Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
Evrenin genişlemesi, gözlemlenebilir evrenin kütleçekimsel olarak bağlı olmayan herhangi iki parçası arasındaki mesafenin zamanla artmasıdır. Bu, uzay ölçeğinin bizzat değiştiği içsel bir genişlemedir. Evren hiçbir şeyin "içine" genişlemez ve "dışında" var olmak için uzaya ihtiyaç duymaz. Teknik olarak ne uzay ne de uzaydaki cisimler hareket etmez. Bunun yerine ölçek içinde değişen şey (uzay-zamanın boyutunu ve geometrisini yöneten). Evrenin uzay-zaman metriğinin uzaysal kısmı ölçek içinde arttıkça, cisimler giderek artan hızlarda birbirlerinden uzaklaşır.
Klâsik mekanik ve evren
Isaac Newton (1643-1727) kütleçekim yasasını geliştirdikten sonra, evrenin değişmezliği konusu tartışılmaya başlanmıştı. Bütün gök cisimleri birbiri üzerinde kütleçekim (gravitasyon) kuvveti uyguladığına göre, uzun dönemde evrenin küçülmesi kaçınılmaz görünüyordu. Bu sebeple, birçok Yeni Çağ bilim insanı (bir ölçüde dinî görüşlerin de etkisiyle) evrenin kısa süre sonra yok olacağını düşünüyordu.
Görelilik yasası
Albert Einstein (1879-1955) genel görelilik yasasını geliştirdikten sonra, aynı sorunu çözmek için denklemlerine kozmolojik sabit adını verdiği bir terim ekledi. Buna göre bu sabit, evrende büyük uzaklıklarda etkiliydi. Bu sabitin aldığı değere bağlı olarak kütleçekim kuvveti dengelenebilir, hatta büyük uzaklıklarda cisimler kütleçekim kuvvetini yenerek birbirlerinden uzaklaşabilirler. Ne var ki Einstein, sonradan kozmolojik sabit önerisinin bir hata olduğunu söyleyerek bu öneriden vazgeçti.
Hubble ve kırmızıya kayma
Vesto Slipher (1875-1969), 1912 yılında galaksilerden gelen ışığın tayfını incelemeye başladı ve birçok galaksinin tayfı üzerindeki Fraunhofer çizgilerinin olmaları gereken yerden kırmızı uca doğru kaydıklarını buldu. Bu olay, kırmızıya kayma olarak bilinmektedir (İngilizce: red shift). Ancak incelemeyi genişleten ve kırmızıya kaymanın nedenini bulan kişi, o dönemin en büyük gözlemevi olan Wilson Gözlemevi'nde çalışan Amerikalı astronom Edwin Hubble (1889-1953) oldu. Hubble’ın bilim tarihine geçen yardımcısı ise hiçbir fen eğitimi olmayan ’du (1891-1972). Hubble, tayftaki kırmızıya kaymanın galaksilerin uzaklaşmasının bir sonucu olduğunu buldu. Buna göre uzaklaşan cisimden gelen elektromanyetik dalganın dalga boyu, uzaklaşma süratine bağlı olarak artar. Ama Hubble'ın en büyük başarısı, kırmızıya kaymanın, yani uzaklaşma süratinin uzaklık ile orantılı olduğunu ortaya çıkarmasıdır. Başka bir ifadeyle bir galaksi ne kadar uzaksa o kadar büyük bir süratle uzaklaşmaktadır.
Matematiksel yöntemlerle kırmızıya kayma
Bir kaynaktan yayınlanan ışığın (daha genel anlamda elektromanyetik enerjinin) dalga boyu λ ve kaynak da gözlemciye göre hareket halindeyse (radyal hareket) iki dalga boyundan bahsedilebilir. λ0 yayınlanan ışığın dalga boyu, λg ise gözlemcinin gördüğü dalga boyudur (Doppler etkisi). Buna göre bir z parametresi hesaplanabilir.
Çok yüksek süratlerdeki göreli etkiler bir tarafa bırakılırsa
![image]()
.
