Kozmoloji: Evrenin Yoğunluğu

Evrenin geometrisini belirleyen parametre, evrenin yoğunluğudur. Eğer evrenin yoğunluğu, kritik yoğunluk değerinden fazlaysa, geometri kapalı bir geometri; kritik yoğunluktan az bir yoğunluğu sahipse açık bir geometriye sahip olur. Tam olarak kritik yoğunluğa eşit miktarda yoğunluk olması durumunda da evrenin geometrisi düz olacaktır (bkz. Kozmoloji: Evrenin Geometrisi). Fakat evrenin yoğunluğunu nasıl ölçersiniz?

Figür 1: Evrenin yoğunluğuna göre sahip olduğu geometri
Figür 1: Evrenin yoğunluğuna göre sahip olduğu geometri

Evrenin belirli bir bölgesini alıp tartıya koyma imkanımız yok, fakat belirli yöntemler izleyerek o bölgenin kütlesini tahmin edebiliriz. Sonra bu yöntemi her bölgeye uygulayarak toplam yoğunluğu bulmaya çalışırız. Fakat bu pek de pratik bir yöntem değildir. Çünkü öncelikle bir şeyin kütlesini ölçebilmek için, onu görebilmeniz gerekir. Bir galaksinin kütlesini, onun parlaklığından yola çıkarak tahmin edebilirsiniz. Çünkü parlamasına sebep olan şey, içerisinde bulunan yıldızlardır ve bunların kütleleri aşağı yukarı öngörülebilir. Fakat yıldızlarası ortamda bulunan madde ve intergalaktik ortamda bulunan maddenin kütlesini hesaplamak o kadar kolay değildir.

Üstüne üstlük, gözlemler göstermiştir ki, gördüğümüz bu madde aslında bir bütünün çok ufak bir parçası. Bunun yanında bir de hiçbir şekilde gözleyemediğimiz, fakat etkilerini sayesinde dolaylı olarak farkında olduğumuz karanlık madde bulunuyor (bkz. Karanlık Madde Nedir?). Bu da yetmiyor, bir de karanlık enerji bulunuyor.

Bugün mevcut teorik bilgimiz ile elde ettiğimiz gözlem sonuçları bize, evrenin yalnızca %4.9'unun bildiğimiz, baryonik maddeden oluştuğunu gösteriyor. %26'lık kısmı karanlık maddeye aitken, %69.1'lik kısmı da karanlık enerjiye ait.

Figür 1: Planck 2015 verilerine göre evrenin yoğunluk dağılımı.
Figür 2: Planck 2015 verilerine göre evrenin yoğunluk dağılımı.

Bu ölçümler ise, kozmik mikrodalga arkaplan ışıması (CMBR) olarak bildiğimiz, evrenin yaklaşık 400.000 yıllık yaşından arta kalan ışınımdan elde ettiğimiz veriler sayesinde yapılıyor. Çok detaylı analizler, kuvvet tayfı sayesinde incelenerek, yoğunluk dağılımları belirlenebiliyor (bkz. Kozmoloji: Kuvvet Tayfı). Tayfın biçimi, yoğunluk parametrelerinin dağılımı hakkında doğrudan bilgi veriyor, böylece maddeyi doğrudan gözlemeden, bildiğimiz davranışını yorumlayarak, evren üzerindeki etkisinden, dağılımının ne olduğunu bilebiliyoruz (daha fazla detay için bkz. Kozmoloji: Kozmolojik Parametreler ve Belirlenme Yöntemleri).

Evrenin belirlenmiş yoğunluk değeri: 8.64 x 10-27 kg m-3. Oldukça ufak bir değer gibi görünebilir, fakat birimler galaksi kütlesine ve intergalaktik mesafeye çıkarıldığında, sonucun oldukça normal olduğu görülür. Bu değer aynı zamanda kritik yoğunluğa da yaklaşık olarak eşittir, bu da aşağıda tanımlanan yoğunluk parametresinin 1'e yaklaşık eşit olduğunu gösterir.

İleri Okuma

Yoğunluk parametresi (omega), toplam yoğunluğun kritik yoğunluğa oranı olarak aşağıdaki şekilde tanımlanır.

density parameter

Burada kritik yoğunluk, Friedmann denklemlerinden k=0 (düz bir evren) için elde edilen yoğunluk değeridir ve aşağıdaki değere sahiptir.

critical density

Genellikle Hubble sabiti yerine, birimsiz h değeri kullanılır. Yukarıdaki h ifadesi, aşağıdaki şekilde tanımlanır.

h parameter

Yoğunluk parametresi (omega), bileşenleri cinsinden aşağıdaki şekilde ifade edilebilir. Bunu farklı kaynaklarda farklı şekilde görebilirsiniz. Genellikle baryonik madde, karanlık madde ve karanlık enerji olarak üçe ayrılır. Fakat bazen relativistik madde, relativistik olmayan madde gibi sınıflandırmalar da girebilir.

density parameters

Toplam yoğunluğun 1 olması gerekmediğine dikkat edin. Yoğunluk parametresi, toplam yoğunluğun kritik yoğunluğa oranı olduğundan herhangi bir değeri alabilir. Fakat düz bir evren için bu değer 1'dir. Bu yüzden bizim sonuçlarımızda omega 1 olarak gösterilir.

density parameter results 2015 planck

Yukarıdaki tabloda, yoğunluk parametrelerinin güncel değerlerini (Planck 2015) görebilirsiniz. Daha detaylı bir yazı için: Kozmolojik Parametreler ve Belirlenme Yöntemleri.


Ögetay Kayalı

Referanslar
1. Coles, P., & Lucchin, F. (2002). Cosmology: The Origin and Evolution of Cosmic Structure. Wiley.
2. Liddle, A. (2015). An Introduction to Modern Cosmology. Wiley.
3. Planck Collaboration, Ade, P. A. R., Aghanim, N., Arnaud, M., Ashdown, M., Aumont, J., … Zonca, A. (2015). Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters. arXiv, 1502.01589. https://doi.org/10.1007/s13398-014-0173-7.2
Görsel: BBC-Earth

Ögetay Kayalı

Astronom. Çalışma alanı teorik kozmoloji, özellikle Einstein'ın görelilik kuramının modifiye edilmesi üzerine çalışıyor. Bunların yanında ender bulduğu zaman aralıklarında kafasına esince programlama, 3B modelleme, tasarım, fotoğrafçılık, resim ve satranç ile de ilgileniyor.

Ögetay Kayalı 118 makale yazdıÖgetay Kayalı tarafından yazılan tüm makaleleri gör