Bu yazı Bugün: 1 Toplam: 1249 kez okunmuştur. KOZMOLOJİK SABİT NEDİR?

KOZMOLOJİK SABİT NEDİR?

Einstein, genellikle Yunanca "lambda"  harfi ile sembolize edilen, kozmolojik sabiti ilk olarak genel görelilik kuramına matematiksel bir saptama olarak ileri sürmüştü. En basit şekliyle kuram, evrenin ya genleşeceğini ya da daralacağını tahmin etmekteydi. Einstein evrenin statik olduğunu düşünmüş ve böylece genleşmeyi durdurmak için bu yeni terimi eklemiştir. Bir Rus matematikçisi olan, Friedmann,1922'de bunun değişen bir saptama olduğunun farkına varmış ve bugün Büyük Patlama kuramı olarak adlandırılan bir genleşen evren modeli ileri sürmüştür. Hubble'ın yakın galaksiler çalışması evrenin genleşmekte olduğunu gösterince, Einstein zarif teorisini değiştirerek pişman oldu ve kozmolojik sabit terimini kendisinin "en büyük hatası" olarak gördü.

Bir çok evren bilimci kozmolojik sabit terimini yeniden canlandırmayı savundular. Modern alan teorisi, bu terimi vakum enerji yoğunluğu ile birleştirmiştir. Bu terimin kozmolojik olarak ilginç olabilmesi için, yeni fizik gerekmektedir: bir kozmolojik sabitin eklenmesi, parçacık fiziği ve doğanın esas kuvvetleri anlayışımız için çok derin içermelere sahiptir.

Kozmolojik sabit teriminin cazibesi onun teori ve gözlem arasında önemli ölçüde anlaşmayı geliştirmesidir. Eğer bugün kozmolojik sabit çoğunlukla evrenin enerji yoğunluğundan oluşursa, o zaman evrenin dış değeri bulunmuş yaşı çok daha büyük olur. Büyük Patlama kuramının bir uzantısı olan, şişirilme modeline bir kozmolojik sabit terimi eklemek, galaksilerin ve kümelerin gözlemlenebilir büyük ölçekli dağılımı ile, COBE'nin kozmik mikrodalga fon dalgalanmaları ölçümleriyle ve X-ışını kümelerinin gözlenebilir özellikleri ile tutarlı olan bir modele yol açar.

MAP ve Kozmolojik Sabit

Kozmik mikrodalga fon dalgalanmalarının ayrıntılı yapısını nitelendirerek, MAP kozmolojik sabit dahil temel kozmolojik parametreleri % 5'ten daha iyi bir doğrulukla belirleyebilecektir.

Daha Fazla Okuma:

  • Donald Goldsmith, "Einstein'ın En Büyük Hatası? Evren Fiziğinde Kozmolojik Sabit ve Diğer Uydurma Faktörler", (Harvard University Press: Cambridge, Mass.) Kozmolojik sabit ve kozmolojinin mevcut durumu üzerine iyi yazılmış popüler bir rapor.

ŞİŞİRME KURAMI NEDİR?

Şişirme Kuramı, Büyük Patlamadan kısa bir süre sonra evrenin aşırı derecede hızlı (üstel) bir genleşme devresini ileri sürmektedir.

Büyük Patlama Kuramının Sınırlamaları

Büyük Patlama kuramı kozmik mikrodalga fon spektrumunu (tayfını) ve hafif elementlerin kökenini başarılı olarak açıklarken, birkaç önemli soruyu da açık bırakmaktadır:

  • Niçin evren en büyük uzunluk ölçeklerinde bu kadar yeknesaktır?

  • Niçin evrenin fiziksel ölçeği kütle çekimin temel ölçeği, bir atomik çekirdeğin boyutunun bir trilyonda bir milyarı olan, Planck uzunluğundan bu kadar çok büyüktür?

  • Niçin evrende bu kadar çok foton vardır?