Bu, küçük hızlar için
![image]()
'dir.
Burada v radyal hareket yapan galaksinin sürati, c ise ışık hızıdır. (300.000 km/s)
Şayet z eksi işaretliyse bu olaya maviye kayma denilir ve bu durum, galaksinin yaklaşması anlamına gelir. Ama Yerel Grup içerisindeki (Samanyolu Andromeda yakınlaşması gibi) rastgele hareketler hariç bu olaya hiç rastlanmaz. z, genellikle artı işaretlidir ve bundan da galaksilerin uzaklaştığı sonucu çıkar. Üstelik bir galaksi ne kadar uzaksa z değeri de o kadar yüksektir.
Buradan bütün galaksilerin sadece Dünya’dan (ya da Samanyolu'ndan) uzaklaştığı sonucu çıkarılmamalıdır. Samanyolu'nun diğer galaksilerden farklılığı yoktur. Aslında bütün galaksiler (ya da galaksi grupları) birbirlerinden uzaklaşmakta ve böylelikle evren bir bütün halinde genişlemektedir.
Genişleme denklemi
Hubble’ın genişleme yasası
![image]()
'dır.
Bu denklemde U, galaksinin (ışığın oradan yola çıktığı tarihteki) uzaklığı, v ise galaksinin o tarihteki uzaklaşma süratidir. H, Hubble sabiti adını alan bir sayıdır. Bu sabitin birimi genellikle km/s/megaparsek cinsinden verilir. (MKS sisteminde boyut olarak 1/s)
Hubble, galaksilerin hangi süratle uzaklaştığını tayf incelemeleriyle hesaplayabiliyordu. Fakat galaksilerin uzaklıklarını ancak hata toleransı çok yüksek yöntemlerle biliyordu. Bu sebepten başlangıçta H sabiti için 500 gibi çok yüksek bir değer kullanmıştır. Ne var ki sabitin değeri, sonraki yıllarda yapılan gözlemlerle sürekli olarak değiştirildi. Bu yolda en önemli gözlem II. Dünya Savaşı sırasında yine Wilson Gözlemevi'nde yapıldı. Amerika Birleşik Devletleri’ne göç eden Alman astronom (1893- 1960), savaş sırasında yapılan karartmalardan da yararlanarak uygun gözlem koşullarında Andromeda Galaksisi'nin uzaklığını yeniden ölçtü. Gerek Andromeda ve gerek diğer galaksilerin o zamana kadar bilinenden daha uzak olduklarını buldu ve buna bağlı olarak Hubble sabitinin sayısal değerini düşürdü. 1990'lı yıllardan sonra başlayan uzay araçlarıyla gözlem döneminde ise daha özenli ölçümler yapıldı. Bu gün NASA tarafından kabul edilen Hubble sabitinin değeri
![image]()
'dir.
Bu değer, Hubble Uzay Teleskobu ile ölçülen uzaklıklara göre verilen bir değerdir. Ölçüm hata toleransı ±4 olarak verilmiştir.
Yukarıdaki sabit, doğrudan saniye boyutuyla da verilebilir:
Burada 3.26•106 megaparsekten (mp) ışık yılına dönüşüm için, 300000•86400•365 (≈ 9.4612) ise ışık yılından kilometreye dönüşüm için kullanılmıştır.
Kalıntı ışınım
Hubble Yasası'ndan sonra genellikle evrendeki galaksi gruplarının birbirlerinden uzaklaştıkları kabul edilmeye başlanmıştı. Kimi bilim insanları galaksi grupları arasındaki uzaklaşmayı Süredurum Kuramı adını verdikleri bir kuram ile açıklamaya çalışıyorlardı. Aralarında Rus kökenli Amerikalı fizikçi George Gamov'un da (1904-1968) bulunduğu kimi fizikçiler ise evrenin büyük bir patlama ile başladığını ileri sürüyorlardı. (Günümüzde verilen adla büyük patlama (İngilizce: big bang)). Hatta Gamov, 1948 yılında bütün evrenin 50 K civarında bir sıcaklığı olması gerektiğini, bu sıcaklık ölçülebildiği takdirde Büyük Patlama ve genişleyen evren kuramının kanıtlanabileceğini ileri sürdü. Ne var ki Gamov'un bu ön görüşünü o dönemdeki teknoloji ile sınama imkânı olmadı.
