Sıcaklık Dengeleri: Evrenin Başlangıcında Gizemli Sıcaklık Patlaması
Evren en sıcak sıcaklığına ulaştığında.
Sıcak Büyük Patlama ilk gerçekleştiğinde, evren o zamandan beri en yüksek sıcaklığına ulaştı ve bir daha asla yaratılmadı. O zaman.
Sıcak Büyük Patlama’nın başlangıcında evren 10^20-10^30 K sıcaklığa ulaşan inanılmaz enerjik kuantumlarla doluydu. Büyük Hadron Çarpıştırıcısı, nötron yıldızları ve kara delikler etrafındaki yüksek enerjili astrofiziksel ortamlar bile evrenin son dönemlerinde yaratılan enerji ve sıcaklıklarla kıyaslanamaz. O halde, erken dönem aşırı ısınmış Evren nasıldı? Bu soruya yanıt olarak bilim bize şunu söylemektedir
Günümüz evrenine baktığımızda, yıldızlar ve galaksiler her yönde ve uzayın her noktasında bol miktarda bulunmaktadır. Ancak evren durağan değildir. Uzak galaksiler gruplar ve kümeler halinde birbirine bağlıdır ve bu gruplar ve kümeler genişleyen evrenin bir parçası olarak hızla birbirlerinden uzaklaşmaktadır. Evren genişledikçe, bireysel fotonlar uzayda seyahat ederken daha kırmızı dalga boylarına kayar ve evreni sadece daha seyrek değil aynı zamanda daha soğuk hale getirir.
Başlıklı makaleye bir bağlantı kopyalayın http://What%20was%20it%20like%20when%20the%20Universe%20was%20at%20its%20hottest? Evrenin en sıcak olduğu zaman nasıldı? facebook üzerinde Evrenin en sıcak olduğu zaman nasıldı? twitter’da (X) Evrenin en sıcak olduğu zaman nasıldı? linkedın’de Bugün Evrene baktığımızda, her yönden ve uzaydaki her yerde yıldızlarla ve galaksilerle dolu olduğunu görüyoruz. Yine de Evren statik değildir; Uzak galaksiler gruplar ve kümeler halinde birbirine bağlıdır, bu gruplar ve kümeler genişleyen Evrenin bir parçası olarak birbirlerinden uzaklaşırlar. Evren genişledikçe, tek tek fotonlar uzayda seyahat ederken daha kırmızı dalga boylarına kaydıkça sadece daha seyrek değil, aynı zamanda daha serin hale gelir. EN ÇOK OKUNAN HABERLER sembol 00:39 01:30 Fakat bu, zamanda geriye bakarsak, Evrenin sadece daha yoğun değil, aynı zamanda daha sıcak olduğu anlamına gelir. Bu tanımlamanın geçerli olduğu en eski anlara, Büyük Patlama’nın ilk anlarına kadar gidersek, Evrene mutlak en sıcak haliyle geliriz. İşte o zamanlar yaşamak nasıldı. standart model rengi Standart Modelin parçacıkları ve antipartiküllerinin tümü şimdi doğrudan tespit edildi ve son bekletme, Higgs Bozonu, bu on yılın başlarında lhc’ye düştü. Bugün sadece gluonlar ve fotonlar kütlesizdir; diğer her şeyin sıfır olmayan bir dinlenme kütlesi vardır.
Bununla birlikte, zamanda geriye gittikçe, evren sadece daha yoğun değil, aynı zamanda daha sıcak hale gelir. Bu tanımın geçerli olduğu ilk günlere, yani Büyük Patlama’nın ilk anlarına geri dönersek, evren mutlak en sıcak haline ulaşır. O zamanlar yaşamak bu anlama geliyordu.
Günümüz evreninde parçacıklar belirli yasalara uyarlar. Çoğu parçacık, var olmaları için gereken toplam iç enerji miktarına karşılık gelen bir kütleye sahiptir. Parçacıklar madde (fermiyonlar söz konusu olduğunda), antimadde (antifermiyonlar söz konusu olduğunda) ya da hiçbiri (bozonlar söz konusu olduğunda) olmayabilir. Bazı parçacıklar kütlesizdir, bu durumda ışık hızında hareket etmeleri gerekir.
Karşılık gelen madde-antimadde çiftleri çarpıştığında, genellikle kendiliğinden yok olarak iki kütlesiz foton üretirler; iki parçacık yeterince yüksek enerjiyle birbirlerine çekilirse, kendiliğinden yeni bir madde-madde parçacık çifti üretmek de mümkündür. Einstein’ın E=mc2’sine göre, yeterli enerji olduğu sürece enerji maddeye dönüştürülebilir ve tersi de mümkündür.
Başlıklı makaleye bir bağlantı kopyalayın http://What%20was%20it%20like%20when%20the%20Universe%20was%20at%20its%20hottest? Evrenin en sıcak olduğu zaman nasıldı? facebook üzerinde Evrenin en sıcak olduğu zaman nasıldı? twitter’da (X) Evrenin en sıcak olduğu zaman nasıldı? linkedın’de Bugün Evrene baktığımızda, her yönden ve uzaydaki her yerde yıldızlarla ve galaksilerle dolu olduğunu görüyoruz. Yine de Evren statik değildir; Uzak galaksiler gruplar ve kümeler halinde birbirine bağlıdır, bu gruplar ve kümeler genişleyen Evrenin bir parçası olarak birbirlerinden uzaklaşırlar. Evren genişledikçe, tek tek fotonlar uzayda seyahat ederken daha kırmızı dalga boylarına kaydıkça sadece daha seyrek değil, aynı zamanda daha serin hale gelir. EN ÇOK OKUNAN HABERLER sembol 01:16 01:30 Fakat bu, zamanda geriye bakarsak, Evrenin sadece daha yoğun değil, aynı zamanda daha sıcak olduğu anlamına gelir. Bu tanımlamanın geçerli olduğu en eski anlara, Büyük Patlama’nın ilk anlarına kadar gidersek, Evrene mutlak en sıcak haliyle geliriz. İşte o zamanlar yaşamak nasıldı. standart model rengi Standart Modelin parçacıkları ve antipartiküllerinin tümü şimdi doğrudan tespit edildi ve son bekletme, Higgs Bozonu, bu on yılın başlarında lhc’ye düştü. Bugün sadece gluonlar ve fotonlar kütlesizdir; diğer her şeyin sıfır olmayan bir dinlenme kütlesi vardır. Kredi: E. Siegel / Galaksinin Ötesinde Günümüz Evreninde parçacıklar belirli kurallara uyar. Çoğunun, o parçacığın varlığına özgü toplam iç enerji miktarına karşılık gelen kütleleri vardır. Madde (Fermiyonlar için), antimadde (anti-Fermiyonlar için) veya ikisi de (bozonlar için) olabilirler. Parçacıkların bazıları kütlesizdir, bu da ışık hızında hareket etmelerini gerektirir. Karşılık gelen madde / antimadde çiftleri birbirleriyle çarpıştığında, genellikle iki kütlesiz foton üreterek kendiliğinden yok olabilirler. Ve yeterince büyük miktarda enerjiye sahip herhangi iki parçacığı bir araya getirdiğinizde, kendiliğinden yeni madde/antimadde parçacık çiftleri yaratma şansınız vardır. Einstein’ın E = mc2’sine göre yeterli enerji olduğu sürece enerjiyi maddeye dönüştürebiliriz ve bunun tersi de geçerlidir. madde antimadde imhası Saf enerjiden madde/antimadde çiftlerinin (solda) üretimi, madde/antimaddenin saf enerjiye geri dönüşüyle tamamen tersine çevrilebilir bir reaksiyondur (sağda). E = mc^2’ye uyan bu yaratma ve yok etme süreci, maddeyi veya antimaddeyi yaratmanın ve yok etmenin bilinen tek yoludur. Düşük enerjilerde partikül-antipartikül oluşumu baskılanır.
