DuraÄŸan Durum Kozmolojisi ve Dalgalanmalar
Hubble’ın evrenin geniÅŸlediÄŸi yolundaki keÅŸfinin yaÅŸamsal bir sonucu olmuÅŸtur:eÄŸer geniÅŸleme hızında bir azalma ya da artma yoksa ,R/v ya da 1/Ho kadar zaman önce evreni oluÅŸturan tüm maddenin bir arada bulunması gerekirdi.Ho,hubble sabitidir ve Hubble’ın orijinal çalışmasındaki deÄŸer Ho = 500 km bölü saniye bölü megaparsektir.Bu,Hubble’ın uzaklık ölçeÄŸiyle 1/Ho = 2 milyar yılın galaksinin yaşı için bir üst sınır olarak yorumlanması gerektiÄŸi anlamına gelir.
Bu yaÅŸ,güneÅŸ sisteminin en eski kayalarının radyoaktif tarihleme tekniÄŸi ile ölçülen yaşı ile karşılaÅŸtırılabilir.Bu teknikte,uzun ömürlü radyoaktif izotopların bozunma sonucunda hangi miktarlarda kaldığı ölçülür.ÖrneÄŸin,Uranyum’un en bol bulunan 238 nolu izotopu kararsız olup yarı ömrü 4 milyar yıldır.Radyoaktif bozunma ile kütlesi 205 olan bir kurÅŸun izotopuna dönüşür.KurÅŸunun bu izotopunun tek ortaya çıkış yolu,Uranyumun radyoaktif bozunmasıdır.Kayanın yaşı ne kadar eskiyse 205 nolu kurÅŸun izotopunun 238 nolu uranyum izotopuna oranı o kadar büyük olacaktır.Farklı kaya ve meteorid örneklerinin içerdiÄŸi kurÅŸun izotopunun günümüzdeki bolluÄŸu ölçülür ve bu bolluklardan kayanın yaşı hesaplanır.Meteoridlerde ve aydan alınan örneklerde bulunan, güneÅŸ sisteminin en eski kayalarının yaşı 4,6 milyar yıl olarak hesaplanmıştır.GüneÅŸ sistemi,Hubble’ın evren için hesapladığı yaÅŸtan en az iki kat daha yaÅŸlı imiÅŸ gibi görünüyor.
Bu rakamları en yaşlı yıldızların yaşlarına bakarak kontrol edebiliriz.Küresel kümeler galaksi düzlemi dışında yer alan antik yıldız topluluklarıdır.Böyle kümelerde yer alan yıldızlar aynı zamanda doğarlar ama en büyük kütleli olandan başlayarak sırayla ölürler.Eğer yaşayan yıldızlar içinde en büyük kütleye sahip olanın kütlesini bulabilirsek,küresel kümenin,dolayısıyla da galaksimizdeki en yaşlı yıldızların yaşını hesaplayabiliriz.Bulunan yaş 14 milyar yıl civarındadır.Görünüşe bakılırsa bir çelişki var.Evren nasıl içinde bulunan yıldızlardan daha genç olabilir?Hubble zamanında yerküremiz bile evrenden daha yaşlı görünüyordu.
Bu yaÅŸ çeliÅŸkisi,yeni bir kozmoloji teorisinin doÄŸmasına yol açtı.DuraÄŸan durum evreni,1949 yılında Hermann Bondi,Thomas Gold ve Fred Hoyle tarafından ortaya atılmıştı.Hoyle’un anlatımına göre o akÅŸam üç astrofizikçi Cambridge’de bir dizi hayalet öyküleri anlatan bir filme gitmiÅŸler.Bu filmin garip tarafı en sondaki sahnenin ilk baÅŸtakiyle aynı olmasıymış.Filmin hiç sonu yokmuÅŸ,sürekliymiÅŸ.Filmden etkilenen Gold,ilk kez orada evrenin de başı sonu olmayan,sonsuz bir zaman çevrimi içinde olabileceÄŸinden söz etmiÅŸ.Böylece de duraÄŸan durum kozmolojisi doÄŸmuÅŸ.Bu teorinin en belirleyici özelliÄŸi,evrenin yoÄŸunluÄŸunu sabit tutabilmek için maddenin boÅŸluktan yaratıldığını kabul etmesi ve bu nedenle de mükemmel kozmoloji ilkesi ile uyum içinde olmasıdır.Eninde sonunda galaksiler biçiminde bir araya toplanan atomlar,evrenin geniÅŸlemesi nedeniyle diÄŸer atomlar uzaklaşınca boÅŸ uzaydan ortaya çıkarlar.Bütün fizikçiler tarafından kabul edilen temel bir ilke olan madde ve enerjinin korunumu ilkesi tutarsız bir biçimde gözardı edilmiÅŸtir.