Gamov'un öngörüsünün 1964 yılında tamamen tesadüfen kanıtlandı. Telekomünikasyon sistemleri üzerinde çalışan iki Amerikalı mühendis, Arno Allan Penzias (1933 -) ve Robert Woodrow Wilson (1936 -), gürültü kaynaklarını araştırırken uzaydan gelen bir gürültü saptadılar. Uzayın her yönünden gelen bu gürültü son derece soğuk, fakat mutlak sıfır derecenin üzerinde bir kara cisimden geliyor gibiydi.
Penzias ve Wilson'un bulguları o sırada Gamov'un öngörülerini sınamak için hazırlık yapmakta olan iki fizikçinin, Robert Henry Dicke (1916-1997) ve 'nin (1935 -) dikkatini çekti. Gürültü önce Dünya'da, daha sonra da sırf bu iş için geliştirilmiş COBE uzay aracında ölçüldü. Gürültünün ifade ettiği sıcaklık Gamov'un öngörüsünden biraz daha azdır.
En son ölçümlere göre sıcaklık, 2,7250 K derecesindedir. (yani -270.4250 C). Bu sıcaklığa kalıntı ışınım (İngilizce: relic radiation) veya kozmik mikrodalga arka plan ışıması (İngilizce: cosmic microwave bacground radiation) denildi. Buna göre, evren genişledikçe sıcaklık da düşmüştür. Zaman geçtikçe evrenin sıcaklığı daha da düşecektir. Buna karşılık şayet geriye gidilebilecek olursa evren daha küçük, ama daha sıcak olacaktır.
Gerçi Penzias ve Wilson'un uzmanlık konuları kuramsal fizik değildi. Ama buluşları o kadar heyecan verici oldu ki bu iki mühendise 1978 yılında Nobel fizik ödülü verildi.
Hızlanan genişleme
Normal koşullarda evren genişlese bile genişleme süratinin zaman içinde kütleçekimi sebebiyle düşmesi gerekir. Mantıken gençlik döneminde evren, bugünkünden daha hızlı genişlemeliydi. Bu sebepten büyük uzaklıkları (dolayısıyla eski dönemleri) gözlemleyen bilim insanları o çağlarda evrenin bugünkünden daha hızlı genişlemesi gerektiğini varsaymışlardı. Ancak 1990'lı yıllarda alınan gözlem sonuçları bu varsayımla çelişmektedir. Bu sebepten evrenin eskiden bugünkünden daha yavaş genişlediği, genişleme süratinin zamanla arttığı öne sürülmektedir . Genişleme süratinin zamanla artması, kütleçekim kuvvetinin etkisinden daha yoğun bir etkinin varlığını düşündürmektedir ki bu etkiye karanlık enerji adı verilmiştir. Etki, Einstein’ın (sonradan terk ettiği) kozmolojik sabitini andırmaktadır. Ne var ki bilinen fizik yasalarıyla açıklanamayan bu etkinin varlığını ortaya koyan gözlem sonuçları henüz çok yetersizdir. (Bu kadar büyük uzaklıklarda uzaklık ölçme yöntemi,Tip Ia süpernovaların görünür ışıltılarıdır.) Bu yönüyle karanlık enerji, günümüzde bir fizikî gerçek olmaktan çok bir tartışma konusu gibi görünmektedir.
Ayrıca bakınız
Kaynakça
- ^ Overbye, Dennis (20 Şubat 2017). "Cosmos Controversy: The Universe Is Expanding, but How Fast?". The New York Times. 12 Kasım 2019 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 21 Şubat 2017.
