Büyük Patlama'nın açık soruları: öncesinde ne vardı, tekillik, madde-antimadde

Büyük Patlama, evrenin sıcak ve yoğun bir hâlden itibaren nasıl evrildiğini çok başarılı biçimde anlatan bir modeldir. Ama her başarılı bilimsel model gibi kendi sınırlarını ve yanıtlayamadığı soruları da beraberinde getirir. Bu sayfa, kozmologların hâlâ üzerinde çalıştığı en büyük açık soruları topluyor. Bir sorunun açık olması modelin yanlış olduğu anlamına gelmez; çoğu durumda modelin henüz ulaşamadığı bir bölgeye işaret eder. Genel çerçeve için ana sayfa "Büyük Patlama teorisi"ne bakabilirsiniz.

1. Tekillik: başlangıçta ne oldu?

Genişleyen evreni Einstein'ın genel görelilik denklemleriyle zamanda geriye doğru işletirseniz, yoğunluğun ve sıcaklığın sonsuza gittiği bir noktaya varırsınız. Buna başlangıç tekilliği denir. Roger Penrose, Stephen Hawking ve George Ellis 1968 ve 1970'teki çalışmalarında, tekilliklerin göreli Büyük Patlama modellerinin kaçınılmaz bir özelliği olduğunu gösterdi.

Ancak bu sonuç klasik genel göreliliğe dayanır ve genel göreliliğin enerji yoğunluğu Planck ölçeğine yaklaştığında geçerliliğini koruması beklenmez. Bu ölçekte kuantum etkileri önemlidir ve doğru bir anlatım için kuantum kütleçekim kuramı gerekir; böyle bir kuram henüz yoktur. Başlangıç tekilliği ve Planck çağı, fiziğin en büyük çözülmemiş sorunları arasında sayılır. Kısacası tekillik, bilinen fiziğin "burada geçerliliğimi yitiriyorum" dediği yeri gösterir; gerçekten sonsuz bir yoğunluğun var olduğu anlamına gelmesi gerekmez.

2. Büyük Patlama'dan önce ne vardı?

Büyük Patlama modeli, evrenin yalnızca sıcak ve yoğun ısıl evresini anlatır; evrenin kökenini tam olarak açıklamaz. Bugünkü görüşte sıcak Büyük Patlama'dan önce şişme evresi vardı; şişmeden öncesine dair ise doğrudan bir gözlem aracımız yok. Bu yüzden önerilen modeller spekülatif kalıyor:

• Hartle-Hawking "sınırsız evren" önerisi: Uzay-zaman sonludur; Büyük Patlama zamanın sınırını belirtir ama bir kütleçekim tekilliği değildir. Böylece evren kendine yeten bir bütün olur.
• Kuantum dalgalanması: En basit modellerden biri, evrenin bir kuantum dalgalanmasıyla ortaya çıktığını söyler; ancak böyle bir olayın gerçekleşme olasılığı çok düşük görünür.
• Ortaya çıkan evren: Şişmeden önce sonsuz bir geçmişe uzanan, düşük etkinlikli bir dönem öneren modeller.
• Zar ve döngüsel modeller: Sicim kuramından esinlenen bu modellerde Büyük Patlama, "zar" adı verilen yapıların çarpışmasıyla oluşur (ekpirotik model). Döngüsel modelde bu çarpışmalar dönemsel olarak yinelenir ve her Büyük Patlama'dan önce bir Büyük Çöküş vardır.
• Ebedî şişme: Şişme rastgele yerlerde sona erer ve her biri kendi büyük patlamasıyla genişleyen "kabarcık evrenler" oluşur. Bu fikir "Çoklu evren" sayfasında ele alınıyor.

Bir de şu olasılık var: soru anlamsız olabilir. Wheeler-DeWitt denklemi gibi bazı kuantum kütleçekim yaklaşımları, zamanın temel değil "ortaya çıkan" bir özellik olabileceğini düşündürür. Eğer öyleyse, Büyük Patlama'dan "önce" diye bir zaman hiç olmamış olabilir.

3. Madde neden antimaddeye üstün geldi?

Fizik yasaları madde ile antimaddeye neredeyse eşit davranır. Öyleyse erken evrende eşit miktarda madde ve antimadde oluşmalı, sonra birbirini yok etmeli ve geriye yalnızca ışık kalmalıydı. Oysa evren neredeyse tamamen maddeden oluşuyor. Bu dengesizliğe baryon asimetrisi denir. Erken evrende madde lehine fazlalık son derece küçüktü, yaklaşık 30 milyonda bir; madde ve antimadde birbirini yok ettikten sonra, başlangıçtaki madde parçacıklarının yalnızca yaklaşık 108'de biri kaldı. Bugün gördüğümüz her şey bu küçük artıktan yapılmıştır.