  • Maddenin yoğunluğundaki başlangıç dalgalanmasını hangi fiziksel işlem ortaya çıkarmaktadır?

Şişirme Kuramı

Alan Guth, Andrei Linde, Paul Steinhardt ve Andy Albrecht tarafından geliştirilien Şişirme Kuramı, bu sorulara ve kozmolojideki birkaç açık soruya da cevaplar sunmaktadır. Bu, Büyük Patlamadan kısa bir süre sonra evrenin aşırı derecede hızlı (üstel) bir genleşme devresini ileri sürmektedir. Bu süre esnasında evrenin enerji yoğunluğuna, sonradan maddeyi üretmek için bozulan bir kozmolojik sabit terimi ve bugün evreni dolduran radyasyon hakim olmuştur. Şişirme Kuramı modern fizikteki simetri kırılması ve faz geçişleri gibi önemli fikirleri kozmolojiye bağlamaktadır.

Şişirme Kuramı Kehanetleri

En basit şekliyle, Şişirme Kuramı birkaç önemli kehanette bulunmuştur:

  • Evrenin yoğunluğunun kritik yoğunluğa yakın olduğu ve bu yüzden evrenin geometrisinin düz olduğu.

  • İlk evrende başlangıçtan beri varolan yoğunluktaki dalgalanmaların tüm fiziksel ölçekler üzerinde aynı genliğe sahip olduğu.

  • Ortalama olarak, kozmik mikrodalga fon sıcaklığı dalgalanmalarında eşit sayıda sıcak ve soğuk noktası olması gerektiği.

MAP, bu tahminleri test edebilecektir.

Daha Fazla Okuma:

  • Alan H. Guth Paul J. Steinhardt, "Şişirilen Evren", Scientific American, Mayıs 1984.

  • Andrei Linde, "Kendiliğinden Ortaya Çıkan Şişirilen Evren", Scientific American, Kasım 1994.

  • Gary Watson, "Şişirilen Kozmoloji Üzerine Bir Açıklama",www Makale, 2000.

  • Şişirilmiş Evren: Yeni Bir Kozmik Kökenler Kuramı Üzerine Araştırma, Alan H. Guth tarafından, 1998'de yayınlanmıştır.

 ELEMENTLER NASIL OLUŞTU?

Erken Evrende Nükleo-sentez (Çekirdek Birleşimi)

Nükleo-sentez terimi, hafif elementlerin çarpışmasından, bir çok proton ve nötronlu atom çekirdeğinin, ağır elementlerin oluşumu ile ilgilidir. Büyük Patlama kuramı erken evrenin çok sıcak bir yer olduğunu öngörmektedir. Büyük Patlamadan bir saniye sonra, evrenin sıcaklığı kabaca 10 milyar derece idi ve bir nötronlar, protonlar, elektronlar, anti-elektronlar (pozitronlar), fotonlar ve nötrinolar denizi ile doldurulmuştu. Evren soğudukça, nötronlar ya proton ve elektronlara bozulmuşlar ya da döteryum yapmak için protonlarla birleşmişlerdir.

Evrenin ilk üç dakikası boyunca, döteryumun çoğu helyum yapmak için birleşmiştir. Az miktarda lityumda bu esnada ortaya çıkmıştır. Döteryum, helyum ve lityumun tahmin edilen miktarları erken evrendeki olağan maddenin yoğunluğuna bağlıdır: eğer olağan maddenin yoğunluğu kritik yoğunluğun kabaca % 3'ü olursa, o zaman kuram bu "hafif" elementlerin miktarlarını doğru olarak tahmin etmiştir.

MAP uydusu, bu madde yoğunluğunu doğrudan ölçebilecek ve gözlemlenen değeri Büyük Patlama nükleo-sentezinin tahminleri ile kıyaslayabilecektir. Bu modelin önemli bir testi olacaktır.

