İçeriğe atla

Kozmolojik sabit

Kozmolojide, kozmolojik sabit (genellikle Yunan harf lambda ile gösterilir: Λ), uzaydaki vakum enerjisinin değeridir. Başlangıçta esasen Einstein tarafından genel izafiyet teorisine ek olarak "yerçekimi tedbiri" ve kabul edilen evren sabitini elde etmek için 1917 yılında ortaya atılmıştır.  Einstein 1929'da Hubble'ın keşfi olan bütün galaksilerin birbirinden uzağa hareket ettiğini söyleyen konsepti yani evrenin genişlediği konseptini bırakmıştır. Genel genişleyen evren konseptinde, 1929'dan 1990'ların başına kadar, çoğu kozmoloji araştırmacıları tarafından kozmoloji sabiti sıfır farzedilmiştir.

Büyük Patlama Genişlemesi

Kozmolojik sabit, genel görelilik denklemleri, Evren'in zamanla giderek kendi üzerine çökmesini önleyecek ve kütleçekiminden sonuçlanmayan bir sabit içerir.

1990'lardan beri, kozmolojideki gözlemsel gelişmeler, özellikle 1998 yılında süpernovadan belirli bir uzaklıkta evrenin hızlandığının keşfi  (ek olarak kozmik mikrodalga arka plandan ve  kırmızıya kayan büyük galaksi araştırmalarından bağımsız kanıt olarak) gösteriyor ki  evrenin kütle-enerji yoğunluğunun %68 i karanlık enerjiye dayandırılabilir. Karanlık enerji yetersiz bir şekilde temel düzeyde anlaşıldığından, karanlık enerjinin gerektirdiği temel özellik yerçekimi karşıtı olmasıdır. Evren genişledikçe bu evreni sulandırır. Karanlık enerji uzayda ve zamanda sabit olduğundan, kozmolojik sabit karanlık enerjinin en basit olası yapısıdır. Bu da şu anda bilinen kozmolojik standart model olan Lamba-CDM modelidir. Bu model 2016'daki gözlemlere oldukça iyi bir şekilde uyum sağlayan bir modeldir.

Hubble Uzay Teleskobu'na adını veren Edwin Hubble'ın yaptığı gözlemler sonucu Evren'in genişlediğini keşfetmesi genel görelilik denklemlerinde böyle bir sabitin bulunmaması gerektiğini göstermiştir.

Einstein kozmolojik sabit için ‘hayatımda yaptığım en büyük hata’ demiştir.

Ancak son 20 yıl içinde yapılan araştırmalarda, Einstein’ın kozmolojik sabitinin bir hata olmadığına, Evren'i anlayabilmenin ancak bu terimin varlığı ile mümkün olabileceğine dair kuvvetli kanıtlara ulaşılmıştır.

Geçmişi

Evrenin içeriği

Einstein genel görelik için kozmolojik sabiti alan denklemlerindeki bir terim olarak kullandı çünkü kozmolojik sabitinden memnun değildi. Onun denklemleri sabit bir evren için yerçekimi başta dinamik dengede olan evrenin daralmasına neden oluyordu. Bu sorunu ortadan kaldırmak için Einstein kozmolojik sabiti ekledi.[5] Ancak hemen sonrasında Einstein, Edwin Hubble tarafından evrenin genişlediğinin bulunmasıyla  kendi sabit teorisini geliştirdi. İnsanlar tarafından Einstein denklemlerindeki hatayı kabul etmede başarısız bulundu. Teorideki evrenin genişlemesini tahmin edilmeden önce gözlemlerdeki kozmolojik kırmızıya kayma ile kanıtlandı. Einstein'ın hayatında bu en büyük pot olarak anıldı. Doğrusu, kozmolojik sabitin Einstein'ın denklemlerine eklenmesi dengedeki sabit evrene neden olmadı. Çünkü denge eğer sabit değil ise eğer evren çok küçük bir şekilde genişlerse, genişleme vakum enerjisini serbest bırakır, bu da daha fazla genişlemeye neden olur. Aynı şekilde, evren küçük oranda bile daralırsa daralmaya devam edecektir. Ancak kozmolojik sabit, teorik ve ampirik bir ilgi konusu olarak kaldı. Deneysel olarak geçmişteki on yılın kozmolojik verilerinin acımasız eleştirisi güçlü bir şekilde evrenin pozitif kozmolojik sabiti olduğunu göstermektedir.[5] Bu küçük ama pozitif değerin açıklanması olağanüstü teorik bir zorluktur.

