Büyük Yırtılma

Evrenin genişlemesi bugün galaksi kümelerini birbirinden uzaklaştırıyor, ama bir galaksinin içini ya da bir atomu etkilemiyor. Çünkü bu ölçeklerde kütleçekim ve elektromanyetik kuvvet genişlemeden çok daha güçlü. Büyük Yırtılma senaryosu, bu dengenin bozulduğu bir geleceği tanımlar: genişlemenin hızı sürekli artarak önce galaksileri, sonra yıldız sistemlerini, sonunda atomları bile birbirinden ayırır.

Senaryo bir evren sonu olarak oldukça dramatik — ve bugünkü gözlemlerin desteklemediği olasılıklardan biri. Yine de tümüyle dışlanamıyor, çünkü belirleyici parametreyi gereken hassasiyetle ölçemiyoruz.

Fantom enerji: senaryonun şartı

Büyük Yırtılma'nın gerçekleşmesi için karanlık enerjinin özel bir türde olması gerekir. Karanlık enerjinin davranışı, basıncın enerji yoğunluğuna oranı olan durum denklemi parametresi w ile tanımlanır:

• w = −1: Karanlık enerji bir kozmolojik sabittir. Yoğunluğu zamanla değişmez, genişleme istikrarlı biçimde hızlanır. Bu durumda Büyük Yırtılma gerçekleşemez.
• w < −1: Bu türe fantom enerji denir. Evren genişledikçe karanlık enerjinin yoğunluğu artar; bu da hızlanmayı besleyen bir geri besleme döngüsü kurar.

Fantom enerjinin sonucu matematiksel olarak çarpıcı: evrenin ölçek etmeni sonlu bir zamanda sonsuza gider. Yani genişleme sonsuza dek sürmez, belirli bir anda tanımsız hâle gelir. O an "yırtılma" anıdır.

2003: Kozmik Kıyamet makalesi

Senaryo, 2003'te Robert R. Caldwell, Marc Kamionkowski ve Nevin N. Weinberg'in Physical Review Letters dergisinde yayımladığı "Phantom Energy and Cosmic Doomsday" (Fantom enerji ve kozmik kıyamet) başlıklı makaleyle kuramsal çerçevesine kavuştu. Makale derginin 91. cildinin 7. sayısında, 071301 numaralı yazı olarak yer aldı.

Caldwell ve arkadaşları, yırtılmanın ne zaman gerçekleşeceğini veren bir bağıntı da türetti:

tyırtılma − t0 ≈ 2 / (3 · |1 + w| · H0 · √(1 − Ωm))

Burada H0 Hubble sabiti, Ωm madde yoğunluğu parametresi. Bağıntının en öğretici yanı paydadaki |1 + w| terimi: w, −1'e ne kadar yakınsa payda o kadar küçülür ve yırtılma tarihi o kadar uzağa gider. w tam olarak −1 olduğunda payda sıfırlanır, yani yırtılma hiç gerçekleşmez.

Geri sayım: w = −1,5 örneği

Caldwell ve arkadaşları makalelerinde somut bir örnek üzerinden ilerler: w = −1,5. Bu değerle yırtılma, bugünden yaklaşık 22 milyar yıl sonra gerçekleşir. Son aşamaların sıralaması şöyle:

• 200 milyon yıl önce: Galaksiler birbirinden ayrılır; galaksi kümeleri çözülür.
• 60 milyon yıl önce: Galaksilerin kendileri dağılır; yıldızlar birbirinden koparılır.
• 3 ay önce: Gezegen sistemleri bağlarını yitirir; Güneş Sistemi gibi yapılar çözülür.
• Dakikalar önce: Yıldızlar ve gezegenlerin kendisi parçalanır.
• 10−19 saniye önce: Atomlar ayrışır; elektronlar koparılır, çekirdekler dağılır.

Bu sıralamanın mantığı basit: genişlemenin etkisi arttıkça, sırayla en zayıf bağlı yapıdan en güçlü bağlı yapıya doğru her şey kopar. Galaksi kümeleri en gevşek bağlı yapılar olduğu için ilk onlar gider; atom çekirdekleri en sıkı bağlı oldukları için en sona kalır.