Yıldızlarda Nükleo-Sentez

Lityumdan daha ağır elementlerin hepsi yıldızlarda sentez halindedir. Yıldızsı oluşumun son evreleri esnasında, ağır yıldızlar helyumu karbona, oksijene, silikona, sülfüre ve demire yakarlar. Demirden daha ağır elementler iki şekilde üretilir: süper dev yıldızların dış tabakalarında ve bir süpernovanın infilakında.

EVRENDEKİ YAPILAR NASIL OLUŞTU?

Büyük Patlama kuramı geniş ölçüde kozmolojinin başarılı bir kuramı olarak kabul edilir, fakat kuram tam değildir. Astronomlar evrendeki önemli yapıları yıldızlardan galaksilere kümelere ve galaksilerin süper kümlerine kadar gözlemlemişlerdir. Aşağıda gösterilen, Hubble Uzay Teleskopu tarafından alınmış en son açığa çıkan "Derin Alan Görüntüsü", bu tür yapılara harika bir bakış açısı getirmiştir. Bu yapılar nasıl oluşmuştur? Evren bilimcilerin çoğu bugün gözlediğimiz galaksilerin kütle çekimsel olarak ilk evrenin neredeyse yeknesak yoğunluğundaki küçük dalgalanmalardan geliştiğine inanmaktadırlar. Bu dalgalanmalar gökyüzünü noktadan noktaya geçen sıcaklık dalgalanmaları şeklindeki kozmik mikrodalga fon ışınımında bir damga bırakmıştır. MAP uydusu, kozmik mikrodalga fon ışınımının sıcaklığındaki bu küçük dalgalanmaları ölçecek ve sırasıyla yapı oluşumunun erken safhalarını inceleyecektir.

En basit şekliyle, Büyük Patlama kuramı, madde ve radyasyonun evren boyunca düzgün olarak dağıldığını ve genel göreliliğin evrensel olarak geçerli olduğunu varsaymaktadır. Bu kozmik mikrodalga fon ışınımının varlığını izah edip, hafif elementlerin kökenini açıklarken, galaksilerin varlığını ve büyük ölçekli yapıları açıklamamaktadır. Yapı probleminin çözümü Büyük Patlama kuramının çerçevesi içinde yapılmalıdır.

Yapının Yerçekimsel Oluşumu

Evren bilimcilerin çoğu bugün gözlediğimiz galaksilerin kütle çekimsel olarak ilk evrenin yoğunluğundaki küçük dalgalanmalardan aşağıdaki olaylar sırası vasıtasıyla geliştiğine inanmaktadırlar:

  • Evren şimdiki boyutunun binde biri kadarken (kabaca Büyük Patlamadan 500.000 yıl sonra), şu anda ana galaksimiz Samanyolu'nu içeren uzay bölgesindeki maddenin yoğunluğu komşu bölgelerden belki % 0,5 daha yüksekti. Yoğunluğu daha yüksek olduğundan, uzayın bu bölgesi çevreleyen bölgelerden daha yavaş genleşmiştir.

  • Bu daha yavaş genleşmenin bir sonucu olarak, izafi aşırı yoğunluğu artmıştır. Evren şimdiki boyutunun yüzde biri kadarken (kabaca Büyük Patlamadan 15 milyon yıl sonra), bizim uzay bölgemiz muhtemelen çevreleyen bölgelerden % 5 daha yoğundu.

  • Bu aşamalı büyüme evren genleştikçe devam etmiştir. Evren şimdiki boyutunun beşte biri kadarken (kabaca Büyük Patlamadan 1,2 milyar yıl sonra), kendi uzay bölgemiz muhtemelen komşu bölgelerin iki katı kadar yoğunluktaydı. Evren bilimciler Galaksimizin (ve benzer galaksilerin) iç bölümlerinin bu zamanda toplandığını tahmin etmektedirler. Galaksimizin dış bölgelerindeki yıldızlar muhtemelen çok daha yakın geçmişte toplanmıştır. Bazı evren bilimciler Hubble Uzay Teleskopu tarafından tespit edilen cisimlerin bazılarının oluşumdaki galaksiler olabileceğinden şüphelenmektedirler.

