Evrenin Büyümesi Engelleniyor mu?

Evrenin Büyümesi Engellenebilir mi?

Evrenin nasıl genişlediği ve bu genişlemenin ne kadar süreceği, kozmolojinin en temel sorularından biridir. Albert Einstein’ın genel görelilik kuramına göre, evrenin genişlemesi zamanla yavaşlamalıdır. Çünkü evrendeki madde ve enerji, kütleçekim kuvvetiyle birbirini çeker ve genişlemeyi frenler. Ancak 1998 yılında yapılan bir gözlem, evrenin genişleme hızının arttığını ortaya çıkardı. Bu, evrenin genişlemesini hızlandıran gizemli bir kuvvetin varlığını işaret ediyordu. Bu kuvvete karanlık enerji adı verildi.

Karanlık Enerji Nedir?

Karanlık enerji, evrenin en büyük ölçeklerinde etkili olan ve henüz doğası bilinmeyen bir enerji türüdür. Evrenin genişlemesini etkilediği için varlığını biliyoruz, ama başka hiçbir şey bilmiyoruz. Ancak önemli bir gizemdir. Çünkü evrenin yaklaşık %68’ini karanlık enerji oluşturur. Karanlık madde %27, normal (bariyonik) madde ise %5 oranında katkıda bulunur. Diğer bileşenler, nötrinolar ve fotonlar gibi, ihmal edilebilir düzeydedir.

Bu enerjinin yoğunluğu çok düşüktür: 6 × 10−10 J/m3 (≈ 7 × 10−30 g/cm3), galaksiler içindeki normal madde veya karanlık maddenin yoğunluğundan çok daha azdır. Ancak evrenin kütle-enerji içeriğine hakimdir, çünkü uzayda homojen olarak dağılmıştır.

Bu enerjinin varlığına ilk kanıt, süpernovaların ölçümünden geldi. Tip 1A süpernovaların sabit parlaklığı vardır, bu da onları doğru mesafe ölçütleri olarak kullanmamızı sağlar. Bu mesafeyi, süpernovanın uzaklaşma hızını gösteren kırmızıya kayma ile karşılaştırdığımızda, evrenin genişleme hızının arttığını görürüz. Bu gözlemden önce, bilim insanları evrenin kütleçekiminin etkisiyle yavaşladığını düşünüyordu. Hızlanan genişlemenin keşfinden sonra, birçok bağımsız kanıt daha bulundu ve karanlık enerjinin varlığını destekledi.

Bu enerjinin tam olarak ne olduğu ise bir sır olarak kalmaya devam ediyor ve açıklamalar bolca mevcut. Başlıca adaylar, uzayı homojen olarak dolduran sabit bir enerji yoğunluğunu temsil eden kozmolojik sabit ve zamanda ve uzayda değişken enerji yoğunluklarına sahip olan skaler alanlar (dinamik büyüklükler) gibi beşinci esans veya modüllerdir. Kozmolojik sabit zamanda ve uzayda sabit kalırken, skaler alanlar değişebilir. Diğer olasılıklar ise etkileşimli karanlık enerji, gözlemsel bir etki ve kozmolojik bağlantıdır.

Karanlık Enerjinin Keşfi ve Önceki Spekülasyonlar

“Kozmolojik sabit”, Einstein’ın genel görelilik kuramının alan denklemlerine eklenebilen sabit bir terimdir. Alan denkleminde “kaynak terimi” olarak kabul edilirse, boş uzayın kütlesiyle (kavramsal olarak pozitif veya negatif olabilir) veya “vakum enerjisi”yle eşdeğer olarak görülebilir.

Kozmolojik sabit, evrenin durağan olmasını sağlayacak bir çözüm elde etmek için Einstein tarafından ilk önerilen mekanizmaydı. Çünkü bu enerjiyi kütleçekime karşı dengeleyen bir etki olarak kullanıyordu. Ancak bu etki, 1912 yılında Einstein tarafından yapılan yayınlanmamış hesaplamalardan sonra, Orest Khvolson (1924) ve Frantisek Link (1936) tarafından ilk kez yazılı olarak tartışıldı. Bu etki daha çok Einstein ile ilişkilendirilir, çünkü 1936 yılında bu konuda bir makale yayınladı. Fritz Zwicky ise 1937 yılında galaksi kümelerinin yerçekimsel mercekler olarak işlev görebileceğini ileri sürdü. Bu etki, 1979 yılında İkiz KSO SBS 0957+561’in gözlenmesiyle doğrulandı.

