Kozmolojik sabit

Kozmolojik sabit, Albert Einstein'ın genel görelilik alan denklemlerine eklediği ve büyük Yunan harfi lambda (Λ) ile gösterilen terimdir. Bugün boş uzayın kendisine ait bir enerji yoğunluğu, yani vakum enerjisi olarak yorumlanır ve karanlık enerjinin en basit açıklaması kabul edilir.

Nasıl işler?

Kütleçekim her şeyi birbirine doğru çeker; denklemler kendi hâline bırakılırsa durgun bir evren ya büzülür ya da genişler. Einstein 1917'de, o dönem kabul gören durağan evreni korumak için kütleçekime karşı koyan bu terimi ekledi. Pozitif bir kozmolojik sabit, negatif basınç gibi davranır ve uzayı iter. Özelliği, enerji yoğunluğunun zamanla değişmemesidir: evren genişledikçe madde seyrelir, ama her metreküp boşluğun taşıdığı Λ enerjisi aynı kalır. Bu yüzden uzun vadede genişlemeye Λ egemen olur.

Örnekler

Einstein'ın durağan evren modeli kısa ömürlü oldu. Alexander Friedmann denklemlerin genişleyen çözümlerini buldu, Georges Lemaître 1927'de evrenin genişlediğini savundu ve Edwin Hubble'ın 1929 gözlemleri bunu destekledi. George Gamow'un aktardığına göre Einstein, genişlemeyi önceden öngörme fırsatını kaçırdığı için bu terimi "en büyük hatası" saydı. 1930'lardan 1990'ların sonuna kadar fizikçilerin çoğu Λ'nın sıfır olduğunu düşündü.

Durum 1998'de değişti. Uzak Ia türü süpernovaları ölçen iki ekip, Supernova Cosmology Project ve High-Z Supernova Search Team, evrenin genişlemesinin yavaşlamadığını, tersine hızlandığını buldu. Saul Perlmutter, Brian Schmidt ve Adam Riess bu keşifle 2011 Nobel Fizik Ödülü'nü paylaştı. Hızlanmayı açıklamak için kozmolojik sabit denklemlere geri döndü.

Bugünkü standart kozmoloji modelinin adı da buradan gelir: ΛCDM, yani "lambda artı soğuk karanlık madde". Bu modelde evrenin kütle-enerji yoğunluğunun yaklaşık yüzde 68'i karanlık enerjidir. Planck uydusunun 2018 sonuçlarında karanlık enerjinin basıncının enerji yoğunluğuna oranı −1,028 ± 0,032 bulundu; bu, tam bir kozmolojik sabitin öngördüğü −1 değeriyle uyumludur. Kozmolojik sabitin ayırt edici özelliği bu oranın tam olarak −1 olmasıdır; zamanla değişen öbür karanlık enerji modelleri, örneğin kuintesans, genellikle farklı bir değer öngörür.

Einstein bu terimden hiç hoşlanmamıştı; eklediği günden beri vicdanının rahat olmadığını, böyle "çirkin" bir şeyin doğada gerçekten var olduğuna inanamadığını yazmıştı. Üstelik durağan evren modeli kararsızdı: madde yoğunluğundaki en küçük dalgalanma onu büzülmeye ya da genişlemeye iterdi. İlginç bir tarihî not olarak, Isaac Newton 1687'de yayımlanan Principia'da uzaklıkla doğru orantılı artan bir merkezî kuvvetten söz etmişti; modern fizikte bu kuvvet, kozmolojik sabitin yarattığı etkiyle matematiksel olarak eşdeğerdir. 1998'deki keşfi yapan ekipler de aslında genişlemenin kütleçekim yüzünden yavaşladığını göstermeyi bekliyordu; Supernova Cosmology Project'in Temmuz 1997'deki ilk raporları bile bu yavaşlamayı destekler gibiydi.

Neden önemli?

Λ, evrenin geleceğini belirleyen en önemli büyüklüklerden biridir; değeri ve zamanla değişip değişmediği evrenin sonu senaryolarını doğrudan etkiler. Öte yandan kuantum alan kuramının vakum enerjisi için hesapladığı değer, gözlenenden yüz yirmi kadar mertebe büyüktür. Bu derin uyumsuzluk kozmolojik sabit sorunu sayfasında, karanlık enerjiye dair öbür açıklamalar ise Karanlık enerji nedir? sayfasında ele alınır.

İlgili terimler

• Karanlık enerji
• Hubble sabiti
• Genel görelilik
• Büyük Patlama
• Kozmoloji