Durağan durum teorisi aslında mutlak bir başlangıca olan gereksinimi ortadan kaldırmayı amaçlıyordu.Bu teori,teoloji ve kozmoloji yazarı Stanley Jaki tarafından üzerine bilimsel cila çekilen gelmiş geçmiş en büyük hile olarak adlandırılmış idi.Bununla birlikte teorinin gelişmesinin altında kuvvetli bir bilimsel motivasyon yatmaktaydı.Durağan durum postülası,görünürdeki zaman ölçeği problemini çözmek için yapılmış bir girişimdi.
Durağan durum kozmolojisinin birçok önemli öngörüleri olmuştur.
1.Her 10 milyar yılda bir,metreküp başına bir hidrojen atomu yaratılmıştır ve halen de yaratılmaktadır.Maddenin boşluktan yaratıldığı varsayılmakta bu nedenle de madde ve enerjinin korunumu yasasını kökten bir biçimde ihlal etmektedir.
2.Uzaklarda hiçbir evrim gerçekleşmiş olamaz.Durağan durum hipotezi,anlam olarak,yakında ve uzakta gözlediğimiz galaksi yoğunluklarının aynı olması gerektiğini ileri sürmektedir.Uzak galaksileri gözleyerek geriye gidebileceğimiz milyarlarca yıl boyunca yoğunlukta bir değişiklik gerçekleşmiş olamaz.
Eğer ilk öngörü doğruysa hidrojen atomları gerçekten boşluktan yaratılıyorsa,o zaman karşı madde de yaratılmalıydı.Protonlar ve onların karşı madde ikizleri olan karşıprotonlar(anti-protonlar) ,karşılaştıkları heryerde gamma ışınları saçarak birbirlerini yok ederler.Böylesine rasgele yok oluşlar sonucu bulanık bir gamma ışın fonu olması gerekir.Ama evren,görüldüğü gibi yok oluşlardan kaynaklanan gamma ışınları ile parıldamıyor.Dahası,galaksiler,kozmik bir felakete yol açmadan eşit miktarlarda madde ve karşı maddeden meydana gelmiş olamazlar.
Başka bir çözüm akla geldi.Eğer madde ve enerjinin korunumu yasasının geçerliliğini kaybettiği varsayılsa bile bir başka temel yasa olan elektrik yükünün korunumu yasasını ihlal etmekten kaçınmak gerekir.Bu nedenle yeni yaratılan maddenin olası biçimi nötronlar olabilir.Bunlar bozunur ve arkalarında evreni kaplayan sıcak ve x-ışınları yayan bir gaz bırakırlar.Bununla birlikte,beklenen gamma ışınları gibi x-ışınları da gözlenmedi.Bu itirazları karşılamak üzere Fred Hoyle ve Jayant Narlikar,teorilerini maddenin ancak olağan dışı yoğunluklardaki bölgelerde yaratabileceğini öne sürecek biçimde değiştirdiler.Bu bölgeler,galaksilerin çekirdekleri ve evrenin ilk dönemlerinde bulunan,galaksilerin erken dönem evrimleriyle ilişkili olduğu düşünülen quasar adı verilen egzotik ve olağanüstü parlak cisimlerdi.
İkinci öngörüyü de çürütmek için yeterli kanıt var mı?Bazı galaksiler kuvvetli birer radyo dalgaları kaynağı olup çok uzaklardan algılanabilirler.Bu radyo dalgaları kaynakları,evren yoğunluğunun zamanla değişmediği hipotezini sınamak üzere sayıldı.Eğer evrenin yoğunluğu,büyük patlama teorisinin öngördüğü gibi geçmişte daha yüksekse o zaman ölçülen uzak ve sönük kaynakların sayısında yakın ve parlak olanlara göre büyük bir artış olmalıdır.
