DERS 35: KOZMOLOJİII:
EVRENİN GELECEGİ

Ders Konuları

• Kritik yoğunluk
• Uzayın geometrisi
• Evrenin kaderi
• Kozmik mikrodalga fonu

• Evrenin olası "tarihi"

Kritik Yoğunluk

• Evren genişlemesini sürekli koruyacak mı yoksa genişleme duracak ve çökecek mi?
• Eğer madde yoğunluğu If the mass density is:
• büyük ise sonunda çökecek (sonlu)
• küçük ise genişlemeyi sürdürecek (sonsuz)
• Kritik yoğunluk, sonlu ve sonsuz durumları ayıran çizgidir.
• H₀ = 75 km/sec/Mpc için
• kritik yoğunluk ~ 10^-29 g/cm³, veya yaklaşık olarak metre küpte 6 H atomu
• Bu 1 MW galaxy/Mpc³ 'ye (1 Mpc küpte 1 Samanyolu galaksisine) karşılık gelir.
• Gerçek yoğunluğun, kritik yoğunluğa oranı olarak  'yı tanımlayalım

Uzayın Geometrisi (The Geometry of Space)

• Genel Görecelik, uzayın "eğri" olacağını öngörür. [ pi değeri 3.1415926... değildir]
• Evrenin eğriliği (geometrisi), onun sonlu, kritik yada sonsuz olup olmamasına bağlıdır.

• 1 değeri için, uzay kendi üzerine kavis yaparak döneceğinden ve evren boyut olarak sonlu olacağından, kapalı bir evren elde edilir.
• Uzay pozitif eğriliğe (bir küre gibi) sahiptir.
• Hacim sonludur ancak sınırlı değildir!
• Bir doğrultuda giden ışık sonuçta ters yönden dönerek geri gelir.

• Paralel düz çizgiler kesişir!

• <1 için, bir açık evren elde ederiz.
• Uzay "dışa doğru" eğrilir.
• Evren boyut olarak sonsuzdur.
• Uzay negatif eğriliğe sahiptir (eyer yada semere benzer).
• Sonsuz hacim

• Paralel düz çizgiler birbirlerinden uzaklaşırlar!

• evrenin kaderini belirler.
• Sürekli genişleyen evrene karşı sonuçta büzülme
• H₀ evrenin yaşını belirler


• fimdi H₀ 'ı tartışıyoruz.
• Ancak  nedir ve onu nasıl ölçebiliriz?

'nın Ölçümü

• 'yı belirlemek için iki yol vardır:

1. Galaksi sayıları -

• Evrendeki kütle miktarının doğrudan ölçümü.

1. Evrenin hızını azaltmak -

• Geçmişte galaksilerin ne kadar büyük hızla hareket ettiklerini ölçmek.

Galaksi Sayıları

• Galaksilerin sayısı ve onların toplam kütlesi  ~ 0.01 sonucunu verir.
• Ancak... Bu kütlenin çoğunu yoksayar.
• Kütleler:
• galaksilerdeki yıldızların hareketlerinden
• kümelerdeki galaksilerin hareketlerinden

(çekimsel olarak) bulunabilir
• Çekim, yıldızlar ve galaksilerde gördüğümüzden çok daha fazla kütlenin, karanlık maddenin, olduğunu söyler.
• Evrendeki kütlenin %90'nından fazlasını "göremeyebiliriz"!
• Aşağıdakilerin varlığı muhtemeldir:
• MACHOs (Massive Compact Halo Objects - Büyük kütleli Yoğun Halo Cisimleri-)?
• WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles - Zayıf Etkileşimli Kütleli Parçacıklar-)?
• Karanlık madde nedeniyle kayıp kütle için düzeltme yapıldığında  ~ 0.1 - 0.2 bulunur.

Evrenin Yavaşlaması

• Uzaklıkları ve yavaşlama hızlarını bağımsız olarak ölçmek için bir "standart mum"a ihtiyacımız var.
• Henüz iyi bir "satandart mum"a sahip olamadığımızdan sonuçlar yetersizdir.
• Galaksiler geçmişte farklıydı.

• Evrenin kütle yoğunluğu için, "karanlık madde"yi de içeren, en iyi tahminler  ~ 0.1-0.2 değerini vermektedir.
• Evren, gelecekte genişlemesini sürdürecek, yavaşca soğuyacak.
• Tüm yıldızlar yok olacak.

Evrenin Başlangıcı

• Evrenin oluşumu hakkında ne biliyorsunuz?
• Eğer zamanda geriye gidebilseydik, galaksiler birbirlerine yaklaşacaktı.
• Daha geride ne olacaktı?

Kozmik Mikrodalga Fonu (CMB)

• Arno Penzias ve Bob Wilson (Bell Labs)
• 1964'de, Samanyolu'ndan radyo yayımını ortaya çıkarmak ve telefon sistemlerindeki girişimi yoketmek için bir çalışma tasarladılar!
• Her yerden gelen "ıslık" gibi rahatsız edici bir fon (arka alan) buldular.
• Bu "ıslık", Big Bang'den "geriye kalan" artık olmalı.

CMB

• Kozmik Mikrodalga Fonu (CMB), bir karacisim tayf biçimine sahip.
• T = 2.73 K (COBE tarafından ölçülen)
• Evren "çok soğuk" ışınımla dolu!
• fu anda:
• Madde yoğunluğu ~ 10^-30 g/cm³
• Işınım yoğunluğu ~ 5x10^-34 g/cm³