Kozmolojik sabit sorunu

Kozmolojik sabit sorunu, kuantum alan kuramının "boş" uzayın enerjisi için öngördüğü değer ile evrenin hızlanan genişlemesinden ölçülen değer arasındaki devasa farktır. Hesaplama yöntemine göre fark 50 ile 122 büyüklük mertebesi arasında değişiyor; yani öngörü gözlenenden 1050 ile 10122 kat büyük. Bu, "bilimdeki kuram ile deney arasındaki en büyük uyuşmazlık" ve "fizik tarihinin en kötü kuramsal öngörüsü" olarak anılır. Konu, karanlık enerjinin doğasıyla doğrudan ilişkili; karanlık enerjinin genel tanıtımı "Karanlık enerji" sayfasında.

Kozmolojik sabit nedir?

Einstein 1917'de genel görelilik denklemlerini evrenin bütününe uyguladığında, o dönemde kabul gören durağan evreni elde edebilmek için denklemlerine bir terim ekledi: kozmolojik sabit, Λ (lambda). Hubble evrenin genişlediğini gösterince Einstein bu terimden vazgeçti. Einstein'ın onu "en büyük hatam" diye nitelediği sık anlatılır, ancak bu söz George Gamow'un aktarımına dayanır ve tartışmalıdır. 1930'lardan 1990'ların sonuna kadar fizikçilerin çoğu kozmolojik sabitin sıfır olduğunu varsaydı.

1998'de uzak süpernovaların gözlemi evrenin genişlemesinin hızlandığını gösterince, pozitif bir kozmolojik sabit sahneye geri döndü. Bugün Λ, karanlık enerjinin en basit açıklaması ve standart kozmoloji modeli ΛCDM'nin temel bileşenidir. 2025 tarihli bir Hubble sabiti değeriyle hesaplanan değeri yaklaşık 1,47 × 10-52 m-2'dir.

Boşluk neden enerji taşır?

Kozmolojik sabit, uzayın kendisine ait bir enerji yoğunluğuna, yani boşluk enerjisine eşdeğerdir. Pozitif boşluk enerjisi negatif bir basınç anlamına gelir; genel görelilikte bu, itici bir kütleçekim etkisi doğurur ve genişlemeyi hızlandırır.

Kuantum fiziğine göre boşluk gerçekten boş değildir: kuantum alanları en düşük enerji durumlarında bile sıfırdan farklı bir "sıfır noktası enerjisine" sahiptir. Bu fikrin kökleri eskidir: Walther Nernst 1916'da boş uzayın sıfır noktası ışınım enerjisi içerebileceğini öne sürdü; Wilhelm Lenz (1926) ve Wolfgang Pauli (1933) benzer sonuçlara ulaştı. Sorun, bu enerjinin kütleçekim etkisi olması gerektiğidir: her kuantum alanının boşluk enerjisi toplanıp kozmolojik sabite katkı yapmalıdır.

Sorunun büyüklüğü

1960'larda Yakov Zeldovich, kuantum dalgalanmalarının kozmolojik sabite katkısını ilk ele alan kişi oldu; hesapladığı boşluk enerjisi yoğunluğu yaklaşık 40 büyüklük mertebesi fazla çıkıyordu. Sonraki hesaplar sonucun büyük ölçüde nerede "kesildiğine" bağlı olduğunu gösterdi:

• Planck ölçeğinde kesme: Hesap Planck kütlesine kadar sürdürülürse fark yaklaşık 120 büyüklük mertebesine ulaşır. Ancak bu yöntem özel göreliliğin temel simetrisi olan Lorentz değişmezliğini bozar.
• Lorentz değişmezliğini koruyan hesaplar: Fark yaklaşık 60 büyüklük mertebesine iner; Jérôme Martin'in 2012'deki değerlendirmesi yaklaşık 55, boyutsal düzenleme (dimensional regularization) yöntemi yaklaşık 56 büyüklük mertebesi verir.

Hangi yöntem kullanılırsa kullanılsın sonuç aynı: kuramın öngördüğü değer gözlenenden akıl almaz ölçüde büyük. Planck 2015 ölçümüne göre boşluk enerjisi yoğunluğu metreküp başına yalnızca yaklaşık 3,35 GeV'dir.

Neden basitçe iptal olmuyor?

Akla gelen ilk çözüm, farklı katkıların birbirini neredeyse tamamen götürmesidir. Ancak Steven Weinberg 1989'daki "olmazlık teoremi" ile farklı katkıların, ince ayar yapılmadan genel olarak birbirini iptal edemeyeceğini gösterdi. Kuramdaki "yeniden normalleştirme" işlemi boşluk enerjisini istenen herhangi bir değere ayarlamaya izin verir; ama pek çok kuramcı bunu, sorunu görmezden gelmekle eşdeğer, keyfî bir çözüm olarak görür.

