Büyük patlama evrenin başlangıcını ve zamanla gelişimini
açıklayan kozmolojik modeldir. Kozmik artalan ışıması, evrenin büyük ölçekteki
yapısı, Hubble yasası ve evrende hafif elementlerin bolluğu da dahil olmak
üzere pek çok fiziksel olguyu başarıyla açıklar. Yirminci yüzyılın başlarında
gözlemler evrenin genişlediğini gösterdikten sonra öne sürülmüş iki ana
kozmolojik model vardı. Fred Hoyle tarafından öne sürülen durağan evren
hipotezine göre evren genişledikçe yeni madde oluşuyordu. Bu modele göre evren
herhangi bir anda kabaca aynı kalıyordu. Her ne kadar bu model uzun bir süre
Büyük Patlama’ya alternatif bir kuram olarak görülse de gözlemlerle
yanlışlandı. Evrenin genişlemesinin geçmişte tüm maddenin tek bir noktada
yoğunlaştığına işaret ettiği ilk olarak Georges Lemaître tarafından öne
sürülmüştü. Büyük Patlama olarak adlandırılan bu kozmolojik model daha
sonraları özellikle George Gamow’un çalışmalarıyla gelişti. Büyük Patlama
modeline göre evrenin
gelişimi birkaç aşamaya bölünebilir. Genel görelilik
denklemleri kullanılarak yapılan geriye dönük hesaplara göre başlangıçta yoğunluğu
ve sıcaklığı sonsuz olan bir tekillik vardı. Büyük Patlama modeline göre evren
bu tekilliğin yaklaşık 13,8 milyar yıl önce genişlemeye başlamasıyla meydana
geldi. Büyük Patlama terimi genellikle evrenin doğumu olarak adlandırılabilecek
bu aşamayı anlatmak için kullanılır. Şunu not edelim ki
Büyük Patlama uzay içerisinde bir patlama değil, uzayın genişlemesidir. Büyük
Patlama’dan hemen sonra evrenin durumunun nasıl olduğu tartışma konusudur.
Ancak pek çok modele göre ilk anlarda evren homojen, çok yoğun ve çok sıcaktı.
Bugün evrenin çok büyük ölçeklerdeki homojen yapısının bu ilkel homojen evrenin
hızla şişmesinin sonucu olduğu düşünülüyor. Şişme aşaması sonlandığında evren
büyük ölçüde kuark-gluon
plazmasından oluşuyordu. Bu aşamadan sonra evren soğumaya
başladı. Patlamadan yaklaşık 10-6 saniye sonra kuarklar ve gluonlar bir araya
gelerek protonlar ve nötronları oluşturdu. Bu sırada evrenin sıcaklığı yeni
proton, anti-proton çiftlerinin oluşması için yeterli olmadığı için protonlar
ve anti-protonlar Einstein’ın ünlü E=mc2 formülüne göre birbirlerini yok ederek
enerjiye dönüşmeye başladı. Süreç tamamlandığında geriye sadece başlangıçtaki
protonların ve nötronların on milyarda biri kalmış, antiprotonlar ve
anti-nötronlarsa yok olmuştu. Evren yaklaşık 1 saniye yaşındayken
benzer bir süreç elektronlar ve pozitronlar arasında da
yaşandı. Büyük Patlama’dan
birkaç dakika sonra evrenin sıcaklığı yaklaşık 1 milyar
Kelvin’e düştükten sonra döteryum ve helyum çekirdekleri oluşmaya başladı.
Ancak protonların (hidrojen atomu çekirdeklerinin) büyük bir kısmı hâlâ serbestti.
Elektronların bu atom çekirdeklerine bağlanarak kararlı atomları oluşturması
ancak 379.000 yıl sonra mümkün olacaktı. Çünkü daha önceleri evrenin sıcaklığı
ve dolayısıyla kozmik radyasyondaki fotonların enerjisi kararlı atomların uzun
süre var olmasına imkân vermeyecek kadar yüksekti. Büyük Patlama’nın ürettiği
atomların büyük çoğunluğu hidrojen ve helyumdu.
