{"id":22960,"date":"2015-03-01T12:16:04","date_gmt":"2015-03-01T10:16:04","guid":{"rendered":"https:\/\/bilimvegelecek.com.tr\/?p=22960"},"modified":"2018-04-13T12:41:22","modified_gmt":"2018-04-13T09:41:22","slug":"kara-enerji-sorunsali","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/bilimvegelecek.com.tr\/index.php\/2015\/03\/01\/kara-enerji-sorunsali","title":{"rendered":"Kara enerji sorunsal\u0131"},"content":{"rendered":"

Evrenin enerji yo\u011funlu\u011funun, kayna\u011f\u0131n\u0131 bilemedi\u011fimiz ama \u00f6l\u00e7ebildi\u011fimiz kara madde (y\u00fczde 25) ve kara enerjinin (y\u00fczde 70) d\u0131\u015f\u0131nda kal\u0131p da tan\u0131mlayabildi\u011fimiz k\u0131sm\u0131 y\u00fczde 5 kadard\u0131r. B\u00fct\u00fcn bu kozmolojik verileri tutarl\u0131l\u0131k i\u00e7inde a\u00e7\u0131klayabilen \u00e7e\u015fitli fizik modelleri vard\u0131r, ancak bunlar hen\u00fcz test edilmemi\u015flerdir. <\/em><\/p>\n

Kara enerjinin hik\u00e2yesi 1915\u2019lere kadar uzan\u0131r. Ama o y\u0131llarda kimse ismine kara enerji demiyordu. O y\u0131llarda ismi kozmolojik sabitti<\/strong>. Einstein genel g\u00f6relilik denklemlerini yazd\u0131\u011f\u0131 s\u0131rada, di\u011fer herkes gibi dura\u011fan ve sonsuz bir evrene inanmaktayd\u0131. Asl\u0131nda bilim tarihi boyunca s\u0131k rastlad\u0131\u011f\u0131m\u0131z bir durumdur bu: biliminsanlar\u0131 kimi zaman bilimsel sonu\u00e7lar\u0131n g\u00f6sterdiklerini g\u00f6z ard\u0131 edip yayg\u0131n inan\u0131\u015flara saplan\u0131p kal\u0131rlar. Oysa Einstein\u2019\u0131n denklemleri evrenin dura\u011fan olamayaca\u011f\u0131n\u0131 a\u00e7\u0131k\u00e7a g\u00f6steriyordu. \u0130\u015fte bu yayg\u0131n inan\u0131\u015f\u0131n do\u011fru oldu\u011funu varsayan Einstein, denklemlerine bir sabit ekleyerek evreni dura\u011fan hale getirdi. Sonradan \u201chayat\u0131m\u0131n en b\u00fcy\u00fck hatas\u0131\u201d diyece\u011fi bu sabite de kozmolojik sabit ad\u0131n\u0131 verdi. Einstein kozmolojik sabiti \u201ckar\u015f\u0131-k\u00fctle\u00e7ekim\u201d kuvveti olarak ortaya atarak bunun di\u011fer kuvvetlerden farkl\u0131 bir \u015fekilde, belli bir kaynaktan gelmedi\u011fini ve uzay-zaman\u0131n dokusunda sakl\u0131 oldu\u011funu \u00f6ne s\u00fcrd\u00fc. Uzay-zaman\u0131n i\u00e7kin bir geni\u015fleme e\u011filiminde oldu\u011funu, evrende var olan b\u00fct\u00fcn maddelerin \u00e7ekimini dengelemek i\u00e7in ancak bunun yap\u0131labilece\u011fini ve b\u00f6ylelikle de dura\u011fan evren sonucuna ula\u015fabilece\u011fini umuyordu.<\/p>\n

Asl\u0131nda Newton zaman\u0131nda bile evrenin sabit olamayaca\u011f\u0131 ortadayd\u0131. Newton evrendeki her cismin birbirini k\u00fctleleriyle do\u011fru orant\u0131l\u0131 ve aralar\u0131ndaki mesafenin karesiyle ters orant\u0131l\u0131 olarak \u00e7ekti\u011fini s\u00f6yleyen evrensel \u00e7ekim yasas\u0131n\u0131 ke\u015ffetti\u011finde, birbirini \u00e7eken y\u0131ld\u0131zlar\u0131n evreni i\u00e7e \u00e7\u00f6kt\u00fcrmesi gerekti\u011fi g\u00f6r\u00fcl\u00fcyordu. Ama ilk bak\u0131\u015fta evrenimiz sabit g\u00f6z\u00fckmekte. Hele o y\u0131llarda evrenin Samanyolu galaksimizle s\u0131n\u0131rl\u0131 oldu\u011fu g\u00f6z \u00f6n\u00fcne al\u0131n\u0131rsa, bu evrende her \u015feyin yerli yerinde durdu\u011fu apa\u00e7\u0131k ortadayd\u0131. Newton ve ard\u0131llar\u0131, evrenin kendi i\u00e7ine \u00e7\u00f6kme problemini \u201csonsuz evren\u201d varsay\u0131m\u0131yla a\u015ft\u0131lar. \u00d6yle ya, Bruno bile evren sonsuzdur dedi\u011fi i\u00e7in yak\u0131lmam\u0131\u015f m\u0131yd\u0131? Kilise evrenin sonlu oldu\u011funu s\u00f6yl\u00fcyordu. B\u00f6ylece Newtonc\u0131lar, sonsuz bir evrende b\u00fct\u00fcn cisimler birbirlerini \u00e7ekecekleri i\u00e7in evrenin dura\u011fan kalaca\u011f\u0131n\u0131 varsayd\u0131lar. Oysa bunu matematiksel olarak ispat edememi\u015flerdi. Zaten n-cisim problemi denilen problem y\u00fcz\u00fcnden 3 ve 3\u2019ten fazla say\u0131daki cisimlerin Newton denklemleriyle \u00e7\u00f6z\u00fclemeyece\u011fi biliniyordu. T\u00fcm evrendeki y\u0131ld\u0131zlar\u0131n k\u00fctle\u00e7ekim etkilerini hesaplamak bir yana, g\u00fcne\u015f sistemindeki gezegenlerin hepsinin birden hareketlerini hesaplamak bile imk\u00e2ns\u0131zd\u0131 (h\u00e2l\u00e2 imk\u00e2ns\u0131zd\u0131r). Ama evrenin sonsuzlu\u011funa ve dura\u011fanl\u0131\u011f\u0131na dair yayg\u0131n inan\u0131\u015f fizik\u00e7ileri 1920\u2019lere kadar bu sorunu has\u0131ralt\u0131 etmeye g\u00f6t\u00fcrd\u00fc.<\/p>\n

