|
İçinde bulunduğumuz [[Evren]]'in sürekli olarak genişlediği gözlenmektedir. Burada bu gözlemle ilgili bazı ipuçları üzerinde durulmaktadır.
== Klâsik mekanik ve evren ==
İngiliz fizikçi [[Isaac Newton]] (1643-1727) [[gravitasyon|gravitasyon yasasını]] geliştirdikten sonra, Evren'inevrenin değişmezliği konusu tartışılmağatartışılmaya başlanmıştı. Bütün gök cisimleri birbir
i üzerinde gravitasyon kuvveti uyguladığına göre, uzun dönemde Evren'inevrenin küçülmesi kaçınılmaz görünüyordu. Bu sebeple, birçok yeniçağYeni Çağ bilim insanı (bir ölçüde dinî görüşlerin de etkisiyle) Evren'inevrenin kısa süre sonra yok olacağını düşünüyordu.
== Görecelik yasası ==
{{Ana|Genel görelilik}}
Alman kökenli bilim insanı [[Albert Einstein]] (1879-1955) [[Genel görelilik|genel görecelik]] yasasını geliştirdikten sonra, aynı sorunu çözmek için denklemlerine [[kozmolojik sabit]] adını verdiği bir terim ekledi. Buna göre bu sabit, Evren'deevrende büyük uzaklıklarda etkiliydi. Bu sabitin aldığı değere bağlı olarak [[Newton'un evrensel kütle çekim yasası|kütle çekim kuvveti]] dengelenebiliyor, hatta büyük uzaklıklarda cisimler kütle çekim kuvvetini yenerek birbirlerinden uzaklaşabiliyorlar. Ne var ki Einstein, sonradan kozmolojik sabit önerisinin bir hata olduğunu söyleyerek bu öneriden vaz geçtivazgeçti.
== Hubble ve kırmızıya kayma ==
{{Ana||Hubble kanunu|Kırmızıya kayma}}
Amerikalı astronom [[Vesto Slipher]] (1875-1969), 1912 yılında [[galaksi]]lerden gelen [[tayf|ışığın tayfı]]nı incelemeğeincelemeye başladı ve birçok galaksinin tayfı üzerindeki siyah çizgilerin olmaları gereken yerden kırmızı uca doğru kaydıklarını buldu. BunaBu olay, kırmızıya kayma olayıolarak denilirbilinmektedir ([[İngilizce|İng.]] ''{{lang|en|red shift}}''). Ancak incelemeyi genişleten ve kırmızıya kaymanın nedenini bulan kişi, o dönemin en büyük gözlemevi olan Wilson Gözlemevi'nde çalışan Amerikalı astronom [[Edwin Hubble]] (1889-1953) oldu. Hubble’ın bilim tarihine geçen yardımcısı ise hiçbir eğitimi olmayan [[Milton Humason]]’du (1891-1972). Hubble, tayftaki kırmızıya kaymanın galaksilerin uzaklaşmasının bir sonucu olduğunu buldu. Buna göre uzaklaşan cisimden gelen [[elektromanyetik dalga]]nın [[dalga boyu]], uzaklaşma süratine bağlı olarak artar. Ama Hubble'ın en büyük başarısı, kırmızıya kaymanın, yani uzaklaşma süratinin uzaklık ile orantılı olduğunu ortaya çıkarmasıdır. Başka bir ifadeyle bir galaksi ne kadar uzaksa o kadar büyük bir süratle uzaklaşmaktadır.
== Matematiksel yöntemlerle kırmızıya kayma ==
Bir kaynaktan yayınlanan ışığın (daha genel anlamda elektromanyetik enerjinin) dalga boyu '''λ''' ve kaynak da gözlemciye göre hareket halindeyse (radyal hareket) iki dalga boyundan bahsedilebilir. '''λ<sub>0</sub>''' yayınlanan ışığın dalgaboyudalga boyu, '''λ<sub>g</sub>''' ise gözlemcinin gördüğü dalga boyudur ([[Doppler etkisi]]). Buna göre bir '''z''' parametresi hesaplanabilir.
Çok yüksek süratlerdeki relativistikrölativistik etkiler bir tarafa bırakılırsa
: <math>z \approx \frac{\lambda_g-\lambda_0}{\lambda_0}</math>.
Şayet '''z''' eksi işaretliyse bu olaya maviye kayma denilir ve bu durum, galaksinin yaklaşması anlamına gelir. Ama [[Yerel Grup]] içerisindeki rastgele hareketler hariç bu olaya hiç rastlanmaz. '''z''', genellikle artı işaretlidir ve bundan da galaksilerin uzaklaştığı sonucu çıkar. Üstelik bir galaksi ne kadar uzaksa '''z''' değeri de o kadar yüksektir.
Buradan bütün galaksilerin sadece Dünya’dan (ya da [[Samanyolu]]'ndan) uzaklaştığı sonucu çıkarılmamalıdır. Samanyolu'nun diğer galaksilerden farklılığı yoktur. Aslında bütün galaksiler (ya da [[galaksi grubu|galaksi grupları]]) birbirlerinden uzaklaşmakta ve böylelikle Evrenevren bir bütün halinde genişlemektedir.
== Genişleme denklemi ==
Bu değer, [[Hubble Uzay Teleskobu]] ile ölçülen uzaklıklara göre verilen bir değerdir. Ölçüm hata toleransı '''±4''' olarak verilmiştir.