Yerçekimsel Merceklerin Tanımı ve Türleri

Bir ışık kaynağı, yerçekimsel bir merceğin (görünmez nokta kütle resmin merkezine yerleştirilmiş) arkasından geçer. Su yeşili daire, mercek olmasaydı görülecek olan ışık kaynağıdır, beyaz noktalar ise kaynağın çoklu görüntüleridir (bkz. Einstein halkası). Bir yerçekimsel mercek, uzak bir ışık kaynağı ile bir gözlemci arasında bulunan ve kaynaktan gelen ışığı gözlemciye doğru seyahat ederken bükme yeteneğine sahip olan bir madde dağılımı veya nokta parçacığıdır. Bu etkiye yerçekimsel merceklenme denir ve bükülmenin miktarı Albert Einstein’ın genel görelilik kuramının tahminlerinden biridir. Newton fiziği de ışığı korpusküller olarak ele alarak, ışığın bükülmesini öngörür, ancak genel göreliliğin öngördüğünün yarısı kadardır.

Bir optik merceğin aksine, noktasal bir yerçekimsel mercek, merkezine en yakın geçen ışığı maksimum, en uzağından geçen ışığı minimum bükme yeteneğine sahiptir. Dolayısıyla, bir yerçekimsel merceğin tek bir odak noktası yoktur, ama bir odak çizgisi vardır. Yerçekimsel ışık bükülmesi terimi ilk olarak O.J. Lodge tarafından kullanılmıştır, o da “güneşin kütleçekim alanının bir mercek gibi davrandığını söylemenin mümkün olmadığını” belirtmiştir. Çünkü “odak uzunluğu yoktur”.

Eğer (ışık) kaynak, kütleli mercekleyici nesne ve gözlemci düz bir çizgide bulunursa, orijinal ışık kaynağı kütleli mercekleyici nesnenin etrafında bir halka olarak görünür (eğer mercek dairesel simetriye sahipse). Bu halkaya Einstein halkası denir. Hubble gözlemleri, bilim insanlarının bilinen Einstein halkası sayısını büyük ölçüde arttırmasına yardımcı oldu.

Karanlık Enerji Teorileri

Karanlık enerjinin doğası hakkında birçok teori öne sürülmüştür. Bunlardan bazıları şunlardır:

• Kozmolojik sabit: Bu teori, bu enerjinin evrenin her yerinde sabit bir yoğunluğa sahip olduğunu varsayar. Bu, Einstein’ın genel görelilik kuramının alan denklemlerine eklenen bir terimle ifade edilebilir. Kozmolojik sabit, evrenin genişlemesini hızlandıran bir negatif basınca sahiptir. Bu teorinin avantajı, basit ve tutarlı olmasıdır. Ancak dezavantajı, kozmolojik sabitin değerinin çok küçük olması gerektiğidir. Çünkü evrenin yaşına ve kritik yoğunluğuna uygun olmalıdır. Bu da doğal olarak açıklanması zor bir ince ayar sorunu yaratır.
• Skaler alanlar: Bu teori, bu enerjinin zamanda ve uzayda değişebilen dinamik bir enerji türü olduğunu varsayar. Bu, evrenin erken dönemlerinde veya geç dönemlerinde farklı davranışlar sergileyebileceği anlamına gelir. Skaler alanlar, kuantum alan kuramında temel parçacıkları tanımlayan alanlara benzer, ancak kütleçekimsel olarak etkileşirler. Skaler alanların potansiyeli, evrenin genişlemesini etkileyen etkin bir basınç yaratır. Bu teorinin avantajı, bu enerjinin yoğunluğunun zamanla değişmesine izin vermesidir. Ancak dezavantajı, skaler alanların potansiyelinin ne olduğunu ve nasıl seçildiğini açıklayamamasıdır.
• Etkileşimli karanlık enerji: Bu teori, karanlık enerjinin sadece kendisiyle değil, aynı zamanda karanlık maddeyle de etkileştiğini varsayar. Bu, karanlık madde ve karanlık enerji arasında bir enerji alışverişi olduğu anlamına gelir. Bu teorinin avantajı, karanlık madde ve karanlık enerji arasındaki ilişkiyi açıklayabilmesidir. Ancak dezavantajı, etkileşimin şeklini ve gücünü belirlemenin zor olmasıdır.
• Gözlemsel bir etki: Bu teori, karanlık enerjinin gerçek bir fiziksel varlık olmadığını, ancak gözlemlerimizdeki bir yanılsama olduğunu varsayar. Bu, evrenin yapısının veya ışığın yayılmasının bizim düşündüğümüzden farklı olduğu anlamına gelir. Örneğin, evren homojen ve izotrop değilse, ya da ışık toz gibi maddeler tarafından soğuruluyorsa, bu bize evrenin genişleme hızının arttığı izlenimini verebilir. Bu teorinin avantajı, yeni fizik gerektirmemesidir. Ancak dezavantajı, mevcut gözlemlerle uyumlu olmamasıdır.
• Kozmolojik bağlantı: Bu teori, bu enerjinin evrenin başlangıcındaki ilk koşullara bağlı olduğunu varsayar. Bu, evrenin ilk anlarında meydana gelen olayların bugünkü genişlemeyi etkilediği anlamına gelir. Örneğin, inflasyon denilen erken dönemdeki hızlı genişleme veya sicim kuramındaki ekstra boyutlar gibi faktörler karanlık enerjiyi üretebilir. Bu teorinin avantajı, evrenin tarihini ve bugününü birleştirmesi ve karanlık enerjiyi temel fizikle ilişkilendirmesidir. Ancak dezavantajı, ilk koşulların ne olduğunu ve nasıl test edileceğini bilmediğimizdir.