Ancak başlangıçta durum böyle değildi. Büyük Patlama’nın ilk aşamalarında keşfedilen çok yüksek enerjilerde, Standart Model’in tüm parçacıkları kütlesizdi. Higgs simetrisi kırıldığında, parçacıklara kütle verilir, ancak sıcaklık arttığında tamamen eski hallerine dönerler. Sıcaklık çok yüksekse, sadece atomlar ve bağlı çekirdekler değil, aynı zamanda tek tek protonlar ve nötronlar da artık oluşamaz. Evren, var olabilecek her parçacık ve antiparçacıkla dolu sıcak, yoğun bir plazmadır.
Enerjisi o kadar yüksektir ki, en hayalet parçacıklar ve antiparçacıklar (nötrinolar ve antinötrinolar) bile diğer parçacıklarla büyük bir sıklıkla çarpışır. Her parçacık mikrosaniye başına trilyonlarca kez diğer parçacıklarla çarpışır ve bunların hepsi ışık hızında hareket eder.
Başlıklı makaleye bir bağlantı kopyalayın http://What%20was%20it%20like%20when%20the%20Universe%20was%20at%20its%20hottest? Evrenin en sıcak olduğu zaman nasıldı? facebook üzerinde Evrenin en sıcak olduğu zaman nasıldı? twitter’da (X) Evrenin en sıcak olduğu zaman nasıldı? linkedın’de Bugün Evrene baktığımızda, her yönden ve uzaydaki her yerde yıldızlarla ve galaksilerle dolu olduğunu görüyoruz. Yine de Evren statik değildir; Uzak galaksiler gruplar ve kümeler halinde birbirine bağlıdır, bu gruplar ve kümeler genişleyen Evrenin bir parçası olarak birbirlerinden uzaklaşırlar. Evren genişledikçe, tek tek fotonlar uzayda seyahat ederken daha kırmızı dalga boylarına kaydıkça sadece daha seyrek değil, aynı zamanda daha serin hale gelir. EN ÇOK OKUNAN HABERLER sembol 00:28 01:30 Fakat bu, zamanda geriye bakarsak, Evrenin sadece daha yoğun değil, aynı zamanda daha sıcak olduğu anlamına gelir. Bu tanımlamanın geçerli olduğu en eski anlara, Büyük Patlama’nın ilk anlarına kadar gidersek, Evrene mutlak en sıcak haliyle geliriz. İşte o zamanlar yaşamak nasıldı. standart model rengi Standart Modelin parçacıkları ve antipartiküllerinin tümü şimdi doğrudan tespit edildi ve son bekletme, Higgs Bozonu, bu on yılın başlarında lhc’ye düştü. Bugün sadece gluonlar ve fotonlar kütlesizdir; diğer her şeyin sıfır olmayan bir dinlenme kütlesi vardır. Kredi: E. Siegel / Galaksinin Ötesinde Günümüz Evreninde parçacıklar belirli kurallara uyar. Çoğunun, o parçacığın varlığına özgü toplam iç enerji miktarına karşılık gelen kütleleri vardır. Madde (Fermiyonlar için), antimadde (anti-Fermiyonlar için) veya ikisi de (bozonlar için) olabilirler. Parçacıkların bazıları kütlesizdir, bu da ışık hızında hareket etmelerini gerektirir. Karşılık gelen madde / antimadde çiftleri birbirleriyle çarpıştığında, genellikle iki kütlesiz foton üreterek kendiliğinden yok olabilirler. Ve yeterince büyük miktarda enerjiye sahip herhangi iki parçacığı bir araya getirdiğinizde, kendiliğinden yeni madde/antimadde parçacık çiftleri yaratma şansınız vardır. Einstein’ın E = mc2’sine göre yeterli enerji olduğu sürece enerjiyi maddeye dönüştürebiliriz ve bunun tersi de geçerlidir. madde antimadde imhası Saf enerjiden madde/antimadde çiftlerinin (solda) üretimi, madde/antimaddenin saf enerjiye geri dönüşüyle tamamen tersine çevrilebilir bir reaksiyondur (sağda). E = mc^2’ye uyan bu yaratma ve yok etme süreci, maddeyi