Geni\u015fleyen evren<\/strong><\/p>\n

1920\u2019lerde, Einstein ve di\u011fer fizik\u00e7ilerin genel g\u00f6relili\u011fin g\u00f6sterdi\u011fi gibi dura\u011fan olmayan evren betimlemesinden ka\u00e7\u0131nman\u0131n yollar\u0131n\u0131 arad\u0131\u011f\u0131 y\u0131llarda, Willem de Sitter ve Alexander Friedmann gibi ba\u015fka fizik\u00e7iler de dura\u011fan olmayan bir evren aray\u0131\u015f\u0131na girdiler. Einstein\u2019\u0131n k\u00fctle\u00e7ekimi kuram\u0131n\u0131 ilk kabul eden ki\u015filerden biri olan Hollandal\u0131 g\u00f6kbilimci Willem de Sitter, 1917\u2019de kuram\u0131 t\u00fcm evrene uygulad\u0131, ama Einstein\u2019\u0131n aksine evrenin yo\u011funlu\u011funun her zaman sabit kalmas\u0131 gerekti\u011fi konusunda \u0131srarc\u0131 davranmad\u0131. De Sitter, Einstein\u2019\u0131n denklemlerine uyan; fakat tamamen farkl\u0131 bir evren modeli ke\u015ffetti: de Sitter evreninde uzay geni\u015fliyordu. De Sitter evreninde madde yoktu, ama 1922\u2019de Petrograd \u00dcniversitesinden Rus g\u00f6kbilimci Aleksandr Friedmann, Einstein denklemlerine uyan ve ger\u00e7ek evren gibi madde par\u00e7ac\u0131klar\u0131 i\u00e7eren bir\u00e7ok evren modelleri buldu. Friedmann\u2019\u0131n dura\u011fan olmayan evrenleri, be\u015f y\u0131l sonra, Katolik bir rahipken g\u00f6kbilimci olan Bel\u00e7ikal\u0131 Georges Lema\u00eetre taraf\u0131ndan yeniden ke\u015ffedildi. Frimann ve Lema\u00eetre\u2019in evrenlerinin ortak \u00f6zellikleri, k\u00fc\u00e7\u00fck ve s\u0131k\u0131\u015ft\u0131r\u0131lm\u0131\u015f bir durumdan, \u015fiddetli bir geni\u015flemeyle ortaya \u00e7\u0131kmalar\u0131d\u0131r. Madde par\u00e7ac\u0131klar\u0131 hareket halindeyken olu\u015fur ve o zamandan beri birbirlerinden ayr\u0131lmaktad\u0131rlar. Lema\u00eetre evrenin ilk \u00e7a\u011flara ait dev bir atomun par\u00e7alanarak t\u00fcm cisimleri binlerce par\u00e7aya b\u00f6lmesiyle olu\u015ftu\u011funu varsayd\u0131. B\u00f6ylelikle ilk B\u00fcy\u00fck Patlama modeli tarih sahnesine \u00e7\u0131kt\u0131.<\/p>\n

Tam da o y\u0131llarda 20. y\u00fczy\u0131l\u0131n en \u00f6nemli kozmolojik g\u00f6zlemi yap\u0131lmaktayd\u0131: Edwin Hubble, 1929\u2019da galaksilerin birbirlerinden uzakla\u015fmakta oldu\u011funu g\u00f6zlemledi. Bu g\u00f6zlemler Einstein\u2019\u0131n kozmolojik sabit i\u00e7ermeyen genel g\u00f6relilik denklemleriyle uyum i\u00e7indeydi. Bulmacan\u0131n par\u00e7alar\u0131 yerine oturmu\u015ftu: evrenimiz geni\u015flemekteydi. Bug\u00fcn art\u0131k biliyoruz ki, geni\u015fledi\u011fine g\u00f6re bir ba\u015flang\u0131\u00e7 noktas\u0131 olan evrenin, B\u00fcy\u00fck Patlama<\/strong> ad\u0131 verdi\u011fimiz bu ba\u015flang\u0131\u00e7 noktas\u0131 13,8 milyar y\u0131l kadar eskidir. Modern Kozmolojik Kurama g\u00f6re noktasal bir tekillikten do\u011fan evrende ilk saniyelerde o kadar b\u00fcy\u00fck bir s\u0131cakl\u0131k vard\u0131 ki, t\u00fcm maddeler ay\u0131rt edilemez bir \u201ckuark \u00e7orbas\u0131<\/strong>\u201d durumundayd\u0131. Evren so\u011fuduk\u00e7a madde ortaya \u00e7\u0131kt\u0131 ve bu madde \u00f6nce hafif atomlar\u0131, atomlar y\u0131ld\u0131zlar\u0131, y\u0131ld\u0131zlar yand\u0131k\u00e7a daha a\u011f\u0131r atomlar\u0131 meydana getirdi.\u00a0 \u0130lk \u00fc\u00e7 dakika ge\u00e7tikten sonra, evrenin s\u0131cakl\u0131\u011f\u0131 k\u00fc\u00e7\u00fck proton ve n\u00f6tron kirlili\u011finin \u00e7ekirdek halinde birle\u015fmesine yetecek kadar d\u00fc\u015ft\u00fc<\/p>\n

