Eğer evren şu anda genişlemekte ise, filmi geçmişe sararak, geçmişte evrenin daha sıkışık ve dolayısıyla daha sıcak olması gerektiğini bekleriz. Eğer evrenin bir başlangıcı varsa ve çok küçük bir hacimden genişlediyse, evrenin erken dönemlerinde ortam çok yoğun ve sıcak olmalıdır. Böylesi sıcak bir ortamda fotonlar, etkileşmeden serbest bir şekilde hareket edemez. Fakat evren yeterince genişler ve soğursa, fotonların serbest bir halde hareket etmeleri mümkün hale gelir. Bugün son saçılma yüzeyi (gerçek bir yüzey değil, hayali bir yüzey) olarak adlandırdığımız bu dönemin, evrenin yaklaşık 380.000 yıl yaşındaki zamanına denk geldiğini biliyoruz.
Kozmik mikrodalga arkaplan ışınımı ise, tam olarak bu yüzeyden bize ulaşan fotonlardır. Yani evrenin 380.000 yıl yaşındaki halinden bu yana yolculuk etmekte olan fotonları görmekteyiz. Alpher, Herman ve Gamow, 1948 yılında yaptıkları çalışmada, genişlemekte olan büyük patlama evreninin 5 Kelvin sıcaklığına denk bir kara cisim ışıması yapması gerektiğini öngördüler. Penzias ve Wilson ise 1964-65 yıllarında kazara, gökyüzünün her yönünden eşit bir şekilde gelen ve 3 Kelvin’e denk bir ışıma keşfettiler. Elbette bunun ne olduğunun anlaşılması çok sürmedi, çünkü teoriler önceden böyle bir durumu öngörüyordu. Fakat sıcaklığı tahmin edilenden fazla öngörmüşlerdi.
Sıcaklığın önceden daha fazla öngörülmesinin sebebi ise, son saçılma yüzeyindeki koşulların hesaplanmasının oldukça kapsamlı irdelemeler gerektirmesidir. Mesele, fotonların serbest bir halde hareket edebilecekleri bir evreyi hesaplamaktır. Fakat fotonlar nasıl bir ortamda serbestçe hareket edebilirler? Örneğin bir fotonun hidrojen atomunu iyonlaştırması (yani elektronunu ondan koparması) için gereken enerji 13.6 elektron volttur. Kaba bir yaklaşımla, ortamdaki fotonların enerjisinin ortalamasının 13.6 eV’dan az olduğu dönemi ele alarak, bu dönemin son saçılma dönemi olduğunu varsayabilirsiniz. Böylelikle fotonlar enerjilerini hidrojeni iyonlaştırmaya harcamadan rahatlıkla ortamdan akıp gidebilirler.
Fakat durum bu kadar basit değildir. Fotonların ortalama enerjilerinin 13.6 eV olması durumu, hala 13.6 eV’un üzerinde enerjiye sahip, ciddi miktarda foton olduğunu ima eder. Dolayısıyla bu fotonlar hidrojenle etkileşime girecektir. Bunun yanında, iyonlaştırmasalar dahi, 10.2 eV bir enerji ile elektronları uyartıp bir üst yörüngeye çıkarabilirler. İşte tam olarak bu sebeple, böyle bir evredeki ortamı hesaplamak karmaşık iyonlaşma ve uyartılma süreçlerini içeren hesaplar gerektirir. 3 K sıcaklığı işaret eden gözlemden sonra, yapılan hesaplar ile son saçılma yüzeyinin sıcaklığı doğru bir şekilde hesaplanmıştır. Bugün, o andaki sıcaklığın yaklaşık 3000 K dolaylarında olduğunu biliyoruz. O andan, bu ana kadar evrenin genişlemesinden dolayı fotonlar enerjilerini kaybederek 3 K dolaylarında bir sıcaklığa kadar düşmüşlerdir.
Başlangıcında 3000 K olan bu ışınımın şu anda 3 K olarak ölçülmesi, geçmişte daha sıcak bir CMB gördüğümüz anlamına gelir. Aynı zamanda gelecekte gözlem yapacak olan uygarlıklar, CMB’yi 3 K’den daha soğuk ölçecektir. Çünkü evren genişledikçe, fotonların dalga boyu uzamakta, yani kırmızıya kaymaktadır. Bu da enerjilerini kaybetmeleri ve daha soğuk bir ışımaya denk düşmeleri anlamına gelir.
