İlk Atom Nasıl Oluştu?

                   The Big Bang

Bilimsel olarak anlamak için erken evrende neler olduğuna daha yakından

bakmamız gerekiyor . Ancak bunu yapmak için bir tür zaman çizelgesine ihtiyacımız var

. Bu, bu zaman çizelgesinin başladığı bir yere ihtiyacımız olduğu anlamına geliyor.

İşin aslı şu ki, büyük patlama genellikle başlangıcı açıklayan

teori olarak düşünülse de aslında öyle değil. Evrenin gerçekten ne zaman başladığı veya hatta olup olmadığı

hakkında somut bir şey bilmiyoruz . Yapabileceğimiz en fazla şey, standart

kozmoloji modeli olarak adlandırılan en iyi evren modelimizi

kullanmak ve bunu zamanın başlangıcına mümkün olduğunca yaklaşmak için saati geri almak için

kullanmaktır. Ama bunu ne zaman yapabilirsek, neden saati en başa,

t = 0'a geri döndüremiyoruz ? Kısacası sorun şu ki,

teorilerimiz eksik ve bir noktada, zamanın başlangıcına çok yakın, teori

güvenilmez hale geliyor. Teori bir tekilliği, evrendeki tüm

madde ve enerjinin, diğer bir deyişle tüm yaratılışın sonsuz derecede küçük bir sonsuz yoğunluk noktasında olduğu

bir anı öngörür . Çoğu fizikçi bunun muhtemelen yanlış olduğuna inanıyor.

Yapabileceğimizin en iyisi, yaklaşık 10^-43 saniye olan bir Planck zamanına geri dönmek. Bu,

kuantum mekaniğine göre teorik olarak var olabilecek en küçük

zaman birimidir. Bundan önce ne olduğu hakkında hiçbir fikrimiz yok . Yani bu başlangıca yakın olmasına rağmen, tam olarak t=0 değildir.

Burada 10^-43 saniyede ne olduğunu anlamak için bile, bir kuantum yerçekimi

teorisine ihtiyacımız var , çünkü yerçekimi, çok büyük teorisi, kuantum mekaniği ile

buluştuğu yer burasıdır, çünkü tüm madde ve enerji çok küçük teorisidir. ve dolayısıyla yerçekimi

muhtemelen kuantum mekaniğinin küçük ölçekleriyle sınırlı

olacaktır . Bu 10^-43 saniye, evrenin ilk çağı olarak kabul edilir ve genellikle

Planck çağı veya çağı olarak adlandırılır . Bu Planck dönemi civarında

, tüm kuvvetlerin; elektromanyetizma, zayıf ve güçlü kuvvet,

yerçekimi ile birleşerek tek bir büyük birleşik kuvvet oluşturur. Dolayısıyla, büyük patlama teorimiz için bir zaman çizelgesi oluşturmak

için Planck çağından önce başlıyoruz ve saati bu noktada sıfıra ayarlıyoruz. Bunun gerçekten t=0 olmadığını

unutmayın , ancak yine de buradan başlıyoruz çünkü

tekilliğe girmeden yapabileceğimizin en iyisi bu . Daha önce bir şey olmuş olabilir, ama

bilmiyoruz ve ayrıca bu çağda evrenin nasıl göründüğünü ya da neler olduğunu gerçekten bilmiyoruz

. Neler olduğunu kuramsallaştırabildiğimiz en erken zaman

enflasyon zamanı civarındadır. Bu , büyük patlamadan yaklaşık 10^-36 saniye ile yaklaşık 10^-33

saniye sonra gerçekleşti. Bu, bu zamandan önce ne

varsa, buna kolaylık sağlamak için tekillik diyelim, katlanarak hızlı büyüdü

, ışık hızından daha hızlı. Buna izin verilir, çünkü

uzayın ne kadar hızlı genişleyebileceğine dair teorik bir kısıtlama yoktur . Bir noktadan büyük bir portakal boyutuna kadar büyüdü.

Cosmic Inflation

Şimdi diyebilirsiniz ama ben ışık hızını geçemezsiniz sanıyordum! Ama aslında,

yapabilirsin. Einstein'ın bulduğu şey, bilginin ışık hızından daha hızlı aktarılamayacağıdır

. Bu, her zaman bir nedene ve sonra sonuca sahip olmanızı sağlar. Nedensellik korunur.