H\u0131zlanarak geni\u015fleyen evren<\/strong><\/p>\n

1990\u2019lar\u0131n sonunda ba\u015fka bir \u00f6nemli ke\u015fif yap\u0131ld\u0131: g\u00fcn\u00fcm\u00fczde evrenin geni\u015fleme h\u0131z\u0131 art\u0131yordu. Lawrence Berkeley Ulusal Laboratuvar\u0131\u2019ndan Saul Perlmutter ve Avustralya Ulusal \u00dcniversitesi\u2019nden Brian Schmidt\u2019in ekiplerindeki astronomlar, la t\u00fcr\u00fc s\u00fcpernovalar\u0131n uzakla\u015fma h\u0131zlar\u0131n\u0131 \u00f6l\u00e7mek yoluyla evrenin yava\u015flamas\u0131n\u0131 \u00f6l\u00e7meye \u00e7al\u0131\u015f\u0131rken, geni\u015fleme h\u0131z\u0131n\u0131n azalmay\u0131p, tersine son 6 milyar y\u0131ld\u0131r artt\u0131\u011f\u0131n\u0131 buldular. Bu ke\u015fiflerine de Nobel \u00f6d\u00fcl\u00fc verildi. Asl\u0131nda k\u00fctle\u00e7ekim evrendeki maddeyi \u00e7ekti\u011fine g\u00f6re, geni\u015flemenin yava\u015flamas\u0131 bekleniyordu. Oysa tam tersi \u00e7\u0131kan bu sonu\u00e7, Einstein\u2019\u0131n kozmolojik sabitini tekrar g\u00fcndeme getirdi. Yukar\u0131da bahsetti\u011fimiz gibi, kozmolojik sabit bir t\u00fcr k\u00fctle\u00e7ekimsel itme yarat\u0131yordu. Kayna\u011f\u0131 bilinmeyen bu itmeye fizik\u00e7iler kara enerji<\/strong> ismini verdiler.<\/p>\n

\"\"
Evrenin enerji yo\u011funlu\u011funun, kayna\u011f\u0131n\u0131 bilemedi\u011fimiz ama \u00f6l\u00e7ebildi\u011fimiz bu kara madde (y\u00fczde 25) ve kara enerjinin (y\u00fczde 70) d\u0131\u015f\u0131nda kal\u0131p da tan\u0131mlayabildi\u011fimiz k\u0131sm\u0131 y\u00fczde 5 kadard\u0131r.<\/figcaption><\/figure>\n

Kara enerjiyi daha iyi anlamak i\u00e7in, genel g\u00f6relili\u011fin bir \u00f6zelli\u011fini ele almam\u0131z gerekir. Newton\u2019\u0131n k\u00fctle\u00e7ekim kuram\u0131nda iki cisim aras\u0131ndaki kuvvet yaln\u0131zca bunlar\u0131n k\u00fctlelerine ve aralar\u0131ndaki uzakl\u0131\u011fa ba\u011fl\u0131d\u0131r. Genel g\u00f6relilikteki durum da benzerdir ama k\u00fctle\u00e7ekim alan\u0131n\u0131n \u015fiddetine yaln\u0131zca cisimlerin k\u00fctlesi (ve aralar\u0131ndaki uzakl\u0131k) de\u011fil, enerji ve bas\u0131n\u00e7 da katk\u0131da bulunur. K\u00fctle\u00e7ekimin kayna\u011f\u0131 olarak bas\u0131nc\u0131n varl\u0131\u011f\u0131 ilk bak\u0131\u015fta garip g\u00f6r\u00fcn\u00fcr. Bu noktay\u0131 biraz a\u00e7al\u0131m. Deniz seviyesindeki hava bas\u0131nc\u0131 santimetre kare ba\u015f\u0131na yakla\u015f\u0131k bir kilogramd\u0131r. Peki, neden bu bas\u0131nc\u0131n alt\u0131nda ezilmiyoruz? \u00c7\u00fcnk\u00fc asl\u0131nda bas\u0131n\u00e7 olarak hissetti\u011fimiz \u015fey, mutlak bas\u0131n\u00e7 de\u011fil bas\u0131n\u00e7taki de\u011fi\u015fikliklerdir. V\u00fccudumuzun i\u00e7indeki bas\u0131n\u00e7 d\u0131\u015f\u0131m\u0131zdakiyle ayn\u0131d\u0131r, dolay\u0131s\u0131yla hi\u00e7bir \u015fey hissetmeyiz. Benzer \u015fekilde araba tekerleklerinin \u015fi\u015fkin olma sebebi tekerleklerin i\u00e7indeki hava bas\u0131nc\u0131 de\u011fil, tekerle\u011fin i\u00e7indeki havan\u0131n d\u0131\u015f\u0131ndakinden daha y\u00fcksek bir bas\u0131nca sahip olmas\u0131d\u0131r. Oysa genel g\u00f6relilikte k\u00fctle\u00e7ekimin kayna\u011f\u0131 olarak davranan \u015fey bas\u0131nc\u0131n kendisidir (bas\u0131n\u00e7 de\u011fi\u015fiklikleri de\u011fil). Maddenin yo\u011funlu\u011funun k\u00fctle\u00e7ekimin kayna\u011f\u0131 olarak davranmas\u0131, genel g\u00f6relili\u011fin Newton\u2019c\u0131 k\u00fctle\u00e7ekimden daha karma\u015f\u0131k oldu\u011fu noktalardan biridir. Geni\u015fleyen evren modellerinde b\u00fct\u00fcn bu etkiler hesaba kat\u0131lmal\u0131d\u0131r.<\/p>\n

B\u00f6ylelikle tekrar g\u00fcncellik kazanan Einstein\u2019\u0131n kozmolojik sabitini tart\u0131\u015f\u0131rken g\u00fcn\u00fcm\u00fcz\u00fcn fizik\u00e7ileri \u201cuzay\u0131n kendi enerjisi\u201d veya \u201ckara enerji\u201d deyimlerini kullanmaya ba\u015flad\u0131lar. Do\u011frudan g\u00f6remeyece\u011fimiz, saydam ve amorf bir kozmolojik sabitle dolu olan uzay, h\u00e2l\u00e2 karanl\u0131k g\u00f6r\u00fcn\u00fcrd\u00fc. Einstein, kozmolojik sabitin kayna\u011f\u0131n\u0131 ve kimli\u011fini belirlemeden bunun k\u00fctle\u00e7ekimsel sonu\u00e7lar\u0131n\u0131 ortaya koyabilmi\u015f ve \u00e7ok \u00f6nemli bir sonuca ula\u015fm\u0131\u015ft\u0131.<\/p>\n