Andrei Sakharov 1967'de böyle bir dengesizliğin oluşabilmesi için üç koşul gerektiğini gösterdi:

1. Baryon sayısının korunmadığı süreçler olmalı.
2. C ve CP simetrileri (madde-antimadde ve ayna simetrisi) bozulmalı.
3. Bu süreçler ısıl dengenin dışında gerçekleşmeli.

CP simetrisinin bozulması gerçekten gözlendi: 1964'te Cronin ve Fitch'in yüksüz kaon deneyinde, doğrudan CP bozulması ise 1999'da. Ancak parçacık fiziğinin Standart Modeli'ndeki CP bozulması, gözlenen asimetriyi açıklamaya yetmiyor. Bu yüzden Standart Model'in ötesinde yeni fizik gerektiği düşünülüyor; büyük birleşme kuramlarındaki varsayımsal ağır parçacıklar bu öneriler arasında.

4. Ufuk ve düzlük sorunları

KMA gökyüzünün her yerinde neredeyse aynı sıcaklıktadır. Oysa standart Büyük Patlama modelinde, gökyüzünün zıt yönlerindeki bölgeler ışığın bile birinden ötekine gidemeyeceği kadar uzaktı; nasıl olup da aynı sıcaklığa ulaştılar? Bu ufuk sorunudur. Benzer biçimde evrenin yoğunluğu, uzayı tam "düz" kılan kritik değere şaşırtıcı ölçüde yakındır; bu da düzlük sorunudur. Gözlenmeyen manyetik tek kutuplar da bir başka bilmecedir. Şişme kuramı bu soruların üçünü de yanıtlamak için önerildi; ancak şişmenin kendisi de doğrudan kanıtlanmış değil. Ayrıntısı "Kozmik şişme kuramı" sayfasında.

5. Karanlık madde ve karanlık enerji

Standart modele göre evrenin madde-enerji içeriğinin yaklaşık yüzde 95'i, doğası bilinmeyen iki bileşenden oluşur: karanlık madde (yaklaşık yüzde 27) ve karanlık enerji (yaklaşık yüzde 68). Karanlık maddenin hangi parçacıklardan oluştuğu, karanlık enerjinin sabit mi yoksa zamanla değişen bir şey mi olduğu bilinmiyor. Kuantum alan kuramının boşluk enerjisi için öngördüğü değerin gözlenenden onlarca büyüklük mertebesi büyük olması ("kozmolojik sabit sorunu") fiziğin en büyük uyuşmazlıklarından biri. Bu konular kendi teori sayfalarında anlatılıyor.

6. Lityum sorunu ve Hubble gerilimi

Modelin öngördüğü lityum-7 miktarı gözlenenden 2-4 kat fazla çıkıyor; nedeni bilinmiyor. Ayrıca evrenin genişleme hızı, erken evren verilerinden hesaplandığında yaklaşık 67, yakın evrende ölçüldüğünde yaklaşık 73 km/s/Mpc çıkıyor ve fark 5 sigmayı aşıyor. Ayrıntıları "Büyük Patlama nükleosentezi" ve "Hubble gerilimi" sayfalarında.

7. Evrenin sonu ne olacak?

Evrenin geleceği büyük ölçüde karanlık enerjinin doğasına bağlı. Yoğunluk kritik değerin üzerinde olsaydı evren bir gün en büyük boyutuna ulaşıp geri çöker (Büyük Çöküş); kritik değerde ya da altındaysa genişleme hiç durmaz, yıldızlar söner ve evren mutlak sıfıra yaklaşarak "ısıl ölüm"e (Büyük Donma) gider. Karanlık enerjinin gücü zamanla artıyorsa ("hayalet enerji"), madde sonunda parçalanabilir (Büyük Yırtılma). Karanlık enerji sabit kalırsa, uzak galaksiler yaklaşık 16 milyar ışık yılı ötedeki bir kozmolojik olay ufkunun ötesine geçerek görünmez olacak.

Kısaca

• Başlangıç tekilliği klasik göreliliğin sınırını gösterir; gerçek yanıt için kuantum kütleçekim gerekir.
• Büyük Patlama öncesine dair modeller (sınırsız evren, döngüsel modeller, ebedî şişme) spekülatiftir.
• Maddenin antimaddeye üstünlüğü yaklaşık 30 milyonda birlik bir farka dayanır; kaynağı bilinmiyor.
• Ufuk ve düzlük sorunları şişme kuramıyla açıklanmaya çalışılır.
• Karanlık madde, karanlık enerji, lityum sorunu ve Hubble gerilimi açık sorulardır.

Kaynaklar: Wikipedia — Big Bang, Wikipedia — Baryon asymmetry, Wikipedia — Inflation (cosmology), Wikipedia — Cosmological constant problem, Wikipedia — Dark energy, Wikipedia — Big Bang nucleosynthesis