DuraÄŸan durum hipotezinin tersine,ilk kez 1950′lerde Martin Ryle ve John Bolton tarafından yapılan gözlemler kaynak sayısının çok daha hızlı arttığını gösterdi.1950′lerde bu teoriyi öne sürenler,evrenin radyo kaynakları bakımından eksiklik çekilen bir bölgesinde yaÅŸamakta olabileceÄŸimizi iddia ettiler.Bununla birlikte sonradan radyo kaynaklarının çoÄŸunlukla bizden birkaç bin parsek uzaklıkta olan radyo galaksilerle quasarlar olduÄŸu,dolayısıylada evrimin 10 milyar yıl ölçeÄŸinde yer aldığı gösterildi.Radyo dalgaları yayan parlak galaksilerin geçmiÅŸteki sayıları günümüzdekinden çok daha büyüktü.
Bir yandan evrensel geniÅŸlemenin yaşı,diÄŸer yandan meteorların ve yıldızların yaÅŸları arasındaki bu çeliÅŸki Ho için çok daha doÄŸru bir deÄŸerin bulunduÄŸu 1950′lerde çözüldü.75 km bölü sn bölü megaparsek olarak saptanan en iyi çaÄŸdaÅŸ deÄŸer,evrenin yaşı olarak 1/Ho = 15 milyar yıl vermektedir.
Durağan durum teorisine son darbe kozmik mikro dalga fon ışınımının keşfiyle 1964 yılında geldi.Tüm uzayın yıkandığı bu ışınım denizi,büyük patlama teorisinin öngördüğü evrenin yoğun ve sıcak evrelerinden kaynaklanan ışınımın doğrudan bir kanıtıdır.Durağan durum teorisiyle bu ışınımı açıklayabilmek için pek çok olağanüstü parlak galaksinin yaydığı yoğun ışınım alanını soğuran ve bu ışınımı mikro dalga fotonları olarak yeniden yayan mm boyutlarındaki toz parçacıklarının evrensel olarak var olduğunu kabul etmek gerekir.Kozmik mikrodalga ışınımının bu açıklaması öylesine çok sayıda özel varsayım gerektirir ki,kozmoloji uzmanlarının çoğunluğu tarafından olanaksız olarak kabul edilir.
KOZMÄ°K MÄ°KRODALGA FON IÅžINIMI
1922 yılında bir Rus meteorolog ve matematikçisi olan Alexander Friedmann , etkileri yüzyıl boyunca yankılanan bir keÅŸif yaptı.Albert Einstein ‘ın görmezlikten geldiÄŸi ve baÅŸlangıçta kabul etmeyi reddettiÄŸi bir ÅŸeyi fark etmiÅŸti:evren geniÅŸliyor olabilirdi.Einstein , kozmoloji ilkesini uygulayarak kendi geliÅŸtirdiÄŸi genel görelilik teorisindeki evrensel kütle çekimi denklemlerini basitleÅŸtirmiÅŸ ve görünüşte duraÄŸan olan bir evren modeli elde etmiÅŸtir.Hatta evrenin kendi kütle çekimiyle kendi üzerine çökmesini engellemek için kozmik itme adını verdiÄŸi bir kuvvet bile icat etmiÅŸti.Friedmann Einstein’ın basit bir matematiksel bir hata yaptığını, bu nedenle de Einstein denklemlerini evrenin geniÅŸlemesine olanak saÄŸlayan ve yeni bir kuvvete gereksinim duymayan çözümlerini gözden kaçırdığını fark etti.Einstein ‘da sonradan, kozmik itme gibi bir kuvvetin varlığını öngörmenin yaptığı en büyük hatalardan biri olduÄŸunu itiraf etmiÅŸtir.