Peki, evrenin geni\u015fleme h\u0131z\u0131 olan Hubble parametresini \u00f6l\u00e7\u00fcp, karesini yo\u011funluk ve uzay e\u011frili\u011finin birle\u015fimini bulmak i\u00e7in kulland\u0131\u011f\u0131m\u0131zda, bunun hangi k\u0131sm\u0131n\u0131n yo\u011funluk hangi k\u0131sm\u0131n\u0131n uzay e\u011frili\u011fi oldu\u011funu nereden bilece\u011fiz? Bunu bulmak i\u00e7in bu iki niceli\u011fi ay\u0131rmak gereklidir. Bunun i\u00e7in fizik\u00e7iler, e\u011fri olmayan d\u00fcz uzayda Hubble parametresinin verilen de\u011ferinde yo\u011funluk de\u011ferinin ne olaca\u011f\u0131n\u0131 \u00e7\u00f6zerek, yo\u011funluk ve e\u011frilik aras\u0131nda ili\u015fki kuran bir denklem kullan\u0131rlar. Bu yo\u011funlu\u011fa kritik yo\u011funluk (\u03a9) ad\u0131 verilir. B\u00f6ylelikle kritik yo\u011funlu\u011fun ger\u00e7ek yo\u011funlu\u011fa oran\u0131n\u0131 g\u00f6steren niceli\u011fini tan\u0131mlarlar. Di\u011fer bir deyi\u015fle, yo\u011funluk ve e\u011frili\u011fi ay\u0131rmak i\u00e7in ortada hi\u00e7 e\u011frilik olmasayd\u0131, yo\u011funlu\u011fun miktar\u0131n\u0131n ne olaca\u011f\u0131n\u0131 \u00e7\u00f6z\u00fcp \u03a9\u2019n\u0131n kritik yo\u011funlu\u011funa b\u00f6l\u00fcnen ger\u00e7ek yo\u011funlu\u011fun \u03a9 olmas\u0131n\u0131 sa\u011flarlar ve \u03a9 arac\u0131l\u0131\u011f\u0131yla e\u011frili\u011fi \u00f6l\u00e7erler. Uzay e\u011frili\u011fi s\u0131f\u0131rsa, o zaman yo\u011funluk kritik yo\u011funlu\u011fa ve \u03a9 1\u2019e e\u015fit olur. Evrendeki maddenin miktar\u0131 sorusu \u201c\u03a9 ne kadar b\u00fcy\u00fckt\u00fcr?\u201d sorusuna d\u00f6n\u00fc\u015f\u00fcr. Galaksi k\u00fcmelerinin \u03a9\u2019s\u0131n\u0131n 0,3\u2019e e\u015fit oldu\u011fu \u00f6l\u00e7\u00fclm\u00fc\u015ft\u00fcr. Buna s\u0131radan madde ve kara madde dahildir. Bu nedenle bir b\u00fct\u00fcn olarak evrenin uzay e\u011frili\u011finin \u00f6nemli miktarda oldu\u011fu tahmin edilebilir. Kozmik Mikrodalga Ardalan I\u015f\u0131n\u0131m\u0131 verileriyle desteklenen \u00f6l\u00e7\u00fcmlere g\u00f6re \u03a9 1\u2019e e\u015fit ise, maddenin b\u00fcy\u00fck bir k\u0131sm\u0131 k\u00fcmelenmi\u015f ve \u00f6beklenmi\u015f olmaktan ziyade evrende e\u015fit oranda da\u011f\u0131lm\u0131\u015ft\u0131r; galaksilerde k\u00fcmelenmemi\u015f \u00f6nemli miktarda madde vard\u0131r.<\/p>\n

Kara enerji kozmolojik sabit mi?<\/strong><\/p>\n

1998\u2019deki s\u00fcpernova g\u00f6zlemleriyle evrenin h\u0131zlanarak geni\u015fledi\u011fi anla\u015f\u0131l\u0131nca, evrende bu geni\u015flemeyi sa\u011flayan bir negatif bas\u0131nc\u0131n var olmas\u0131 gerekti\u011fi ortaya \u00e7\u0131km\u0131\u015ft\u0131r. \u03a9 1\u2019e e\u015fitse, kara enerjinin \u03a9\u2019s\u0131 0,7 olmal\u0131d\u0131r. Di\u011fer bir deyi\u015fle, kara enerji her ne ise, evrende geri kalan her \u015feyin toplam\u0131ndan daha fazla miktarda ondan vard\u0131r, ki bu da bizi bo\u015fluk problemine g\u00f6t\u00fcr\u00fcr. Kuantum mekani\u011fi, her bir par\u00e7ac\u0131\u011f\u0131n \u00e7e\u015fitli enerji durumlar\u0131nda var olabilece\u011fini ve bu durumlar\u0131n en d\u00fc\u015f\u00fc\u011f\u00fcn\u00fcn taban durumu oldu\u011funu belirtir. Benzer \u015fekilde atom da en d\u00fc\u015f\u00fck enerji d\u00fczeyi durumuna sahiptir. \u00d6rne\u011fin Hidrojen atomu i\u00e7in taban durumu, elektronun 13,6 volt gerilimden ald\u0131\u011f\u0131 enerjinin \u00e7\u0131kar\u0131lmas\u0131na e\u015fittir (eksi 13,6 elektron volt). Bo\u015fluk i\u00e7in, uzay\u0131n her yerine \u201cyay\u0131ld\u0131\u011f\u0131\u201d \u015fekliyle, enerji yo\u011funlu\u011funun (hacim birim ba\u015f\u0131na enerji) taban durumunu nas\u0131l tespit ederiz? Yine kuantum fizi\u011fine g\u00f6re, bo\u015flu\u011fun ger\u00e7ekte bo\u015f olmad\u0131\u011f\u0131n\u0131, onun yerine ans\u0131z\u0131n var olup yok olan hayali par\u00e7ac\u0131k \u00e7iftlerinden olu\u015ftu\u011funu unutmayal\u0131m. G\u00f6relili\u011fe g\u00f6re fizik yasalar\u0131 h\u0131zdan ve g\u00f6zlemciden ba\u011f\u0131ms\u0131zd\u0131r. Dolay\u0131s\u0131yla evren onun \u00f6l\u00e7\u00fcm\u00fcn\u00fc yapan\u0131n nas\u0131l hareket etti\u011finden ba\u011f\u0131ms\u0131z olarak ayn\u0131 \u015fekilde i\u015fler. Bo\u015flu\u011fun taban durumu da bu \u00f6zelli\u011fe sahip oldu\u011funa g\u00f6re, b\u00fct\u00fcn g\u00f6zlemcilere ayn\u0131 \u015fekilde g\u00f6r\u00fcnmesi gerekir. Bo\u015flu\u011fun bir enerjisi varsa, o zaman bu enerjiye negatif bas\u0131n\u00e7 e\u015flik etmek zorundad\u0131r. Fizik\u00e7iler bo\u015flu\u011fun tam olarak Einstein\u2019\u0131n kozmolojik sabiti gibi davranmak zorunda oldu\u011fu saptad\u0131lar. Ancak bu kuramlar, o sabitin ne kadar b\u00fcy\u00fck olaca\u011f\u0131n\u0131 s\u00f6ylemiyor; dolay\u0131s\u0131yla bo\u015flu\u011fun kendisinin kara enerji oldu\u011funu s\u00f6ylemek zor. Yine de bu kozmolojik sabitin bo\u015flu\u011fun enerji yo\u011funlu\u011fu olarak kavranmas\u0131 kara enerji<\/strong> ismini ortaya \u00e7\u0131kartm\u0131\u015ft\u0131r.<\/p>\n