Karanlık Enerjinin Gözlemleri ve Testleri

Karanlık enerjinin varlığı, evrenin genişlemesini ölçen birçok gözlemsel yöntemle desteklenmektedir. Bunlardan bazıları şunlardır:

• Süpernovalar: Tip 1A süpernovaları, evrenin farklı bölgelerindeki genişleme hızını ölçmek için kullanılır. Bu süpernovalar, beyaz cüce yıldızların patlamasıyla oluşur ve neredeyse aynı parlaklığa sahiptir. Bu da onları standart mumlar olarak kullanmamızı sağlar. Süpernovaların kırmızıya kayması, uzaklıklarını belirlerken, parlaklıkları da genişleme hızını verir. Süpernovaların gözlemleri, evrenin genişleme hızının arttığını gösterir. Bu da karanlık enerjinin varlığını işaret eder.
• Kozmik mikrodalga arka plan ışıması (CMB): CMB, evrenin yaklaşık 380 bin yıl sonra ilk kez şeffaf hale geldiği erken dönemden kalan ışımadır. CMB, evrenin sıcaklık, yoğunluk ve basınç gibi özelliklerini yansıtır. CMB’nin güç spektrumu, evrenin geometrisi ve bileşimi hakkında bilgi verir. CMB’nin gözlemleri, evrenin düz olduğunu ve karanlık enerjinin yaklaşık %68’ini oluşturduğunu gösterir.
• Baryon akustik salınımları (BAS): BAS, CMB’den önceki dönemde meydana gelen ses dalgalarının izleridir. Bu ses dalgaları, madde ve ışık arasındaki basınç farkından kaynaklanır. Ses dalgaları, madde dağılımında belli bir ölçekte bir yoğunluk dalgalanması yaratır. Bu ölçek, galaksiler arasındaki mesafeyi belirlemek için kullanılır. BAS’ın gözlemleri, evrenin genişlemesinin zamanla nasıl değiştiğini gösterir. Bu da karanlık enerjinin özelliklerini kısıtlar.

Bu yöntemlerin yanı sıra, karanlık enerjiyi test etmek için başka yöntemler de vardır. Bunlar arasında zayıf yerçekimsel merceklenme, galaksi sayımı, kozmik kronometreler ve yerel Hubble sabiti ölçümleri sayılabilir.

Karanlık Enerjinin Sonuçları ve Geleceği

Karanlık enerji, evrenin geçmişini, bugününü ve geleceğini etkileyen önemli bir bileşendir. Karanlık enerji sayesinde evren daha hızlı genişler ve daha soğuk olur. Karanlık enerji ayrıca evrenin son durumunu da belirler. Eğer karanlık enerji sabitse veya zamanla azalıyorsa, evren sonsuza kadar genişlemeye devam eder ve her şey birbirinden uzaklaşır. Eğer karanlık enerji zamanla artıyorsa, evren çok hızlı genişler ve büyük yırtılma denilen bir olayla son bulur.

