Evrenin sonu nasıl olacak?

Kanca

"Kimi der dünya ateşle bitecek, kimi der buzla." Şair Robert Frost bu dizeleri 1923'te yazdı. Seksen sekiz yıl sonra, 2011'de, Nobel Komitesi hızlanan evrenin keşfini duyururken aynı dizelerle açtı ve ekledi: bu yılın ödül sahiplerine inanırsak, evren büyük olasılıkla buzla bitecek.

Ama kozmologların masasında üç son var: donma, yırtılma ya da çöküş. Hangisinin bizi beklediğini, evrenin üçte ikisini oluşturan ve ne olduğunu bilmediğimiz bir şey belirleyecek.

Merkezi soru

Evrenin uzak geleceği için hangi senaryolar var, her biri neye dayanıyor, ve bugünkü ölçümler hangisini daha olası gösteriyor?

Anlatım

Terazinin iki kefesi

OpenStax evrenin kaderini bir halat çekmeye benzetir: bir yanda her şeyi birbirine çeken kütleçekimi, öbür yanda genişlemeyi hızlandıran karanlık enerji. Karanlık enerji keşfedilmeden önce yalnızca maddenin miktarı önemliydi. Kritik yoğunluktan fazla madde varsa genişleme bir gün durup tersine dönecek, azsa sonsuza dek sürecekti.

OpenStax'a göre galaksilerdeki ve çevrelerindeki bütün madde, karanlık madde dahil, kritik yoğunluğun yaklaşık yüzde 30'unu geçmiyor. Yani karanlık enerjiyi hiç hesaba katmasak bile evren sonsuza dek genişleyecek görünüyordu. Karanlık enerjinin keşfi bu sonucu yalnızca güçlendirdi.

Birinci son: büyük donma

En olası senaryo, hızlanan genişlemenin sonsuza dek sürmesi. OpenStax bu geleceği şöyle anlatır: galaksi kümeleri giderek birbirinden uzaklaşacak, evren incelecek, soğuyacak ve kararacak. Her galaksinin içinde yıldızlar yaşamlarını sürdürecek, beyaz cücelere, nötron yıldızlarına ve kara deliklere dönüşecek.

Zamanla beyaz cüceler soğuyup kara cücelere dönecek, pulsarların dönüşü yavaşlayacak, kara deliklerin çevresindeki diskler tükenecek. Yeni yıldız yapacak ham madde de bitince, bütün yıldızların söndüğü, galaksilerin uzay kadar karardığı ve canlılara ısı verecek hiçbir kaynağın kalmadığı bir zaman gelecek. Işıksız galaksiler, ışıksız bir evrende birbirinden uzaklaşmaya devam edecek. Bu sona büyük donma (big freeze) ya da ısıl ölüm denir.

Bu senaryoda bile kendi kütleçekimiyle bağlı yapılar dağılmaz. Samanyolu ve belki Yerel Grup bir arada kalır; yalnızca öbür galaksiler, ufkun ötesine çekilip gözden kaybolur.

Çözümlü problem: Evren ne hızla büyüyecek?

Karanlık enerji tam bir kozmolojik sabitse, uzak gelecekte madde iyice seyrelir ve genişleme hızı sabit bir değere yerleşir: H∞ = H₀ × √Ω_Λ. Sesli okunuşu: sonsuzdaki Hubble parametresi, bugünkü Hubble sabiti çarpı karanlık enerji payının kareköküdür. Planck değerleriyle: 67,4 × √0,685 ≈ 55,8 km/s/Mpc.

Bu sabit hızla genişleyen bir evrende mesafeler sabit aralıklarla ikiye katlanır. İkiye katlanma süresi ln 2 / H∞; H∞'nin tersi yaklaşık 17,5 milyar yıl eder, çarpı 0,693, yaklaşık 12 milyar yıl. Sesli okunuşu: ikinin doğal logaritması bölü sonsuzdaki Hubble parametresi, yaklaşık on iki milyar yıl. Yani evrenin bugünkü yaşından biraz daha kısa her bir süre içinde, galaksiler arası bütün mesafeler iki katına çıkacak; bir sonraki sürede yine iki katına. Bu hesabı Planck değerleriyle biz yaptık.

İkinci son: büyük yırtılma

Ya karanlık enerji sabit değilse, zamanla güçleniyorsa? 2003'te Robert Caldwell, Marc Kamionkowski ve Nevin Weinberg bu olasılığı "fantom enerji" adıyla inceledi. Karanlık enerjinin davranışı w denen bir sayıyla özetlenir; kozmolojik sabit için w tam −1'dir. w −1'in altına inerse karanlık enerjinin yoğunluğu zamanla artar ve sonlu bir sürede sonsuza gider.

Ekibin hesabına göre w = −1,5 olsaydı, olaylar şu sırayla gelirdi: sondan yaklaşık bir milyar yıl önce galaksi kümeleri dağılır, 60 milyon yıl önce Samanyolu parçalanır, üç ay önce Güneş Sistemi çözülür, yarım saat önce Dünya patlar ve saniyenin 10⁻¹⁹'unda atomlar ayrışır. Sesli okunuşu: atomlar, sondan on üzeri eksi on dokuz saniye önce dağılır. Buna büyük yırtılma (Big Rip) denir.

Çözümlü problem: Yırtılmaya ne kadar var?