Ayrıca az miktarda lityum da oluşmuştu. Daha ağır elementlerse Büyük Patlama’nın ürettiği elementlerin zamanla kütleçekimi etkisiyle bir araya gelerek yıldızları ve gökadaları oluşturmasından sonra ya yıldızlar içerisinde ya da süpernova patlamaları sırasında sentezlenmişlerdir. Büyük parçacık hızlandırıcılarda yapılan deneylerde evrenin ilk zamanlarındaki koşullar oluşturularak Büyük Patlama modeliyle ilgili pek çok ayrıntı doğrulanabiliyor. Ancak Büyük Patlama’dan hemen sonraki yüksek enerji yoğunluklarına ulaşılamadığı için evrenin ilk anlarıyla ilgili detaylar hâlâ tartışma konusu. Peki Büyük Patlama’yla oluşan evren gelecekte nasıl değişecek? Karanlık enerjinin varlığına işaret eden gözlemler yapılmadan önce bu konuyla ilgili iki ayrı senaryo vardı. Eğer evrendeki madde yoğunluğu kritik madde yoğunluğu olarak adlandırılan bir değerden yüksekse genişleme giderek yavaşlayacak ve sonunda duracaktır. Daha sonra evren küçülmeye başlayacak ve giderek daha yoğun ve daha sıcak hale gelecektir. Büyük Çökme olarak adlandırılan bu senaryoya göre evren başlangıç durumundakine benzer bir tekillikle sonlanacaktır. Diğer taraftan eğer evrenin madde yoğunluğu kritik madde yoğunluğundan azsa genişleme giderek yavaşlayacak ancak hiçbir zaman durmayacaktır. Zamanla yeni yıldız oluşumları duracak, ölen yıldızlardan geriye beyaz cüceler, nötron yıldızları kalacaktır. Büyük Donma olarak adlandırılan bu senaryoya göre evrenin ortalama sıcaklığı giderek sıfıra yaklaşacaktır. Ayrıca şunu da not edelim ki eğer bazı büyük birleşik kuramlar tarafından iddia edildiği gibi protonlar kararsızsa zaman içerisinde bütün protonlar ve nötronlar yok olacak geriye sadece radyasyon ve karadelikler kalacaktır. Karadeliklerin de ışıma yaparak buharlaşmasıyla ısıl ölüm gerçekleşecektir. Genişleme hızının giderek arttığını gösteren gözlemlerden sonra evrenin geleceğiyle ilgili yeni senaryolar öne sürüldü. Bugün genişleme hızındaki artış karanlık enerjinin varlığıyla açıklansa da bu enerjinin doğası anlaşılabilmiş değil. Karanlık enerjiyi kozmolojik sabitle açıklayan kuramlara göre ısıl ölüm gerçekleşene kadar birbirine kütle çekimiyle bağlı yapılar evren genişlerken bir arada kalacaktır. Karanlık enerjiyi başka biçimlerde açıklayan bazı kuramlara göreyse hızlanan genişleme eninde sonunda bütün gökadaların, yıldızların, gezegenlerin, atomların parçalanmasıyla sonuçlanacak ve böylece evren bir Büyük Yırtılma’yla sonlanacaktır. Her ne kadar Büyük Patlama modeli pek çok olguyu başarılı bir biçimde açıklasa da hâlâ geliştirilmesi gerektiği düşünülüyor. Bu durumun birkaç sebebi var. Öncelikle başlangıçta var olduğu söylenen yoğunluğu ve sıcaklığı sonsuz tekillik, fiziksel olarak imkânsız. Ayrıca bilinen fizik yasaları evrenin ilk anlarındaki koşullar altında geçerli değil. Evrenin ilk anlarındaki koşulların daha doğru bir açıklamasının bir kuantum kütle çekimi kuramının geliştirilmesiyle mümkün olacağı düşünülüyor.