Sorunun bir de ikinci yüzü var: sabit neden tam sıfır değil de bu kadar küçük ama pozitif? Weinberg'in 2000'lerde "yeni kozmolojik sorun" dediği bu soru, sıklıkla "kozmik rastlantı sorunu" ile bir tutulur.

Önerilen çözümler

İnsancı ilke ve çoklu evren

Weinberg 1987'de insancı (antropik) bir akıl yürütme önerdi: kozmolojik sabit çok büyük olsaydı galaksiler ve yıldızlar oluşamaz, dolayısıyla gözlemciler de var olamazdı. Bu yüzden küçük ama sıfır olmayan bir değer beklenmelidir. Alexander Vilenkin 1995'te bu argümanı geliştirdi. Weinberg'in ilk tahmini izin verilen üst sınırı sorunlu derecede büyük buldu; sonraki tahminler sınırı gözlenen karanlık enerji düzeyine yaklaştırdı. Bu yaklaşım, karanlık enerjinin keşfi ve sicim kuramındaki çok sayıda olası boşluk durumunu ("sicim manzarası") öngören çalışmalarla güç kazandı: farklı bölgelerinde farklı kozmolojik sabitler bulunan bir çoklu evrende, biz yaşama izin veren küçük değerli bir bölgede bulunuyor olabiliriz. Ancak bu argümanlar tartışmalı olmayı sürdürüyor. Ayrıntısı "Çoklu evren" sayfasında.

Kütleçekimi değiştirmek

George Ellis ve başkaları, "tek modüllü kütleçekim" adı verilen bir genel görelilik sürümünde sorunlu katkıların kütleçekim etkisi yaratmadığını öne sürüyor. Kütleçekimi değiştiren öneriler genel olarak şu engelle karşılaşıyor: şimdiye kadarki gözlemler genel görelilik ve ΛCDM ile yakından uyuşuyor.

Boşluğu farklı modellemek

• Bill Unruh ve çalışma arkadaşları, kuantum boşluğu dalgalanan bir kuantum alanı olarak modellendiğinde sorunun ortadan kalktığını savunuyor.
• Stanley Brodsky ve Robert Shrock'a göre "ışık-cephesi kuantumlaması" adı verilen yaklaşımda boşluk esasen önemsizdir ve düz uzay-zamanda kozmolojik sabitin sıfır olması öngörülür.
• Orlando Luongo ve Marco Muccino 2018'de, baryonlardan ve soğuk karanlık maddeden gelen bir basınç teriminin büyük boşluk enerjisini dengeleyebileceğini önerdi.
• Andrew Cohen, David Kaplan ve Ann Nelson 1999'da, etkin alan kuramlarında yüksek ve düşük enerji kesmelerini birbirine bağlayan bir sınır (CKN sınırı) önerdi; 2021'de Nikita Blinov ve Patrick Draper bunu holografik ilkeyle ilişkilendirdi.

Bu önerilerin hiçbiri genel kabul görmüş değil.

Bugün nerede duruyor?

Kozmolojik sabit sorunu çözülmüş değil ve fiziğin temel sorunları arasında sayılıyor. Çözümü büyük olasılıkla kuantum mekaniği ile kütleçekimi birleştirecek bir kuram gerektiriyor. Bu arada DESI gibi deneylerin karanlık enerjinin zamanla değişiyor olabileceğine dair işaretleri doğrulanırsa, karanlık enerjinin hiç de bir "sabit" olmadığı ortaya çıkabilir; bu da sorunun biçimini değiştirir.

Kısaca

• Kuantum alan kuramının boşluk enerjisi öngörüsü, gözlenen değerden 50-122 büyüklük mertebesi büyük.
• Einstein kozmolojik sabiti 1917'de ekledi, sonra vazgeçti; 1998'de karanlık enerjiyle geri döndü.
• Zeldovich 1960'larda soruna ilk dikkat çeken kişiydi; Weinberg 1989'da kolay bir iptalin mümkün olmadığını gösterdi.
• İnsancı ilke ve çoklu evren, değiştirilmiş kütleçekim ve boşluğun farklı modellenmesi gibi çözümler öneriliyor.
• Hiçbir çözüm genel kabul görmüş değil.

Kaynaklar: Wikipedia — Cosmological constant problem, Wikipedia — Cosmological constant, Wikipedia — Dark energy, Wikipedia — String theory landscape, NASA — Dark energy