Çoklu Evren Teorileri

Son birkaç aydır araştırdığım çoklu evren modelleri üzerine, hem bilgileri tazeleme açısından hem de bu konuda bir yedekleme oluşturmak için yazı yazmaya karar verdim. Çoklu evren modellerinden birkaç tanesi üzerine şimdilik genel bir bilgi vermenin,  ilerleyen zamanlarda büyük resime baktığımızda ortaya çıkan soru işaretlerini her bir model ile değerlendirerek tartışmanın faydalı olacağını düşündüm. Bu yazıda  pamuksu çoklu-evren ve inflationary (şişme) çoklu evren modelleriyle başlayacağız. Ardından belki başka bir yazıda string teorisinin açtığı ufuklarda beliren string multiverse ve quantum teorisiyle-gravity’yi birleştirmeyi hedefleyen  ve aslında büyük resime yine quantumsal bir bakış açısıyla istatistiki olarak bakan ‘quantum multiverse’ kavramlarını inceleyeceğiz.

Quilted Multiverse :  Sonlu sayıda olan parçacıklar, ancak uzay boyunca  kendisini tekrar ederek sonsuz bir evrene sebep olabilirler. Sınırlı bir sayıda olan parçacıkların, ne kadar akla hayale sığmayacak büyüklükte de olsa, ancak sonlu bir kombinasyonu olabilir. ilk cumlede belirtildiği gibi, Quilted Multiverse önerisi, evrenin sonsuz genişlikte olmasına dayandırılıyor.

Peki evrenin sonlu yada sonsuz olup olmadığından nasıl emin olunabilir.  Kozmik fon radyasyonu (Cosmic Microwave Background Radiation) ve sıcaklık ölçümlerinden elde edilen çıkarımsamalar(radyasyonun sıcaklıgının tum uzayda (-273)+2.725 derece olması), Einstein’in genel göreceliğinin alan denklemlerinin kesin bir çözümü olan Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker (FLRW) modelinin öngörüleriyle büyük bir uyum göstererek, uzay-zamanın çok büyük ölçekte, yaklasik 1000′de 4 lük bir hata payıyla,homojen ve isotropik olduğunu gosteriyor.

Boyle bir homojenlik ve izotropi, (yani uzayzaman’ın karakteristiğinin doğrultu ve yönlenmelerden bağımsız olarak aynı olması)  uzayın geometrik olarak şeklinin ancak bir masa üstü gibi dümdüz olmasıyla mumkün olabilir. Burada uzayın şeklinin, nasıl belirlenebileceği sorusu ortaya çıkmakta. Asagidaki resim, uzayın sekline baglı egriliginin, düz bir evrene çıkarım yapmakta nasıl yorumlandıgını acikliyor.

Uzayın sekline dair pozitif negatif ve sıfır egrilik ihtimalleri ile muhtemel sonucları.

Asagidaki diger resim ise, bilimadamlarının evrenin şeklini nasıl test ettiğini gösteriyor. Bildigimiz gibi, sıfır egrilige sahip bir ortamdaki uçgenin iç açıları toplamı 180 derecedir. Ancak bu üçgeni pozitif egrilikli bir ortamda oluşturmak istersek, üçgenin açıları toplamı 180′den fazla veya negatif eğrilikli ortamda 180′den küçük olacaktır. İşte biliminsanları da bu mantığı kullanarak, gözlemleyebilecekleri en uzak objelerden bir üçgen oluşturuyor ve açıların toplamının 180 derece olduğu sonucuna varıyorlar.

Inflationary teori'nin öngördüğü, düz evrenin doğrulayıcı testi.

Uzayın kritik-madde yoğunlugunda (critical density) enerji içermesi uzayın şeklini anlamada çok önemli.  Critical density of matter , 2×10^-29 gr/cm3′e eşit (Diğer bir deyişle bir metreküp’e  6 adet H atomu düşmesi,yada her yeryüzü büyüklüğündeki bir bölgenin bir yağmur damlasıyla doldurulması). Evrendeki radyasyonun  miktarı o kadar kritik bir değere sahip ki, fazla veya az miktarda madde evrenin pozitif veya negatif egriliğe sahip olmasına neden olurdu. Bu da içinde corba bulunan bir tabagın içine çökmesine yada olgunlasmıs bir mantar seklindeki evrenin tüm maddesini uzaya dağıtmasına neden olurdu. Ancak bugun evrenimizin, hassas madde-antimadde dengesi sayesinde, sıfır egrilige sahip oldugunu biliyoruz.

Inflationary Multiverse: Kuram, evreni/evrenleri sarmalayan ve bürüyen hipotetik bir  inflaton alanının varlığına dayanıyor. Standart modelde, quantum alan teorisine göre maddeyi oluşturan temel parçacıklar, (electron,quark, neutrino) kendi isimleriyle anılan alanların quantize halleridir. Inflaton field adı verilen, evreni homojen bir sekilde bürüyen ve yalnızca enerji ile degil aynı zamanda negatif basınç ile dolduran bir alanın varlığı, evrenin ‘hızla artan genişlemesi’ için gerekli olan ‘repulsive gravity’ icin iyi bir kaynak gibi gözüküyor. Inflationary multiverse ‘de , evrenler topluluğu tomvejerry’deki işvicre peyniri (swiss cheese)’ ne benzer, boslukların her birisi birer evren ve bosluklar arasında kalan peynirimsi kısım ise yeni evrenlere gebe uzayın kendisidir. Bu peynirimsi yapıda, bosluklar yani evrenler, inflaton alan fonksiyonunun büyüklüğünün minimum oldugu yerlere karşılık gelirken (lower inflaton field value—>lower potential energy —->definition of stability) peynirimsi bölgeler yuksek inflaton field degerine karsılık geliyor.

