DERS 36:KOZMOLOJİIII: 
EVRENİN BASLANGICI

Dersin Konuları

• Evrenin başlangıcı
• Madde ve ışınım çağı
• Big Ban'den günümüze olan evrim

Işınım ve Madde

• Şu anda evrende bulunan:
• Maddenin yoğunluğu ~10^-30 g/cm³ (w/ karanlik madde!)
• Işınım yoğunluğu ~ 5x10^-34 g/cm³ (CMB)
• Şu anda evrende madde yoğunluğu daha fazla bulunmaktadır.
• Fakat bu sürekli böyle olmayacaktır..

Evrenin ilk anları

• Evren evrimleşmesini sürdürdükçe hem madde hemde ışınım yoğunluğu azalacaktır (bugün gördüğümüz şekilde).
• Işınım yoğunluğu daha hızlı değişecektir!
• Bu nedenle geçmişte ışınım yoğunluğu madde yoğunluğuna nazaran çok daha fazla olmalıdır.

Evrenin Evrimi

• Geçmişte sadece yoğunluklar değil sıcaklıkta yüksek olmalıdır.
• Işınımın baskın olduğu zamanlarda,
• Evren ~ 20,000 kez daha küçük,
• CMB ışınımının sıcaklığı ise ~ 60,000 K idi.
• Evren ilk zamanlarında son derece sıcak ve yoğun durumda idi.

• Geçmişte ne olduğunu öğrenebilmek için ne kadar extrapolasyon yapmamız gerekiyor?
• Big Bang'den sonra ~10^-43 saniye kadar.
• Planck anı: 0 ile 10^-43 saniye arası
• Bu ana kadar fiziksel bilgi bilinememektedir.
• Çekimsel ile Kuantum mekanigini (kuantum çekimi) birleştirilme yolu bilinmelidir.

• Big Bang'den günümüze kadar evren çeşitli dönemlerden geçmiş olduğu düşünülmektedir (zamana ilişkin dönemlerde).
• Özelliklerinin belirlenmesi:
• Herbir dönem daha soğuk ve daha ince olmalıdır.
• Farklı "güçler" ve/veya "parçacıklar" etkin olabilir!

• Gamma ışınlarının ortaya çıkması sonucu madde ve anti-madde birbirlerini yok ederek parçacık ve anti-parçacıkların birleşerek enerjiye dönüşümü ortaya çıkar.
• Ters süreç gereklidir:
• 2 gamma ışın fotonu -> parçacık + anti-parçacık
• Çift'lik eşzamanlı ortaya çıkar ve sıcaklığa bağlıdır.
• Yüksek sıcaklıklarda T => daha enerjik fotonlar mevcuttur
• => daha büyük kütleli parçacıklar üretilir
• Evrenin başlangıç zamanlarında çift üretimi için yeterince büyük sıcaklık mevcuttu.
• Bu süreç sonucunda foton, parçacık ve anti-parçacıklardan oluşan bir "deniz" ortaya çıkar.
• Sınır sıcaklık değerleri:

• Bu sınır sıcaklık değerlerinin üzerinde parçacıklar ve anti-parçacıklar dengede bulunurlar.
• Evren genişledikçe "plazma" soğur ve parçaçık ile anti-parçacıklar geriye foton bırakarak birbirlerini yok ederler.
• Bu meydana gelmemiştir! Çünkü biz varız.
• Neden böyle olduğu konusunda bilgiye sahip değiliz.

• Planck döneminin hemen sonrasında evren çift parçacıklar tarafından üretilen atom altı parçacıklar tarafından dolduruldu.
• T > 10²⁸ K sıcaklıklarında güçlü, zayıf ve E-M güçleri birbirlerinden ayrılamazlar.
• Bu güçler tekil halde bulunuyordu.
• GUT (Grand Unified Theory)
• Bu iki güç çekimsel ve GUT güçleridir.

• GUT Dönemi: T sıcaklığı 10²⁸ K'dan daha küçük olduğu zaman son bulmuş ve güçlü kuvvetler zayıf elektronik güçlerden ayrılamaz hale gelir.
• Hadron Dönemi: Ağır elementlerin ışınım alanı ile dengede olduğu dönem ile karakterize edilir.
• Lepton Dönemi: (0.1 saniye sonra!) T < 10¹³ olduğu sıcaklığına ulaşıldığında başlar (electronlar, muonlar, nötrinolar, v.b. dengede iken).
• Nükleer Dönem: T ~ 10⁹ K olduğunda başlar, bu anda evren yaklaşık 100 saniye yaşında idi.
• Evren nötrinolar için geçirgen ve proton ile nötronların birbirlerini ateşlemesi sonucu daha ağır çekirdeklerin oluşmasını sağladı.
• döteryum, helyum ve birazda lityum

• Atomik Dönem: Big Bang'den 10³ - 10⁶ yıl sonrasıdır; atomlar ilk defa oluşur.
• Atomik dönemin başlangıcında atomlar ve ışınım birleşerek CMB'nin ortaya çıkmasına neden olurlar.
• Galaktik Dönem: Big Bang'den 10⁶ - 10⁹ yıl sonrasıdır; kümeleşmeler ve düzensizliklerden oluşan bölgeler, galaksilerin ortaya çıkmasına neden olur.
• Yıldız Dönemi: yıldızlar oluşur.