Oluşumdaki Galaksilerin HST Görüntüsü 

Bu Küçük Dalgalanmaları Gözlemlemek

Erken evrendeki maddenin yoğunluğundaki küçük değişimler, gökyüzünü noktadan noktaya geçen sıcaklık dalgalanmaları şeklindeki kozmik mikrodalga fon ışınımında bir damga bırakmıştır. MAP uydusu, kozmik mikrodalga fon ışınımının sıcaklığındaki bu küçük dalgalanmaları ölçecektir. Bu sıcaklık dalgalanmaları önemsizdir: gökyüzünün bir bölümü 2,7281 Kelvin (mutlak sıfır üzerindeki dereceler) bir sıcaklığa sahip olabilirken, bir diğer bölümü 2,7280 Kelvin bir sıcaklığa sahip olabilir. NASA'nın Kozmik Fon Keşif (COBE) uydusu, büyük açısal ölçekler üzerinde bu küçük dalgalanmaları tespit etmiştir. MAP dalgalanmaları hem ilave açısal çözünürlük hem de hassaslıkla tekrar ölçecektir. Görev özeti sayfası, MAP'in bu hassasiyeti nasıl başardığına çabuk bir giriş sunmaktadır - daha fazla ayrıntı teknik bilgi sayfasında bulunmaktadır.

Bu Küçük Dalgalanmaları Ne Yapmaktadır?

Kütle çekimi erken evrende görülen küçük dalgalanmaları artırabilecekken, bu dalgalanmaları yaratmamıştır. Evren bilimciler galaksileri oluşturan başlangıçta var olan dalgalanmaları üretmek için gereken yeni fizik hakkında tahminlerde bulundular. İki popüler fikir şöyledir:

  • Şişirme

  • Topolojik Hatalar

Bu farklı teoriler kozmik mikrodalga fon dalgalanmalarının özellikleri hakkında çok farklı tahminlerde bulunmuştur. Örneğin, şişirme kuramı en büyük sıcaklık dalgalanmalarının bir derecelik açısal bir ölçeğe sahip olduğunu tahmin etmektedir. Öte yandan, hata modelleri daha küçük karakteristik bir ölçek tahmin etmektedir. MAP, üstün hassaslığı ile, iki teori arasında kolaylıkla ayrım yapabilecek ya da onları tamamen hükümsüz yapacaktır.

Bu Sitelerde Yapı Formasyonu Hakkında Daha Fazlasını Öğrenin:

Sloan Dijital Gökyüzü Araştırması (SDSS)

Bu grup 100 milyonun üzerinde galaksinin konumlarının haritasını çıkarmayı ve bir milyonun üzerinde galaksi ve yıldızsıya olan uzaklıkları belirlemeyi planlamaktadır. Bu girişim bugüne kadar (bilinen) evrendeki en büyük kozmik yapı araştırmasını ortaya çıkaracaktır. SDSS'nin ayrıntıları hakkında daha fazla bilgiyi Fermilab'taki ana sayfayı ziyaret ederek ya da projenin bir tanıtımını okuyarak öğrenebilirsiniz.

Büyük Meydan Okuma Konsorsiyumu

Bu, Princeton Üniversitesi, MIT, Illinois Üniversitesi, Indiana Üniversitesi, U.C. Santa Cruz, Pittsburgh Üniversitesi ve NCSA ve PSC süper bilgisayar merkezlerinden bir bilim adamları işbirliğidir. Bugüne kadar ki en büyük yapı oluşumu simülasyonları hakkında öğrenebilir ve GC3 ana sitesini ziyaret ederek galaksi oluşumu ve birleşmelerinin bilgisayar simülasyonlarını görebilirsiniz.