Kozmolojik sabitin itici kar\u015f\u0131 k\u00fctle\u00e7ekim \u00f6zellikleri, tam olarak evrenin g\u00f6zlemlenen geni\u015flemesini a\u00e7\u0131klamak i\u00e7in gerekli \u015feydir. Fizik\u00e7iler kozmolojik sabitin boyutuna dair bir tahminde bulunmak i\u00e7in boyutsal \u00e7\u00f6z\u00fcmleme kullan\u0131rlar. Boyutsal \u00e7\u00f6z\u00fcmleme fizi\u011fin \u00e7ok genel ve olduk\u00e7a g\u00fc\u00e7l\u00fc bir arac\u0131d\u0131r. Ancak, Newton\u2019un k\u00fctle\u00e7ekim sabiti G<\/em>, \u0131\u015f\u0131k h\u0131z\u0131 c<\/em> ve Planck sabiti h<\/em>\u2019in enerji yo\u011funlu\u011fu birimlerine sahip tam olarak tek bir birle\u015fimi oldu\u011fundan, kozmolojik sabitinin bu de\u011fere sahip oldu\u011fu tahmininde bulunan fizik\u00e7iler b\u00fcy\u00fck hayal k\u0131r\u0131kl\u0131\u011f\u0131na u\u011fram\u0131\u015flard\u0131r. Hesaplanan bu de\u011ferin g\u00f6zlemlenen kara enerji yo\u011funlu\u011funun yakla\u015f\u0131k 10120<\/sup> kat\u0131 oldu\u011fu ortaya \u00e7\u0131km\u0131\u015ft\u0131r. Bu, muhtemelen fizik tarihindeki en g\u00f6steri\u015fli boyutsal \u00e7\u00f6z\u00fcmleme ba\u015far\u0131s\u0131zl\u0131\u011f\u0131d\u0131r. Boyutsal \u00e7\u00f6z\u00fcmlemenin g\u00f6steri\u015fli ba\u015far\u0131s\u0131zl\u0131\u011f\u0131 kara enerji fizi\u011finin \u00f6nemli bir par\u00e7as\u0131n\u0131 hen\u00fcz anlayamad\u0131\u011f\u0131m\u0131za i\u015faret eder.<\/p>\n

G\u00fcn\u00fcm\u00fczde kozmolojiyle u\u011fra\u015fan fizik\u00e7ilerin \u00e7\u00f6zmesi beklenen en \u00f6nemli problemlerden biri ya saptanan kozmolojik sabitin neden a\u015f\u0131r\u0131 derecede k\u00fc\u00e7\u00fck bir de\u011ferde oldu\u011funu a\u00e7\u0131klamak ya da kozmolojik sabitten farkl\u0131 bir kara enerji kuram\u0131 bulmakt\u0131r. \u00c7e\u015fitli kuramlar sunulmu\u015ftur, fakat onlardan herhangi birinin di\u011ferlerinden veya basit kozmolojik sabitten daha ge\u00e7erli olup olmad\u0131\u011f\u0131 a\u00e7\u0131k de\u011fildir.<\/p>\n

\u00d6te yandan kara madde ile kara enerji yo\u011funluklar\u0131n\u0131n kar\u015f\u0131la\u015ft\u0131rmas\u0131ndan ilgin\u00e7 bir sonu\u00e7 ortaya \u00e7\u0131kar. Kara enerji, kara madde yo\u011funlu\u011funun iki kat\u0131ndan biraz fazla bir yo\u011funlu\u011fa sahiptir. E\u011fer kara enerjinin kozmolojik sabit oldu\u011funu varsayarsak, o zaman kara enerjinin yo\u011funlu\u011fu de\u011fi\u015fmez. Oysa evrenin geni\u015flemesi kara madde par\u00e7ac\u0131klar\u0131n\u0131 seyreltir ve yo\u011funluklar\u0131n\u0131n azalmas\u0131na neden olur. Er ge\u00e7 evren, kara madde (ve s\u0131radan madde) yo\u011funlu\u011funun kara enerji yo\u011funlu\u011funun \u00e7ok k\u00fc\u00e7\u00fck bir kesri olmas\u0131na yetecek kadar geni\u015fleyecektir. \u00d6te yandan, evrenin ilk d\u00f6nemlerinde kara enerji yo\u011funlu\u011fu kara madde yo\u011funlu\u011funun \u00e7ok k\u00fc\u00e7\u00fck bir kesri olmu\u015ftur. Bu nedenle g\u00f6r\u00fcnen o ki, evrenin tarihinde \u00e7ok \u00f6zel bir zamanda, ne kara maddenin ne kara enerjinin g\u00f6z ard\u0131 edilemeyece\u011fi bir devirde ya\u015f\u0131yoruz. Bu sadece a\u00e7\u0131klamas\u0131 olmayan bir rastlant\u0131 olabilir; fakat bu rastlant\u0131y\u0131 a\u00e7\u0131klayan bir kara enerji teorisinin bulunaca\u011f\u0131na dair kesinlikle \u00fcmitli de olabiliriz.<\/p>\n

Kara enerji ara\u015ft\u0131rmalar\u0131<\/strong><\/p>\n

Kara enerjinin astronomlar taraf\u0131ndan saptanmas\u0131 \u00e7ok daha zordur, \u00e7\u00fcnk\u00fc k\u00fctle\u00e7ekim alt\u0131nda k\u00fcmele\u015femezler. Dolay\u0131s\u0131yla kara enerjinin varl\u0131\u011f\u0131n\u0131 alg\u0131laman\u0131n tek yolu evrenin \u00e7ok b\u00fcy\u00fck b\u00f6lgeleri \u00fczerindeki itici k\u00fctle\u00e7ekim etkisini \u00f6l\u00e7mektir. Yery\u00fcz\u00fcne ve balonlara konu\u015fland\u0131r\u0131lm\u0131\u015f kozmik mikrodalga ardalan \u0131\u015f\u0131n\u0131m \u00f6l\u00e7\u00fcmleri, WMAP ve Planck gibi uydulardan al\u0131nan veriler, \u0131\u015f\u0131\u011f\u0131n uzay\u0131n e\u011frili\u011fi taraf\u0131ndan etkilenmedi\u011fini g\u00f6stermi\u015ftir; di\u011fer bir deyi\u015fle uzay d\u00fczd\u00fcr. En basit a\u00e7\u0131klama evrenin saydam, g\u00f6r\u00fcnmeyen, d\u00fczg\u00fcn da\u011f\u0131lm\u0131\u015f bir enerji formuyla dolu oldu\u011fudur, bu nedenle k\u00fcmelenmi\u015f maddenin toplam\u0131nda yer almamaktad\u0131r. K\u00fcmele\u015fmeden ka\u00e7\u0131nmak i\u00e7in, kara maddeden tamamen farkl\u0131 olan bu bilinmeyen enerji tipi k\u00fctle\u00e7ekimsel olarak itici olmal\u0131d\u0131r.<\/p>\n

\"\"Evrenin enerji yo\u011funlu\u011funun, kayna\u011f\u0131n\u0131 bilemedi\u011fimiz ama \u00f6l\u00e7ebildi\u011fimiz bu kara madde (y\u00fczde 25) ve kara enerjinin (y\u00fczde 70) d\u0131\u015f\u0131nda kal\u0131p da tan\u0131mlayabildi\u011fimiz k\u0131sm\u0131 y\u00fczde 5 kadard\u0131r. B\u00fct\u00fcn bu kozmolojik verileri tutarl\u0131l\u0131k i\u00e7inde a\u00e7\u0131klayabilen \u00e7e\u015fitli fizik modelleri vard\u0131r, ancak bunlar hen\u00fcz test edilmemi\u015flerdir. G\u00fcn\u00fcm\u00fczde par\u00e7ac\u0131k fizi\u011finin ve kozmolojik ara\u015ft\u0131rmalar\u0131n temel u\u011fra\u015f alanlar\u0131ndan biri de kara madde ve kara enerji kaynaklar\u0131n\u0131 belirleyebilmek ve tutarl\u0131 bir kuramsal model \u00e7er\u00e7evesinde bunlar\u0131n birbirlerine oranlar\u0131n\u0131 hesaplamakt\u0131r. Kara madde ile karanl\u0131k enerjinin birbirlerine oranlar\u0131 ayn\u0131 zamanda evrenin gelecekteki tarihi hakk\u0131nda da bilgi vermektedir. E\u011fer kara enerji bask\u0131n olursa evren \u201cb\u00fcy\u00fck par\u00e7alanma<\/strong>\u201d ile son bulacak, e\u011fer kara madde daha y\u00fcksek oranda \u00e7\u0131karsa evren kendi i\u00e7ine \u00e7\u00f6kecek<\/strong>, son olarak bunlar\u0131n oran\u0131 birbirlerini dengeleyecek \u015fekilde \u00e7\u0131karsa evren \u201cd\u00fcz evren<\/strong>\u201d olarak adland\u0131r\u0131lan bir s\u00fcre\u00e7te, g\u00fcn\u00fcm\u00fczdeki gibi h\u0131zlanmaya devam edecektir. \u0130\u015fte bu kuramlar\u0131n baz\u0131lar\u0131n\u0131n testi yine LHC deneylerinde ger\u00e7ekle\u015fecektir.<\/p>\n