Son olarak, klasik birleşik alan teorileri olarak bilinen Einstein'ın yerçekimi teorisinin bazı erken genellemeleri kozmolojik sabitin teorik zeminlerde ya da bulgularda (yani doğal olarak matematikten gelmiştir) bahsedildiğini not etmek gerekir. Örneğin Sir Arthur Stanley Eddington vakum alan denkleminin kozmolojik sabit versiyonu evren "self-gauge" dir "epistemolojik" özelliğini ifade ettiğini iddia etti ve basit bir varyasyon ilkesini kullanarak kozmolojik terim ile Erwin Schrödinger'in saf-afin teori alan denklemi üretti.

Pozitif Değer

Genişleyen evrenin hızlandığını belirten süpernova tipi için mesafe-kırmızıya kayma ilişkisi 1998 yılında gözlemler tarafından ilan edildi. Kozmik mikrodalga arka plan ışımasıyla kastedilen ΩΛ ≈ 0.7 değerin birleşmesiyle, sonuç bugünkü ölçümlerle desteklendi ve yeniden işlendi. Evrenin hızlanmasına sebep olan diğer ihtimaller vardır. Bunlardan biri "özünün özüdür" ancak kozmolojik sabit kabul edilen en basit çözümdür. Sonuç olarak, kozmolojinin günümüz standart modelinde (Lambda-CDM modeli) kozmolojik sabit bulunur ve bu sabit 10−52 m−2 dir.  Denklemdeki diğer sabitlerle çarpılmasıyla çoğunlukla 10−52 m−2 ya da 10−35 s−2 ya da 10−47 Gev4 ya da 10−29 g/cm3 olarak ifade edilir. Planck terimleri açısından ve doğal boyutsuz değer açısından kozmolojik sabit (Λ) 10−122 dir.

Son zamanlarda görülen t Hooft'un çalışmalarıyla ve diğer çalışmalarla pozitif kozmolojik sabitin beklenmedik sonuçları vardır. Örneğin gözlemlenen evrenin sonlu maksimum entropisi gibi.

Tahminler

Kuantum alan teorisi

Çözülmemiş mühim problemlerden biri, kuantum alan kuramlarının çoğunun kuantum vakumu için kocaman bir değer öngörmesidir. Yaygın bir varsayım, kuantum vakumunun kozmolojik sabite eşit olmasıdır. Bu faraziyeyi destekleyen bir teori olmamasına rağmen lehine görüşler yapılabilir.[1]

Bu tür görüşler genelde boyut analizine ve etkili alan teorisine dayanır. Eğer Kâinat etkili bir bölgesel kuantum alan teorisiyle Planck ölçeğine kadar açıklanırsa beklenen kozmolojik sabit civarında olmalıdır. Yukarıda da ifade edildiği üzere ölçülen kozmolojik sabit, bu değerin 10−120 kadar altında kalmaktadır. Bu uyuşmazlığa "fizik tarihinin en kötü teorik tahmini" denmiştir!.[2]

Bâzı süpersimetrik teoriler, kozmolojik sâbitin tam sıfır olmasını gerektirdiği düşünülürse bu durum meseleyi daha da zorlaştırmaktadır. Bu duruma kozmolojik sabit problemi (İng. İngilizce: cosmological constant problem) denir ve fizikteki en kötü ince ayar problemidir; kozmolojide kullanılan bu küçük kozmolojik sabiti parçacık fiziğinden türetmenin tabii bir yolu yoktur.