Inflationary multiverse, inflaton alanının oluşturduğu düşünülen negatif basınç ile (repulsive gravity) evrenin artmakta olan genişleme hızını açıklarken, ‘horizon problem’ olarak adlandırılan tum evrenin big-bang sonrası ‘nasıl  heryerde eşit bir radyasyona/sıcaklıga ‘ sahip oldugunu da, peyniri saran bu homojen inflaton alanı ile açıklıyor. Burada sanırım sunu ifade etmek gerekiyor, Einstein’ın görelilik teorisine göre,  bir sistemdeki pozitif basınç gravity ile aynı yondedir.  Yani, attractive gravity olarak ifade edilen kütle cekimine katkı sağlar. Brian greene, The Hidden Universe ‘de içi hava ile dolu agzı kapali bir poşeti oldugu gibi tarttıgınızda ve basıncını arttırarak tarttıgınızda, Newton yaklasımının size aynı agırlıgı verecegini, Einstein’ın ise basıncı yuksek posetin cok dusuk bir miktar da olsa daha agır gelecegini ifade ediyor. Burada bariz bir sekilde, basıncını arttırırken sisteme enerji vermenizin de payı var tabiki.Bu durumda, negatif basınç tan kastettigimiz sey, repulsive gravity yani, çekici degil itici çekim kuvveti. Bu teoriye göre, inflation bir kez olan degil, sürekli cereyan eden bir devinim içinde gerceklesiyor. Yuksek degerlikli bir inflaton alanı, olusan potansiyelini minimize etmek amacıyla inflation’a gebe kalıyor.

Big-bang ile yan yana konuldugunda, evrenin olusumunu soyle acikliyor. Big-bang inflationary multiverse’i olusturan patlamalardan sadece birisi ve bu patlama meydana geldiginde, çoklu evrenlerden her birisi, ki bunlara bubble universe adı veriliyor, ışık hızından çok daha hızlı bir şekilde uzaya yayılıyorlar,(genel görelilik, ışık hızını evren içi bir limit olarak koydugu icin, evrenlerın hızına dair bir endisemiz yer almıyor) bu olağan üstü hızlı gerçekleşen olayda, rastgele quantum calkalanmaları (fluctuations) uzayın yuksek inflaton alanlı bölgelerinde var olan enerjisini, madde ve radyasyon olarak hızlı bir genişlemeyle salıveriyor.  (10−36 den 10−32  saniyelere kadar) . Bir baska deyisle, quantum çalkalanmaları, inflationary evre’de, evrenin yapısını oluşturacak tohumlar haline geliyor ve devamındaki daha yavaş genişleme evresiyle bugunku galaksileri oluşturuyor. (Tyson, Neil deGrasse and Donald Goldsmith (2004),Origins: Fourteen Billion Years of Cosmic Evolution, W. W. Norton & Co., pp. 84–5.)

Ayrıca, olusan baloncuk evrenlerin herbirinde, inflation sonrasındaki cevresel etmenlere baglı olarak farklı turde fiziksel kurallar oluşuyor olabilir, bizim evrenimiz güçlü-zayıf nükleer kuvvet, elektromagnetizm gibi kuvvetlerin tam kıvamında oldugu bir evren sadece. Belki yaşamı destekleyen tek evren, belki de benzeri milyonlarcasından sadece birisi. Peki neden bizim evrenimizde yaşam var sorusu, bu evren modellerinin tamamında ve hali hazırdaki universe modelinde bile, bizi sadece ve sadece ‘Anthropic Principle‘ın kapısına bırakıyor. Ki bu da, kısaca oyle olması gerektiği için yada öyle olmak zorunda oldugu için oyle oldu demek. Güçlü ve zayıf olmak üzere ikiye ayrılan anthropic reasoning,  evrenin (bir sebepten)  gözlemleyici bir türü ortaya çıkması gerektigini ifade ediyor.  Bu aslında, yaratıcıyı yanlış tanımış daha doğrusu tanıyamamış batı aklının, varlığı çaresizce anlamlandırma çabasından başka bir şey değil. Öyle gözüküyor ki anlamlılık yasasının etkileri,  ’first-cause’ un sorulduğu her yerde var olmaya devam edecek. Özellikle kozmolojide.

Tagged with: , , , , , , , ,
Posted in Nuyo'ca

Bir Cevap Yazın

E-posta hesabınız yayımlanmayacak. Gerekli alanlar * ile işaretlenmişlerdir

*

Şu HTML etiketlerini ve özelliklerini kullanabilirsiniz: <a href="" title=""> <abbr title=""> <acronym title=""> <b> <blockquote cite=""> <cite> <code> <del datetime=""> <em> <i> <q cite=""> <strike> <strong>