Evreni iten gizemli şey

Kanca

1990'larda iki ekip aynı yarışa girdi. Birini Saul Perlmutter yönetiyordu, 1988'de işe başlamıştı; öbürünü Brian Schmidt, 1994'ün sonunda kurulmuştu ve Adam Riess orada kilit rol oynayacaktı. Amaçları basitti: uzak süpernovaların parlaklığından evrenin genişlemesinin ne kadar yavaşladığını ölçmek. Herkes yavaşlamayı bekliyordu; tartışılan yalnızca ne kadar.

1998'de iki ekip de aynı, akıl almaz sonuca ulaştı. Uzak süpernovalar beklenenden sönüktü. Evrenin genişlemesi yavaşlamıyordu; hızlanıyordu. Nobel Komitesi'nin deyişiyle bu keşif, ödül sahiplerinin kendilerini bile tamamen şaşırttı. Bu hızlanmanın arkasındaki şeye karanlık enerji (dark energy) diyoruz; ve ne olduğunu bilmiyoruz.

Merkezi soru

Madde birbirini çektiği hâlde evrenin genişlemesi neden hızlanıyor, bunu nasıl anladık, karanlık enerji hakkında neyi biliyor ve neyi bilmiyoruz?

Anlatım

Beklenen yavaşlama

OpenStax'ın anlattığı gibi, gökbilimciler onlarca yıl genişlemenin yavaşladığını göstermeye çalıştı. Mantık sağlamdı: madde maddeyi çeker; bütün galaksilerin birbirini çekmesi, genişlemeyi zamanla frenlemelidir. Havaya atılan bir top da yükseldikçe yavaşlar. Soru yalnızca frenin ne kadar sert olduğuydu; bundan evrenin ne kadar madde taşıdığı ve sonunun ne olacağı anlaşılacaktı.

Bunu ölçmek için iki şey gerekiyordu: çok uzak galaksilerin kırmızıya kaymasını ölçecek büyük teleskoplar ve milyarlarca ışık yılı öteden görülebilecek kadar parlak, gerçek gücü bilinen bir standart mum. Bu işaret Ders 13.6'da tanıdığımız Ia türü süpernovalardı. Nobel Komitesi'ne göre böyle tek bir süpernova, koca bir galaksi kadar ışık saçabilir.

Beklenenden sönük

Mantık şöyleydi. Kırmızıya kayma, ışığın yolculuğu boyunca evrenin kaç kat büyüdüğünü söyler. Süpernovanın görünen parlaklığı ise ne kadar uzakta olduğunu. Genişleme yavaşlıyor olsaydı, uzak süpernovalar beklenenden biraz daha yakın, yani biraz daha parlak görünmeliydi.

Tam tersi çıktı. Riess ve ekibi 1998'de, yüksek kırmızıya kaymalı süpernovaların, karanlık enerjisi olmayan, maddesi az bir evrende beklenenden ortalama yüzde 10 ila 15 daha uzakta olduğunu buldu. Perlmutter'ın ekibi 42 süpernovayla aynı sonuca vardı. OpenStax'ın açıkladığı gibi, genişleme bugün geçmiştekinden hızlıysa, patlamanın ışığı bize ulaşana kadar aradaki uzay daha çok gerilmiş, ışık daha uzun yol almış ve daha sönük görünmüştür. İki ekip de, birbirinden bağımsız olarak, aynı sonuca vardı; 2011 Nobel Fizik Ödülü üçüne verildi.

Çözümlü problem: Yüzde 12 daha uzak, ne kadar daha sönük?

Parlaklık uzaklığın karesiyle ters orantılıdır. Bir süpernova beklenenden yüzde 12 uzaktaysa, parlaklığı 1 / 1,12² ≈ 0,80 kat, yani yaklaşık yüzde 20 daha sönük görünür. Sesli okunuşu: bir bölü bir virgül on ikinin karesi, yaklaşık sıfır virgül seksen.