Friedmann’dan bağımsız olarak çalışan Belçikalı kozmoloji uzmanı Georges Lemaitre’de 1927 yılında evrenin geniÅŸlediÄŸini yeniden keÅŸfetti ve bir adımda ileri gitti Lemaitre,galaksilerin gösterdiÄŸi kırmızıya kaymanın evrenin geniÅŸlemekte olduÄŸunun kanıtları olduÄŸunu iddia etti.Lemaitre’nin kırmızıya kaymanın galaksilerin uzaklığıyla orantılı olması gerektiÄŸi yolundaki sezgisi kırmızıya kayma olayına fiziksel bir anlam vermekle birlikte duraÄŸan evren modeline fazlaca konsantre olmuÅŸ bulunan zamanın meÅŸhur kozmoloji uzmanlarınca pek kabul görmezdi.1929 yılında Edwin Hubble’ın galaksilerin uzaklıklarının gözlemsel destek olarak kullanarak ampirik bir biçimde uzaklık-kırmızıya kayma yasasını nasıl ortaya koyduÄŸunu gördük.Ä°lginçtir,Hubble’da kırmızıya kaymanın uzaklıkla lineer bir biçimde artmasının evrenin geniÅŸlemesinin kanıtı olduÄŸunu hiçbir zaman kabul etmiÅŸ görünmedi.Sonraki kozmoloji uzmanları mise hemen hemen tam bir fikir birliÄŸi içinde Hubble Yasasının geniÅŸleyen bir evren modeli geliÅŸtirmede temel olarak ele aldılar.
GeniÅŸleyen evren teorisi,birçokları için kabul etmesi çok güç bir teori olmuÅŸtur.Bu teori,evrenin sınırlı bir zaman kadar önce son derece yoÄŸun bir durumdan kaynaklandığını ima ediyordu.1950 yılında bir radyo programında duraÄŸan evren modelinin savunucularından Fred Hoyle,Rakip olarak gördüğü geniÅŸleyen evren teorisinden alaycı bir biçimde büyük patlama yani ‘Big Bang’ olarak söz etti.Büyük Patlama teorisi,tüm gözlenen evrenin geçmiÅŸte,günümüzden on ila yirmi yıl kadar önce olaÄŸanüstü yoÄŸunluktaki bir durumdan ortaya çıktığını ileri sürer.Büyük Patlama teorisinin en büyük kanıtı geçmiÅŸten,evrenin baÅŸlangıcından kalan ışınım alanı olmuÅŸtur.
KEŞİF
1964 yılında iki genç radyoastronom olan Arno Penzias ve Robert Wilson ÅŸaşırtıcı bir radyo parazit kaynağı keÅŸfettiler.Ä°ki bilimadamı New Jersey’deki Bell labarotuvarlarından haberleÅŸme uydularından sinyal almak üzere tasarlanmış çok duyarlı bir radyoteleskop üzerine çalışıyorlardı.Radyoteleskop yerötesi kaynaklı bir radyo paraziti saptadı.Bu parazit yalnızca güneÅŸin ve Samanyolu’nun konumlarından bağımsız olmakla kalmıyor,her yönden eÅŸit olarak geliyordu.Yani bu parazit bilimsel bir deyiÅŸle izotropikti.Parazit aletin kendisinden kaynaklanmıyordu.Penzias ve Wilson teleskobu böyle bir parazitin kaynağı olabilecek kuÅŸ pisliÄŸi gibi kirlerden çok dikkatli bir biçimde temizlediler.Ölçümleri sonucu bir parazitin elektromanyetik tayfın mikrodalga bölümüne giren 7 cm dalgaboylu bir ışınım olduÄŸu ortaya çıktı.Bu ışınım kolayca saptanabiliyordu.Herhangi bir kanala ayarlanmamış televizyon ekranlarındaki parazitin yaklaşık yüzde biri aynı yerötesi ışınımdan kaynaklanmaktadır.
