Büyük Çöküş ve Büyük Sıçrama

Evren genişliyor. Ama genişleme sonsuza dek sürmek zorunda değil: yeterli kütleçekim varsa durur, sonra tersine döner. Bu durumda evren kendi üzerine çöker ve sonunda sonsuz yoğun bir noktaya sıkışır. Bu senaryoya Büyük Çöküş denir ve Büyük Patlama'nın zamanda tersine çevrilmiş hâli gibidir.

Fikrin bir uzantısı daha var: çöküş bir son olmak zorunda mı? Çöküşün yeni bir Büyük Patlama'ya dönüştüğü, evrenin döngüler hâlinde yeniden doğduğu modellere Büyük Sıçrama denir. İki senaryo birbirine bağlı olduğu için bu sayfada birlikte ele alınıyor.

Peşin cevap: bugünkü gözlemler ikisini de desteklemiyor. Genişleme yavaşlamıyor, hızlanıyor. Ama son yıllarda karanlık enerjinin sabit olmayabileceğine dair ipuçları, çöküş modellerine ilginin yeniden canlanmasına yol açtı.

Büyük Çöküş hangi koşulda olur

İki ayrı yol çöküşe çıkabilir.

Yeterince yoğun bir evren

Alexander Friedmann'ın 1922'de elde ettiği denklemler, evrenin kaderinin madde yoğunluğuna bağlı olduğunu gösterdi. Yeterli madde varsa — yoğunluk parametresi Ω birden büyükse — kütleçekim genişlemeyi durdurabilir ve tersine çevirebilir. Bu tabloda çöküş, evrenin kendi ağırlığı altında kapanmasıdır.

Karanlık enerjinin işaret değiştirmesi

İkinci yol daha yeni ve daha ilginç. Karanlık enerji bir kozmolojik sabit değil de zamanla değişen bir alan — kuintesans — ise, davranışı değişebilir. Tekdüze azalan bir potansiyel boyunca yuvarlanan bir skaler alan, potansiyel değerinin sıfırın yeterince altına inmesiyle hızlanan genişlemeyi büzülmeye çevirebilir. Bu durumda çöküş için fazladan maddeye ihtiyaç yok; karanlık enerjinin kendisi evreni kapatır.

Çöküş nasıl yaşanır

Fizikçi Paul Davies'in geliştirdiği modele dayanan betimleme, çöküşün yaklaşık 100 milyar yıl sonra gerçekleştiği varsayımıyla şu sırayı veriyor:

• Önce galaksi birleşmeleri: Büzülmeyle birlikte galaksiler birbirine yaklaşır ve birleşmeye başlar.
• Arka plan ışıması ısınır: Kozmik mikrodalga arka plan ışıması maviye kayar, yani sıcaklığı yükselir. Bugün 2,7 kelvin olan bu ışıma, büzülme ilerledikçe giderek ısınır.
• Çöküşten ~500.000 yıl önce: Arka plan ışımasının sıcaklığı, M türü yıldızların yüzey sıcaklığını geçer. Bunun anlamı şu: yıldızlar artık çevresine ısı veremez, tersine çevreden ısı alır. Yıldızlar "kendi kendilerini pişirmeye" başlar.
• Çöküşten ~100.000 yıl önce: En sıcak yıldızlar olan O türü yıldızlar da buharlaşır.
• Son dakikalar: Atomlar parçalanır.
• Son: Evrendeki tüm madde sonsuz sıcak, sonsuz yoğun bir tekilliğe sıkışır.

Bu tablonun en sezgiye aykırı yanı, çöküşün soğuk değil sıcak bir son olması. Genişleme ışımayı soğutur; büzülme onu ısıtır. Yani evren bir buzdolabında değil, giderek ısınan bir fırında son bulur.

Fikrin tarihçesi

Evrenin kendi kütleçekimi altında çökmesi endişesi Newton'dan bile öncesine uzanır. İlahiyatçı Richard Bentley, Newton'a şu soruyu yöneltmişti: yıldızlar karşılıklı kütleçekimleri altında neden birbirine çökmüyor? Bu soru literatürde Bentley paradoksu olarak bilinir.

