün enerji/maddeyi temsil etmektedir. Öte yandan bu hesaplamada Hubble hacmi kullanılmıştır (yarıçapı yaklaşık 13.8 milyar ışık yılı Hubble uzunluğuna denk olan bir kürenin hacmi, Hubble hacmidir). Yukarıda verilen kritik yoğunluk hesaplaması, yarıçapı 46.6 milyar ışık yılı olan comoving mesafesine dayanmaktaydı. Böylelikle Hoyle denklemi Kütle/Enerji sonucu, artan hacim için uyarlanmalıdır. Comoving mesafesi yarıçapı 39 kat daha büyük bir hacim vermektedir (46.7 üzeri 3, 18.3’e bölünür). Ancak hacim arttıkça sıradan madde ve karanlık madde artmayacaktır. Sadece karanlık enerji hacimle birlikte artar. Dolayısıyla sıradan madde, nötrinolar ve karanlık maddenin, toplam kütle/enerji’nin % 31.7’si ve geri kalan % 68.3’ün ise karanlık enerji olduğu varsayıldığında, kararlı hal hesaplaması için gerekli olan kütle/enerji miktarı şu şekildedir: sıradan madde ve karanlık maddenin kütlesi (31.7%çarpı 0.92×1053 kg)) + karanlık enerjinin kütlesi ((68.3% çarpı 0.92×1053 kg) x arttırılmış hacim (39)). Bu hesaplama 2.48×1054 kg.’a eşittir. Kritik yoğunluk yönteminde az önce belirtildiği gibi sıradan madde, bütün enerji/madde’nin % 4.8’idir. Eğer Hoyle sonucu bu yüzdeyle çarpılırsa sıradan madde için ortaya çıkan sonuç 1.20×1053 kg’dır.

Sonuçların karşılaştırılması[değiştir | kaynağı değiştir]

Sonuç olarak üç bağımsız hesaplama yöntemiyle birbirine oldukça yakın sonuçlar elde edilmiştir: 1.46×1053 kg, 1.7×1053 kg, ve 1.20×1053 kg. Ortalama ise, 1.45×1053 kg’dır. Yıldız kütlesinden Kestirim yöntemini kullanırken göz önünde bulundurulan anahtar varsayımlar, yıldızların sayısı (1022) ve yıldızlardaki sıradan maddenin yüzdesi (% 5.9) olmuştur. Kritik Yoğunluk Yöntemindeki anahtar varsayımlar, evrenin comoving mesafe yarıçapı (46.6 milyar ışık yılı) ve bütün maddenin içinde var olan sıradan maddenin yüzdesi (% 4.8) olmuştur. Hoyle kararlı hal yönteminde kullanılan anahtar değerler, comoving mesafesi yarıçapı ve bütün kütlenin içinde karanlık enerjinin yüzdesi (% 68.3) olmuştur. Hem kritik yoğunluk hem de Hoyle karalı hal denklemleri, Hubble sabiti olan 67.15 km/s/Mpc değerini kullanmıştır.

Maddenin içeriği-atomların sayısı[değiştir | kaynağı değiştir]

Sıradan maddenin kütlesi yaklaşık 1.45×1053 kg olduğunu varsayarsak (Bkz. bir önceki bölüm) ve bütün atomların hidrojen atomu olduğunu farz edersek (hidrojen atomları gerçekte kütle olarak gökadamizdeki bütün atomların yaklaşık % 74’ünü oluşturur, bkz. kimyasal elementlerin bolluğu), evrendeki atomların tahmini toplam sayısını hesaplamak kolaydır. Sıradan maddenin kütlesini bir hidrojen atomunun kütlesiyle bölmek gerekir (1.45×1053 kg bölü 1.67×10−27 kg). Sonuç yaklaşık 1080 hidrojen atomudur. Dünya’nın kimyası 13.8 milyar yıl önce meydana gelen Büyük Patlama’dan hemen sonra başlamış olabilir. Yaşamın başladığı bu dönemde evren sadece 10-17 milyon yaşındaydı. Panspermia hipotezine göre, meteorlar, asteroidler ve diğer küçük güneş sistemi cisimleri aracılığıyla dağıtılan mikroskobik yaşam evrenin her yerinde var olmuş olabilir. Her ne kadar yaşam sadece yer kürede tespit edildiyse de, pek çok kişiye göre Dünya dışı yaşam sadece gerçekçi değil aynı zamanda kuvvetle muhtemel ve kaçınılmazdır.