Çok geçmeden bu mikrodalga ışınımının evrenin en uzak bölgelerinden kaynaklandığı ortaya çıktı.Işınımın çok büyük ölçüde izotropik olması onun-örneÄŸin GüneÅŸ sistemindeki toz gibi-yakın bölgelerden deÄŸil,çok uzaklardan kaynaklandığının kanıtıdır.Hemen hemen aynı zamanlarda Princeton Ãœniversitesi’nde çalışmalarını yoÄŸunlaÅŸtıran bir grup kozmoloji uzmanı,büyük patlamadan kalmış olmasını bekledikleri kozmik mikrodalga ışınımını araÅŸtırmaktaydılar.Robert Dicke ve arkadaÅŸları evrendeki,GüneÅŸ ve diÄŸer yıldızlardaki helyumun çoÄŸunluÄŸunun,evrenin baÅŸlangıç dönemlerinde termonükleer füzyon yoluyla ortaya çıkmış olması gerektiÄŸini iddia ediyorlardı.Bunun olabilmesi için baÅŸlangıç dönemlerinde evrenin son derece sıcak olması gerekiyordu.Bu durumda evren,sıcak elektron ve protonların yaydığı yüksek enerjili fotonlarla dolu olacaktı.Evren geniÅŸledikçe bu ışınım soÄŸuyacak ve günümüzde de elektromanyetik tayfın mikrodalga bölgesinde gözlenebilmesi gerekecekti Princeton astronomları 20 yıl önce benzer bir düşünce biçiminin George Gamow tarafından ve benzer öngörülere yol açtığından habersizdiler.Gamow’un eski öğrencileri olan Ralph Alpher ve Robert Herman 1949 yılında bu antik ışınım nedeniyle günümüzde evrenin sıcaklığının 5 Kelvin olması gerektiÄŸini hesaplamışlardı.Bununla birlikte mikrodalga ışınımının deneysel olarak araÅŸtırılmasını önermemiÅŸlerdi.1963 yılında iki Rus bilimadamı Andrei Doroskhevich ve Igor Novikov mikrodalga ölçümlerinin kozmik fon ışınımına herhangi bir sınır getirip getirmediÄŸini öğrenmek için Bell Labarotuvarı teknik bültenlerine baÅŸvurdular.1961 yılından kalma Ed Ohm’un bir araÅŸtırmasına rastlayınca altın bulmuÅŸ gibi sevindiler.Ohm,bu araÅŸtırmalarda Bell Labarotuvarlaının 6 metre çapındaki anteniyle gökyüzünü tararken 3 Kelvin civarındaki sıcaklıklarda ışınımda bir fazlalık saptadığını belirtiyordu.Ne yazık ki Ohm,aletlerden kaynaklanan gürültüyü bu parazitten ayıramamıştı.
Böylece Princeton araştırmacıları boş yere fazla çalışıp çabalamaktan kurtulmuş oldular.Kozmik mikrodalga tayfını ikinci bir dalgaboyunda ölçmeyi başardıkları zamanda Bell Labarotuvarlarının keşfini sonuçlandırmış oldular.Işınımın da çoğunlukla karacisim ışınım şeklinde olması gerektiği sonucuna vardılar.
KARA CÄ°SÄ°M IÅžINIMI
Karacisim ışınımı,mutlak düzgün sıcaklıktaki çevresinden soyutlanmış bir bölgede varolan ışınıma verilen addır.Özellikleri,bölgenin baÅŸka hiçbir özelliÄŸine deÄŸil,yalnızca sıcaklığına baÄŸlıdır.Karacisim ışınımı geniÅŸ bir dalgaboyu aralığını kapsamakla birlikte ışınımın ÅŸiddeti bazı dalgaboylarında artış gösterir.Bu tür ışınımın ÅŸiddeti dalgaboyuna göre Planck dağılım adı verilen özel bir dağılım gösterir.Her ne kadar bu dağılımın biçimi her zaman aynı ise de,sıcaklık arttıkça ışınım ÅŸiddeti en büyük deÄŸerine daha kısa dalgaboylarında ulaşır.Bu deÄŸiÅŸimin Wien Yasası olarak bilinen kuralı,ışınım ÅŸiddetinin en büyük olduÄŸu dalgaboyu ile sıcaklığın çarpımının 0,3 Kelvin olduÄŸunu söyler.Bu nedenle ÅŸiddeti 0,1 cm dalgaboyunda en büyük deÄŸerine ulaÅŸan ışınımın sıcaklığı yalnızca 3 Kelvin ya da -270 Celsius’tur.
