Evrenin nihai kaderi, fiziksel kozmolojinin bir konusudur; teorik kısıtlamaları, evrenin evrimi ve nihai kaderi için olası senaryoların tanımlanmasına ve değerlendirilmesine olanak tanır. Mevcut gözlemsel kanıtlara dayanarak, evrenin kaderine ve evrimine karar vermek, mitolojik veya teolojik inançların çoğunlukla test edilemeyen kısıtlamalarının ötesinde geçerli bir kozmolojik soru haline geldi.

Evrenin sonlu ve sonsuz bir süre boyunca var olabileceği veya başlangıcının şeklini ve koşullarını açıklamaya yönelik farklı bilimsel hipotezler tarafından çeşitli olası gelecekler tahmin edilmiştir. Edwin Hubble’ın 1930’lu ve 1950’li yıllarda yaptığı gözlemler, galaksilerin birbirlerinden uzaklaşıyor gibi göründüğünü ortaya çıkardı ve bu da şu anda kabul edilen Büyük Patlama teorisine yol açtı. Bu, evrenin yaklaşık 13.787 milyar yıl önce çok yoğun olarak başladığını ve o zamandan bu yana genişlediğini ve (ortalama olarak) yoğunluğunun azaldığını gösteriyor.

Büyük Patlama’nın doğrulanması çoğunlukla evrendeki genişleme hızının, maddenin ortalama yoğunluğunun ve kütle -enerjinin fiziksel özelliklerinin bilinmesine bağlıdır. Kozmologlar arasında evrenin şeklinin “düz” olduğu ( paralel çizgiler paralel kalır) ve sonsuza kadar genişlemeye devam edeceği konusunda güçlü bir fikir birliği vardır. Evrenin kökenini ve nihai kaderini belirlerken dikkate alınması gereken faktörler arasında galaksilerin ortalama hareketleri, evrenin şekli ve yapısı, evrenin içerdiği karanlık madde ve karanlık enerji miktarı yer alıyor.

Teoriler

Evenin nihai kaderinin teorik bilimsel keşfi, Albert Einstein’ın 1915’teki genel görelilik teorisiyle mümkün oldu . Evreni mümkün olan en büyük ölçekte tanımlamak için genel görelilik kullanılabilir. Genel görelilik denklemlerinin birkaç olası çözümü vardır ve her çözüm, evrenin olası nihai kaderini ima eder. Alexander Friedmann 1922’de ve Georges Lemaître’nin 1927’de yaptığı gibi çeşitli çözümler önerdi. Bu çözümlerin bazılarında evren, esas olarak Büyük Patlama olan bir başlangıç ​​tekilliğinden genişliyor.

Gözlemler

1929’da Edwin Hubble, uzak galaksilerdeki Cepheid değişken yıldızları gözlemlerine dayanarak evrenin genişlediği yönündeki sonucunu yayınladı. O günden bu yana evrenin başlangıcı ve olası sonu ciddi bilimsel araştırmaların konusu olmuştur.

Büyük Patlama ve Kararlı Durum Teorileri

1927’de Georges Lemaître, o zamandan beri evrenin kökenine ilişkin Büyük Patlama teorisi olarak anılan bir teori ortaya koydu. 1948’de Fred Hoyle, evrenin sürekli olarak genişlediğini ancak sürekli olarak yeni madde yaratıldıkça istatistiksel olarak değişmeden kaldığını öne süren karşıt Sabit Durum teorisini ortaya attı. Bu iki teori, 1965’te Arno Penzias ve Robert Wilson tarafından kozmik mikrodalga arka plan ışınımının keşfine kadar aktif birer rakipti. Bu, Büyük Patlama teorisinin doğrudan bir tahminiydi ve orijinal Sabit Durum teorisinin açıklayamadığı bir gerçekti. Sonuç olarak Büyük Patlama teorisi hızla evrenin kökenine dair en yaygın kabul gören görüş haline geldi.