Aynı endişe 20. yüzyılda da sürdü. Einstein 1917'de, evrenin durağan olduğu varsayımını koruyabilmek için denklemlerine kozmolojik sabiti ekledi — çökmesini önleyen bir itici terim. Sonradan bu adımı "en büyük hatam" diye anacaktı. Edwin Hubble'ın 1929'da genişlemeyi keşfetmesi tabloyu değiştirdi: artık soru evrenin neden çökmediği değil, genişlemenin bir gün duracağı mıydı.

Bugünkü gözlemler neden çöküşü desteklemiyor

1998'de süpernova gözlemleri, genişlemenin yavaşlamadığını hızlandığını gösterdi; bu keşif 2011 Nobel Fizik Ödülü ile tanındı. Hızlanan bir evrende kütleçekimin genişlemeyi tersine çevirmesi için gereken madde yok. Dolayısıyla Büyük Soğuma — yani ısı ölümü — çok daha olası görünüyor.

Yine de kapı tam kapanmadı. İki güncel çalışma çöküş olasılığını yeniden gündeme getirdi:

• 2022 — Cosmin Andrei, Anna Ijjas ve Paul Steinhardt: Kuintesans modeli geçerliyse, evrenin hızlanan genişlemesinin "kozmik yakın gelecekte, önümüzdeki 100 milyon yıl içinde" büzülmeye dönebileceğini hesapladılar. Ardından gelen yavaş büzülme aşamasının "1 milyar yıl mertebesinde" süreceğini belirttiler.
• 2025: Bir karanlık enerji modeli kullanan bir çalışma, gelecekte bir Büyük Çöküş öngördü.

Bu çalışmaların ortak dayanağı karanlık enerjinin sabit olmadığı varsayımı. DESI'nin son sonuçlarının bu yönde ipuçları vermesi, 2020'li yılların ortasında çöküş ve döngü modellerine ilgiyi canlandırdı. Ölçümlerin bugünkü durumu Evrenin sonu ana sayfasında anlatılıyor.

Büyük Sıçrama: çöküş bir son mu, bir geçiş mi

Büyük Sıçrama modelleri, Büyük Patlama'nın kendisinin bir önceki evrenin çöküşünün sonucu olduğunu öne sürer. Bu okumada evren bir başlangıç değil, sonsuz bir döngünün bir evresidir.

Fikir erken dönem kozmologlarının bir bölümü tarafından estetik gerekçelerle benimsenmişti; Willem de Sitter ve George Gamow bunlar arasında. Alexander Friedmann 1922'de salınan evren çözümlerini ortaya koydu: kütleçekimsel çöküş genişleme evrelerini tersine çevirir.

Tolman'ın entropi itirazı

Döngüsel modellerin önündeki en eski ve en inatçı engeli 1934'te Richard C. Tolman ortaya koydu. Termodinamiğin ikinci yasası gereği her döngüde entropi artar. Bunun sonucu şudur: birbirini izleyen döngüler giderek uzar ve büyür. Zamanda geriye doğru gidildiğinde döngüler kısalır ve küçülür; yani döngüler geçmişe doğru sonsuz olamaz. Sonuçta model, ortadan kaldırmayı amaçladığı başlangıç anına yeniden ihtiyaç duyar.

Modern döngüsel modeller

Ekpirotik ve döngüsel model (Steinhardt ve Turok, 2001-2002)

Princeton'dan Paul Steinhardt ve Cambridge'den Neil Turok, yüksek boyutlarda birbirine paralel iki zarın (brane) düzenli aralıklarla çarpıştığı bir kozmoloji önerdi. Madde ve ışıma, bu çarpışmalardan — yani Büyük Sıçramalardan — doğar; karanlık enerji ise zarlar arasındaki kuvveti temsil eder.

Modelin iddiası güçlü: tekkutup, ufuk ve düzlük problemlerini şişme kuramına gerek duymadan çözüyor. Ama çözülmemiş sorunları da var: çarpışan zarların dinamiği iyi anlaşılmıyor ve kozmik mikrodalga arka planda gözlenen ölçek-değişmez tayfın bir Büyük Çöküş'ten sağ çıkıp çıkabileceği belirsiz.

Baum-Frampton modeli (2007)

Lauris Baum ve Paul Frampton, Tolman'ın entropi itirazına ilginç bir çıkış önerdi: fantom enerji (w < −1) kullanmak. Bu modelde evren bir Büyük Yırtılma'ya ulaşmadan hemen önce "boş olarak geri döner" — madde ve kara delikler yok olur, geride entropisi sıfıra yaklaşan saf karanlık enerji kalır. Böylece her döngü temiz bir sayfayla başlar ve termodinamik yasası çiğnenmez.