Princeton’daki araÅŸtırmacılar,kozmik fon ışınımının karacisim ışınımı olduÄŸu sonucuna varırken,ışınım ÅŸiddetinin en büyük olduÄŸu dalgaboyundan çok farklı yalnızca iki dalgaboyunda ölçümle yetinmekle büyük bir riski göze aldılar.Bir karacisim tayfı yalnızca iki dalgaboyundaki ölçümlerde son derece zayıf bir biçimde tanımlanabilirdi.Aslında 1991 yılına kadar roket ve balon ölçümleri kozmik mikrodalga fon ışınımının tayfının 3 derece Kelvin sıcaklığındaki bir karacismin tayfına son derecede benzediÄŸini tam anlamıyla ortay koyamamıştır.Dramatik atılım,John Mather tarafından tasarlanan ve 1989 yılının kasım ayında fırlatılan KOZMÄ°K FON KAŞİFÄ° (COBE)uydusuna yerleÅŸtirilen bir araçla geldi.Mather’in geliÅŸtirdiÄŸi araç,kozmik mikrodalga fonunun sıcaklığını daha önce ulaşılamamış bir duyarlılıkla ölçmeyi baÅŸardı.Araç,fon ışınımının sıcaklığının kesin deÄŸerini yalnızca 0.005 derece Kelvin belirsizlikle 2,726 derece Kelvin olarak buldu.BaÅŸka teleskoplarla 30 cm’den (radyobandı) 0,05 cm ‘ye (uzak kızılötesi) kadar çok çeÅŸitli dalgaboylarında ölçümler yapıldı.Saf karacisim tayfından olan farkın son derece küçük olduÄŸu saptandı:Karacisim tayfının tepe noktası yakınlarında binde birlik bir fark bulundu.Labarotuvarda bile uzayda yapılandan daha duyarlı bir karacisim ölçümü yapılamaz.
TERMALİZASYON DÖNEMİ
Evrendeki normal maddenin yoğunluğu galaksilerin gözlenen sıklığından, 10 çarpanı hata payıyla hesaplanabilir.Evrenin başlangıç dönemlerinde bu madde çoğunlukla hidrojen plazması biçimindeydi, yani bol miktarda proton ve elektron olmasına karşın hiç hidrojen atomu yoktu.Zaman içinde geriye doğru genişlemenin gelişmesini izleyerek galaksiler oluşmadan çok önce, evrenin ilk dönemlerindeki bu plazmanın yoğunluğunu hesaplayabiliriz.Bu yoğunluktan ve ölçülen kara cisim sıcaklığından geçmişin çeşitli dönemlerinde evrenin neye benzediğini çıkarabiliriz.
Bugün ,ışınım en uzak galaksilerden bize serbestçe yol alabilmektedir.Yani evren elektromanyetik ışınıma son derece geçirgendir.Bununla birlikte çok önceleri, evrendeki maddenin ortalama yoÄŸunluÄŸu ve sıcaklık yeterince yüksek iken evren sanki yoÄŸun bir sis perdesinin arkasında gibiydi.Herhangi bir ışınım hemen hemen hiç yol almadan soÄŸuruluyor ve yeniden yayımlanıyordu .Madde ve ışınım , sıcaklıkları aynı olacak biçimde yakın termal (ısıl) temas halindeydiler.Bu koÅŸullar, kara cisim ışınımının yaratılması için ideal olup süreç de termalizasyon olarak bilinir.Işınımın termalizasyonuna aracılık eden süreçlere bir örnek, bremsstrahlung ya da ‘ frenleme ışını’ olarak bilinir.Bununla birlikte ilk yıl üretilen ışınım kara cisim ışınımı olarak kaldı.Hiçbir süreç onu yok edemez.Evrenin geniÅŸlemesi ışınım sıcaklığının yavaÅŸ yavaÅŸ düşmesine yol açmışsada tayf,kara cisim biçiminde var olmayı sürdürmüştür.