Beşeri Prensip

Stephen Weinber tarafından 1987 yılında insan ırkıyla ilgili prensibi takiben küçük ama sıfır olmayan bir değer için olası bir açıklama yaptığı not edildi. Weinberg vakum enerji evrenin farklı alanlarda farklı değerler alması halinde, o zaman gözlemcilerin ölçtüğü değer mutlaka hayat destek yapı formlarının vakum enerjisinin daha büyük olduğu baskı altına alınmış yerlerle benzerlik göstermesi gerektiğini söyler. Eğer vakum enerjisi negatif ve mutlak değeri gözlemlendiği evrendekinden oldukça yüksek ise (10 faktörden daha büyük diyelim), diğer bütün değişkenleri (örnek olarak madde yoğunluğu) sabit tutar. Böylece evren daha kapalı olacağı için evrenin yaşı günümüz evrenin yaşından daha küçük olacaktır. Dolayısıyla akıllı bir yaşam formu oluşması için gereken süre yetersiz kalacaktır. Diğer taraftan, evrenin büyük pozitif bir kozmolojik sabiti varsa, evren çok hızlı genişleyecek ve galaksilerin oluşmasını engelleyecektir. Weinberg'e göre,  vakum enerjisinin yaşamla uyumlu olacağı alan son derece nadir olurdu. Bu argümanı kullanarak, kozmolojik sabitinin günümüzce kabul edilen değerinden 100 kat daha düşük bir değere sahip olduğunu varsaydı. 1992 yılında Weinberg kozmolojik sabiti ile ilgili tahminini madde yoğunluğunun 5 ila 10 kat olduğunu düzeltti.

Bu argüman bekleneceği üzere, eğer karanlık enerji kozmolojik sabit olsaydı, vakum enerji yoğunluğu (uzamsal veya başka türlü) bir dağıtım varyasyonu eksikliğine bağlı olacaktı. Vakum enerjisinin değiştiğine dair hiçbir kanıt yoktur, ancak öyle olsaydı örneğin, vakum enerjisi (hatta kısmen) skalar alanın potansiyelidir yani artık enflasyondur. Konuyla ilgilenen bir başka teorik yaklaşım ise farklı fizik kanunlarının geçerli olduğu veya farklı fiziksel temel sabitlerin olduğu çok sayıda "paralel" evrenlerin var olduğunu tahmin eden çoklu evren teorisidir. Yine, insan ırkıyla ilgili prensip insanoğlunun sadece uygun akıllı yaşam formlarından oluşan evrenlerin sadece birinde yaşayabileceğini söyler. Eleştirmenler ince ayar için bir açıklama olarak kullanılan bu teorilerin, ters kumarbaz mantıksızlık suçunu işlediğini iddia ediyor.

1995 yılında, Weinberg argümanı Alexander Vilenkin tarafından kozmolojik sabitinin madde yoğunluğunun 10 katı olduğunu tahmin etmek için rafine edildi. (şu anki değerinin 3 katı olduğu belirlendi.)

Dönüşsel Model

Son çalışmalar sicim teorisi tarafından izin verilen muhtemel döngüzel evrenin sorununa dolaylı yoldan kanıt önerdi. Evrenin her döngüsü (Büyük patlamadan sonra en sonunda Büyük Çıtırdama) milyarlarca yıl sürdü.(1012 yıl) Evrendeki maddenin ve radyasyonun miktarı resetlendi ancak kozmolojik sabit resetlenmedi. Kozmolojik sabit bugün gözlenen küçük bir değere  kademeli olarak birçok döngüler boyunca azalarak geldi. Eleştirmenler buna cevap olarak, yazılarında aynı derecedeki ayarlamanın kozmolojik modeldeki herhangi bir modele yol açacağını savunur.

Kaynakça

  1. ^ Rugh, S; Zinkernagel, H. (2001). "The Quantum Vacuum and the Cosmological Constant Problem". Studies in History and Philosophy of Modern Physics. 33 (4). ss. 663-705. doi:10.1016/S1355-2198(02)00033-3. 30 Kasım 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Eylül 2013. 
  2. ^ MP Hobson, GP Efstathiou & AN Lasenby (2006). General Relativity: An introduction for physicists (Reprinted with corrections 2007 bas.). Cambridge University Press. s. 187. ISBN 978-0-521-82951-9. 

