Kozmolojik sabit

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Şuraya atla: kullan, ara

Kozmolojide, kozmoloji sabiti (genellikle Yunan harf lambda ile gösterilir: Λ) uzaydaki vakum enerjisinin değeridir. Başlangıçta esasen Einstein tarafından genel izafiyet teorisine ek olarak "yerçekimi tedbiri" ve kabul edilen evren sabitini elde etmek için 1917 yılında ortaya atılmıştır.  Einstein 1929'da Hubble'ın keşfi olan bütün galaksilerin birbirinden uzağa hareket ettiğini söyleyen konsepti yani evrenin genişlediği konseptini bırakmıştır. Genel genişleyen evren konseptinde, 1929'dan 1990'ların başına kadar, çoğu kozmoloji araştırmacıları tarafından kozmoloji sabiti sıfır farzedilmiştir.

Büyük Patlama Genişlemesi

Kozmolojik sabit, genel görelilik denklemleri, Evren'in zamanla giderek kendi üzerine çökmesini önleyecek ve kütle çekiminden sonuçlanmayan bir sabit içerir.

1990'lardan beri, kozmolojideki gözlemsel gelişmeler, özellikle 1998 yılında   süpernovadan belirli bir uzaklıkta evrenin hızlandığının keşfi  (ek olarak kozmik mikrodalga arka plandan ve  kırmızıya kayan büyük galaksi araştırmalarından bağımsız kanıt olarak) gösteriyor ki  evrenin kütle-enerji yoğunluğunun %68 i karanlık enerjiye dayandırılabilir. Karanlık enerji yetersiz bir şekilde temel düzeyde anlaşıldığından, karanlık enerjinin gerektirdiği temel özellik yerçekimi karşıtı olmasıdır. Evren genişledikçe bu evreni sulandırır. Karanlık enerji uzayda ve zamanda sabit olduğundan, kozmolojik sabit karanlık enerjinin en basit olası yapısıdır. Buda şu anda bilinen kozmolojik standart model olan Lamba-CDM modelidir. Bu model 2016'daki gözlemlere oldukça iyi bir şekilde uyum sağlayan bir modeldir.

Hubble Uzay Teleskobu'na adını veren Edwin Hubble'ın yaptığı gözlemler sonucu Evren'in genişlediğini keşfetmesi genel görelilik denklemlerinde böyle bir sabitin bulunmaması gerektiğini göstermiştir.

Einstein kozmolojik sabit için ‘hayatımda yaptığım en büyük hata’ demiştir.

Ancak son 20 yıl içinde yapılan araştırmalarda, Einstein’ın kozmolojik sabitinin bir hata olmadığına, Evren'i anlayabilmenin ancak bu terimin varlığı ile mümkün olabileceğine dair kuvvetli kanıtlara ulaşılmıştır.

Geçmişi[değiştir | kaynağı değiştir]

Evrenin içeriği

Einstein genel görelik için kozmolojik sabiti alan denklemlerindeki bir terim olarak kullandı çünkü kozmolojik sabitinden memnun değildi. Onun denklemleri sabit bir evren için yerçekimi başta dinamik dengede olan evrenin daralmasına neden oluyordu. Bu sorunu ortadan kaldırmak için Einstein kozmolojik sabiti ekledi.[5] Ancak hemen sonrasında Einstein, Edwin Hubble tarafından evrenin genişlediğinin bulunmasıyla  kendi sabit teorisini geliştirdi. İnsanlar tarafından Einsten denklemlerindeki hatayı kabul etmede başarısız bulundu. Teorideki evrenin genişlemesini tahmin edilmeden önce gözlemlerdeki kozmolojik kırmızıya kayma ile kanıtlandı. Einstein'ın hayatında bu en büyük pot olarak anıldı. Doğrusu, kozmolojik sabitin Einstein'ın denklemlerine eklenmesi dengedeki sabit evrene neden olmadı. Çünkü denge eğer sabit değil ise eğer evren çok küçük bir şekilde genişlerse, genişleme vakum enerjisini serbest bırakır, bu da daha fazla genişlemeye neden olur. Aynı şekilde, evren küçük oranda bile daralırsa daralmaya devam edecektir. Ancak kozmolojik sabit, teorik ve ampirik bir ilgi konusu olarak kaldı. Deneysel olarak geçmişteki on yılın kozmolojik verilerinin acımasız eleştirisi güçlü bir şekilde evrenin pozitif kozmolojik sabiti olduğunu göstermektedir.[5] Bu küçük ama pozitif değerin açıklanması olağanüstü teorik bir zorluktur.