Karanlık enerjinin doğası hakkında daha fazla bilgi edinmek için yeni gözlemsel ve teorik çalışmalara ihtiyaç vardır. Karanlık enerjiyi incelemek için tasarlanmış bazı projeler şunlardır:

Dark Energy Survey (DES): DES, 2013-2019 yılları arasında Şili’deki Cerro Tololo Uluslararası Gözlemevi’nde bulunan 4 metrelik Blanco Teleskobu’nu kullanan bir gözlemsel proje idi. DES, evrenin %25’ini kapsayan 5000 derecelik bir gökyüzü alanını taradı ve 300 milyon galaksi, 100 bin kümelenmiş galaksi ve 4000 süpernovayı görüntüledi. DES, karanlık enerjiyi süpernovalar, BAS, zayıf yerçekimsel merceklenme ve galaksi kümeleri gibi yöntemlerle ölçmeyi amaçladı. DES’in sonuçları, evrenin düz olduğunu ve karanlık enerjinin sabit bir yoğunluğa sahip olduğunu gösterdi.

• Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI): DESI, 2020 yılında ABD’deki Kitt Peak Ulusal Gözlemevi’nde bulunan 4 metrelik Mayall Teleskobu’na takılan yeni bir spektroskopik alettir. DESI, evrenin %35’ini kapsayan 14000 derecelik bir gökyüzü alanını tarayacak ve 35 milyon galaksinin spektrumunu alacaktır. DESI, karanlık enerjiyi BAS ve zayıf yerçekimsel merceklenme gibi yöntemlerle ölçmeyi amaçlamaktadır. DESI’nin sonuçları, karanlık enerjinin zamanla nasıl değiştiğini ortaya çıkaracaktır.
• Euclid: Euclid, Avrupa Uzay Ajansı’nın (ESA) planladığı bir uzay teleskopudur. Euclid, 2022 yılında fırlatılması planlanan ve evrenin %40’ını kapsayan 15000 derecelik bir gökyüzü alanını tarayacak olan bir görevdir. Euclid, 1,5 milyar galaksinin görüntülerini ve spektrumlarını alacaktır. Euclid, karanlık enerjiyi BAS, zayıf yerçekimsel merceklenme ve galaksi sayımı gibi yöntemlerle ölçmeyi amaçlamaktadır. Euclid’in sonuçları, karanlık enerjinin özelliklerini daha hassas bir şekilde belirleyecektir.
• Large Synoptic Survey Telescope (LSST): LSST, Şili’deki Cerro Pachón’da inşa edilen yeni bir optik teleskoptur. LSST, 2023 yılında faaliyete geçmesi planlanan ve evrenin %50’sini kapsayan 18000 derecelik bir gökyüzü alanını tarayacak olan bir proje olarak tasarlanmıştır. LSST, 20 milyar galaksi ve yıldızın görüntülerini alacaktır. LSST, karanlık enerjiyi süpernovalar, BAS, zayıf yerçekimsel merceklenme ve galaksi sayımı gibi yöntemlerle ölçmeyi amaçlamaktadır. LSST’nin sonuçları, karanlık enerjinin zamana bağlı davranışını daha iyi anlamamızı sağlayacaktır.

Kaynaklar

• Amendola, L., & Tsujikawa, S. (2010). Dark energy: Theory and observations. Cambridge University Press. 1
• Dark Energy Survey Collaboration. (2016). The Dark Energy Survey: more than dark energy – an overview. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 460(2), 1270-1299. 2
• Bernal, J. L., Verde, L., & Riess, A. G. (2016). The trouble with H0. Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, 2016(10), 019. 4
• Copeland, E. J., Sami, M., & Tsujikawa, S. (2006). Dynamics of dark energy. International Journal of Modern Physics D, 15(11), 1753-1936. [5]
• Mortonson, M. J., Weinberg, D. H., & White, M. (2014). Dark energy: a short review. In J.-P. Uzan & C. Clarkson (Eds.), General Relativity and Gravitation: A Centennial Perspective (pp. 505-538). Cambridge University Press. [6]