Halka kuantum kozmolojisi

Kuantum kütleçekiminin bir yaklaşımı olan halka kuantum kozmolojisinde, Büyük Patlama tekilliğinin yerini bir kuantum köprüsü alır: büzülen evre ile genişleyen evreyi birbirine bağlayan, tekillik içermeyen bir geçiş. Bu sıçrama ilk olarak Abhay Ashtekar, Tomasz Pawlowski ve Parampreet Singh tarafından Şubat 2006'da, Pennsylvania State Üniversitesi'nde eşyönlü ve homojen modeller için bulundu. Martin Bojowald Temmuz 2007'de ilgili bir çalışma yayımlayarak "Büyük Patlama'dan önceki zamanı matematiksel olarak çözdüğünü" bildirdi.

Konformal döngüsel kozmoloji (Penrose, 2010)

Roger Penrose'un genel göreliliğe dayanan yaklaşımında evren, içindeki tüm madde ışığa dönüşene kadar genişler. Madde kalmadığında zaman ve uzaklık ölçekleri anlamını yitirir; evrenin sonu, başlangıcından ayırt edilemez hâle gelir ve yeni bir döngü başlar. Penrose bu modelin kozmik mikrodalga arka planda belirli izler ("Hawking noktaları") bırakacağını öne sürdü; 2020 itibarıyla bu izler saptanmamıştı.

Einstein-Cartan kütleçekiminde sıçrama

Nikodem Popławski 2011'de, Einstein-Cartan-Sciama-Kibble kütleçekim kuramında tekillik içermeyen bir sıçrama elde etti. Bu kuramda fermiyonların spini, aşırı yoğunluklarda itici bir etki yaratarak çöküşü durdurur.

Gözlemsel durum: izi aranan sıçrama

Döngüsel modellerin en zayıf yanı gözlemsel desteğin yokluğu. Mayıs 2023'te Physical Review Letters'da yayımlanan bir çalışma, Planck uydusunun kozmik mikrodalga arka plan verilerinde beklenen sıçrama imzalarını bulamadı. Penrose'un öngördüğü Hawking noktaları da saptanmadı.

Bu, döngüsel modelleri çürütmüyor; ancak onları sınayacak gözlemin ne olacağı sorusunu önemli kılıyor. Sıçramayı şişmeden ayırt edebilecek olası imzalar arasında arka plan ışımasının kutuplanma örüntüleri ve dalgalanmaların istatistiksel özellikleri sayılıyor.

Kısaca

• Büyük Çöküş, genişlemenin durup tersine dönmesiyle evrenin sonsuz yoğun bir tekilliğe sıkışmasıdır; ya yoğunluk parametresi Ω > 1 ise ya da karanlık enerji işaret değiştirirse gerçekleşir.
• Çöküş sıcak bir sondur: büzülmeyle arka plan ışıması ısınır, yıldızlar çevreden ısı almaya başlar, son dakikalarda atomlar parçalanır.
• 1998'de keşfedilen hızlanan genişleme, Büyük Çöküş'ü olasılık dışına itti; bugünkü verilerin desteklediği son ısı ölümü.
• 2022'de Andrei, Ijjas ve Steinhardt kuintesans modeliyle genişlemenin 100 milyon yıl içinde büzülmeye dönebileceğini hesapladı; DESI sonuçları bu tür modellere ilgiyi canlandırdı.
• Büyük Sıçrama, çöküşün yeni bir Büyük Patlama'ya dönüştüğü döngüsel modelleri tanımlar; fikir Friedmann'ın 1922 salınan evren çözümlerine dayanır.
• Tolman'ın 1934'teki entropi itirazı hâlâ geçerli: her döngüde entropi arttığı için döngüler geçmişe doğru sonsuz olamaz.
• Steinhardt-Turok zar çarpışmaları, Baum-Frampton'ın fantom enerjisi, halka kuantum köprüsü ve Penrose'un konformal döngüsü başlıca modern önerilerdir; 2023'te Planck verilerinde sıçrama imzası bulunamadı.

Kaynaklar: Wikipedia — Big Crunch, Wikipedia — Big Bounce, Wikipedia — Cyclic model