Son olarak, klasik birleşik alan teorileri olarak bilinen Einstein'ın yerçekimi teorisinin bazı erken genellemeleri kozmolojik sabitin teorik zeminlerde ya da bulgularda (yani doğal olarak matematikten gelmiştir) bahsedildiğini not etmek gerekir. Örneğin Sir Arthur Stanley Eddington vakum alan denkleminin kozmolojik sabit versiyonu evren "self-gauge" dir "epistemolojik" özelliğini ifade ettiğini iddia etti ve basit bir varyasyon ilkesini kullanarak kozmolojik terim ile Erwin Schrödinger'in saf-afin teori alan denklemi üretti.

Pozitif Değer[değiştir | kaynağı değiştir]

Genişleyen evrenin hızlandığını belirten süpernova tipi için mesafe-kırmızıya kayma ilişkisi 1998 yılında gözlemler tarafından ilan edildi.[9][10] Kozmik mikrodalgaların arka plan ışımasıyla kastedilen ΩΛ ≈ 0.7 değerin birleşmesiyle, sonuç bugünkü ölçümlerle desteklendi ve yeniden işlendi. Evrenin hızlanmasına sebep olan diğer ihtimaller vardır. Bunlardan biri "özünün özüdür" ancak kozmolojik sabit kabul edilen en basit çözümdür. Sonuç olarak, kozmolojinin günümüz standart modelinde (Lambda-CDM modeli) kozmolojik sabit bulunur ve bu sabit 10−52 m−2 dir.  Denklemdeki diğer sabitlerle çarpılmasıyla çoğunlukla 10−52 m−2 ya da 10−35 s−2 yada 10−47 Gev4 yada 10−29 g/cm3 olarak ifade edilir. Planck terimleri açısından ve doğal boyutsuz değer açısından kozmolojik sabit (Λ) 10−122 dir.

Son zamanlarda görülen t Hooft'un çalışmalarıyla ve diğer çalışmalarla pozitif kozmolojik sabitin beklenmedik sonuçları vardır. Örneğin gözlemlenen evrenin sonlu maksimum entropisi gibi.

Tahminler[değiştir | kaynağı değiştir]

Kuantum alan teorisi[değiştir | kaynağı değiştir]

Çözülmemiş mühim problemlerden biri, kuantum alan kuramlarının çoğunun kuantum vakumu için kocaman bir değer öngörmesidir. Yaygın bir varsayım, kuantum vakumunun kozmolojik sabite eşit olmasıdır. Bu faraziyeyi destekleyen bir teori olmamasına rağmen lehine görüşler yapılabilir.[1]

Bu tür görüşler genelde boyut analizine ve etkili alan teorisine dayanır. Eğer Kâinat etkili bir bölgesel kuantum alan teorisiyle Planck ölçeğine kadar açıklanırsa beklenen kozmolojik sabit civarında olmalıdır. Yukarıda da ifade edildiği üzere ölçülen kozmolojik sabit, bu değerin 10−120 kadar altında kalmaktadır. Bu uyuşmazlığa "fizik tarihinin en kötü teorik tahmini" denmiştir!.[2]

Bâzı süpersimetrik teoriler, kozmolojik sâbitin tam sıfır olmasını gerektirdiği düşünülürse bu durum meseleyi daha da zorlaştırmaktadır. Bu duruma kozmolojik sabit problemi (İng. cosmological constant problem) denir ve fizikteki en kötü ince ayar problemidir; kozmolojide kullanılan bu küçük kozmolojik sabiti parçacık fiziğinden türetmenin tabii bir yolu yoktur.