Dış bağlantılar
- "Kalıntı radyasyon hakkında kamuya yönelik University of British Colombia kaynaklı bir not" 16 Haziran 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Evrenin genislemesi gozlemlenebilir evrenin kutlecekimsel olarak bagli olmayan herhangi iki parcasi arasindaki mesafenin zamanla artmasidir Bu uzay olceginin bizzat degistigi icsel bir genislemedir Evren hicbir seyin icine genislemez ve disinda var olmak icin uzaya ihtiyac duymaz Teknik olarak ne uzay ne de uzaydaki cisimler hareket etmez Bunun yerine olcek icinde degisen sey uzay zamanin boyutunu ve geometrisini yoneten Evrenin uzay zaman metriginin uzaysal kismi olcek icinde arttikca cisimler giderek artan hizlarda birbirlerinden uzaklasir Klasik mekanik ve evrenIsaac Newton 1643 1727 kutlecekim yasasini gelistirdikten sonra evrenin degismezligi konusu tartisilmaya baslanmisti Butun gok cisimleri birbiri uzerinde kutlecekim gravitasyon kuvveti uyguladigina gore uzun donemde evrenin kuculmesi kacinilmaz gorunuyordu Bu sebeple bircok Yeni Cag bilim insani bir olcude dini goruslerin de etkisiyle evrenin kisa sure sonra yok olacagini dusunuyordu Gorelilik yasasiAlbert Einstein 1879 1955 genel gorelilik yasasini gelistirdikten sonra ayni sorunu cozmek icin denklemlerine kozmolojik sabit adini verdigi bir terim ekledi Buna gore bu sabit evrende buyuk uzakliklarda etkiliydi Bu sabitin aldigi degere bagli olarak kutlecekim kuvveti dengelenebilir hatta buyuk uzakliklarda cisimler kutlecekim kuvvetini yenerek birbirlerinden uzaklasabilirler Ne var ki Einstein sonradan kozmolojik sabit onerisinin bir hata oldugunu soyleyerek bu oneriden vazgecti Hubble ve kirmiziya kaymaVesto Slipher 1875 1969 1912 yilinda galaksilerden gelen isigin tayfini incelemeye basladi ve bircok galaksinin tayfi uzerindeki Fraunhofer cizgilerinin olmalari gereken yerden kirmizi uca dogru kaydiklarini buldu Bu olay kirmiziya kayma olarak bilinmektedir Ingilizce red shift Ancak incelemeyi genisleten ve kirmiziya kaymanin nedenini bulan kisi o donemin en buyuk gozlemevi olan Wilson Gozlemevi nde calisan Amerikali astronom Edwin Hubble 1889 1953 oldu Hubble in bilim tarihine gecen yardimcisi ise hicbir fen egitimi olmayan du 1891 1972 Hubble tayftaki kirmiziya kaymanin galaksilerin uzaklasmasinin bir sonucu oldugunu buldu Buna gore uzaklasan cisimden gelen elektromanyetik dalganin dalga boyu uzaklasma suratine bagli olarak artar Ama Hubble in en buyuk basarisi kirmiziya kaymanin yani uzaklasma suratinin uzaklik ile orantili oldugunu ortaya cikarmasidir Baska bir ifadeyle bir galaksi ne kadar uzaksa o kadar buyuk bir suratle uzaklasmaktadir Matematiksel yontemlerle kirmiziya kaymaBir kaynaktan yayinlanan isigin daha genel anlamda elektromanyetik enerjinin dalga boyu l ve kaynak da gozlemciye gore hareket halindeyse radyal hareket iki dalga boyundan bahsedilebilir l0 yayinlanan isigin dalga boyu lg ise gozlemcinin gordugu dalga boyudur Doppler etkisi Buna gore bir z parametresi hesaplanabilir Cok yuksek suratlerdeki goreli etkiler bir tarafa birakilirsa z lg l0l0 displaystyle z approx frac lambda g lambda 0 lambda 0 Bu kucuk hizlar icin z vc displaystyle z approx frac v c dir Burada v radyal