Gözlemler ne diyor

Her şey tek bir sayıya bağlı: w gerçekten −1'in altında mı? Ölçümler şöyle:

• Planck uydusu: w = −1,028 ± 0,031. Değerin kendisi −1'in biraz altında, ama hata payı −1'i rahatça kapsıyor. Bu ölçümün izin verdiği en erken Büyük Yırtılma tarihi, bugünden yaklaşık 200 milyar yıl sonra.
• Chandra X-ışını Gözlemevi: w, −0,907 ile −1,075 arasında. Bu aralığın izin verdiği en erken yırtılma tarihi yaklaşık 152 milyar yıl sonra.

Yani iki ölçüm de w'yi −1'e çok yakın buluyor ve bu durumda w < −1, w = −1 ve w > −1 seçenekleri arasında ayrım yapmak son derece zor. Üstelik yırtılma olsa bile tarihi, Caldwell'in örnek senaryosundaki 22 milyar yıldan kat kat uzağa — yüz milyarlarca yıla — kayıyor.

Bugün nerede duruyor

Güncel değerlendirme açık: ölçülen w değeri −1'e giderek daha çok yaklaştıkça Büyük Yırtılma olasılığı zayıflıyor. Bugünkü çalışmaların işaret ettiği gelecek, genişlemenin istikrarlı biçimde sürmesi ve evrenin ısı ölümüne gitmesi. Bu senaryonun ayrıntısı Büyük Donma (ısı ölümü) sayfasında.

Buna karşılık Büyük Yırtılma'yı tümüyle dışlamak da kolay değil. Sorun gözlemsel: w'yi −1,00 ile −1,03 arasında ayırt edecek hassasiyete henüz sahip değiliz. Karanlık enerjinin zamanla değişebileceğine dair son yıllardaki ipuçları da tabloyu karmaşıklaştırıyor — eğer w zaman içinde değişiyorsa, bugün −1'in üstünde olup gelecekte altına inmesi ilkesel olarak mümkün.

Bu nedenle Büyük Yırtılma, kozmolojide "olası değil ama kapanmamış" rafında duruyor. Hangi senaryonun geçerli olacağını belirleyecek olan, karanlık enerji ölçümlerinin önümüzdeki on yılda ne kadar keskinleşeceği. Bu ölçümlerin bugünkü durumu Evrenin sonu ana sayfasında anlatılıyor.

Kısaca

• Büyük Yırtılma, genişlemenin hızlanarak galaksileri, yıldız sistemlerini ve en sonunda atomları koparttığı bir evren sonu senaryosudur.
• Kuramsal çerçevesi 2003'te Caldwell, Kamionkowski ve Weinberg'in Physical Review Letters'daki "Phantom Energy and Cosmic Doomsday" makalesiyle kuruldu.
• Gerçekleşmesi için karanlık enerjinin "fantom enerji" olması, yani w < −1 olması gerekir; w tam olarak −1 ise yırtılma imkânsızdır.
• Fantom enerjiyle evrenin ölçek etmeni sonlu bir zamanda sonsuza gider — yırtılma anı budur.
• w = −1,5 örnek senaryosunda yırtılma 22 milyar yıl sonra olur: 200 milyon yıl önce galaksiler ayrılır, 3 ay önce gezegen sistemleri çözülür, 10⁻¹⁹ saniye önce atomlar ayrışır.
• Planck w = −1,028 ± 0,031, Chandra ise −0,907 ile −1,075 arası buluyor; bu ölçümlerin izin verdiği en erken yırtılma 152-200 milyar yıl sonrasına düşüyor.
• Bugünkü veriler ısı ölümünü destekliyor; Büyük Yırtılma olası görünmüyor ama ölçüm hassasiyeti yetersiz olduğu için tümüyle dışlanamıyor.

Kaynaklar: Wikipedia — Big Rip, Wikipedia — Ultimate fate of the universe