Kozmolojik Sabit

Einstein ve çağdaşları statik bir evrene inanıyorlardı. Einstein, genel görelilik denklemlerinin, evrenin şu anda genişlemesine ve uzak gelecekte daralmasına izin verecek şekilde kolayca çözülebileceğini bulduğunda, bu denklemlere kozmolojik sabit adını  verdiği şeyi ekledi. Herhangi bir genişleme veya büzülmeden etkilenmeyen sabit enerji yoğunluğu; rolü, yerçekiminin bir bütün olarak evren üzerindeki etkisini, evrenin statik kalmasını sağlayacak şekilde dengelemekti. Ancak Hubble evrenin genişlediği sonucunu açıkladıktan sonra Einstein kozmolojik sabitinin “hayatımın en büyük hatası” diye yazacaktı.

Yoğunluk parametresi

Evren teorisinin kaderinde önemli bir parametre yoğunluk parametresidir, omega ( Ω \Omega), evrenin ortalama madde yoğunluğunun bu yoğunluğun kritik değerine bölünmesiyle tanımlanır. Bu, olup olmadığına bağlı olarak üç olası geometriden birini seçer. Ω \Omega eşittir, küçüktür veya büyüktür 1 1. Bunlar sırasıyla düz, açık ve kapalı evrenler olarak adlandırılır. Bu üç sıfat, daha küçük kütle kümelerinin (örneğin galaksiler ve yıldızlar ) neden olduğu uzay-zamanın yerel eğriliğine değil, evrenin genel geometrisine atıfta bulunur. Eğer evrenin ana içeriği, 20. yüzyılın büyük bölümünde popüler olan toz modellerinde olduğu gibi hareketsiz madde ise her geometriye karşılık gelen özel bir kader vardır. Bu nedenle kozmologlar evrenin kaderini ölçerek belirlemeyi amaçladılar. Ω \Omegaveya eşdeğer olarak genişlemenin yavaşlama hızı.

İtici Kuvvet

1998’den başlayarak uzak galaksilerdeki süpernova gözlemleri, genişlemesi hızlanan bir evrenle tutarlı olarak yorumlandı. Daha sonraki kozmolojik teoriler, neredeyse her zaman en basit haliyle pozitif bir kozmolojik sabit olan karanlık enerjiye başvurarak bu olası hızlanmaya izin verecek şekilde tasarlandı. Genel olarak karanlık enerji, negatif basınçlı, genellikle evren genişledikçe yoğunluğu değişen herhangi bir varsayılan alan için kullanılan genel bir terimdir. Bazı kozmologlar, zamanla değişen karanlık enerjinin (bir kısmının erken evrendeki skaler bir alandan kaynaklanması nedeniyle) kozmolojideki krizi çözüp çözemeyeceğini araştırıyorlar. Euclid , Nancy Grace Roman ve James Webb uzay teleskopları (ve yeni nesil yer tabanlı teleskoplardan elde edilen veriler) tarafından yapılacak olan galaksi araştırmalarının, karanlık enerjiye ilişkin anlayışımızı daha da geliştirmesi bekleniyor (özellikle onun bir sabit olarak anlaşılıp anlaşılmadığı). Zamanla değişen bir kuantum alanı olarak veya tamamen başka bir şey olarak uzaya özgü enerji).

Evrenin Şeklinin Rolü

Çoğu kozmologun mevcut bilimsel fikir birliği, evrenin nihai kaderinin onun genel şekline, ne kadar karanlık enerji içerdiğine ve karanlık enerji yoğunluğunun evrenin genişlemesine nasıl tepki vereceğini belirleyen durum denklemine bağlı olduğu yönündedir. Son gözlemler, Büyük Patlama’dan 7,5 milyar yıl sonra, evrenin genişleme hızının muhtemelen Açık Evren teorisiyle orantılı olarak arttığı sonucuna varıyor. Ancak Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Sondası tarafından yapılan ölçümler evrenin ya düz ya da düze çok yakın olduğunu ortaya koyuyor.