Ancak kozmik şişme ışık hızından daha hızlı gerçekleştiği için, bu

, uzayda şişmeden önce birbirini etkileyebilecek iki noktanın, başka bir deyişle nedensel olarak bağlı

iki noktanın , birbirlerinden uzaklaştıkları için şişmeden sonra nedensel olarak bağlı olmayabileceği anlamına gelir.

ışıktan daha hızlı. Şu anda anladığımız şeyler çoğunlukla enflasyondan sonra

ortaya çıkıyor . Bu nedenle, "büyük patlama"

terimini anlamanın doğru yolu , evrenin başladığı veya var olduğu bir nokta veya nesne olarak değil

, evrenin çok sıcak, çok yoğun olduğu, evrenin erken dönemlerinde bir dönem olarak,

ve hızla genişliyor. Yani büyük patlama t=0'da olan DEĞİL,

Where Did the First Atom Form

ondan sonra olan her şey. Enflasyonun 10-36 saniyeden 10-33 saniyeye kadar

gerçekleştiği düşünülüyor . Bu hızlı genişlemeye neden olacak enerji nereden geldi? Bu sorun çözülmedi. Kozmik enflasyon, kendisinden

önce gelenlerle ilgili her türlü bilgiyi yok eden bir süreçtir

. Standart kozmoloji modelinin teorisi

gerçekten sadece 10-12 saniyeden başlayarak iyi anlaşılabilir, çünkü bu noktada

evren , mevcut parçacık hızlandırıcılarda yaklaşık olarak kopyalanabilen enerjilere sahipti.

Bu zaman diliminden önce, sadece spekülasyon yapabiliriz. Yani, bundan önce konuştuğumuz her şey

büyük ölçüde spekülasyon. Saati bilimsel olarak neredeyse tamamen geri çevirebiliriz, ama tam olarak

değil. Yaklaşık 10-33 saniyeden 10-12 saniyeye kadar olan enflasyon sonrası dönemde

neler olduğu hakkında fazla bir şey bilmiyoruz . Kuvvetler açısından, yerçekiminin

Planck Çağı'ndan kısa bir süre sonra 10^-43 saniyede birleşik kuvvetten ayrıldığı düşünülmektedir

. Ve daha sonra, güçlü kuvvetin yaklaşık 10^-32 saniye şişirme zamanında ayrıldığı

düşünülmektedir . Ancak 10^-32 saniyeden 10^-12 saniyeye kadar, elektromanyetik ve zayıf kuvvetler hala elektrozayıf

kuvvet olarak birleşmişti . Ve bu noktada, standart parçacık fiziği modelinin

yasaları , evrenin muhtemelen

bir kuark-gluon plazmasında birlikte var olan kuarklardan ve gluonlardan ve

diğer bazı temel parçacıklardan oluştuğunu söyler .

Ama önemli olan bu noktada tüm bu temel parçacıklar kütlesizdi, çünkü Higgs

alanı bu noktada kütlesizdi – başka bir deyişle,

temel parçacıkların kendisiyle etkileşerek kütle kazanmasını sağlayan

sıfırdan farklı bir potansiyel kazanmadı. Bu ilk kütlesiz temel parçacıkların nereden geldiği hala bilinmiyor.

Onlar nasılsa büyük patlamada enerjiler günümüzden yoğunlaşmış

mümkün, yoksa bugün gördüğümüz temel parçacıklara çürümüş Inflatons

oluşuyordu enflasyon alanı denilen Higgs alanının, benzer bir ilk skaler alan bulunmamış olabilir.

Zaman hafifçe 10^-11 saniyeye ilerlerken ve bu sıcak evrenin sıcaklığı

biraz daha aşağı, yaklaşık 10^15 veya bir katrilyon Kelvin'e düşer. Daha düşük sıcaklıklar

ve enerjiler, elektrozayıf simetri kırılmasına ve kuark çağının başlangıcına yol açar

. Bu aşamada olan şey, elektromanyetik ve zayıf kuvvetlerin farklı ve ayrı kuvvetler

haline gelmesidir. Bu, Higgs alanının sıfırdan farklı bir potansiyel kazanmasına yol açar

- bu, Sombrero adı verilen bir Meksika şapkasına benzer. Bu , Higgs alanıyla etkileşime giren

temel parçacıkların kütle kazandığı anlamına gelir . Standart Modelin parçacıkları

bu şekilde dinlenme kütlelerini elde ettiler.