Milyarlarca ışık yılı öteden gelen bir ışıkta beşte birlik bir sönüklük, dikkatle ayarlanmış bir cetvelle ancak yakalanabilecek bir farktır. OpenStax'a göre ekipler önce sıradan açıklamaları denedi: belki toz ışığı perdeliyordu, belki uzak süpernovalar doğuştan daha sönüktü. Ayrıntılı gözlemler bu olasılıkları eledi.

Karanlık enerji nedir?

Dürüst cevap: bilmiyoruz. OpenStax'a göre hızlanmayı var olan fizik kuramlarıyla açıklamanın bir yolu yok. En basit aday, Ders 18.2'de Einstein'ın denklemlerine eklediğini gördüğümüz kozmolojik sabittir. Einstein onu evreni durgun tutmak için eklemiş, sonra, anlatılana göre, onu hayatının en büyük hatası saymıştı. OpenStax'ın dediği gibi, belki de sonunda haklı çıktı.

Kozmolojik sabit, boş uzayın kendisine ait bir enerji gibi davranır: uzayın her metreküpünde aynı miktarda bulunur. Madde öyle değildir. Evren genişledikçe aynı madde daha büyük bir hacme yayılır ve seyrelir; karanlık enerji ise her yeni metreküpte yeniden aynıdır. Bu yüzden başlangıçta küçük bir kalem olan karanlık enerji, evren büyüdükçe öne geçer.

Çözümlü problem: Karanlık enerji ne zaman öne geçti?

Planck'a göre bugün maddenin payı kritik yoğunluğun yüzde 31,5'i kadar, karanlık enerjininki yüzde 68,5'i kadar. Madde yoğunluğu ölçek çarpanının küpüyle azalır; karanlık enerjininki sabit kalır. İkisinin eşit olduğu an için a³ = 0,315 / 0,685 ≈ 0,46, buradan a ≈ 0,77 bulunur. Sesli okunuşu: ölçek çarpanının küpü, sıfır virgül üç yüz on beşin sıfır virgül altı yüz seksen beşe bölümü; ölçek çarpanı yaklaşık sıfır virgül yetmiş yedi.

Yani evren bugünkü boyutunun yaklaşık dörtte üçündeyken, kırmızıya kayma 1 / 0,77 − 1 ≈ 0,3 iken, iki kalem eşitlendi. Hızlanmanın başlaması biraz daha erkendir, çünkü karanlık enerjinin frenden ağır basması için madde yoğunluğunun yarısını geçmesi yeterlidir. Aynı modelle hesaplandığında hızlanma kabaca 6 milyar yıl önce, karanlık enerjinin maddeyi geçmesi kabaca 3,5 milyar yıl önce başlar. OpenStax da genişlemenin Büyük Patlama'dan birkaç milyar yıl sonra hızlanmaya başladığını yazar.

Ne kadar az, ne kadar çok?

OpenStax'a göre kritik yoğunluk metreküp başına yaklaşık 10⁻²⁶ kilogramdır; hesabı 9,6 × 10⁻²⁷ verir. Bunun yüzde 68'i, 6,5 × 10⁻²⁷ kilogram eder; bu da her metreküpte yaklaşık dört protonun kütlesine denk bir enerji demektir. Kulağa şöyle söylenir: her metreküpte yaklaşık dört protonun kütlesi kadar enerji.

Bir odadaki havanın, bir bardak suyun yanında bu hiçtir; laboratuvarda ölçülemez. Ama evrenin her metreküpünde, galaksilerin arasındaki devasa boşluklarda da bulunduğu için, toplamda evrenin içeriğinin üçte ikisinden fazlasını oluşturur.