Mikrodalga bölgeye düşen bu ışınımı, atmosferin altından ölçmek oldukça sıkıntılıdır. Bu sebeple uzaya gönderdiğimiz uygular aracılığıyla CMB’yi ölçmeye çalışıyoruz. Son 20 yılda bu konuda ciddi atılımlar atıldı ve bu yatırımlar sayesinde evren hakkındaki bilgimiz her geçen gün inanılmaz bir şekilde gelişmekte. Yukarıdaki görselde 1992 yılında fırlatılan COBE uydusunun, ardından 2003 yılında fırlatılan WMAP uydusunun ve son olarak 2013 yılında Planck uydusunun elde ettiği CMB görüntülerini görüyoruz. Çözünürlükteki inanılmaz değişim, yaptığımız ölçümlerin hassaslığını ciddi bir ölçüde etkiledi. COBE ile sağlıklı çıkarımlar yapamazken, bugün Planck uydusu ile evrenin yaşının 13.799 (+-0.021) milyar yıl olduğunu ölçebilecek hassasiyeti elde etmiş durumdayız ve bunu sadece 20 yıl gibi kısa bir sürede başardık. Bu da bilimin, ona yatırım yapıldığında ne kadar hızlı ilerlediğinin bariz bir göstergesidir.
CMB ile gördüğünüz aslında bir kürenin yüzeyinin iki boyuta açılmış bir projeksiyonudur, buna Mollweide projeksiyonu adı verilir. Burada görülen mavi ve kırmızı noktaların dağılımları, sıcak ve soğuk noktaların dağılımlarıdır. Her ne kadar 3 K desek de ki daha hassas bir ifadeyle ışınım 2.73 K sıcaklığa denk düşer, bu sıcaklık her noktada eşit değildir. Mikrokelvin düzeylerinde sıcaklık dalgalanmaları gösterir. Şanslıyız ki, dalgalanmalar fizikte bizim için oldukça manalıdır ve biz bu dalgaları, onlar üzerinde analiz yaparak çözümleyebiliriz. Bunu kuvvet tayfı (power spectrum) adı altında inceleyerek, kozmolojik parametreleri belirlememiz mümkün oluyor.
Fakat dikkatli bir gözün de fark edeceği gibi, CMB görüntüsünde ortada boydan boya bir Samanyolu görüntüsü yer almamaktadır. Oysa ki biz Samanyolu’nun içerisinde olduğumuz için Samanyolu’nun da burada çıkması gerekirdi ki gerçeğinde de böyledir. Yukarıdaki görsel böyle bir CMB haritasını göstermektedir. Bizim amacımız Samanyolu’nu değil, doğrudan CMB’den gelen ışınımı ölçmek olduğundan, ön planda kalan Samanyolu, görüntüden çıkarılır ki bu işlem hiç de kolay değildir. Aynı zamanda galaksiler arası ortamda bulunan madde de, CMB’de bozulmalara sebep olabilir. Örneğin Sunyaev ve Zel’dovich, 1969 yılında, CMB’den gelen ışınımın, sıcak bir plazma içerisinden geçmesi durumunda, tersine Compton saçılımına uğrayarak enerji kazanabileceğini, dolayısıyla ölçtüğümüz değerin orijinal değerden daha yüksek olabileceğini öngören bir makale yayınladılar. Bugün bu etkiyi Sunyaev & Zel’dovich etkisi olarak adlandırıyoruz. Tüm bunlar göz önüne alındığında, CMB’nin temiz bir şekilde incelenmesinin ne kadar zor olduğu açıkça görülmektedir. Birçok kişi yakın zamana kadar, ön plan kaynaklı bu etkilerin, belirlediğimiz sonuçları ciddi bir anlamda etkilediğini söylemekteydi. Fakat gün geçtikçe bu durumun, daha iyi çözüme kavuştuğunu söyleyebiliriz. 20 yılda kat edilen bu gelişmeyi göz önüne alacak olursak, yakında çok daha başarılı sonuçlar elde edeceğimiz gerçeği kaçınılmazdır.
Konu hakkında biraz daha teknik detay merak ediyorsanız: Evrenin Gözlemsel Özellikleri
Ögetay Kayalı
Referanslar
1. Alpher, R. A., Herman, R., & Gamow, G. A. (1948). Termonuclear reactions in the expanding universe. Phys.Rev., 74, 1198–1199. https://doi.org/10.1103/PhysRev.74.1198.2
2. Penzias, A., & Wilson, R. W. (1965). A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s. The Astrophysical Journal, 142, 419. https://doi.org/10.1086/148307
3. Sunyaev, R., & Zel’dovich, B. (1969). The Interaction of Matter and Radiation in a Hot-Model Universe. Astrophysics and Space Science, 4, 301–316.
4. Spergel, D. N., Bean, R., Dore, O., Nolta, M. R., Bennett, C. L., Dunkley, J., … Wright, E. L. (2007). Three Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe ( WMAP ) Observations: Implications for Cosmology. The Astrophysical Journal Supplement Series, 170(2), 377–408. https://doi.org/10.1086/513700
5. 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
6. Liddle, A. (2015). An Introduction to Modern Cosmology. Wiley.