Elektrozayıf simetri kırılması ve Higgs potansiyelinin

parçacıkların kütleli hale gelmesine nasıl neden olduğu

hakkında daha fazla bilgi edinmek istiyorsanız , elektrozayıf teorisi hakkındaki videoma bakın.

Bu noktada atomlar için tüm yapı taşlarına sahibiz. Yine zaman, başlangıçtan 10-11

saniye sonradır ve evrenin sıcaklığı 1 katrilyon Kelvin civarındadır. Ancak evren, kuarkların proton ve nötron gibi

hadronları oluşturmak üzere bir araya gelemeyecekleri kadar sıcaktır

. Bu, evren genişlemeye devam ettikçe ve daha fazla soğuma gerçekleştikçe değişir . Sıcaklıklar 10-5 saniyede 1 trilyon Kelvin civarında soğuduğunda

, kuark plazması protonlar, nötronlar ve bazı mezonlardan oluşan bir hadron gazına dönüşür.

Mezonlar bir arada zerre, anti-kuark çiftleri olduğu sonunda bozunma foton ve

elektronlara. Evren soğumaya devam ederken, karşıt parçacıklar

şimdi daha hafif parçacıklar ve karşı parçacık çiftleri oluşturan parçacıklar ile yok olmaya başlar ve sonunda

en hafif parçacıklar - nötrinolar ve fotonlar olarak sona erer.

Eşit miktarda parçacık ve anti-parçacık oluşmasını beklerken,

bu olmadı. Bazı nedenlerden dolayı, antiparçacıklardan daha fazla parçacık yaratıldı,

yaklaşık 10 milyarda bir. Bu madde-antimadde asimetrisinin nedeni

, fizikteki çözülmemiş en büyük bulmacalardan biridir. Bu yok olma simetrik olsaydı, yani

aynı miktarda parçacık ve antiparçacık dönüştürülmüş olsaydı, o zaman

fotonlar ve nötrinolardan başka hiçbir şeyden, yani kuarklardan veya elektronlardan ve dolayısıyla atomlardan

oluşan bir evrenimiz olurdu . Şans eseri anti-parçacıklardan

biraz daha fazla parçacık vardı, öyle ki bazı kuarklar ve elektronlar yok olmaktan kurtuldu ve

sonunda ilk atomlara dönüşecek olan protonlar, nötronlar ve elektronlar

oluşabildi. Parçacıkların bu imhası

, 1 saniye civarında lepton çağı ile sona erer . Bu aşamadaki sıcaklıklar

yaklaşık 5 milyar Kelvin'e kadar soğudu . Leptonlar en hafif madde parçacıklarıdır ve bu nedenle

bu yok olma sürecini tamamlayan son parçacıklardır.

Bu ateş gösterisinden sonra evrendeki madde parçacıklarının çoğu yok olmuş ve

fotonlara ve nötrinolara dönüşmüştür . Ama dediğim gibi, gizemli madde-antimadde

asimetrisi nedeniyle geriye atomlar için gerekli yapı taşları olan birkaç proton, nötron ve elektron kaldı

. Protonlar kendi başlarına teknik olarak hidrojen

çekirdekleridir. Bunları pozitif yüklü veya iyonize hidrojen atomları olarak düşünebilirsiniz. Ancak

kararlı nötr atomların nereden geldiğiyle ilgileniyoruz. Bunu yapmak için daha fazla zaman

geçmesi gerekiyordu ve fizik kendi işini yaptı. Evren birkaç dakika yaşlandığında,

sıcaklık 1 milyar Kelvin'in altına düştü ve BBN olarak da adlandırılan büyük patlama nükleosentez noktasına ulaştı . Başlangıçta protonlar ve nötronlar

eşit sayılarda üretildi , ancak serbest nötronlar, protonların aksine aslında kararlı değiller. Bu,

nötronların protonlardan biraz daha ağır olması gerçeğiyle ilgilidir , bu da onları

protonlardan daha az kararlı hale getirir . Serbest bırakılırsa, bir nötron, zayıf

kuvvet yoluyla, yaklaşık 10 ila 15 dakika içinde bir protona

beta bozunması adı verilen bir şeye uğrayacaktır . Protonlar ve nötronlar oluştuktan sonra

, sıcaklık o kadar sıcaktı ki, protondan nötrona dönüşüm, nötrondan protona dönüşüme eşitti