YukardakiYukarıdaki sabit, doğrudan saniye boyutuyla da verilebilir:
: <math>70.8 \frac{km}{s \cdot mp}= \frac{70.8}{3.26\cdot 10^6\cdot 300000 \cdot 86400 \cdot 365}\approx 2.3\cdot 10^{-18} s^{-1}</math>
[[Dosya:Cmbr.svg|thumb|right|300px|[[COBE|COBE Uydusu]]'ndaki FIRAS cihazı ile ölçülen gürültünün dağılımı. Bu dağılım kara cisim ışımasına uygundur ve 2.7<sup>0</sup> K kadar bir sıcaklık ifade etmektedir.(En son bulgulara göre 2.725<sup>0</sup> K)]]
Hubble Yasası'ndan sonra genellikle Evren'dekievrendeki galaksi gruplarının birbirlerinden uzaklaştıkları kabul edilmeğeedilmeye başlanmıştı. Kimi bilim insanları galaksi grupları arasındaki uzaklaşmayı sürekli oluşum adını verdikleri bir kuram ile açıklamağaaçıklamaya çalışıyorlardı. Aralarında Rus kökenli Amerikalı fizikçi [[George Gamov]]'un da (1904-1968) bulunduğu kimi fizikçiler ise Evren'inevrenin büyük bir patlama ile başladığını ileri sürüyorlardı. (Günümüzde verilen adla [[büyük patlama]] ([[İngilizce|İng.]] ''{{lang|en|big bang}}'')). Hatta Gamov, 1948 yılında bütün Evren'inevrenin '''5<sup>0</sup> K''' civarında bir sıcaklığı olması gerektiğini, bu sıcaklık ölçülebildiği takdirde Büyük Patlama ve genişleyen Evrenevren kuramının kanıtlanabileceğini ileri sürdü. Ne var ki Gamov'un bu ön görüşünü o dönemdeki teknoloji ile sınama imkânı olmadı.
Gamov'un öngörüsünün 1964 yılında tamamen tesadüfen kanıtlandı. TelekominikasyonTelekomünikasyon sistemleri üzerinde çalışan iki ABD'li mühendis, [[Arno Allan Penzias]] (1933 - ) ve [[Robert Woodrow Wilson]] (1936 - ), gürültü kaynaklarını araştırırken uzaydan gelen bir gürültü saptadılar. Uzayın her yönünden gelen bu gürültü son derece soğuk, fakat mutlak sıfır derecenin üzerinde bir kara cisimden geliyor gibiydi.
Penzias ve Wilson'un bulguları o sırada Gamov'un öngörülerini sınamak için hazırlık yapmakta olan iki fizikçinin, [[Robert Henry Dicke]] (1916-1997) ve [[Philips James Edwin Peeble]]'nin (1935 - ) dikkatini çekti. Gürültü önce Dünya'da, daha sonra da sırf bu iş için geliştirilmiş [[COBE]] uzay aracında ölçüldü. Gürültünün ifade ettiği sıcaklık Gamov'un öngörüsünden biraz daha azdır.
En son ölçümlere göre sıcaklık, '''2,725<sup>0</sup> K''' (ya da -270.425<sup>0</sup> C). Bu sıcaklığa [[kalıntı ışınım]] ([[İngilizce|İng.]] ''{{lang|en|relic radiation}}'' ) veya [[kozmik mikrodalga arkaplanarka plan ışıması]] ([[İngilizce|İng.]] ''{{lang|en|cosmic microwave bacground radiation}}'') denildi. Buna göre, Evrenevren genişledikçe sıcaklık da düşmüştür. Zaman geçtikçe Evren'inevrenin sıcaklığı daha da düşecektir. Buna karşılık şayet geriye gidilebilecek olursa Evrenevren daha küçük, ama daha sıcak olacaktır.
Gerçi Penzias ve Wilson'un uzmanlık konuları [[kuramsal fizik]] değildi. Ama buluşları o kadar heyecenheyecan verici oldu ki bu iki mühendise 1978 yılında [[Nobel fizik ödülü]] verildi.
== Hızlanan genişleme ==
{{Ana|Karanlık enerji}}
Normal koşullarda Evrenevren genişlese bile genişleme süratinin zaman içinde [[kütle çekimi]] sebebiyle düşmesi gerekir. Mantıken gençlik döneminde Evrenevren, bugünkünden daha hızlı genişlemeliydi. Bu sebepten büyük uzaklıkları (dolayısıyla eski dönemleri) gözlemleyen bilim insanları o çağlarda Evren'inevrenin bugünkünden daha hızlı genişlemesi gerektiğini varsaymışlardı. Ancak 1990'lı yıllarda alınan gözlem sonuçları bu varsayımla çelişmektedir. Bu sebepten Evren'inevrenin eskiden bugünkünden daha yavaş genişlediği, genişleme süratinin zamanla arttığı öne sürülmektedir. Genişleme süratinin zamanla artması, kütle çekim kuvvetinin etkisinden daha yoğun bir etkinin varlığını düşündürmektedir ki bu etkiye [[karanlık enerji]] adı verilmiştir. Etki, Einstein’ın (sonradan terkettiğiterk ettiği) kozmolojik sabitini andırmaktadır. Ne var ki bilinen fizik yasalarıyla açıklanamayan bu etkinin varlığını ortaya koyan gözlem sonuçları henüz çok yetersizdir. (Bu kadar büyük uzaklıklarda uzaklık ölçme yöntemi, '''1a''' tipi [[süpernova]]ların görünür ışıltılarıdır.) Bu yönüyle karanlık enerji, günümüzde bir fizikî gerçek olmaktan çok bir tartışma konusu gibi görünmektedir.
== Ayrıca bakınız ==
| 