Caldwell ve ekibi kalan süre için yaklaşık bir formül verdi: t_yırtılma − t₀ ≈ (2/3) × 1/|1 + w| × 1/H₀ × 1/√(1 − Ω_m). Sesli okunuşu: kalan süre, üçte iki çarpı bir artı w'nin mutlak değerinin tersi, çarpı Hubble zamanı, çarpı bir eksi madde payının karekökünün tersi.

w = −1,5, H₀ = 70 ve Ω_m = 0,3 alınca: 1/H₀ yaklaşık 14 milyar yıl; (2/3) × 2 × 14 / √0,7 ≈ 22 milyar yıl. Makaledeki değer de 22 milyar yıl. Şimdi w = −1,1 deneyelim: |1 + w| on kat küçülür, kalan süre on kat uzar, yaklaşık 111 milyar yıl. w −1'e ne kadar yakınsa yırtılma o kadar uzağa kayar; tam −1'de hiç gelmez.

Üçüncü son: büyük çöküş

OpenStax'a göre fizikçi John Wheeler, genişlemenin bir gün durup tersine döndüğü ve her şeyin sonsuz küçük bir hacme ezildiği sona büyük çöküş (big crunch) adını verdi. Bu, Büyük Patlama'nın tersidir, bir iç patlamadır. Kimileri ardından yeni bir Büyük Patlama gelebileceğini, evrenin sonsuza dek genişleyip büzülebileceğini düşündü.

Bu senaryo için madde kritik yoğunluğu aşmalıydı, ya da karanlık enerji bir gün işaret değiştirip çekmeye başlamalıydı. OpenStax'ın deyişiyle, genişlemeyi hızlandıran bir etken bulunduğundan beri çöküş beklentisi zayıfladı; bu kaygı şimdilik rafa kaldırılabilir.

Bugün hangisi önde?

Ölçümler kozmolojik sabitle, yani w = −1 ile uyumlu; bu da büyük donmayı işaret ediyor. Ders 18.7'deki DESI sonuçları ise karanlık enerjinin zamanla değişiyor olabileceğini, bugünkü w'nin −1'den biraz büyük olduğu bir bölgeyi yeğliyor. Bu doğrulanırsa gelecek hesapları yeniden yapılacak. OpenStax'ın hatırlattığı gibi, hızlanmanın nedenini temelden anlamıyoruz; bu yüzden uzak gelecek hakkındaki sözlerimiz ancak kestirimdir.

Aslında…

Büyük resim

Evrenin sonunu tartışmak, bugünkü ölçümlerimizi milyarlarca yıl ileri taşımaktır. Aynı denklemler, aynı üç sayı, yani madde payı, karanlık enerji payı ve karanlık enerjinin w değeri, hem geçmişi hem geleceği anlatır. Geleceğin hangi yola sapacağı, bugün ölçülen küçük bir farka, w'nin −1'den ne kadar saptığına bağlı.

Bu modül Büyük Patlama'nın ne olduğuyla başladı ve evrenin nasıl biteceğiyle kapanıyor. Arada ilk ışığı, ilk yıldızları, görünmeyen maddeyi ve evreni iten enerjiyi gördük. Her adımda cevaplar kadar açık sorular da biriktirdik; OpenStax'ın dediği gibi, bilim her zaman bir ara rapordur.

Özet

1. En olası son büyük donmadır: kozmolojik sabitle genişleme sonsuza dek sürer, yıldızlar söner ve evren karanlık, soğuk ve seyrek bir yere dönüşür; bağlı galaksiler dağılmaz. Planck değerleriyle mesafeler uzak gelecekte yaklaşık her 12 milyar yılda ikiye katlanır.
2. Karanlık enerji zamanla güçleniyorsa, yani w −1'in altındaysa, büyük yırtılma gelir; w = −1,5 için yaklaşık 22 milyar yıl sonra, önce galaksiler, sonra gezegenler, en sonunda atomlar parçalanır. w −1'e yaklaştıkça bu an sonsuza kayar.
3. Büyük çöküş, genişlemenin tersine dönüp her şeyin ezilmesidir; hızlanan genişleme bu sonu bugün uzak gösteriyor. Hangi sonun geleceği, karanlık enerjinin ne olduğuna bağlı ve bu henüz bilinmiyor.

Görev

Quiz

1. Karanlık enerji keşfedilmeden önce evrenin kaderini ne belirliyordu?
2. Büyük donmada evren nasıl bir yere dönüşür?
3. Büyük yırtılma için karanlık enerjinin nasıl davranması gerekir?
4. w = −1,1 için yırtılmaya kalan süre, w = −1,5'e göre neden on kat daha uzundur?
5. Büyük çöküş neden bugün olası görünmüyor?

Cevaplar

1. Maddenin miktarı; kritik yoğunluktan fazla madde varsa genişleme tersine dönecek, azsa sonsuza dek sürecekti.
2. Yıldızların söndüğü, galaksilerin karardığı, soğuk ve seyrek bir yere; galaksiler birbirinden uzaklaşmaya devam eder, ama kendi içlerinde dağılmaz.
3. Yoğunluğu zamanla artmalıdır; w −1'in altında olmalıdır.
4. Çünkü kalan süre 1/|1 + w| ile orantılıdır; |1 + w| 0,5'ten 0,05'e, yani on kat küçülür.
5. Çünkü maddenin toplamı kritik değerin kabaca üçte birinde kalıyor ve karanlık enerji genişlemeyi hızlandırıyor.

Kaynaklar

Sonraki derse köprü

Evrenin geçmişini ve geleceğini tartan ölçümler artık tek tek gözlemlerden değil, milyonlarca galaksiden gelen verilerden çıkıyor: DESI'nin haritası 14 milyondan fazla galaksi ile kuasarı kapsıyordu. Bu kadar veriyi hiçbir insan tek tek inceleyemez. Bugünün gökbilimcileri neden kod yazıyor, ve sen de bu verilerle nasıl çalışmaya başlayabilirsin?