İlgili Araştırma Makaleleri

Kütleçekim ya da çekim kuvveti, kütleli her şeyin gezegenler, yıldızlar ve galaksiler de dahil olmak üzere birbirine doğru hareket ettiği doğal bir fenomendir. Enerji ve kütle eşdeğer olduğu için ışık da dahil olmak üzere her türlü enerji kütleçekime neden olur ve onun etkisi altındadır.

Astrofizik, gök fiziği ya da yıldız fiziği, gök cisimlerinin, uzaydaki konumu ile devinimlerindense yapılarını saptamak adına fizik ve kimya ilkelerini kullanan gökbilim dalı. Bu incelemeler için tek bilgi kaynağı gök cisimlerinden yayılan ışık ve diğer elektromanyetik dalgalardır. Bu dalgaları tespit eden aletler vasıtasıyla toplanan bilgiler, fizik ve kimya bilimlerinde elde edilen sonuçlarla karşılaştırılarak değerlendirilir ve yorumlanır.

<span class="mw-page-title-main">Büyük Patlama</span> Evrenin oluştuğunu açıklayan teori

Büyük patlama, evrenin en eski 13,8 milyar yıl önce tekillik noktası denilen bir noktadan itibaren genişlediğini varsayan evrenin evrimi kuramı ve geniş şekilde kabul gören kozmolojik modeldir. İlk kez 1920'li yıllarda Rus kozmolog ve matematikçi Alexander Friedmann ve Belçikalı fizikçi papaz Georges Lemaître tarafından ortaya atılan bu teori, çeşitli kanıtlarla desteklendiğinden bilim insanları arasında, özellikle fizikçiler arasında geniş ölçüde kabul görmüştür.

<span class="mw-page-title-main">Kozmoloji</span> Evreni konu alan bilim dalı

Kozmoloji, bir bütün olarak evreni konu alan bilim dalıdır.

Einstein alan denklemleri ya da Einstein denklemleri, yüksek hız ve büyük kütlelerde geçerli olan uzayzamanın geometrisi ile enerji ve momentum dağılımını ilişkilendiren doğrusal olmayan diferansiyel denklemler kümesidir. Einstein, bu denklemleri ilk kez 1915 yılında yayımlamıştır.

<span class="mw-page-title-main">Kuantum alan teorisi</span> hareketli parçacık sistemlerinin kuantizasyonuyla ilgilenen parçacık mekaniğiyle benzer olarak, alanların hareketli sistemlerine parçacık mekaniğinin uygulamasıdır

Kuantum Alan Teorisi (METATEORİ); Klasik Birleşik Alan (KAT) Teorilerini, Özel Görekliliği (SRT), Kuantum mekaniği (KM) teorilerini tek bir teorik çerçeve altında toplayan bir üst teoridir.

<span class="mw-page-title-main">Karanlık enerji</span> Evrenin yaklaşık 4/3 nü oluşturan ve evreni durmadan genişleten bir enerji türü

Karanlık enerji, fiziksel evrenbilimde, astronomide, astrofizikte ve gök mekaniğinde, evreni sürekli genişlettiği ve galaksileri birbirlerinden uzaklaştırdığı varsayılan bir enerji türüdür.

<span class="mw-page-title-main">Evrenin yaşı</span> Big Bangden bugüne dek geçen zaman

Evren'in yaşı, Büyük Patlama'dan günümüze dek geçen zamandır. Şu anki teori ve gözlemler, Evren'in yaşının 13,5 ile 14 milyar arası olduğunu önermektedir. Bu yaş aralığı birçok bilimsel araştırma projesinin görüş birliğiyle elde edilmiştir. Bu projeler arasında arka plan ışınımı ölçümlerini ve Evren'in genişlemesinin ölçümü için kullanılan diğer pek çok farklı yöntemi de içerir. Arka plan ışınımı ölçümleri Evren'in Büyük Patlama'dan bu yana olan soğuma süresini verir. Evren'in genişlediğine dair kanıtlardan biri olan kırmızıya kayma gözlemleri ise Evren'in yaşının hesaplanması için kesin bilgiler verir.

<span class="mw-page-title-main">Evrenin nihai kaderi</span> Evrenin yapısı göz önüne alınarak birbiriyle rekabet halinde olan bilimsel tahminlere verilen ad.

Evrenin nihai kaderi, fiziksel kozmolojinin ilgilendiği bir konudur. Evrenin durağan veya genişleyen yapısı da göz önünde alınarak birbiriyle rekabet halinde pek çok bilimsel tahminde bulunuldu.

Hubble kanunu, fiziksel kozmolojide gözlemlere verilen isimdir: uzayın derinliklerinde gözlenen nesnelerin dünyadan uzak göreceli bir hızda yorumlanabilir bir Doppler kaymasına sahip olduğu bulunur ve dünyanın gerisinde kalan çeşitli galaksilerin bu Doppler kaymasıyla ölçülen hızı yaklaşık birkaç yüz ışık yılı uzaklığındaki galaksiler için uzaklıklarıyla doğru orantılıdır. Bu normal olarak gözlemlenebilir evrenin uzaysal hacminin genişlemesinin doğrudan bir gözlemi olarak yorumlanır.

Sıfır noktası enerjisi, kuantum mekaniğinde fiziksel bir sistemin sahip olabileceği en düşük enerjidir ve kuantum vakumu sıfır noktası enerjisi adıyla da anılır. Bu enerji aynı zamanda temel-durum enerjisidir. Bütün kuantum mekanik sistemler, temel durum enerjisine sahipken bile yapılarının doğası gereği enerji dalgalanması geçirir. Belirsizlik İlkesi gereği fiziksel bir sistemin sahip olduğu sıfır noktası enerjisi daima onun potansiyel kuyusundan büyüktür bu durum mutlak sıfır noktasında bile geçerlidir. Sıvı Helyum'un atmosferik basınç altında mutlak sıfır noktasında bile donmayışının sebebi budur. Standart Model'e göre bu enerjiye elektromanyetik alan, fermiyonik alan, Higgs alanı ve diğer ölçü alanlar dahildir.

<span class="mw-page-title-main">Enflasyon (kozmoloji)</span> Kozmolojide erken evrendeki uzayın üstsel genişlemesi üzerine teori

Evrensel şişme, kozmik enflasyon veya kozmolojik enflasyon, evren biliminde erken evrendeki uzayın üstsel genişlemesiyle ilgili bir teoridir. Enflasyona maruz kalınan çağ büyük patlamadan 10−36 saniye sonra 10−33 ile 10−32 saniyeleri arasında sürdü. Sonraki dönemde, evren genişlemeye devam etti ancak genişleme oranı düştü.

Çoklu evren veya çoklu kâinat, birbirinden farklı, gözlemlenebilir evrenlerin hipotezsel toplamı. Teleskop ile gözlemleyebildiğimiz bilinen evren yaklaşık 93 milyar ışık yılı genişliğindedir. Ancak bu evren, farazî çoklu evrenin çok küçük bir kısmına tekabül eder. Çoklu evren sonlu ve sonsuz var olan muhtemel evrenlerin hipotezsel bütünü olup bu evrenler var olan her şeyi - bütün mekân, zaman, madde ve enerji ile birlikte fizik kanunları ve fizikî değişimleri - kapsar. Bu evrenlere "alternatif evrenler" ya da "paralel evrenler" de denir.

Genel görelilik, Albert Einstein tarafından 1907-1915 yılları arasında geliştirilmiş ve 1915’ten sonra da genel göreliliğe pek çok kişi tarafından katkıda bulunulmuştur. Genel göreliliğe göre, kütleler arasında gözlemlenen kütlesel çekim kuvveti, bu kuvvetlerin uzay ve zamanı bükmesinden kaynaklanmaktaydı. 