Kapalı Evren

Eğer Omega >1 ise uzayın geometrisi bir kürenin yüzeyi gibi kapalıdır. Bir üçgenin açılarının toplamı 180 dereceyi geçer ve paralel çizgiler yoktur; sonunda tüm çizgiler buluşuyor. Evrenin geometrisi en azından çok büyük ölçekte eliptiktir. Kapalı bir evrende, yerçekimi sonunda evrenin genişlemesini durdurur ve ardından evrendeki tüm madde bir noktaya çökene kadar büzülmeye başlar; bu, Büyük Patlama’nın tersi olan “Büyük Çatırtı ” olarak adlandırılan son tekilliktir. Ancak eğer evren karanlık enerji içeriyorsa o zaman ortaya çıkan itici kuvvet, evrenin genişlemesinin sonsuza kadar devam etmesine neden olmaya yeterli olabilir: Omega >1

Karanlık enerjinin gözlemler yoluyla evrenin toplam enerji içeriğinin kabaca %68’ini oluşturduğunun bulunduğu, şu anda kabul edilen Lambda-CDM modelinde durum budur. Lambda-CDM modeline göre, karanlık enerjinin etkilerinin üstesinden gelinmesi ve evrenin sonunda çökmesi için evrenin, bugün ölçülen değerden kabaca 17 kat daha fazla ortalama madde yoğunluğuna sahip olması gerekir. Bu, Lambda-CDM modeline göre madde yoğunluğundaki herhangi bir artışın Ω > 1  yani Omega >1 oması gerekir.

Açık Evren

Eğer Ω < 1 yani Omega <1 ise uzayın geometrisi açıktır, yani bir semerin yüzeyi gibi negatif kavislidir. Bir üçgenin açılarının toplamı 180 dereceden azdır ve kesişmeyen çizgiler hiçbir zaman eşit uzaklıkta değildir; en az mesafeye sahip bir noktaya sahiptirler ve aksi takdirde birbirlerinden ayrılırlar. Böyle bir evrenin geometrisi hiperboliktir. Karanlık enerji olmasa bile negatif kavisli bir evren, yerçekiminin genişleme hızını ihmal edilebilecek kadar yavaşlatmasıyla sonsuza kadar genişler. Karanlık enerjiyle genişleme sadece devam etmekle kalmıyor, aynı zamanda hızlanıyor. Karanlık enerjiye sahip açık bir evrenin nihai kaderi, ya evrensel ısı ölümü ya da karanlık enerjinin neden olduğu ivmenin sonunda etkileri tamamen bastıracak kadar güçlü hale geldiği bir “Büyük Yırtılma” dır. Yerçekimi, elektromanyetik ve güçlü bağlanma kuvvetlerinin etkisi. Tersine, negatif enerji yoğunluğuna ve pozitif basınca karşılık gelen negatif kozmolojik sabit, açık bir evrenin bile büyük bir çöküşle yeniden çökmesine neden olacaktır.

Düz Evren

Eğer evrenin ortalama yoğunluğu kritik yoğunluğa tam olarak eşitse, Ω = 1 yani Omega =1 ise evrenin geometrisi düzdür: Öklid geometrisinde olduğu gibi, bir üçgenin açılarının toplamı 180 derecedir ve paralel çizgiler sürekli olarak aynı mesafeyi korur. Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Sondası’ndan yapılan ölçümler, evrenin %0,4 hata payı ile düz olduğunu doğruladı. Karanlık enerjinin yokluğunda, düz bir evren sonsuza kadar genişler ancak genişleme asimptotik olarak sıfıra yaklaşarak sürekli olarak yavaşlayan bir hızda genişler. Karanlık enerjiyle birlikte evrenin genişleme hızı yerçekiminin etkisiyle başlangıçta yavaşlar ama sonunda artar ve evrenin nihai kaderi açık evreninkiyle aynı olur.

Evrenin Sonuyla İlgili Teoriler

Evrenin kaderi yoğunluğuna göre belirlenebilir. Genişleme hızı ve kütle yoğunluğu ölçümlerine dayanan bugüne kadarki kanıtların çoğunluğu, evrenin sonsuza kadar genişlemeye devam edeceğini destekliyor ve bu da aşağıdaki “Büyük Donma” senaryosuyla sonuçlanıyor. Ancak gözlemler kesin değildir ve alternatif modeller hala mümkündür.