. Ancak evren soğudukça bu süreç değişti

ve nötronların bozunması hakim olmaya başladı. Görünen o ki, nötronlar,

diğer nötronlar ve/veya protonlarla bağlı durumda olduklarında, ancak kendi başlarına değilken

kararlı hale gelebilirler . Dolayısıyla, hikayenin bu noktasında,

bu serbest nötronların diğer hadronlara bağlanması ve bozunmadan önce daha büyük çekirdekler oluşturması zamana karşı

bir yarıştı . Büyük patlama nükleosentezi , evrenin yaşı yaklaşık 20 dakika olana kadar

yaklaşık 17 dakika sürer . Bu süreç sırasında, birçok

nötron bağlı durumlar oluşturmayı başarır ve böylece hayatta kalır, ancak birçoğu protonlara bozunur. Ve

bu yüzden bugün nötronlara kıyasla çok daha fazla protonumuz var.

Bu işlemin sonucu, yaklaşık 20 dakika sonra evrenin, hidrojenin

bir izotopu olan çok az miktarda döteryum ile yaklaşık %75 Hidrojen ve %25 Helyum-4'ten oluşan

bir nükleon içeriğine sahip olmasıdır. az miktarda Helyum-3 ve küçük

eser miktarda Lityum-9 çekirdeği. Evren yaklaşık %87 proton ve %13 nötrondan oluşuyordu.

Bu noktada evrenin çoğunun sadece protonlar veya Hidrojen nükleonları olduğunu görüyoruz.

Zamanın bu noktasında hepsinin iyonize çekirdekler olduğu gerçeğine dikkat edin, bu nedenle sadece

atomların çekirdeği var - onlara bağlı elektron yok.

Nötr atomlar oluşturmak için, negatif yüklü elektronların , yükleri dengelemek için kendilerini

pozitif yüklü nükleonlara bağlamaları gerekir.

Sorun şu ki, evren hala o kadar sıcak ki, elektronlar çok fazla

enerjiye sahip oldukları için koparılmadan önce sadece bir saniyeliğine nükleonlara yapışabiliyorlar

. Bu aynı zamanda bu noktada evrenin

hala opak olduğu anlamına gelir . Orada olsaydınız hiçbir şey görmezdiniz çünkü ışığı

taşıyan fotonlar, etrafta uçan nükleonlar ve elektronlar ile sürekli etkileşim halinde olurdu. Bunlar

uzayda yayılması serbest olmaz. Elektronlar ve nükleonlarla ilgili durum,

bir gezegenin yörüngesinde dönmeye çalışan bir uzay aracına benzer. Araç çok hızlı

uçarsa, yörüngeden uçar, bu nedenle yerçekiminin uzay aracını gezegenin etrafındaki bir yörüngeye

yakalaması için yeterince yavaş olması gerekir

. Elektronla aynı şey – nükleona bağlanamaz . Şimdi bu foton çağı çok uzun bir süre sürer -

evrenin 3000 Kelvin'e soğumasına kadar yaklaşık 380.000 yıl. Bu noktada elektronların

o kadar az enerjisi kalır ki, elektromanyetik kuvvet sonunda onları nükleonlara sonsuza kadar bağlayabilir

ve kararlı nötr atomlar oluşturabilir. Buna rekombinasyon denir.

Bu aynı zamanda fotonların artık bu pozitif nükleon ve negatif elektron

kaosuna bağlı olmadığı anlamına gelir . Artık evrende engelsiz uçmakta özgürler. Ve

eğer uzayda olsaydık bu ışığı görebilirdik.

Bunun bugünkü sonucu, baktığınız her yerde evrenin bu ilk ışığını görmenizdir

. Buna kozmik mikrodalga arka planı veya CMB denir. Bu ışık, ilk kararlı nötr atomlar oluştuğunda

serbest bırakıldı . Yani burada gördüğünüz evrenin bebek resimleri

aynı zamanda evrende oluşan ilk nötr atomların kaydıdır. Daha

fazlasını öğrenmek isterseniz SPK ile ilgili bir video hazırladım .

Şimdi evrendeki ilk atomların nasıl oluştuğunun hikayesi, atomların büyüleyici yolculuğunun

sadece başlangıcı . Sadece en hafif elementlerin nasıl oluştuğunun hikayesidir

- Hidrojen, helyum ve Lityum ve bazı izotoplar. Ama bildiğiniz gibi,

yaşamın var olması için bundan çok daha fazlasına ihtiyacımız var.