veya antimaddeyi yaratmanın ve yok etmenin bilinen tek yoludur. Düşük enerjilerde partikül-antipartikül oluşumu baskılanır. Kredi: Dmitri Pogosyan / Alberta Üniversitesi Şey, her şey erkenden farklıydı! Büyük Patlamanın ilk aşamalarında bulduğumuz son derece yüksek enerjilerde, Standart Modeldeki her parçacık kütlesizdi. Kırıldığında parçacık kütleleri veren Higgs simetrisi bu sıcaklıklarda tamamen eski haline getirilir. Sadece atomlar ve bağlı atom çekirdekleri oluşturmak için çok sıcak değil, tek tek protonlar ve nötronlar bile imkansızdır; Evren, var olabilecek tüm parçacıklar ve antipartiküllerle dolu sıcak, yoğun bir plazmadır. ÖNE ÇIKAN VİDEOLAR Michio Kaku: Kuantum hesaplama bir sonraki devrimdir 00:03 11:17 Enerjiler o kadar yüksektir ki, hepsinin en hayalet olarak bilinen parçacıkları ve antipartikülleri bile, nötrinolar ve antinötrinolar, diğer parçacıklara diğer zamanlardan daha sık çarparlar. Her parçacık, mikrosaniye başına sayısız trilyonlarca kez daha çarpar ve hepsi ışık hızında hareket eder. Kırmızı, yeşil ve mavi bir kürenin 3b görüntüsü. İlk Evren madde ve radyasyonla doluydu ve o kadar sıcak ve yoğundu ki, protonlar ve nötronlar gibi tüm bileşik parçacıkların saniyenin ilk fraksiyonu için kararlı bir şekilde oluşmasını engelledi. Sadece bir kuark-gluon plazmasının yanı sıra neredeyse ışık hızında dönen diğer parçacıklar (yüklü leptonlar, nötronlar ve diğer bozonlar gibi) vardı. Sıcaklık Dengeleri: Evrenin Başlangıcında Gizemli Sıcaklık Patlaması
Bildiğimiz parçacıklara ek olarak, bugün bizim için bilinmeyen parçacıklar (ve antiparçacıklar) olabilir. Evren, Dünya’da gördüğümüzden çok daha sıcak ve enerjikti. En enerjik kozmik ışınlardan bir milyon kat daha enerjik ve LHC’den trilyonlarca kat daha enerjik.
Ya evrende süpersimetrik parçacıklar da dahil olmak üzere başka parçacıklar da üretiliyorsa?
Süpersimetrik parçacıklar, Büyük Birleşik Teori tarafından öngörülen parçacıklar, Süpersimetrik parçacıklar: Büyük Birleşik Teori tarafından öngörülen parçacıklar, Süpersimetrik parçacıklar: Büyük Birleşik Teori tarafından öngörülen parçacıklar, Ağır sağ elli nötrinolar. Ya da çok çeşitli karanlık madde adayı parçacıklar, Büyük Patlama’dan sonraki genç evren, bunları üretmek için yeterli enerji, sıcaklık, yoğunluk ve diğer koşullara sahip olmalıdır.
Dikkat çekici bir şekilde, bu olağanüstü enerji ve yoğunluğa rağmen, erken evrendeki sıcaklıklar sınırlıdır. Evren hiçbir zaman keyfi olarak sıcak ve yoğun olmamış ve hiçbir zaman Planck sıcaklığına (fizik yasalarının bozulduğu sıcaklık) ulaşmamıştır.
Bugün kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunu gözlemleyebiliyoruz: Büyük Patlama’dan arta kalan radyasyon. Bu radyasyon 2,725 K’de her yerde ve her yönde aynıdır, ancak sadece onlarca ve yüzlerce mikrokelvin arasında değişir. Planck uydusu sayesinde artık bu dalgalanmayı sadece 0,07 derece açısal çözünürlük gibi şaşırtıcı bir doğrulukla haritalamak mümkün.
Bu dalgalanmaların spektrumu ve büyüklüğü, Büyük Patlama’nın en erken ve en sıcak evresinde evrenin ulaşabileceği en yüksek sıcaklık hakkında bilgi vermektedir. Fizikte bu enerji bir kez aşıldığında fizik yasaları anlamsız hale gelir.