Büyük Donma: Entropik Kıyamet

Büyük Donma (veya Büyük Soğuma) olarak da bilinen evrenin ısı ölümü, devam eden genişlemenin asimptotik olarak mutlak sıfır sıcaklığa yaklaşan bir evrenle sonuçlandığı bir senaryodur. Bu senaryoya göre, evren eninde sonunda her şeyin eşit olarak dağıldığı ve bir formu yaşam olan bilgi işlemeyi sürdürmek için gerekli olan enerji gradyanlarının olmadığı bir maksimum entropi durumuna ulaşır. Bu senaryo en muhtemel kader olarak zemin kazandı.

Bu senaryoda, yıldızların normal olarak 10¹² ila 10¹⁴ (1-100 trilyon) yıl boyunca oluşması bekleniyor ancak sonunda yıldız oluşumu için gereken gaz kaynağı tükenecek. Mevcut yıldızların yakıtları tükenip parlamayı bıraktıkça, evren yavaş yavaş ve önlenemez bir şekilde kararmaya başlayacak. Sonunda kara delikler evrene hakim olacak ve Hawking radyasyonu yayarak zamanla yok olacaklar. Sonsuz zaman içinde, Poincaré yineleme teoremi, termal dalgalanmalar ve dalgalanma teoremi ile kendiliğinden bir entropi azalması olabilir. Isı ölümü senaryosu üç uzaysal modelden herhangi biriyle uyumludur, ancak evrenin nihai minimum sıcaklığa ulaşmasını gerektirir. Karanlık enerji olmadan, yalnızca düz veya hiperbolik bir geometri altında meydana gelebilir. Pozitif bir kozmolojik sabit ile kapalı bir evrende de meydana gelebilir.

Büyük Yırtılma

Mevcut Hubble sabiti , evrenin ivmelenme hızını, galaksiler gibi yerçekimi tarafından bir arada tutulan yerel yapıları yok etmeye yetecek kadar büyük olmayan, ancak aralarındaki boşluğu artıracak kadar büyük bir ivmeyi tanımlar. Hubble sabitinin sonsuza doğru istikrarlı bir şekilde artması, evrendeki tüm maddi nesnelerin, galaksilerden başlayarak ve sonunda (sonlu bir süre içinde) ne kadar küçük olursa olsun tüm formların, sınırsız temel parçacıklara, radyasyona ve ötesine parçalanmasıyla sonuçlanacaktır. Enerji yoğunluğu, ölçek faktörü ve genişleme hızı sonsuz hale geldikçe evren fiilen bir tekillik olarak sona erer. Diğer kozmolojik sabitlerin öngördüğünden daha yüksek bir hızlanma oranıyla sonuçlanacak negatif kinetik enerjiye sahip olduğu varsayılan hayalet karanlık enerjinin özel durumunda, daha ani bir büyük yırtılma meydana gelebilir.

Büyük Çöküş

Dikey eksen zamanla genişleme veya daralma olarak değerlendirilebilir. Büyük Çöküş hipotezi evrenin nihai kaderine dair simetrik bir görüştür. Teorik olarak Big Bang’in kozmolojik bir genişleme olarak başlaması gibi, bu teori de evrenin ortalama yoğunluğunun genişlemeyi durdurmaya yeterli olacağını ve evrenin büzülmeye başlayacağını varsaymaktadır. Sonuç bilinmiyor; Basit bir tahmin, evrendeki tüm maddenin ve uzay-zamanın boyutsuz bir tekilliğe dönüşerek evrenin Büyük Patlama ile nasıl başladığına geri dönmesini sağlayacaktır ancak bu ölçeklerde bilinmeyen kuantum etkilerinin dikkate alınması gerekir (bkz. Kuantum yerçekimi). Son kanıtlar, bu senaryonun olası olmadığını ancak göz ardı edilmediğini, çünkü ölçümlerin nispeten kısa bir süre için mevcut olduğunu ve gelecekte tersine dönebileceğini gösteriyor.