Washington Üniversitesi süper hesaplama grubu

Bu grup mükemmel bir bilim eğitim sayfası sürdürmektedir.

Hubble Uzay Teleskopu

HST uzak galaksileri gözleyebilmekte ve galaksilerin oluşumu ve evrimini inceleyebilmektedir. Bu sayfadaki başlıca figür Hubble Derin Alan Görüntüsüdür. Burayı tıklayarak bu görüntü hakkında daha fazla bilgi alabilirsiniz.

KOZMİK MİKRODALGA FON IŞINIMI

Evren Büyük Patlamadan itibaren "kozmik mikrodalga fon ışınımı" olarak adlandırılan artık sıcaklıkla doldurulmuştur. Bugün, bu ışınım çok soğuktur: sadece mutlak sıfırın üstünde 2,728 derece. Evreni doldurmaktadır ve baktığımız her yerde görülebilmektedir.

Niçin Kozmik Mikrodalga Fonunu İnceliyoruz?

Işık sonlu bir hızla yol aldığından, uzak cisimleri gözlemleyen astronomlar geçmişe bakmaktadırlar. Gece gökyüzünde çıplak gözle görülebilen yıldızların çoğu, 10 ila 100 ışık yılı uzaktadırlar. Bu yüzden, biz onları 10 ila 100 yıl önceki gibi görüyoruz. En yakın büyük galaksi olan Andromeda'yı üç milyon yıl önceki haliyle gözlemliyoruz. Hubble Uzay Teleskopu ile uzak galaksileri gözlemleyen astronomlar onları Büyük Patlamadan sadece birkaç milyar yıl sonraki haliyle görebilmektedirler. (Evren bilimcilerin çoğu evrenin on ila yirmi milyar yaşı arasında olduğuna inanmaktadır.)

 Arno Penzias (1933-) ve Robert Wilson (1936-)Kozmik mikrodalga fonunu gözlemleyerek, evren bilimciler Büyük Patlamadan sadece birkaç yüz bin yıl sonraki, yani yıldızlar ve galaksiler bile oluşmadan önceki fiziksel koşulları inceleyebilirler. Bu fiziksel koşulları inceleyerek, evrenin yapısı, kökeni ve oluşumu hakkındakileri öğrenebiliriz.

Kozmik Mikrodalga Fonunun Kökeni

Kozmik mikrodalga fon ışınımının kökenini anlamak için, ilk olarak Büyük Patlama teorisine göre evrenin tarihini yeniden incelemeliyiz.

Genleşen Evren

Büyük Patlama teorisinin temel tahminlerinden biri evrenin genleşiyor olduğudur. Uzak galaksilere bakabilen astronomlar, aslen Edwin Hubble tarafından tespit edilen, bu genleşmeyi doğrudan gözlemleyebilirler. Evren genleştiğinden dolayı, uzak geçmişte daha yoğun ve sıcaktı. Görünür evren bugünkü boyutunun yarısı kadar olduğunda, maddenin yoğunluğu sekiz kez daha yüksekti ve kozmik mikrodalga fonu iki kez daha sıcaktı. Görününr evren şimdiki boyutunun yüzde biri kadar olduğunda, kozmik mikrodalga fonu yüz kez daha sıcaktı. (mutlak sıfırın üstünde 273 derece ya da 32 Fahrenheit derece, Yerin yüzeyinde suyun buz oluşturmak için donduğu sıcaklık). Kozmik mikrodalga fon ışınımına ilaveten, erken evren santimetre küp başına yaklaşık 1000 atomluk bir yoğunluk ile sıcak hidrojen gazı ile dolmuştur (bir çay kaşığı yaklaşık 3 santimetre küptür).