En uzaktaki cisimler[değiştir | kaynağı değiştir]

Ocak 2011 tarihinde duyurulan en uzak astronomik gök cismi UDFj-39546284 olarak kaydedilen bir gökada adayıdır. 2009 yılında GRB 090423 olarak adlandırılan gama ışını patlamasının 8.2’lik bir kırmızı kayması olduğu tespit edilmiştir; bu değer, evren henüz 630 milyon yaşındayken, söz konusu patlamaya çarpan bir yıldızın sebep olduğunu göstermektedir. Patlama 13 milyar yıl önce gerçekleşmiştir. Bu yüzden 13 milyar ışık yılında bir mesafe yayınlarda dile getirilen mesafedir. Ancak bu mesafe, Hubble yasası ve gözlemlenebilir evrenin büyüklüğünü tanımlarken kullanılan ”uygun mesafe”den ziyade “ışık hızı mesafesi”dir (gökbilimci Ned Wright bu sayfadaki astronomik basın açıklamalarında kullanılan “ışık hızı mesafesi” ifadesine karşı çıkmakta ve bu sayfanın sonunda düz bir evrende var olan uzak bir cismin uygun mesafesini hesaplamada kullanılabilecek çevrim içi hesaplayıcıları önermektedir. Önerdiği hesaplamalar kırmızı kayma z yada ışık hızı zamanı değerlerine dayanmaktadır). 8.2’lik bir kırmızı kaymanın uygun mesafesi yaklaşık 9.2 Gpc, ya da yaklaşık 30 milyar ışık yılıdır. En uzak gök cismi rekorunu elinde tutan bir başka gökada ise Abell 2218’in ötesinde tespit edilmiş olup, Dünya’dan yaklaşık 13 milyar ışık yılı ötededir. Bu gökadanın Hubble teleskopu işle yapılan gözlemlerde kırmızı kaymasının 6.6 ile 7.1 arasında olduğu tespit edilmiştir. Keck teleskoplarıyla yapılan gözlemler ise, gökadanın kırmızı kaymasının az önce bahsedilen aralık değerinin üst bandında, yaklaşık 7 civarında olduğunu tespit etmiştir. Dünya’dan da artık gözlemlenebilen bu gökadanın ışığı, Büyük Patlama’dan 750 milyon yıl sonra kaynağından yayılmaya başlamıştır.

Ufuklar[değiştir | kaynağı değiştir]

Evrenimizdeki gözlemlenebilirlik sınırı bir dizi gök bilimsel ufuk tarafından belirlenmiştir. Bu ufuklar, çeşitli fiziksel sınırlamalar yüzünden, evrendeki çeşitli hareketler ile ilgili bilgi edinme sınırlarımızı kısıtlamaktadır. En ünlü ufuk, parçacık ufuğudur; parçacık ufuğu evrenin sonlu yaşı yüzünden görülebilen kesin mesafeye bir sınır koymaktadır. Son serpintinin yüzeyindeki “optik ufuk”, ve nötrinolarla yerçekimsel dalgaların son serpinti yüzeyi ile ilgili ufuklar gibi diğer olgular da gözlemlerin gelecekteki sınırlarıyla yakından ilişkilidir:

Gözlemlenebilir evrendeki konumumuzun bir diyagramı. (Alternatif görsel için tıklayınız..)

Ayrıca Bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

7

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

[1]

İleri Okuma[değiştir | kaynağı değiştir]

Dış Bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ Itzhak Bars; John Terning (November 2009). Extra Dimensions in Space and Time. Springer. ss. 27–. ISBN 978-0-387-77637-8. http://books.google.com/books?id=fFSMatekilIC&pg=PA27. Erişim tarihi: 2011-05-01. 
  2. ^ http://www.wolframalpha.com/input/?i=volume+universe
  3. ^ Paul Davies (2006). The Goldilocks Enigma. First Mariner Books. s. 43–. ISBN 978-0-618-59226-5. http://www.amazon.com/Goldilocks-Enigma-Universe-Just-Right/dp/0547053584/ref=sr_1_1?s=books&ie=UTF8&qid=1372701918&sr=1-1&keywords=goldilocks+enigma. Erişim tarihi: 1 July 2013. 
  4. ^ http://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_matter.html Jan 13 2015
  5. ^ Planck collaboration (2013). "Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters". arΧiv: 1303.5076 [astro-ph.CO]. 
  6. ^ Fixsen, D. J. (December 2009). "The Temperature of the Cosmic Microwave Background". The Astrophysical Journal 707 (2): 916–920. arXiv:0911.1955. Bibcode 2009ApJ...707..916F. DOI:10.1088/0004-637X/707/2/916.