Beşeri Prensip[değiştir | kaynağı değiştir]

Stephen Weinber tarafından 1987 yılında insan ırkıyla ilgili prensibi takiben küçük ama sıfır olmayan bir değer için olası bir açıklama yaptığı not edildi. Weinberg vakum enerji evrenin farklı alanlarda farklı değerler alması halinde, o zaman gözlemcilerin ölçtüğü değer mutlaka hayat destek yapı formlarının vakum enerjisinin daha büyük olduğu baskı altına alınmış yerlerle benzerlik göstermesi gerektiğini söyler. Eğer vakum enerjisi negatif ve mutlak değeri gözlemlendiği evrendekinden oldukça yüksek ise (10 faktörden daha büyük diyelim), diğer bütün değişkenleri (örnek olarak madde yoğunluğu) sabit tutar. Böylece evren daha kapalı olacağı için evrenin yaşı günümüz evrenin yaşından daha küçük olacaktır. Dolayısıyla akıllı bir yaşam formu oluşması için gereken süre yetersiz kalacaktır. Diğer taraftan, evrenin büyük pozitif bir kozmolojik sabiti varsa, evren çok hızlı genişleyecek ve galaksilerin oluşmasını engelleyecektir. Weinberg'e göre,  vakum enejisinin yaşamla uyumlu olacağı alan son derece nadir olurdu. Bu argümanı kullanarak, kozmolojik sabitinin günümüzce kabul edilen değerinden 100 kat daha düşük bir değere sahip olduğunu varsaydı. 1992 yılında Weinberg kozmolojik sabiti ile ilgili tahminini madde yoğunluğunun 5 ila 10 kat olduğunu düzeltti.

Bu argüman bekleneceği üzere, eğer karanlık enerji kozmolojik sabit olsaydı, vakum enerji yoğunluğu (uzamsal veya başka türlü) bir dağıtım varyasyonu eksikliğine bağlı olacaktı. Vakum enerjisinin değiştiğine dair hiçbir kanıt yoktur, ancak öyle olsaydı örneğin, vakum enerjisi (hatta kısmen) skalar alanın potensiyelidir yani artık enflasyondur. Konuyla ilgilenen bir başka teorik yaklaşım ise farklı fizik kanunlarının geçerli olduğu veya farklı fiziksel temel sabitlerin olduğu çok sayıda "paralel" evrenlerin var olduğunu tahmin eden çoklu evren teorisidir. Yine, insan ırkıyla ilgili prensip insanoğlunun sadece uygun akıllı yaşam formlarından oluşan evrenlerin sadece birinde yaşayabileceğini söyler. Eleştirmenler ince ayar için bir açıklama olarak kullanılan bu teorilerin, ters kumarbaz mantıksızlık suçunu işlediğini iddia ediyor.

1995 yılında, Weinberg argümanı Alexander Vilenkin tarafından kozmolojik sabitinin madde yoğunluğunun 10 katı olduğunu tahmin etmek için rafine edildi. (şuanki değerinin 3 katı olduğu belirlendi.)

Dönüşsel Model[değiştir | kaynağı değiştir]

Son çalışmalar sicim teorisi tarafından izin verilen muhtemel döngüzel evrenin sorununa dolaylı yoldan kanıt önerdi. Evrenin her döngüsü (Büyük patlamadan sonra en sonunda Büyük Çıtırdama) milyarlarca yıl sürdü.(1012 yıl) Evrendeki maddenin ve radyasyonun miktarı resetlendi ancak kozmolojik sabit resetlenmedi. Kozmolojik sabit bugün gözlenen küçük bir değere  kademeli olarak birçok döngüler boyunca azalarak geldi. Eleştirmenler buna cevap olarak, yazılarında aynı derecedeki ayarlamanın kozmolojik modeldeki herhangi bir modele yol açacağını savunur.

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ Rugh, S; Zinkernagel, H. (2001). "The Quantum Vacuum and the Cosmological Constant Problem". Studies in History and Philosophy of Modern Physics 33 (4): 663–705. DOI:10.1016/S1355-2198(02)00033-3. http://philsci-archive.pitt.edu/398/. 
  2. ^ MP Hobson, GP Efstathiou & AN Lasenby (2006). General Relativity: An introduction for physicists (Reprinted with corrections 2007 bas.). Cambridge University Press. s. 187. ISBN 978-0-521-82951-9. http://books.google.com/?id=5dryXCWR7EIC&pg=PA187.