Büyük Donma (ısı ölümü)

Büyük Donma — bilimsel yazında daha sık kullanılan adıyla ısı ölümü — evrenin sonuna dair senaryolar arasında bugünkü gözlemlerin en çok desteklediği olasılık. Dramatik bir patlama ya da çöküş içermez; tam tersine, hiçbir şeyin olmadığı bir duruma doğru son derece yavaş bir kayıştır.

Isı ölümü, evrenin azami entropiye ulaştığı ve kullanılabilir hiçbir serbest enerjinin kalmadığı durumdur. Böyle bir evrende sıcaklık farkı yoktur; sıcaklık farkı olmadığı için iş yapılamaz, dolayısıyla hiçbir süreç gerçekleşemez. Yıldız yoktur, kimya yoktur, hesap yapılamaz, düşünce olamaz. Evren hâlâ "vardır" ama içinde olay yoktur.

Fikrin tarihçesi: 19. yüzyılın karamsarlığı

Isı ölümü, kozmolojiden değil termodinamikten doğdu. Buhar makinelerini anlamaya çalışan 19. yüzyıl fizikçileri, mekanik hareketin kaçınılmaz olarak ısıya dönüştüğünü ve bu dönüşümün tersine çevrilemediğini fark etti.

Fikri evrene ilk uygulayan William Thomson (Lord Kelvin) oldu. 1852'de yayımladığı "Doğada Mekanik Enerjinin Dağılmasına Yönelik Evrensel Bir Eğilim Üzerine" başlıklı yazıda, termodinamiğin ikinci yasasını evrenin bütününe genelleştirdi: mekanik hareket doğal olarak ısıya dağılıyorsa, evren de giderek daha az kullanılabilir enerjiye sahip olacaktır.

Fikrin gelişiminde başka adlar da var. Rudolf Clausius 1850'de mekanik enerji kaybı kavramlarını geliştirdi ve entropi kavramını formüle etti; Hermann von Helmholtz Thomson'ın düşüncelerini ayrıntılandırdı; William Rankine kuramı daha ileri taşıdı. Daha eski bir izlek de var: Jean Sylvain Bailly 1777'de gök cisimlerinin zamanla soğuduğunu öne sürmüştü — ama termodinamik çerçevesi olmadan.

19. yüzyılın sonunda ısı ölümü, bilim çevrelerinin ötesine taşan bir kültürel karamsarlık kaynağıydı: evrenin geleceği sönük ve donuk görünüyordu. İlginç olan şu ki o dönemde evrenin genişlediği, galaksilerin varlığı ve karanlık enerjinin etkisi bilinmiyordu. Yani fikir, modern kozmolojiden yarım yüzyıldan uzun süre önce doğdu ve modern kozmoloji onu — ayrıntılarını değiştirerek — doğruladı.

Isı ölümü neden olası görünüyor

Isı ölümünün gerçekleşip gerçekleşmeyeceği, evrenin geometrisine ve karanlık enerjinin davranışına bağlı. Evren açık ya da düzsa ve pozitif karanlık enerjiyle süresiz genişlemeye devam ederse ısı ölümü olası hâle gelir. Bugünkü ölçümler tam olarak bu tabloyu veriyor: evren düz, karanlık enerji pozitif ve genişleme hızlanıyor.

Sıcaklığın nasıl düşeceği kozmolojik sabitin doğasına bağlı. Evren mutlak sıfıra son derece yavaş inebilir ya da sıfırdan farklı bir değere asimptotik olarak yaklaşabilir. İkisi arasındaki fark, "hiçbir şeyin olmadığı" durumun ne zaman geldiğini değiştirir, varıp varmayacağını değiştirmez.

Çağlar: adım adım bir takvim

Aşağıdaki süreler yaklaşıktır ve bazıları — özellikle proton bozunmasına bağlı olanlar — henüz sınanmamış fiziğe dayanır. Yine de sıralama ve ölçekler, modern kozmolojinin ortak çerçevesini yansıtır.

Yıldızlı çağ (bugünden 1014 yıla)

Yıldızlar normal biçimde 1012 ile 1014 yıl arasında, yani 1 ile 100 trilyon yıl boyunca oluşmaya devam eder. En uzun ömürlü yıldızlar, Güneş kütlesinin yaklaşık yüzde 8'i kadar olan kırmızı cücelerdir; ömürleri 10 trilyon yılı aşar. Bu dönemin sonunda yıldız oluşumu biter ve evrende yeni ışık kaynağı üretilmez.

