Evrenin ilk anları: Planck çağından ilk atomlara zaman çizelgesi

Büyük Patlama modelinin en etkileyici yanı, evrenin geçmişini saniyenin akıl almaz küçüklükteki kesirlerine kadar geriye doğru anlatabilmesidir. Bunu mümkün kılan basit bir ilke var: evren genişledikçe soğur. Geriye doğru gittikçe evren daha sıcak ve daha yoğundur; belli bir sıcaklıkta hangi parçacıkların var olabileceğini, hangi tepkimelerin işleyeceğini ise parçacık fiziği laboratuvarlarından biliyoruz. Bu sayfa, evrenin ilk 380.000 yılını sıcaklığın düşüşüne göre sıralanmış evrelerle anlatıyor. Genel çerçeve için ana sayfa "Büyük Patlama teorisi"ne bakabilirsiniz.

Önce bir uyarı: zamanda geriye gittikçe kesinlik azalır. Nükleosentez ve sonrası doğrudan gözlemlerle desteklenir; kuark evresi parçacık hızlandırıcılarında yeniden üretilebilen enerjilere karşılık gelir; şişme ve daha öncesi ise büyük ölçüde kuramsaldır. Aşağıdaki sayılar bu nedenle her evre için aynı güvenilirlikte değildir.

Planck çağı: bilgimizin sınırı

Zaman çizelgesinin en başında, yaklaşık 10-43 saniyeye kadar süren ve sıcaklığın 1032 kelvin civarında olduğu düşünülen Planck çağı yer alır. Bu dönemde sıcaklık ve yoğunluk, kütleçekimin de kuantum etkileri gösterdiği "Planck ölçeğinin" üzerindeydi. Elimizde kütleçekimi kuantum mekaniğiyle birleştiren işler bir kuram olmadığı için bu evre hakkında güvenilir bir şey söyleyemiyoruz. Büyük Patlama'nın "tekilliği" de bu belirsizlik bölgesinin içinde kalır; ayrıntısı "Büyük Patlama'nın açık soruları" sayfasında.

Büyük birleşme çağı

Planck çağının ardından kütleçekim diğer kuvvetlerden ayrılmış, ama güçlü çekirdek kuvveti, zayıf çekirdek kuvveti ve elektromanyetizma hâlâ tek bir "birleşik" kuvvet gibi davranıyor olabilir. Bu evrede evrenin sıcaklığının 1015 GeV düzeyindeki enerjileri aştığı düşünülür. Büyük birleşme kuramları (GUT) henüz deneyle doğrulanmadığı için bu evre de kuramsaldır.

Şişme ve yeniden ısınma

Bugünkü görüşe göre yaklaşık 10-36 ile 10-32 saniye arasında evren şişme adı verilen aşırı hızlı bir genişleme yaşadı: uzaklıklar yaklaşık her 10-37 saniyede bir ikiye katlandı. Şişme sona erdiğinde onu yürüten alanın enerjisi sıcak ve yoğun bir parçacık çorbasına dönüştü; bu sürece yeniden ısınma denir. Yeniden ısınma sıcaklığı bilinmiyor: tahminler 1011 kelvin ile 1029 kelvin arasında değişiyor. Bugün "sıcak Büyük Patlama" denince çoğu kozmolog şişmenin bittiği bu anı kasteder. Şişmenin kendisi "Kozmik şişme kuramı" sayfasında anlatılıyor.

Elektrozayıf evre ve kuvvetlerin ayrışması

Yaklaşık 10-12 saniyede, sıcaklık 1015 kelvin (yaklaşık 100 GeV) civarına düştüğünde, elektromanyetik kuvvet ile zayıf çekirdek kuvveti birbirinden ayrıldı. Bu enerjiler Büyük Hadron Çarpıştırıcısı gibi deneylerle incelenebilen bölgededir; bu yüzden buradan sonrası hakkında çok daha emin konuşabiliyoruz.

Evrendeki maddenin antimaddeye üstünlüğünün de bu erken dönemlerde, "baryon oluşumu" denen bilinmeyen bir süreçle ortaya çıktığı düşünülür. Fark son derece küçüktü: yaklaşık 30 milyon parçacıkta bir fazlalık.

Kuark evresi ve hadronların doğuşu

Yaklaşık 10-12 saniye ile 10-5 saniye arasında evren, kuarkların ve gluonların serbestçe dolaştığı bir plazmaydı. Sıcaklık yaklaşık 1012 kelvine (150 MeV) düştüğünde, yani 10-6–10-5 saniye civarında, kuarklar bir araya gelerek proton ve nötronları (genel adıyla baryonları) oluşturdu. Ardından madde ve antimadde parçacıkları büyük ölçüde birbirini yok etti; geriye, başlangıçtaki madde parçacıklarının yaklaşık 108'de biri kaldı. Bugün evrendeki her şey bu küçük artıktan yapılmıştır.

Lepton evresi ve nötrinoların ayrılması

Yaklaşık 1 ile 10 saniye arasında sıcaklık 1010 kelvinden 109 kelvine düştü. Bu evrede elektronlar ve pozitronlar (leptonlar) baskındı. Nötrinolar, diğer maddeyle etkileşmeyi bırakıp serbestçe yol almaya başladı; bu "nötrino ayrışması" nükleosentezin hemen öncesinde gerçekleşti.