Standart kozmoloji ve alternatifler<\/strong><\/p>\n

Kara madde ve kara enerjinin standart kozmolojide oynad\u0131\u011f\u0131 rol \u00e7ok \u00f6nemlidir. 1960\u2019larda kozmik mikrodalga ardalan \u0131\u015f\u0131n\u0131m\u0131n\u0131n ke\u015ffedilmesinden sonra, ilk olarak 1920\u2019li y\u0131llarda Rus matematiksel fizik\u00e7i Alexander Friedmann ve Bel\u00e7ikal\u0131 kozmolog Georges Lemaitre taraf\u0131ndan, Einstein\u2019in k\u00fctle\u00e7ekim kuram\u0131na dayal\u0131 olarak \u00f6nerilen ve 1940\u2019l\u0131 y\u0131llarda George Gamow ve meslekta\u015flar\u0131 taraf\u0131ndan geli\u015ftirilen s\u0131cak b\u00fcy\u00fck patlama modeli, neredeyse t\u00fcm kozmologlar taraf\u0131ndan kabul g\u00f6rd\u00fc. Ancak modelde baz\u0131 sorunlar vard\u0131. \u00d6zellikle evrenin her taraf\u0131n\u0131n neden ayn\u0131 s\u0131cakl\u0131kta oldu\u011funu a\u00e7\u0131klamada zorlan\u0131yorlard\u0131. Buna \u00e7\u00f6z\u00fcm 1980\u2019lerde Alan Guth\u2019un \u015fi\u015fme modeliyle geldi. B\u00fcy\u00fck patlamadan hemen sonra evren \u00e7ok h\u0131zl\u0131 olarak geni\u015flemi\u015fti (\u015fi\u015fme modeli). \u00d6te yandan kozmologlar, galaksi k\u00fcmelerinin g\u00f6zlenen hareketlerini ve evrendeki b\u00fcy\u00fck \u00f6l\u00e7ekli yap\u0131lar\u0131n \u015feklini a\u00e7\u0131klamak i\u00e7in gerekli olan kara maddeyi ileri s\u00fcrmek zorunda kald\u0131lar. Dolay\u0131s\u0131yla kara madde ve kara enerji g\u00fcn\u00fcm\u00fcz standart kozmolojisinde vazge\u00e7ilmez bir elemand\u0131r. Ancak alternatif kozmolojik modeller \u00fczerine de \u00e7al\u0131\u015fmalar devam ediyor. Bunlardan en pop\u00fcleri olan Turok ve Steinhardt\u2019\u0131n \u00e7ok boyutlu d\u00f6ng\u00fcsel evren kozmolojisi.<\/em> D\u00f6ng\u00fcsel evren, galaksilerin, y\u0131ld\u0131zlar\u0131n ve ya\u015fam\u0131n neredeyse en son meydana gelen b\u00fcy\u00fck patlamadan \u00e7ok \u00f6nce defalarca ortaya \u00e7\u0131kt\u0131\u011f\u0131 ve kendini gelecekte d\u00f6ng\u00fcsel olarak tekrarlayaca\u011f\u0131 bir evrendir.<\/p>\n

Bu model \u015fi\u015fme d\u00f6nemine gerek duymaz, \u00e7\u00fcnk\u00fc uzay, bir di\u011fer b\u00fcy\u00fck patlamadan \u00f6nce ve her galaksi olu\u015fum d\u00f6ng\u00fcs\u00fcnden sonra, do\u011fal olarak kendili\u011finden d\u00fcz hale gelir. \u015ei\u015fme modelinden farkl\u0131 olarak d\u00f6ng\u00fcsel model, s\u0131cakl\u0131k ve yo\u011funlu\u011fun s\u0131n\u0131rs\u0131z oldu\u011fu bir tekilli\u011fi i\u00e7ermez. Bunun yerine b\u00fcy\u00fck patlama an\u0131, tamamen fizik yasalar\u0131 kullan\u0131larak tan\u0131mlanabilir. \u201cB\u00fcy\u00fck Patlama\u201d an\u0131ndan (asl\u0131nda ortada bir patlama yoktur) \u00f6nce uzay d\u00fczle\u015fmi\u015ftir ve kara maddenin bozunmas\u0131yla olu\u015fan d\u00fczg\u00fcn enerji da\u011f\u0131l\u0131m\u0131yla doludur ve bu enerjinin bir k\u0131sm\u0131, \u00e7ok y\u00fcksek s\u0131cakl\u0131klarda d\u00fczg\u00fcn olarak da\u011f\u0131lan madde ve \u0131\u015f\u0131n\u0131ma d\u00f6n\u00fc\u015f\u00fcr. B\u00fcy\u00fck patlamadan \u00f6nce ve sonra uzay\u0131n dokusu el de\u011fmemi\u015f olarak kal\u0131r, enerji yo\u011funlu\u011fu her zaman sonludur ve zaman d\u00fczg\u00fcn bir \u015fekilde ilerler. Daha sonraki \u0131\u015f\u0131n\u0131m\u0131n bask\u0131n oldu\u011fu d\u00f6nemde, t\u0131pk\u0131 \u015fi\u015fme modelinde oldu\u011fu gibi, madde ve kar\u015f\u0131-madde par\u00e7ac\u0131klar\u0131 aras\u0131ndaki ufak farkl\u0131l\u0131klar s\u0131cak plazmada maddenin kar\u015f\u0131-maddeye bask\u0131n gelmesine neden olur. Evren so\u011fuduk\u00e7a kar\u015f\u0131-madde ve madde par\u00e7ac\u0131klar\u0131 birbirlerini yok eder ve geriye sadece bir \u0131\u015f\u0131n\u0131m denizi i\u00e7indeki madde par\u00e7ac\u0131klar\u0131 kal\u0131r. B\u00fcy\u00fck patlamadan saniyenin milyonda biri kadar sonra kuarklar birle\u015ferek proton ve n\u00f6tronlar\u0131 olu\u015ftururlar; yakla\u015f\u0131k bir saniye sonra ise proton ve n\u00f6tronlar da birle\u015ferek helyum ve di\u011fer hafif elementlerin \u00e7ekirdeklerini olu\u015fturur.<\/p>\n

D\u00f6ng\u00fcsel modelde kara enerji \u00f6nemli bir rol oynar. Madde ve \u0131\u015f\u0131n\u0131m bir kez seyreldi\u011finde kara enerji bask\u0131n hale gelir ve evrenin geni\u015flemesini ivmelendirir. Galaksilerin, y\u0131ld\u0131zlar\u0131n, tozun, molek\u00fcllerin ve atomlar\u0131n \u00f6nemli \u00f6l\u00e7\u00fcde seyrelerek evren, kozmik evrenin daha \u00f6nceki herhangi bir d\u00f6ng\u00fcden arta kalan birka\u00e7 izin oldu\u011fu de\u011fi\u015fmez, bo\u015f bir duruma yakla\u015f\u0131r. Ancak ivmelenen geni\u015fleme sonsuza dek devam etmez; e\u011fer devam etseydi, bir d\u00f6ng\u00fc asla sona ermezdi. D\u00f6ng\u00fcsel modelde kara enerji bozunmaktad\u0131r. Trilyonlarca y\u0131ll\u0131k bir d\u00f6ng\u00fcn\u00fcn ard\u0131ndan kara enerjinin fiziksel \u00f6zellikleri, geni\u015flemenin yava\u015flad\u0131\u011f\u0131, sonunda durdu\u011fu ve \u00e7ok hassas bir b\u00fcz\u00fclmeye neden olan bir d\u00f6n\u00fc\u015f\u00fcme maruz kalacakt\u0131r. Kara enerjinin yava\u015f ve d\u00fczg\u00fcn bir \u015fekilde bozundu\u011funu kabul edersek, olduk\u00e7a ilgin\u00e7 sonu\u00e7lara ula\u015f\u0131r\u0131z.<\/p>\n