Açık bir soru

Karanlık enerji gerçekten sabit mi? DESI (okunuşu "desi") deneyi 2025'te on dört milyonu aşkın galaksi ve kuasarın haritasıyla bu soruyu sınadı. Sonuçlar standart modelle iyi açıklanıyor, ama kozmik arka plan ve süpernovalarla birleştirildiğinde veriler zamanla değişen bir karanlık enerjiyi yeğliyor: süpernova örneğine göre 2,8 ile 4,2 sigma arası. Ekip, bilinmeyen bir sistematik hata yoksa standart modelin sınandığını yazıyor. Bu henüz bir keşif değil, ama karanlık enerjinin hikâyesinin bitmediğinin işareti.

Aslında…

Büyük resim

Karanlık enerji, evrenin geleceğini belirleyen kalem. Madde evreni bir gün durdurup geri çekebilirdi; karanlık enerji öne geçtiğinden beri bu olasılık uzaklaştı. Nobel Komitesi'nin deyişiyle, bu keşif doğruysa evren büyük olasılıkla buzla sona erecek.

Aynı zamanda fiziğin bugün cevapsız kalan en büyük sorusu. Evrenin içeriğinin üçte ikisinden fazlasını oluşturan bir şeyin ne olduğunu bilmiyoruz. Kozmolojik sabit mi, zamanla değişen bir alan mı, yoksa kütleçekimi anlayışımızdaki bir eksik mi? Önümüzdeki yılların haritaları bu soruyu daraltacak.

Özet

1. 1998'de iki ekip, Ia türü süpernovaların beklenenden yüzde 10–15 uzak, yani daha sönük olduğunu buldu; bu, genişlemenin yavaşlamadığını, hızlandığını gösterdi ve 2011 Nobel Fizik Ödülü'nü getirdi.
2. En basit açıklama, uzayın her metreküpünde aynı kalan bir enerji gibi davranan kozmolojik sabittir; madde seyrelirken o sabit kaldığı için zamanla öne geçti: bugün kritik yoğunluğun yaklaşık yüzde 68'i, metreküpte yaklaşık dört protonluk bir kütleye denk.
3. Madde ile karanlık enerji evren bugünkü boyunun yaklaşık dörtte üçündeyken eşitlendi; karanlık enerjinin gerçekten sabit olup olmadığı açık bir soru ve DESI'nin 2025 sonuçları zamanla değişebileceğine işaret ediyor.

Görev

Quiz

1. 1990'larda gökbilimciler genişleme hakkında ne bekliyordu ve neden?
2. Uzak süpernovalar beklenenden neden daha sönük göründü?
3. Beklenenden yüzde 12 uzak bir süpernova ne kadar daha sönük görünür?
4. Karanlık enerji neden zamanla maddeye göre öne geçti?
5. DESI'nin 2025 sonuçları karanlık enerji hakkında ne ima ediyor?

Cevaplar

1. Genişlemenin yavaşladığını bekliyordu; çünkü madde maddeyi çeker ve bütün galaksilerin karşılıklı çekimi genişlemeyi frenlemelidir.
2. Çünkü genişleme hızlanıyordu; ışık yoldayken aradaki uzay daha çok gerildi, süpernovalar beklenenden uzakta kaldı.
3. Yaklaşık yüzde 20; parlaklık uzaklığın karesiyle ters orantılı olduğundan 1 bölü 1,12'nin karesi yaklaşık 0,80 eder.
4. Çünkü madde genişleyen hacimde seyrelir, karanlık enerji ise uzayın her metreküpünde aynı kalır; evren büyüdükçe payı artar.
5. Karanlık enerjinin zamanla değişebileceğini; veriler birleştirildiğinde bu model standart modele göre 2,8 ile 4,2 sigma arasında yeğleniyor, ama henüz kesin bir keşif değil.

Kaynaklar

Sonraki derse köprü

Madde ve karanlık enerji yalnızca genişlemenin hızını değil, uzayın biçimini de belirler. Toplam yoğunluk kritik değerin üstündeyse uzay bir küre yüzeyi gibi kapanır, altındaysa bir eyer gibi açılır, tam eşitse düzdür. Bunu kozmik arka plandaki lekelerin boyundan nasıl ölçüyoruz, ve evrenimiz hangisi?