Erken evren çok sıcak bir yerdi. Görünür evren şimdiki boyutunun yüz milyonda biri kadar olduğunda, sıcaklığı mutlak sıfırın üstünde 273 milyon derece idi ve maddenin yoğunluğu Yerkürenin yüzeyindeki havanın yoğunluğu ile kıyaslanabilirdi. Bu yüksek sıcaklıklarda, hidrojen tamamen serbest protonlar ve elektronlara iyonlaştı. Evrendeki Döteryumun ve Helyumun çoğu bu yüksek sıcaklıklarda sentezleşmişlerdir.

Işınımın (Radyasyonun) Madde ile Etkileşimi

Evrenin erken tarihinin çoğu boyunca evren oldukça çok sıcak olduğundan, ilk evrende atomlar yoktu, sadece serbest elektronlar ve çekirdekler vardı. (Çekirdekler nötronlar ve protonlardan yapılmıştır). Kozmik mikrodalga fon fotonları kolaylıkla elektronlardan yayılmaktadır. Böylece, erken evrende fotonlar, sadece optik ışığın yoğun bir sis içinde dolaşması gibi gezinmişlerdir.

Bu çoklu yayılma süreci "termal" ya da "kara cisim" tayfı olarak adlandırılan şeyi ortaya çıkarır. Büyük Patlama kuramının öngördüğü, bu termal tayf NASA'nın COBE uydusundaki FIRAS detektörü tarafından muazzam bir doğrulukla ölçülmüştür.

Bu şekil Büyük Patlama kuramının kozmik mikrodalga fon ışınımının enerji tayfı için tahminlerini gözlemlenmiş enerji tayfı ile kıyaslamaktadır. FIRAS spektrumu (tayfı) kara cisim eğrisi boyunca 43 eşit aralıklı noktada ölçmüştür. Noktalar üzerinde bulunan hata çubukları öyle küçüktür ki bu şekilde görülememektedir. Henüz bu enerji tayfını öngören altenatif bir kuram yoktur. Bunun şeklinin doğru ölçümü Büyük Patlama kuramının önemli bir testi idi.

Sonunda, evren proton ve elektronların nötr hidrojen oluşturmak için birleşebileceği yeterlikte soğumuştur. Bunun yaklaşık olarak evrenin şimdiki boyutunun bin üç yüzde biri kadar olduğu zaman kabaca Büyük Patlamadan 500.000 yıl sonra meydana geldiği düşünülmektedir. Kozmik mikrodalga fon fotonları hidrojen çok zayıf olarak etkileşirler.

Erken evren boyunca kozmik mikrodalga fon fotonlarının davranışı, Yerkürenin atmosferi boyunca optik ışığın yayılmasına benzemektedir. Optik ışık açık havada serbestçe hareket ederken, su damlacıkları ışığın saçılmasında çok etkilidir. Bu yüzden, bulutlu bir günde, bulutlara doğru havaya bakabiliriz fakat donuk bulutlardan ötesini göremeyiz. Kozmik mikrodalga fon ışınımını inceleyen evren bilimciler evrenin çoğuna donuk olduğu kadar geriye bakabilirler: Büyük Patlamadan 500.000 yıl sonrası kadar geriye bir bakış.

Kozmik Mikrodalga Fonunun Tek Biçimliliği

Kozmik mikrodalga fon hakkında en çarpıcı özelliklerden birisi onun tek biçimliliğidir. Bir çok parlak bölgesiyle optik gökyüzünün aksine, kozmik mikrodalga fon sıcaklığı gökyüzü boyunca çok az değişir. Büyük Patlama kuramı kozmik mikrodalga fon ışınımının kökenini açıklarken, onun tek biçimliliğini açıklamaz. Şişirme kuramı bu tek biçimliliği açıklamak için ve Büyük Patlama ile ilgili diğer paradoksları çözümlemek için öne sürülmüştür. Evren bilimciler, sadece, COBE ve MAP gibi, çok hassas denemelerle kozmik mikrodalga fondaki dalgalanmaları tespit edebilirler. Bu dalgalanmaları inceleyerek, evren bilimciler galaksilerin kökeni ve galaksilerin büyük ölçekli yapıları hakkındakileri öğrenebilirler ve Büyük Patlama kuramının temel parametrelerini ölçebilirler:

  • Evrenin geometrisi

  • Evrenin genleşme oranı

  • Evrenin yaşı

  • Evrendeki maddenin bileşimi

KOZMİK MİKRODALGA FONUNDAKİ DALGALANMALAR

Kozmik mikrodalga fonu şiddetli Büyük Patlamadan geriye kalan son parıltı ışınımıdır. Sıcaklığı tüm gökyüzü boyunca aşırı derecede aynıdır. Bununla beraber, küçük sıcaklık değişiklikleri (milyonda bir seviyedeki bölümde) evrenin kökeni, oluşumu ve içeriğine büyük bir anlayış getirmiştir.

Kozmik Mikrodalga Fonunun Tek Biçimliliği

Kozmik mikrodalga fon hakkında en çarpıcı özelliklerden birisi onun tek biçimliliğidir. Bir çok parlak bölgesiyle optik gökyüzünün aksine, kozmik mikrodalga fon sıcaklığı gökyüzü boyunca çok az değişir. Büyük Patlama kuramı kozmik mikrodalga fon ışınımının kökenini açıklarken, onun tek biçimliliğini açıklamaz. Şişirme kuramı bu tek biçimliliği açıklamak için ve Büyük Patlama ile ilgili diğer paradoksları çözümlemek için öne sürülmüştür.

Kozmik Mikrodalga Fonundaki Dalgalanmalar

Eğer bir uzay gemisinde dünyaya yaklaşıyor olsaydınız, dikkat edeceğiniz ilk şey gezegenin küreselliği olurdu. Yere daha çok yaklaştıkça, yüzeyin kıtalar ve okyanuslara ayrıldığını görecektiniz. Kıtaları kaplayan dağları, şehirleri, ormanları ve çölleri görebilmek için Yer yüzeyini çok dikkatli bir şekilde incelemeniz gerekecektir.

Benzer şekilde, evren bilimciler mikrodalga gökyüzüne otuz yıl önce ilk defa baktıklarında, neredeyse tek biçimli olduğuna dikkat ettiler. Gözlemler ilerledikçe, dipol anizotropiyi (çiftucay eş yönsüzlüğü) tespit ettiler. Sonunda, 1992'de, Kozmik Fon Keşif (COBE) uydusu "Yer yüzeyinde dağların" görülmesine benzer ilk keşfi yaptılar: mikrodalga fon sıcaklığındaki kozmolojik dalgalanmaları tespit ettiler. MAP bilim ekibinin birkaç üyesi COBE programını kurmak ve önderlik etmekte yardımcı oldular. COBE'nin keşfi Uzak Kızılötesi Araştırma (FIRS) balonlu taşıyıcı deneyi ile teyit edilmiştir.

COBE Tarafından Görülen Dalgalanmalar

Bu şekil COBE bilim ekibi tarafından çıkartılmıştır. Mikrodalga frekanslarında görüldüğü gibi gökyüzünün üç hatalı renkli görüntüsünü göstermektedir. Haritaların yönelmeleri, Samanyolu düzleminin her görüntünün merkezinden yatay olarak geçtiği gibidir. En üst şekil, olduğu bir ölçekte mavinin 0 Kelvin (mutlak sıfır) ve kırmızının 4 Kelvin olduğu mikrodalga gökyüzünün sıcaklığını gösterir. Bu ölçekte sıcaklığın tamamen tek biçimli olduğuna dikkat edin. Kozmik mikrodalga fonunun gerçek sıcaklığı 2,728 Kelvin'dir. Orta görüntü, mavinin 2,724 Kelvin'e ve kırmızının 2,732 Kelvin'e karşılık geldiği bir ölçekte gösterilmiş aynı haritadır. "Yin-Yang" modeli, Güneşin kozmik mikrodalga fonunun kalan çerçevesi ile ilişkili hareketinden kaynaklanan dipol anizotropidir. En alttaki şekil, haritadan dipol ainzotropi çıkarıldıktan sonraki mikrodalga gökyüzünü gösterir. Bu kaldırma, haritadaki dalgalanmaların çoğunu ortadan kaldırır: kalanlar otuz kat daha küçük olanlardır. Bu harita üzerinde, kırmızı olarak gösterilmiş sıcak bölgeler, mavi olarak gösterilmiş soğuk bölgelerden 0,0002 Kelvin daha sıcaktır.