Her d\u00f6ng\u00fc boyunca kara enerjinin d\u00f6n\u00fc\u015f\u00fcm\u00fc, gerilmi\u015f ve daha sonra serbest b\u0131rak\u0131lm\u0131\u015f bir yaydaki enerji gibidir. B\u00fcy\u00fck patlamadan k\u0131sa bir s\u00fcre sonra, kara enerji, t\u0131pk\u0131 gerilmi\u015f bir yayda depo edilen enerjiye benzer olarak, b\u00fcy\u00fck bir oranda \u201cpotansiyel\u201d enerji olarak var olur. Madde ve \u0131\u015f\u0131n\u0131m\u0131n enerji yo\u011funlu\u011fu evren geni\u015fledik\u00e7e seyrekle\u015fir, kara enerji yo\u011funlu\u011fu neredeyse sabit kal\u0131r. Kara enerji yo\u011funlu\u011fu, madde ve \u0131\u015f\u0131n\u0131m\u0131 nihai olarak geride b\u0131rakt\u0131\u011f\u0131nda, k\u00fctle\u00e7ekimsel etkisi h\u00e2l\u00e2 ilk andaki gibi evrenin geni\u015flemesini h\u0131zland\u0131ran bir potansiyel enerji formundad\u0131r. Trilyonlarca y\u0131l sonras\u0131nda kara enerji, gerilmi\u015f yay\u0131n serbest b\u0131rak\u0131ld\u0131\u011f\u0131 andakine benzer bir de\u011fi\u015fime maruz kalarak, potansiyel ve kinetik enerjinin bir kar\u0131\u015f\u0131m\u0131na d\u00f6n\u00fc\u015f\u00fcr. Ayn\u0131 zamanda uzay \u00fczerindeki k\u00fctle\u00e7ekimsel etkisi terse d\u00f6ner. Evrenin geni\u015flemesi yava\u015flar ve sonu\u00e7ta hassas bir b\u00fcz\u00fclmeye d\u00f6n\u00fc\u015f\u00fcr. Sonra kara enerji \u00e7ok b\u00fcy\u00fck bas\u0131nca sahip bir gaz \u00f6zelli\u011fi kazan\u0131r ve bunun sonucunda uzay boyunca homojen bir \u015fekilde da\u011f\u0131l\u0131r. K\u00e2\u011f\u0131t \u00fczerinde bir\u00e7ok probleme a\u00e7\u0131klama getiren bu modelin ne yaz\u0131k ki yak\u0131n zamanda test edilebilme olana\u011f\u0131 bulunmuyor.<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

Evrenin enerji yo\u011funlu\u011funun, kayna\u011f\u0131n\u0131 bilemedi\u011fimiz ama \u00f6l\u00e7ebildi\u011fimiz kara madde (y\u00fczde 25) ve kara enerjinin (y\u00fczde 70) d\u0131\u015f\u0131nda kal\u0131p da tan\u0131mlayabildi\u011fimiz k\u0131sm\u0131 y\u00fczde 5 kadard\u0131r. B\u00fct\u00fcn bu kozmolojik verileri tutarl\u0131l\u0131k i\u00e7inde a\u00e7\u0131klayabilen \u00e7e\u015fitli fizik modelleri vard\u0131r, ancak bunlar hen\u00fcz test edilmemi\u015flerdir. Kara enerjinin hik\u00e2yesi 1915\u2019lere kadar uzan\u0131r. Ama o y\u0131llarda kimse ismine kara enerji demiyordu. O […]<\/p>\n","protected":false},"author":380,"featured_media":22961,"comment_status":"closed","ping_status":"closed","sticky":false,"template":"","format":"standard","meta":{"_acf_changed":false,"footnotes":""},"categories":[170,30,1464,26],"tags":[264,657,2680,1084,324],"class_list":["post-22960","post","type-post","status-publish","format-standard","has-post-thumbnail","hentry","category-133-sayi","category-astronomi","category-dosya","category-fizik","tag-buyuk-patlama","tag-evren","tag-kara-enerji","tag-karanlik-madde","tag-kozmoloji"],"acf":[],"aioseo_notices":[],"_links":{"self":[{"href":"https:\/\/bilimvegelecek.com.tr\/index.php\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/22960","targetHints":{"allow":["GET"]}}],"collection":[{"href":"https:\/\/bilimvegelecek.com.tr\/index.php\/wp-json\/wp\/v2\/posts"}],"about":[{"href":"https:\/\/bilimvegelecek.com.tr\/index.php\/wp-json\/wp\/v2\/types\/post"}],"author":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/bilimvegelecek.com.tr\/index.php\/wp-json\/wp\/v2\/users\/380"}],"replies":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/bilimvegelecek.com.tr\/index.php\/wp-json\/wp\/v2\/comments?post=22960"}],"version-history":[{"count":0,"href":"https:\/\/bilimvegelecek.com.tr\/index.php\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/22960\/revisions"}],"wp:featuredmedia":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/bilimvegelecek.com.tr\/index.php\/wp-json\/wp\/v2\/media\/22961"}],"wp:attachment":[{"href":"https:\/\/bilimvegelecek.com.tr\/index.php\/wp-json\/wp\/v2\/media?parent=22960"}],"wp:term":[{"taxonomy":"category","embeddable":true,"href":"https:\/\/bilimvegelecek.com.tr\/index.php\/wp-json\/wp\/v2\/categories?post=22960"},{"taxonomy":"post_tag","embeddable":true,"href":"https:\/\/bilimvegelecek.com.tr\/index.php\/wp-json\/wp\/v2\/tags?post=22960"}],"curies":[{"name":"wp","href":"https:\/\/api.w.org\/{rel}","templated":true}]}}