Bu arada karanlık enerji manzarayı da değiştirir. Yaklaşık 150 milyar yıl içinde Yerel Süperküme dışındaki bütün galaksiler kozmolojik ufkun arkasına geçer. 2 trilyon yıla gelindiğinde dış galaksiler artık saptanamaz hâle gelir; onlardan gelen gama ışınlarının dalga boyu bile gözlemlenebilir evrenin boyutundan uzun olur. Yani o çağda yaşayan bir gözlemci, evrenin genişlediğini gözlemsel olarak keşfedemez.

Yozlaşmış çağ (1014-1040 yıl)

Adını, geride kalan nesnelerin yozlaşmış madde — beyaz cüceler, nötron yıldızları, kahverengi cüceler — olmasından alır.

• 1015 yıl: Gezegen yörüngeleri kütleçekimsel karşılaşmalarla bozulur; gezegenler sistemlerinden fırlatılır.
• 1019-1020 yıl: Dinamik gevşeme süreciyle yıldız kalıntıları galaksilerden kaçar. Nesnelerin yüzde 90 ile 99'u galaksiden atılır; yüzde 1-10'u süper kütleli kara deliklere düşer. Galaksiler yapı olarak dağılır.
• 1023 yıl ve sonrası: Genişleyen ve yoğunluğu düşen evrende maddenin iyonlaşması başlar.

Protonlar bozunursa (1040-1043 yıl)

Bazı birleşik kuramlar protonun kararlı olmadığını, çok uzun bir yarı ömürle bozunduğunu öngörür. Öngörülen yarı ömür 1032 ile 1042 yıl arasında değişiyor; deneysel alt sınır ise 1035 yıl — yani proton bozunması henüz hiç gözlenmedi, sadece "şu değerden daha kararlı" diyebiliyoruz.

Protonlar bozunuyorsa, 1040-1043 yıl aralığında nükleonlar yaklaşık bin yarı ömür geçirir ve baryonik madde — yani bildiğimiz tüm atomlar — fotonlara ve leptonlara dönüşür. Bu süreçten sonra 1098-10176 yıl aralığında, elektron ve pozitronların kurduğu olağanüstü büyük pozitronyum atomları oluşup bozunur.

Kara delik çağı (1043-10110 yıl)

Madde tükendikten sonra evrende kalan baskın nesne kara delikler olur. Ama onlar da kalıcı değil: Hawking ışıması nedeniyle yavaş yavaş buharlaşırlar. Kütle büyüdükçe buharlaşma süresi hızla uzadığı için en büyükleri en sona kalır:

• Güneş kütleli bir kara delik: yaklaşık 2 × 1064 yıl
• 1011 Güneş kütleli süper kütleli kara delik: yaklaşık 2 × 1093 yıl
• Bilinen en büyük kara delikler (1014 Güneş kütlesi): 10109-10110 yıl

Bu rakamların kaynaklara göre değişen başka tahminleri de var — örneğin yıldız kütleli kara delikler için 1067 yıl, galaksi kütleli olanlar için 10100 yıl gibi. Fark, varsayılan kütlelerden ve hesap ayrıntılarından kaynaklanıyor; ölçek aynı kalıyor.

Karanlık çağ (10100 yıldan sonra)

Kara delikler de buharlaştıktan sonra evren, son derece seyrelmiş fotonlar, leptonlar ve elektronlardan oluşan bir ortam hâline gelir. Evrendeki etkinlik "çarpıcı biçimde azalır". Bu, ısı ölümünün fiilen gerçekleştiği çağdır.

Protonlar bozunmazsa: akıl almaz ölçekler

Proton kararlıysa takvim çok daha uzar ve çok daha tuhaf süreçler işler:

• 101500 yıl: Hafif çekirdekler kuantum tünelleme yoluyla demire kaynaşır.
• 101100-1032000 yıl: Madde piknonükleer füzyonla demir-56'ya dönüşür — yani evrendeki bütün madde en kararlı çekirdek olan demire çöker. Geride "demir yıldızları" kalır.
• 101026-101076 yıl: Demir yıldızları kuantum tünellemeyle kara deliklere çöker.
• 1010105-1010120 yıl: Karanlık çağ tamamlanır.