EN SON SAÇILMA DÖNEMİ
Termalizasyon sırasında ışınım,esas olarak x-ışınları biçimindeydi.Evren geniÅŸledikçe ve ışınım soÄŸudukça fotonlarının dalgaboyları daha düşük,kızılötesi bölgelerine doÄŸru kaydı.Bugün fon ışınımının sıcaklığı yaklaşık 3 derece Kelvin’dir.Oysa evrenin bugünkünden 1000 kat küçük olduÄŸu ya da bir baÅŸka deyiÅŸle herhangi bir galaksi çifti arasındaki uzaklığı gösteren geniÅŸleme faktörünün bugünkü deÄŸerinin binde birine eÅŸit olduÄŸu,büyük patlamadan 3000 000 yıl sonra ışınım sıcaklığı 3000 derece Kelvin civarındaydı.Bu sıcaklık,böyle bir ışınımda bulunan morötesi fotonların hidrojeni iyonlaÅŸtırmasına yetecek ölçüde yüksektir.Ä°yonlaÅŸma anından hemen önce madde hala plazma durumundadır.eÄŸer yoÄŸunluÄŸu çok düşük deÄŸilse,ışınım hidrojen plazmasının içinden kolaylıkla geçemez.Bunun yerine ışınım birçok kez saçılmaya uÄŸrar.Elektromanyetik dalga geçerken serbest elektronlara küçük itmeler uygular ve sonuçta dalganın yönü deÄŸiÅŸir.
Büyük patlamadan yaklaşık 300 000 yıl sonra madde yoğunluğu azaldı ve ışınım sıcaklığı,fotonların dalgaboyları optik (görünür) bölgeye inecek kadar azaldı.Işınımın madde içinden kolayca geçebileceği bir an geldi.Fotonların bu yeni özgürlüğü kazanması,maddenin durumunun plazmadan atom durumuna geçmesiyle çakıştı.Sıcaklık azaldıkça serbest elektron ve protonlar biraraya gelmeyi başararak hidrojen atomları oluşturdular ve hidrojen atomu,maddenin en yaygın biçimi haline geldi.Serbest elektronların sayısı yok denecek kadar azaldığından evren ışınıma son derece geçirgen hale geldi.Bugün kozmik mikrodalga fonuna baktığımızda evrenin uzun dönemler önceki,kara cisim ışınımının sıcaklığının 3000 derece Kelvin olduğu durumunu görüyoruz.Mikrodalga fonu,evrenin galaksi ve kuasarlardan çok önceki,henüz herhangi bir cismin oluşmadığı dönemlerine bir göz atmamızı sağlıyor.
DALGALANMALAR
Bugünkü evrenin büyük ölçekli yapısının tamamı,ilkel yoğunluk dalgalanmalarının evrimi sonucu ortaya çıkmıştır.Bu dalgalanmalar,evrenin çok eski dönemlerinde homojenlikten minik sapmalar olarak ortaya çıkmış ve kütleçekimsel kararsızlıkların etkisiyle günümüzde galaksi ve galaksi kümelerine dönüşecek ölçüde büyümüşlerdir.Büyük ölçekte,kaynaklanma anlarına kadar izlenebilen bu dalgalanmaların galaksi dağılımlarına etkileri hala sezilebilir.Daha büyük ölçeklerde,kozmik mikrodalga fonu homojenlikten ilk sapmalara tanıklık etmektedir.
Son saçılmadan bu yana artık madde tarafından etkilenmeden,serbestçe hareket eden fon ışınımı kozmik genişleme sonucunda soğuyarak,günümüzde kozmik mikrodalga ışınımı biçiminde varlığını sürdürüyor.Bu ışınım,termalizasyon döneminin sonuna kadar,ilk 10 000 yıl evrene hükmeden ateş topunun soluk bir kalıntısıdır.Mikrodalga fonundaki sıcaklık dalgalanmalarının şiddeti,büyük patlamadan şöyle bir 10 000 yıl sonra,dalgalanmaların ciddi olarak başladığı dönemde evrendeki yoğunluk dalgalanmalarının şiddetinin bir ölçüsüdür.Aslında bu dalgalanmaların,büyük patlamadan 300 000 yıl sonra,son saçılma döneminde ortaya çıktığını bulabilmeyi umuyoruz.