Bu senaryo, Büyük Patlama’nın önceki bir evrendeki Büyük Çöküş’ten hemen sonra meydana gelmesine olanak sağlar. Bu tekrar tekrar meydana gelirse, salınımlı evren olarak da bilinen döngüsel bir model oluşur. O zaman evren, her sonlu evrenin aynı zamanda bir sonraki evrenin Büyük Patlaması olan Büyük Çöküş ile sona erdiği sonsuz sayıda sonlu evrenden oluşabilir. Döngüsel evrenle ilgili bir sorun, termodinamiğin ikinci yasasıyla bağdaşmaması çünkü entropi salınımdan salınmaya doğru birikerek evrenin nihai ısı ölümüne neden olacaktır.

Mevcut kanıtlar aynı zamanda evrenin kapalı olmadığını da gösteriyor. Bu, kozmologların salınan evren modelini terk etmesine neden oldu. Bir bakıma benzer bir fikir döngüsel model tarafından benimsenir , ancak bu fikir, önceki döngüde biriken entropiyi seyrelten zarların genişlemesi nedeniyle ısı ölümünden kaçınır.

Büyük Sıçrama

Büyük Sıçrama, bilinen evrenin başlangıcıyla ilgili teorikleştirilmiş bir bilimsel modeldir. İlk kozmolojik olayın önceki bir evrenin çöküşünün sonucu olduğu Büyük Patlama’nın salınımlı evreni veya döngüsel tekrarlama yorumundan türetilmiştir. Büyük Patlama kozmoloji teorisinin bir versiyonuna göre, başlangıçta evren sonsuz derecede yoğundu. Böyle bir açıklama, daha yaygın olarak kabul edilen diğer teorilerle, özellikle de kuantum mekaniği ve onun belirsizlik ilkesiyle çelişiyor gibi görünüyor. Bu nedenle kuantum mekaniği, Büyük Patlama teorisinin alternatif bir versiyonunun ortaya çıkmasına yol açmıştır; özellikle de evrenin, klasik fizik tarafından yönetilen bir şekilde gelişmeden önce, kuantum mekaniği ile tutarlı bir şekilde varoluşa tünel açtığını ve sonlu bir yoğunluğa sahip olduğunu öne sürmüştür. Ayrıca, eğer evren kapalıysa bu teori, bu evrenin çöktüğünde, evrensel bir tekilliğe ulaşıldıktan veya itici bir kuantum kuvvetinin yeniden genişlemeye neden olmasından sonra, Büyük Patlama’ya benzer bir olayla başka bir evren yaratacağını öngörecektir. Basit bir ifadeyle bu teori, evrenin sürekli olarak Büyük Patlama ve ardından Büyük Çöküş döngüsünü tekrarlayacağını belirtir.

Kozmik Belirsizlik

Şu ana kadar açıklanan her olasılık, karanlık enerji durum denkleminin çok basit bir formuna dayanmaktadır. Ancak adından da anlaşılacağı gibi karanlık enerjinin fiziği hakkında artık çok az şey biliniyor. Eğer enflasyon teorisi doğruysa evren, Büyük Patlama’nın ilk anlarında farklı bir karanlık enerji formunun hakim olduğu bir dönemden geçmiştir ancak enflasyon sona ermiştir. Bu, şu ana kadar varsayılanlardan çok daha karmaşık bir durum denklemine işaret etmektedir.

Karanlık enerji durum denkleminin yeniden değişerek tahmin edilmesi veya parametrelendirilmesi son derece zor sonuçlara yol açacak bir olayla sonuçlanması mümkündür. Karanlık enerjinin ve karanlık maddenin doğası esrarengiz, hatta varsayımsal olmaya devam ettiğinden, bunların evrendeki gelecek rollerini çevreleyen olasılıklar şu anda bilinmiyor. Evren için bu teorik sonların hiçbiri kesin değildir. Başka bir deyişle, evrenin yalnızca 14 milyar yaşında olduğu göz önüne alındığında, kozmik tarihte şimdiye kadar gözlemlenen eğilimlerin çok daha uzun bir zaman dilimine yansıtılması, yeterince kanıtlanmamış olmakla eleştirilebilir.

Kaynak: en.wikipedia.org/ Evrenin Nihai Kaderi Maddesi