Bu sayılarda üst üste binen üsler var ve bunlar gündelik anlamda "büyük sayı" değil: 101076 ifadesi, basamak sayısının kendisinin 1076 olduğu bir sayı demek.

Son kelime gerçekten son mu: Poincaré yineleme süresi

Azami entropiye ulaşmış bir evren bile tümüyle durgun değildir: kuantum dalgalanmaları sürer. Yeterince uzun beklenirse — istatistiksel mekanikteki Poincaré yineleme süresi kadar — bu dalgalanmaların kendiliğinden düzenli bir yapı, hatta yeni bir Büyük Patlama üretmesi kuramsal olarak olanaklıdır. Sean Carroll ve Jennifer Chen'in hesabına göre bu tür bir olayın beklenme süresi yaklaşık 101056 yıl mertebesinde.

Bu düşünce çizgisinin kökü aslında çok daha eskiye, Ludwig Boltzmann'ın entropi üzerine yürüttüğü akıl yürütmeye gider. Boltzmann, gözlediğimiz düzenli bölgenin, genel olarak dengede olan çok daha büyük bir evrende ortaya çıkmış düşük entropili bir "cep" olabileceğini önermişti; bu ceplere sonradan Boltzmann evrenleri adı verildi. Fikrin cazibesi, düzenin neden var olduğunu açıklamaya çalışması; zayıflığı ise bu tür ceplerin ne sıklıkta ortaya çıktığını hesaplamanın güçlüğü.

Karşı görüşler

Isı ölümü fikrine yönelik en temel eleştiri, entropi kavramının evrenin bütününe uygulanıp uygulanamayacağına dair. Max Planck, László Tisza ve Lee Smolin gibi bilim insanları bunu sorgulamıştır.

Smolin'in itirazı özellikle somut: kütleçekimsel dizgeler, sıradan gazların tersine, homojen bir dengeye doğru evrilmez. Tam aksine giderek daha yapılı ve daha heterojen hâle gelirler — gaz bulutları yıldızlara, yıldızlar galaksilere, galaksiler kümelere toplanır. Kütleçekimin bu özelliği, klasik termodinamik sezgisini doğrudan tersine çevirir. Smolin'e göre bu nedenle "evren dengeye gider" cümlesi, kütleçekimin baskın olduğu bir evrende düşünüldüğü kadar açık değil.

Bir başka açık soru, karanlık enerjinin gelecekte değişip değişmeyeceği. DESI'nin son sonuçları karanlık enerjinin sabit olmayabileceğine işaret ediyor; doğrulanırsa ısı ölümünün "en olası son" konumu sarsılır. Bu tartışma Evrenin sonu ana sayfasında anlatılıyor.

Kısaca

• Isı ölümü, evrenin azami entropiye ulaştığı ve kullanılabilir serbest enerjinin kalmadığı durumdur: sıcaklık farkı yoktur, iş yapılamaz, hiçbir süreç gerçekleşemez.
• Fikri 1852'de Lord Kelvin, termodinamiğin ikinci yasasını evrene genelleştirerek ortaya attı; Clausius, Helmholtz ve Rankine geliştirdi.
• Düz ya da açık, pozitif karanlık enerjili bir evrende olasıdır; bugünkü ölçümler tam olarak bu tabloyu veriyor.
• Yıldız oluşumu 10¹²-10¹⁴ yıl içinde biter; kırmızı cücelerin ömrü 10 trilyon yılı aşar.
• 10¹⁹-10²⁰ yıl içinde yıldız kalıntılarının yüzde 90-99'u galaksilerden atılır; protonlar bozunuyorsa 10⁴⁰-10⁴³ yılda sıradan madde fotonlara ve leptonlara dönüşür.
• Kara delikler 2 × 10⁶⁴ yıl (Güneş kütleli) ile 10¹¹⁰ yıl (en büyükler) arasında Hawking ışımasıyla buharlaşır; sonrasında karanlık çağ başlar.
• En güçlü eleştiri, kütleçekimsel dizgelerin homojen dengeye değil giderek daha yapılı duruma evrildiği — Lee Smolin'in itirazı budur.

Kaynaklar: Wikipedia — Heat death of the universe, Wikipedia — Future of an expanding universe, Wikipedia — Ultimate fate of the universe