Kozmoloji uzmanları bu dalgalanmaları bulmayı kozmik mikrodalga fonunun keşfinden beri bekliyorlardı ama ancak 1992 yılının ilkbaharında uzun zamandan beri aranan yön bağımlılığının bulunduğu duyuruldu.Kozmik mikrodalga fonunda genliği 1 derecenin otuz milyonda biri kadar olan dalgalanmalar COBE Uydusu tarafından saptandı.Açısal dalgalanma ölçeği öylesine büyüktü ki (gökyüzünde 10 dereceden 90 dereceye kadar) ,Friedmann ve Lemaitre tarafından geliştirilen standart kozmolojideki hiçbir şey bunları yaratmış olamazdı.
COBE’de bulunan ve dalgalanmaları saptayan araç,George Smoot tarafından tasarımı yapılan Diferansiyel Mikrodalga Radyometresi (DMR) idi.DMR’ın önemi ÅŸuradan kaynaklanıyordu:1975 yılında dipol yön bağımlılığını ölçmekte kullandığı aynı modası geçmiÅŸ teknoloji ile Smoot,kozmolojide yeni bir çığır açmayı baÅŸarmıştı.Teorisyenler kozmik mikrodalga fonunda büyük ölçekli yapılanmayı temsil eden yüz binde bir düzeyindeki bozuklukların ölçülebileceÄŸini öngörmekteydiler.Ölçülen dipol yön bağımlılığının yüz katı olan ve bir uydu deneyinde bulunması gereken bu duyarlık artışını saÄŸlamak için Smoot DMR deneyini yenileyip geliÅŸtirerek COBE Uydusu için yeniden diriltti.Orijinal olarak uzay mekiÄŸi için hazırlanan deney,Challenger faciasından sonra bir delta roketine sığabilecek ÅŸekilde yeniden tasarımlandı.NASA’nın kozmolojiye yönelik ilk uydusu olan COBE,1989′dan 1993 yılına,NASA bütçe kısıtlamaları nedeniyle uydudan vazgeçinceye kadar dört yıl süreyle veri topladı.
DMR ışınım genliÄŸini hem kozmik mikrodalga fonunun tepe noktası yakınlarında (1 cm,6 mm ve 3 mm) hem de galaksiden kaynaklanan radyo gürültüsünün en az olduÄŸu,zekice seçilmiÅŸ üç noktada ölçüyordu.Böylece evrenden ve galaksiden gelen ışınımlar farklı tayf yapıları nedeniyle birbirinden ayrılabiliyordu.DMR’nin her birinde üç frekans için ikiÅŸer dedektör bulunan ve gökyüzünde birbirinden 60 derece farklı bölgeleri izleyen iki anteni vardı.Aracın çeÅŸitli veri çıktıları karşılaÅŸtırılarak gürültü milyonda bir düzeyine indirgenmiÅŸti.
DMR tüm gökyüzünü her altı ayda bir taradı.Bir tam yılın verileri incelendiğinde,deneyciler mikrodalga fonundaki yön bağımlılığının hiçbir kuşkuya yer vermeyecek bir biçimde saptadılar.Sıcaklık değişimleri beklenen kara cisim tayfına sahip olduğundan,bilimadamları bu değişimlerin gerçekten mikrodalga fonunda olduğuna emin oldular.Gökyüzünde açısal ölçekte 10-90 derece arasında ölçülen dalgalanmaların karakteristik genliği 30 ( +5) mikrokelvin civarındaydı.Bu ortalama genlik üzerinde çeşitli boyutlarda sıcak ve soğuk noktalar bulunuyordu.İlk yılın DMR verileri oldukça gürültülüydü.Kozmik sinyalin gürültüye oranı yaklaşık bire eşit olduğundan değişimlerin önemi yalnızca istatistikseldi.Bir kez galaksiden kaynaklanan gürültü çıkartıldığında,genliği 17 ( + 5)mikrokelvin olan evrensel bir dört kutup (quadrupole,tepeden minimuma 90 derece) kalıyordu.Bu genlik,tam da teorisyenlerin öngördüğü gibi milyonda 6 ( +2) düzeyindeydi.Bu dalgalanma düzeyi ise yerküremizin kozmik mikrodalga fonu içindeki hareketinden kaynaklanan dipol yön bağımlılığından yüz kat daha küçüktü.7-90 derece arasında kalan kozmik dalgalanmalar,büyük ölçekli yapılanmanın en basit oluşum modellerinin öngörüleri ile uyum içindeydi.