Nükleosentez: ilk çekirdekler

Yaklaşık 10 saniye ile 20 dakika arasında, sıcaklık 109 kelvinden 107 kelvine inerken proton ve nötronlar birleşip ilk atom çekirdeklerini oluşturdu. NASA'nın anlatımıyla, Büyük Patlama'dan bir saniye sonra evrenin sıcaklığı yaklaşık 10 milyar santigrat dereceydi; yaklaşık beş dakika sonra bugünkü helyumun büyük kısmı oluşmuştu. Sonuçta kütlece yaklaşık yüzde 75 hidrojen ve yüzde 25 helyum-4, eser miktarda döteryum, helyum-3 ve lityum-7 ortaya çıktı. Bu süreç ayrı bir sayfada, "Büyük Patlama nükleosentezi"nde ayrıntılı anlatılıyor.

Işınım çağından madde çağına

Nükleosentez bittikten sonra evren uzun süre, ışınımın (fotonların) enerji bakımından baskın olduğu bir plazma olarak kaldı. Yaklaşık 47.000 yıl sonra (bazı kaynaklarda yaklaşık 50.000 yıl) maddenin kütleçekimsel etkisi ışınımınkini geçti. Bu andan itibaren karanlık maddenin oluşturduğu yoğunluk tümsekleri büyümeye başladı; galaksilerin tohumları bunlardır.

Yeniden birleşme: evren saydamlaşıyor

Sıcaklık yaklaşık 3000–4000 kelvine indiğinde, Büyük Patlama'dan yaklaşık 380.000 yıl sonra, serbest elektronlar çekirdeklere bağlanarak ilk nötr atomları oluşturdu. Buna (biraz yanıltıcı bir adla) yeniden birleşme denir. Serbest elektronlar ortadan kalkınca ışık artık saçılmadan yol alabildi ve evren saydamlaştı. O anda serbest kalan ışık bugün, evrenin genişlemesiyle yaklaşık 1100 kat gerilmiş olarak, kozmik mikrodalga arka plan biçiminde gözlenir. Bu ışığın içerdiği bilgiler "Kozmik mikrodalga arka plan ışıması" sayfasında.

Sonrası: karanlık çağ, ilk yıldızlar, yeniden iyonlaşma

Yeniden birleşmenin ardından evren, ışık saçan hiçbir kaynak olmadığı için karanlık çağa girdi. Bu dönem yaklaşık 150 milyon yıla kadar sürdü (NASA yaklaşık 200 milyon yıl olarak veriyor); sıcaklık 4000 kelvinden 60 kelvine düştü. Yoğun gaz bulutları çöküp ısınınca nükleer füzyon başladı ve ilk yıldızlar doğdu. NASA'ya göre bu yıldızlar Güneş'ten 30 ila 300 kat daha kütleliydi. İlk yıldızların morötesi ışığı çevredeki hidrojeni yeniden iyonlaştırdı; 200 milyon ile 1 milyar yıl arasında süren bu yeniden iyonlaşma evresinin sonunda evren görünür ışığa bugünkü gibi saydam hâle geldi. Bilinen en eski galaksiler Büyük Patlama'dan yaklaşık 280 milyon yıl sonrasına uzanıyor. Güneş Sistemi ise evren yaklaşık 9,2 milyar yaşındayken, bundan 4,6 milyar yıl önce oluştu.

Evrelerin özeti

Evre	Zaman	Sıcaklık / enerji	Ne oldu?
Planck çağı	~10-43 s'ye kadar	~1032 K	Bilinen fiziğin sınırı
Şişme	~10-36–10-32 s	—	Aşırı hızlı genişleme (kuramsal)
Elektrozayıf ayrışma	~10-12 s	~1015 K (100 GeV)	Elektromanyetik ve zayıf kuvvet ayrıldı
Kuark-hadron geçişi	~10-6–10-5 s	~1012 K (150 MeV)	Proton ve nötronlar oluştu
Lepton evresi	~1–10 s	1010–109 K	Nötrinolar ayrıştı
Nükleosentez	~10 s–20 dk	109–107 K	H, He, eser Li çekirdekleri
Madde-ışınım eşitliği	~47.000 yıl	—	Madde baskın hâle geldi
Yeniden birleşme	~380.000 yıl	~3000–4000 K	Atomlar oluştu, evren saydamlaştı
Karanlık çağ	~380.000 yıl–~150 milyon yıl	4000–60 K	Henüz yıldız yok
Yeniden iyonlaşma	~200 milyon–1 milyar yıl	60–19 K	İlk yıldızlar gazı iyonlaştırdı
Bugün	13,8 milyar yıl	2,7 K	Galaksiler, yıldızlar, biz

Kısaca

• Evren genişledikçe soğudu; her sıcaklık eşiğinde yeni bir fiziksel süreç devreye girdi.
• Planck çağı (10-43 saniyeye kadar) bilinen fiziğin sınırıdır; şişme ve öncesi kuramsaldır.
• İlk saniyenin milyonda biri civarında kuarklar proton ve nötronlara dönüştü.
• İlk yaklaşık 20 dakikada hidrojen, helyum ve eser lityum çekirdekleri oluştu.
• Yaklaşık 380.000 yıl sonra atomlar oluştu ve evren saydamlaştı; bu ışık bugün KMA olarak görülüyor.
• Karanlık çağın ardından ilk yıldızlar birkaç yüz milyon yıl içinde doğdu.

Kaynaklar: Wikipedia — Chronology of the universe, Wikipedia — Big Bang, Wikipedia — Cosmic microwave background, Wikipedia — Inflation (cosmology), NASA — Universe overview