Ancak kozmik mikrodalga arka plan radyasyonundaki dalgalanmaların haritasına bakarak bu sıcaklığa ulaşılmadığı sonucuna varabiliriz. Kozmik mikrodalga arka plan radyasyonundaki dalgalanmaların gösterdiği gibi, evrenimizin ulaşabileceği en yüksek sıcaklık sadece ~1016 GeV, yani Planck ölçeğinin 1/1000’i kadardır. Başka bir deyişle, evrenin ulaşabileceği en yüksek sıcaklık Planck ölçeğinden oldukça düşüktür.
Bu dalgalanmalar bize sadece sıcak Büyük Patlama’nın ulaştığı en yüksek sıcaklığı değil, aynı zamanda evrene hangi tohumların ekildiğini ve bugünkü kozmik yapıya nasıl evrildiğini de anlatır.
Soğuk noktalar soğuktur çünkü ışığın geçtiği yerçekimi potansiyeli kuyuları biraz daha büyüktür ve ortalamadan daha yüksek yoğunluklu bölgelere karşılık gelir. Buna karşılık, sıcak noktalar ortalamanın altında yoğunluğa sahip bölgelerden ortaya çıkar. Ortalama sıcaklıktaki sıcak noktalar da doğal olarak ortalama yoğunluktaki bölgelerden ortaya çıkar. Zaman zaman daha soğuk, daha yoğun bölgelerle çevrilidirler ve diğer zamanlarda daha sıcak, daha az yoğun bölgelerle çevrilidirler. Soğuk noktalar sonunda galaksilere, galaksi gruplarına ve galaksi kümelerine dönüşerek geniş kozmik ağın oluşumuna katkıda bulunurlar. Öte yandan sıcak noktalar milyarlarca yıl içinde devasa kozmik boşluklara dönüşerek malzemelerini daha yoğun bölgelere fırlatır. Bu yapının tohumları Büyük Patlama’nın ilk sıcak evresinden beri var olmuştur.
Dahası, erken evrende ulaşılabilecek en yüksek sıcaklıklara ulaşıldığında, sıcaklık hızla düşmeye başlar. Tıpkı bir balona sıcak hava koyduğunuzda moleküllerin çok fazla enerjiye sahip olması ve balonun duvarlarına doğru itilerek balonun genişlemesine neden olması gibi, uzaya sıcak parçacıklar, antiparçacıklar ve radyasyon koyduğunuzda da uzay genişler.
Uzay her genişlediğinde soğur. Radyasyonun enerjisi dalga boyu ile orantılıdır. Uzay genişledikçe dalga boyu uzar ve radyasyonun enerjisi gittikçe azalır. Enerji azaldıkça sıcaklık da azalır, böylece uzay zamanla sadece daha az yoğun olmakla kalmaz, aynı zamanda daha az sıcak olur.
Yüksek sıcaklıktaki Büyük Patlama başladığında uzay en sıcak ve en yoğun halindeydi, madde, antimadde ve radyasyonla doluydu. Evrenin kusurları (neredeyse tekdüze ama 30 000 kat daha düzensiz) evrenin ısısını ve evrenin büyük ölçekli yapısının büyümesini açıklar. Evren sonunda genişlemeye ve soğumaya başlar ve sıcaklık ve yoğunluk azaldıkça, büyük miktarda enerji gerektiren herhangi bir şeyi üretmek daha zor hale gelir; E = mc2, yeterli enerji olmadan, belirli bir kütleye sahip parçacıklar üretmenin imkansız olduğu anlamına gelir. Evren zaman içinde genişledikçe ve soğudukça, çok sayıda değişiklik meydana gelir. Ancak kısa bir an için her şey inanılmaz derecede simetrik ve olabildiğince enerjikti. Bir şekilde, zaman içinde, bu başlangıç durumu tüm evreni yarattı.
Derleyen: Deniz KAFKAS
Kaynak: Sıcaklık Dengeleri: Evrenin Başlangıcında Gizemli Sıcaklık Patlaması