Son şekilde görülen dalgalanmalar için iki ana kaynak vardır:

  • Samanyolu'ndan yayım, haritanın ekvatoruna (eşlek) hakimdir fakat ekvatordan oldukça küçük olarak uzaktır.

  • Görünür evrenin kıyısından dalgalanan yayım ekvatordan uzak bölgelere hakimdir.

  • Aynı zamanda aletlerin kendilerinden haritalarda artık bir gürültü vardır, fakat bu gürültü bu haritalardaki sinyallerle kıyaslanamayacak kadar küçüktür.

Bu kozmik mikrodalga sıcaklık dalgalanmalarının, Büyük Patlamadan kısa süre sonra basıldıkları gibi ilk evrendeki maddenin yoğunluğundaki dalgalanmaları takip ettiğine inanılmaktadır. Durum böyle olunca, onlar erken evren ve galaksilerin kökeni ve evrendeki büyük ölçekli yapılar hakkında bir çok şeyi açığa çıkarmıştır.

MAP Tarafından Görülen Dalgalanmalar

Bu şekil, MAP denemesinin akla yatkın olarak tespit edebildiğini düşündüğümüz bilgisayar simülasyonlarımızdan birini göstermektedir. MAP'in COBE gökyüzü haritalarında görülebilenlerden çok daha iyi özellikleri tespit edebileceğine dikkat edin. Bu ilave açısal çözünürlük bilim adamlarının, COBE tarafından sağlananların ötesinde, erken evrenin koşulları hakkında çok büyük ilave bilgileri çıkarmalarına imkan vermiştir.

SAMANYOLU

Samanyolu kütle çekimsel olarak kabaca yüz milyar yıldızdan oluşan bir bağlı yıldızlar topluluğudur. Güneşimiz bu yıldızlardan biridir ve Samanyolu'muzun merkezinden yaklaşık 24.000 ışık yılı (ya da 8000 parsek) uzaklıkta konumlanmıştır.

Galaksi üç ana bileşene sahiptir:

  • Genç ve orta yaşlı yıldızlardan oluşan ince bir disk - bu disk aynı zamanda gaz içermekte ve aktif olarak yeni yıldızlar oluşmaktadır. Diskteki toz resimde portakal rengi olarak görünmektedir. Toz kırmızı ışıktan çok mavi ışığı emmektedir ve bu da yıldızların kırmızımsı görünmelerini sağlamaktadır. Galaksimiz diskinde spiral kollara sahiptir - üç spiral kol yıldız oluşumunun aktif bölgeleridir.

  • Daha eski yıldızlardan bir çubuk (COBE resminde beyaz).

  • Bileşimi bilinmeyen genişletilmiş bir karanlık hale. Haledeki madde parlak yıldızlar içermediğinden, COBE görüntüsünde görünmemektedir. Karanlık halenin varlığı görünür madde üzerindeki kütle çekiminden çıkarılmaktadır.

Daha Fazla Okuma:

  • Van den Bergh, S. & Hesser, J.E., "Samanyolu Nasıl Oluştu?", Scientific American, Ocak 1993.

  • Ferris, Timothy, "Samanyolu'nda Çağın Gelişi", Mükemmel bir popüler astronomi kitabı.