hareket yapan galaksinin surati c ise isik hizidir 300 000 km s Sayet z eksi isaretliyse bu olaya maviye kayma denilir ve bu durum galaksinin yaklasmasi anlamina gelir Ama Yerel Grup icerisindeki Samanyolu Andromeda yakinlasmasi gibi rastgele hareketler haric bu olaya hic rastlanmaz z genellikle arti isaretlidir ve bundan da galaksilerin uzaklastigi sonucu cikar Ustelik bir galaksi ne kadar uzaksa z degeri de o kadar yuksektir Buradan butun galaksilerin sadece Dunya dan ya da Samanyolu ndan uzaklastigi sonucu cikarilmamalidir Samanyolu nun diger galaksilerden farkliligi yoktur Aslinda butun galaksiler ya da galaksi gruplari birbirlerinden uzaklasmakta ve boylelikle evren bir butun halinde genislemektedir Genisleme denklemiHubble in genisleme yasasi v H U displaystyle v H cdot U dir Bu denklemde U galaksinin isigin oradan yola ciktigi tarihteki uzakligi v ise galaksinin o tarihteki uzaklasma suratidir H Hubble sabiti adini alan bir sayidir Bu sabitin birimi genellikle km s megaparsek cinsinden verilir MKS sisteminde boyut olarak 1 s Hubble galaksilerin hangi suratle uzaklastigini tayf incelemeleriyle hesaplayabiliyordu Fakat galaksilerin uzakliklarini ancak hata toleransi cok yuksek yontemlerle biliyordu Bu sebepten baslangicta H sabiti icin 500 gibi cok yuksek bir deger kullanmistir Ne var ki sabitin degeri sonraki yillarda yapilan gozlemlerle surekli olarak degistirildi Bu yolda en onemli gozlem II Dunya Savasi sirasinda yine Wilson Gozlemevi nde yapildi Amerika Birlesik Devletleri ne goc eden Alman astronom 1893 1960 savas sirasinda yapilan karartmalardan da yararlanarak uygun gozlem kosullarinda Andromeda Galaksisi nin uzakligini yeniden olctu Gerek Andromeda ve gerek diger galaksilerin o zamana kadar bilinenden daha uzak olduklarini buldu ve buna bagli olarak Hubble sabitinin sayisal degerini dusurdu 1990 li yillardan sonra baslayan uzay araclariyla gozlem doneminde ise daha ozenli olcumler yapildi Bu gun NASA tarafindan kabul edilen Hubble sabitinin degeri H 70 8 displaystyle H 70 8 dir Bu deger Hubble Uzay Teleskobu ile olculen uzakliklara gore verilen bir degerdir Olcum hata toleransi 4 olarak verilmistir Yukaridaki sabit dogrudan saniye boyutuyla da verilebilir H 70 8kms mp 70 83 26 106 300000 86400 365 2 3 10 18s 1 displaystyle H 70 8 frac km s cdot mp frac 70 8 3 26 cdot 10 6 cdot 300000 cdot 86400 cdot 365 approx 2 3 cdot 10 18 s 1 Burada 3 26 106 megaparsekten mp isik yilina donusum icin 300000 86400 365 9 4612 ise isik yilindan kilometreye donusum icin kullanilmistir Kalinti isinimCOBE Uydusu ndaki FIRAS cihazi ile olculen gurultunun dagilimi Bu dagilim kara cisim isimasina uygundur ve 2 70 K kadar bir sicaklik ifade etmektedir En son bulgulara gore 2 7250 K Hubble Yasasi ndan sonra genellikle evrendeki galaksi gruplarinin birbirlerinden uzaklastiklari kabul edilmeye baslanmisti Kimi bilim insanlari galaksi gruplari arasindaki uzaklasmayi Suredurum Kurami adini verdikleri bir kuram ile aciklamaya calisiyorlardi Aralarinda Rus kokenli Amerikali fizikci George Gamov un da 1904 1968 bulundugu kimi fizikciler ise evrenin buyuk bir patlama ile basladigini ileri suruyorlardi Gunumuzde verilen adla buyuk patlama