<span class="mw-page-title-main">Negatif kütle</span>

Negatif kütle, teorik fizikte normal kütlenin zıt işaretlisi olan varsayımsal madde kavramıdır, örneğin -2 kg. Bu durum bir ya da daha fazla enerji koşulunu ihlal eder ve negatif kütle için çekimin kuvvet olması gerektiği ve pozitif yönlü ivmeye sahip olması gerektiği anlaşmazlığından kaynaklanan bazı garip özellikler gösterir. Negatif kütle, solucan deliği inşa etme gibi bazı kuramsal teorilerde kullanılır. Egzotik maddeye benzeyen en yakın bilinen örnek Casimir etkisi tarafından üretilen sözde negatif basınç yoğunluğunun alanıdır. Genel izafiyet teorisinin kütleçekimini ve pozitif, negatif enerji yüklerinin hareket yasasını iyi tanımlamasına rağmen negatif kütle dolayısıyla başka temel kuvvetleri içermez. Diğer yandan, standart model, temel parçacıkları ve diğer temel kuvvetleri iyi tanımlamasına ve kütleçekimi kütle merkezini ve eylemsizliği derinlemesine içermesine rağmen kütleçekimini içermez. Negatif kütlenin kavramının daha iyi anlaşılabilmesi için kütleçekimini açık bir şekilde ifade eden modelle birlikte diğer temel kuvvetler de gerekebilir.

<span class="mw-page-title-main">Paul Joseph Steinhardt</span>

Paul Joseph Steinhardt Amerikalı teorik fizikçi ve kozmolog aynı zamanda şu anda Princeton Üniversitesi'nde, bilim alanındaki Albert Einstein profesörüdür.

Parçacık fiziğinde, kuantum alan teorisinin tarihi, 1920’lerin sonlarında elektromanyetik alanın kuantizesiyle çalışan Paul Dirac tarafından oluşturulması ile başlar. Teorideki başlıca gelişmeler 1950’lerde gerçekleşti ve bu gelişmeler kuantum elektrodinamiğinin (KED) başlangıcına neden oldu. KED çok başarılıydı ve “doğaldı”, çünkü aynı temel kavramları doğanın diğer kuvvetlerinde kullanılabilmek için yapılan denemeleri içeriyordu. Bu denemeler, parçacık fiziğinin modern standart modelini üreten güçlü ve zayıf nükleer kuvvetleri ayar kuramının uygulamasında başarılı olmuştu.

<span class="mw-page-title-main">Büyük patlama teorisinin tarihi</span>

Büyük patlama teorisi'nin tarihi, büyük patlamanın gözlemlenmesi ve teorik değerlendirmesinin yapılmasıyla başladı. Kozmolojideki teorik çalışmaların çoğu artık temel Büyük Patlama modeline yapılan iyileştirmeleri içermektedir. Teorinin kendisi aslında Belçikalı Katolik rahip, matematikçi, astronom ve fizik profesörü Georges Lemaître tarafından resmîleştirilmiştir.

Fizikte quintessence ya da öz kuvveti, karanlık enerjinin varsayımsal bir biçimidir, daha doğrusu skaler bir alandır ve evrenin hızlanan genişleme hızının gözleminin bir açıklaması olarak kabul edilir. Bu senaryonun ilk örneği Ratra ve Peebles (1988) tarafından önerilmiştir. Konsept zamanla değişen daha genel karanlık enerji türlerine genişletildi ve "öz kuvveti" terimi ilk olarak Robert R. Caldwell, Rahul Dave ve Paul Steinhardt tarafından 1998'de yayınlanan bir makalede tanıtıldı. Bazı fizikçiler tarafından beşinci bir temel kuvvet olduğu öne sürülmüştür. Öz kuvveti, dinamik olması bakımından karanlık enerjinin kozmolojik sabit açıklamasından farklıdır; yani, tanımı gereği değişmeyen kozmolojik sabitin aksine, zamanla değişir. Quintessence, kinetik ve potansiyel enerjisinin oranına bağlı olarak çekici veya itici olabilir. Bu varsayımla çalışanlar, öz kuvvetinin yaklaşık 10 milyar yıl önce, Büyük Patlama'dan yaklaşık 3.5 milyar yıl sonra itici hale geldiğine inanıyorlar.

Giorgi (Gia) Dvali New York Üniversitesi Kozmoloji ve Parçacık Fiziği Merkezi'nde ve LMU Münih'te fizik profesörüdür.


Bu sayfa, bu Vikipedi makalesine dayanmaktadır.
Metin, CC BY-SA 4.0 lisansı altında mevcuttur; ek koşullar uygulanabilir.
Görseller, videolar ve sesler kendi lisansları altında mevcuttur.