Ingilizce big bang Hatta Gamov 1948 yilinda butun evrenin 50 K civarinda bir sicakligi olmasi gerektigini bu sicaklik olculebildigi takdirde Buyuk Patlama ve genisleyen evren kuraminin kanitlanabilecegini ileri surdu Ne var ki Gamov un bu on gorusunu o donemdeki teknoloji ile sinama imkani olmadi Gamov un ongorusunun 1964 yilinda tamamen tesadufen kanitlandi Telekomunikasyon sistemleri uzerinde calisan iki Amerikali muhendis Arno Allan Penzias 1933 ve Robert Woodrow Wilson 1936 gurultu kaynaklarini arastirirken uzaydan gelen bir gurultu saptadilar Uzayin her yonunden gelen bu gurultu son derece soguk fakat mutlak sifir derecenin uzerinde bir kara cisimden geliyor gibiydi Penzias ve Wilson un bulgulari o sirada Gamov un ongorulerini sinamak icin hazirlik yapmakta olan iki fizikcinin Robert Henry Dicke 1916 1997 ve nin 1935 dikkatini cekti Gurultu once Dunya da daha sonra da sirf bu is icin gelistirilmis COBE uzay aracinda olculdu Gurultunun ifade ettigi sicaklik Gamov un ongorusunden biraz daha azdir En son olcumlere gore sicaklik 2 7250 K derecesindedir yani 270 4250 C Bu sicakliga kalinti isinim Ingilizce relic radiation veya kozmik mikrodalga arka plan isimasi Ingilizce cosmic microwave bacground radiation denildi Buna gore evren genisledikce sicaklik da dusmustur Zaman gectikce evrenin sicakligi daha da dusecektir Buna karsilik sayet geriye gidilebilecek olursa evren daha kucuk ama daha sicak olacaktir Gerci Penzias ve Wilson un uzmanlik konulari kuramsal fizik degildi Ama buluslari o kadar heyecan verici oldu ki bu iki muhendise 1978 yilinda Nobel fizik odulu verildi Hizlanan genislemeNormal kosullarda evren genislese bile genisleme suratinin zaman icinde kutlecekimi sebebiyle dusmesi gerekir Mantiken genclik doneminde evren bugunkunden daha hizli genislemeliydi Bu sebepten buyuk uzakliklari dolayisiyla eski donemleri gozlemleyen bilim insanlari o caglarda evrenin bugunkunden daha hizli genislemesi gerektigini varsaymislardi Ancak 1990 li yillarda alinan gozlem sonuclari bu varsayimla celismektedir Bu sebepten evrenin eskiden bugunkunden daha yavas genisledigi genisleme suratinin zamanla arttigi one surulmektedir Genisleme suratinin zamanla artmasi kutlecekim kuvvetinin etkisinden daha yogun bir etkinin varligini dusundurmektedir ki bu etkiye karanlik enerji adi verilmistir Etki Einstein in sonradan terk ettigi kozmolojik sabitini andirmaktadir Ne var ki bilinen fizik yasalariyla aciklanamayan bu etkinin varligini ortaya koyan gozlem sonuclari henuz cok yetersizdir Bu kadar buyuk uzakliklarda uzaklik olcme yontemi Tip Ia supernovalarin gorunur isiltilaridir Bu yonuyle karanlik enerji gunumuzde bir fiziki gercek olmaktan cok bir tartisma konusu gibi gorunmektedir Ayrica bakinizBuyuk Patlama Fraunhofer cizgileri Hubble kanunu Kozmik mikrodalga arka plan isimasiKaynakca Overbye Dennis 20 Subat 2017 Cosmos Controversy The Universe Is Expanding but How Fast The New York Times 12 Kasim 2019 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 21 Subat 2017 Dis baglantilar Kalinti radyasyon hakkinda kamuya yonelik University of British Colombia kaynakli bir not 16 Haziran 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde