Evren

Evren ⓘ

Hubble Ultra-Derin Alan görüntüsü, her biri milyarlarca yıldızdan oluşan, günümüz teknolojisiyle görülebilen en uzak galaksilerden bazılarını göstermektedir. (Görünen görüntü alanı dolunayın yaklaşık 1/79'u kadardır)
Yaş (Lambda-CDM modeli içinde)	13,799 ± 0,021 milyar yıl
Çap	Bilinmiyor. Gözlemlenebilir evrenin çapı: 8,8×1026 m (28,5 Gpc veya 93 Gly)
Kütle (sıradan madde)	En az 1053 kg
Ortalama yoğunluk (enerji katkısı dahil)	9,9 x 10-30 g/cm3
Ortalama sıcaklık	2,72548 K (-270,4 °C veya -454,8 °F)
Ana içerik	Sıradan (baryonik) madde (%4,9) Karanlık madde (%26,8) Karanlık enerji (%68,3)
Şekil	0,4 hata payı ile düz

Evren (Latince: universus), gezegenler, yıldızlar, galaksiler ve diğer tüm madde ve enerji formları dahil olmak üzere tüm uzay ve zaman ve bunların içeriğidir. Büyük Patlama teorisi, evrenin gelişiminin hakim kozmolojik açıklamasıdır. Bu teoriye göre, uzay ve zaman 13.787±0.020 milyar yıl önce birlikte ortaya çıkmıştır ve evren o zamandan beri genişlemektedir. Tüm evrenin uzaysal boyutu bilinmemekle birlikte, günümüzde yaklaşık 93 milyar ışık yılı çapında olan gözlemlenebilir evrenin boyutunu ölçmek mümkündür. ⓘ

Evrenin en eski kozmolojik modelleri antik Yunan ve Hint filozofları tarafından geliştirilmiştir ve Dünya'yı merkeze yerleştiren yer merkezli modellerdir. Yüzyıllar geçtikçe daha hassas astronomik gözlemler Nicolaus Copernicus'un Güneş Sistemi'nin merkezinde Güneş'in yer aldığı güneş merkezli modeli geliştirmesine yol açmıştır. Isaac Newton evrensel çekim yasasını geliştirirken Kopernik'in çalışmalarının yanı sıra Johannes Kepler'in gezegensel hareket yasalarını ve Tycho Brahe'nin gözlemlerini temel almıştır. ⓘ

Daha sonraki gözlemsel gelişmeler, Güneş'in evrendeki birkaç yüz milyar galaksiden biri olan Samanyolu'ndaki birkaç yüz milyar yıldızdan biri olduğunun anlaşılmasına yol açtı. Bir galaksideki yıldızların çoğunun gezegenleri vardır. En büyük ölçekte, galaksiler her yöne eşit ve aynı şekilde dağılmıştır, yani evrenin ne bir kenarı ne de bir merkezi vardır. Daha küçük ölçeklerde, galaksiler uzayda muazzam filamentler ve boşluklar oluşturan kümeler ve süperkümeler halinde dağılır ve geniş köpük benzeri bir yapı oluşturur. 20'nci yüzyılın başlarında yapılan keşifler, evrenin bir başlangıcı olduğunu ve o zamandan beri uzayın artan bir hızla genişlediğini öne sürmüştür. ⓘ

Büyük Patlama teorisine göre, başlangıçta mevcut olan enerji ve madde, evren genişledikçe daha az yoğun hale gelmiştir. Yaklaşık 10-32 saniyede enflasyon dönemi olarak adlandırılan ilk hızlandırılmış genişlemeden ve bilinen dört temel kuvvetin ayrılmasından sonra, evren yavaş yavaş soğumuş ve genişlemeye devam ederek ilk atom altı parçacıkların ve basit atomların oluşmasına izin vermiştir. Karanlık madde yavaş yavaş toplanarak yerçekiminin etkisi altında filamentler ve boşluklardan oluşan köpük benzeri bir yapı oluşturdu. Dev hidrojen ve helyum bulutları yavaş yavaş karanlık maddenin en yoğun olduğu yerlere çekilerek ilk galaksileri, yıldızları ve bugün görülen diğer her şeyi oluşturdu. ⓘ

Galaksilerin hareketlerinin incelenmesiyle, evrenin görünür nesneler olan yıldızlar, galaksiler, nebulalar ve yıldızlararası gaz tarafından açıklanandan çok daha fazla madde içerdiği keşfedilmiştir. Bu görünmeyen madde karanlık madde olarak bilinir (karanlık, var olduğuna dair çok çeşitli güçlü dolaylı kanıtlar olduğu, ancak henüz doğrudan tespit edemediğimiz anlamına gelir). ΛCDM modeli en yaygın kabul gören evren modelidir. Evrendeki kütle ve enerjinin yaklaşık %69,2±1,2'sinin [2015] uzayın mevcut genişlemesinden sorumlu olan kozmolojik bir sabit (veya ΛCDM'nin uzantılarında, skaler alan gibi diğer karanlık enerji biçimleri) olduğunu ve yaklaşık %25,8±1,1'inin [2015] karanlık madde olduğunu öne sürer. Dolayısıyla sıradan ('baryonik') madde fiziksel evrenin yalnızca %4,84±%0,1'ini [2015] oluşturmaktadır. Yıldızlar, gezegenler ve görünür gaz bulutları sıradan maddenin sadece yaklaşık %6'sını oluşturur. ⓘ

Evrenin nihai kaderi ve Büyük Patlama'dan önce ne olduğu konusunda birbiriyle rekabet eden pek çok hipotez vardır; diğer fizikçiler ve filozoflar ise önceki durumlarla ilgili bilgilere erişilebileceğinden şüphe duyarak spekülasyon yapmayı reddetmektedir. Bazı fizikçiler, evrenimizin aynı şekilde var olan birçok evrenden biri olabileceği çeşitli çoklu evren hipotezleri önermişlerdir. ⓘ

Evren veya Kâinat, gezegenler, yıldızlar, gökadalar ve diğer tüm madde ile enerji yapıları dahil olmak üzere uzay ve zamanın tamamı ve muhtevasıdır. Bununla birlikte gözlemlenebilir evren, temel parçacıklardan başlayarak gökadalar ve gökada kümeleri gibi büyük ölçekli yapılara kadar tüm madde ve enerjinin mevcut düzeniyle sınırlıdır. ⓘ

Enerji dalga veya partikülleri homojen ve dengeli olarak çözüldüğünde 'var oluş' ile 'anti-varoluş' olamayacağı ya da toplam karşıtları 'yok oluşta' ise bir patlama olamayacağından, evren soğuyor mu, ısınıyor mu, evrenin durması sonu mudur, Büyük patlama evrenin merkezi mi, başlangıcı mıdır, güneş evrenin merkezinde midir gibi problemler hareket veya başka deyişle zamanın popüler sorularını teşkil etmiştir. ⓘ

Evrenin oluşumuna dair günümüzde en çok benimsenen teori, Büyük Patlama teorisidir. Bu teoriye göre evren, sıfır hacimli ve çok yüksek bir enerji potansiyeline sahip, sıkışmış bir noktanın patlamasıyla oluştu. İlk patlamanın nasıl oluştuğu, evren meydana gelmeden önce evrenin yerinde ne olduğu ya da evrenin neyin içinde genişlediği sorularına günümüzde bile tam olarak bilimsel bir cevap bulunamamıştır, bununla birlikte evren öncesi durum, evren dışı varoluş hakkında hipotezler öne sürülmüştür. Büyük Patlama sonucunda uzun bir dönem boyunca birbirlerinden bağımsız hareket ettiler. Sürekli genişleyen evrenin her yerinde geçerli olan fizik kanunlarından kütleçekimi kanunu vasıtasıyla bağımsız gazlar birleşerek gökadaları (galaksiler) oluşturdular. ⓘ

Aynı evrensel fizik kanunu neticesinde gökadalar da birbirlerine yaklaşarak devasa gruplar oluşturdu. Gökadalar içinde yıldızlar ve bazı yıldızların çevresinde sistemler oluştu. İçinde yaşadığımız Güneş Sistemi bunlardan birisidir. Keşfedebildiğimiz evrende 400 milyardan fazla gökada ve 300 sekstilyon (3 × 10²³⁾ yıldız olduğu tahmin edilmektedir. ⓘ

Tanım

Hubble Uzay Teleskobu - Ultra derin alan galaksilerinden Eski alan yakınlaştırmasına
(video 00:50; 2 Mayıs 2019) ⓘ

Fiziksel evren, tüm uzay ve zaman (topluca uzayzaman olarak anılır) ve bunların içerikleri olarak tanımlanır. Bu içerik, elektromanyetik radyasyon ve madde dahil olmak üzere çeşitli biçimlerdeki tüm enerjiyi ve dolayısıyla gezegenleri, uyduları, yıldızları, galaksileri ve galaksiler arası uzayın içeriğini kapsar. Evren aynı zamanda enerji ve maddeyi etkileyen korunum yasaları, klasik mekanik ve görelilik gibi fiziksel yasaları da içerir. ⓘ

Evren genellikle "varoluşun bütünü" ya da var olan her şey, var olmuş her şey ve var olacak her şey olarak tanımlanır. Aslında bazı filozoflar ve bilim insanları evren tanımına matematik ve mantık gibi fikirlerin ve soyut kavramların da dahil edilmesini desteklemektedir. Evren kelimesi aynı zamanda kozmos, dünya ve doğa gibi kavramları da ifade edebilir. ⓘ

Etimoloji

Evren kelimesi Eski Fransızca univers kelimesinden, o da Latince universum kelimesinden türemiştir. Latince sözcük Cicero ve daha sonraki Latin yazarlar tarafından modern İngilizce sözcüğün kullanıldığı anlamların çoğunda kullanılmıştır. ⓘ

Eşanlamlılar

Pisagor'dan itibaren Antik Yunan filozofları arasında evren için kullanılan bir terim, tüm madde ve tüm uzay olarak tanımlanan τὸ πᾶν (tò pân) 'tüm' ve boşluğu içermesi gerekmeyen τὸ ὅλον (tò hólon) 'her şey' idi. Bir başka eşanlamlı sözcük de ὁ κόσμος (ho kósmos) 'dünya, kozmos' anlamına geliyordu. Eşanlamlılar Latin yazarlarda da bulunur (totum, mundus, natura) ve modern dillerde de varlığını sürdürür, örneğin evren için Almanca Das All, Weltall ve Natur kelimeleri gibi. Aynı eşanlamlı sözcükler İngilizcede de bulunur; örneğin her şey (her şeyin teorisinde olduğu gibi), kozmos (kozmolojide olduğu gibi), dünya (çoklu dünyalar yorumunda olduğu gibi) ve doğa (doğa yasaları veya doğa felsefesinde olduğu gibi). ⓘ

Kronoloji ve Büyük Patlama

Evrenin evrimine ilişkin hakim model Büyük Patlama teorisidir. Büyük Patlama modeli, evrenin ilk halinin son derece sıcak ve yoğun olduğunu ve evrenin daha sonra genişlediğini ve soğuduğunu belirtir. Model genel göreliliğe ve uzayın homojenliği ve izotropisi gibi basitleştirici varsayımlara dayanmaktadır. Modelin Lambda-CDM modeli olarak bilinen kozmolojik sabit (Lambda) ve soğuk karanlık madde içeren bir versiyonu, evrenle ilgili çeşitli gözlemlerin makul ölçüde iyi bir açıklamasını sağlayan en basit modeldir. Büyük Patlama modeli, galaksilerin uzaklık ve kırmızıya kayma korelasyonu, hidrojen sayısının helyum atomlarına oranı ve mikrodalga radyasyon arka planı gibi gözlemleri açıklamaktadır. ⓘ

Bu diyagramda zaman soldan sağa doğru geçer, dolayısıyla herhangi bir zamanda evren, diyagramın disk şeklindeki bir "dilimi" ile temsil edilir ⓘ

Başlangıçtaki sıcak, yoğun duruma Planck dönemi adı verilir ve sıfır zamanından yaklaşık 10-43 saniyelik bir Planck zaman birimine kadar uzanan kısa bir dönemdir. Planck dönemi sırasında, her tür madde ve her tür enerji yoğun bir halde toplanmıştı ve şu anda bilinen dört kuvvet arasında en zayıfı olan yerçekiminin diğer temel kuvvetler kadar güçlü olduğuna ve tüm kuvvetlerin birleşmiş olabileceğine inanılmaktadır. Planck döneminden bu yana uzay, ilk 10-32 saniye içinde gerçekleştiğine inanılan çok kısa ama yoğun bir kozmik enflasyon dönemiyle birlikte bugünkü ölçeğine doğru genişlemektedir. Bu, bugün etrafımızda görebildiklerimizden farklı bir tür genişlemeydi. Uzaydaki nesneler fiziksel olarak hareket etmedi; bunun yerine uzayı tanımlayan metrik değişti. Uzayzamandaki nesneler ışık hızından daha hızlı hareket edemese de, bu sınırlama uzayzamanın kendisini yöneten metrik için geçerli değildir. Bu ilk şişme döneminin, evrenin başlangıcından bu yana uzayın neden çok düz ve ışığın hareket edebileceğinden çok daha büyük göründüğünü açıkladığına inanılmaktadır. ⓘ

Evrenin varoluşunun ilk saniyesinin bir kesri içinde, dört temel kuvvet birbirinden ayrılmıştı. Evren akıl almaz derecede sıcak durumundan soğumaya devam ettikçe, kuark dönemi, hadron dönemi ve lepton dönemi olarak bilinen kısa zaman dilimlerinde çeşitli atom altı parçacık türleri oluşabildi. Bu dönemler birlikte, Büyük Patlama'yı takip eden 10 saniyeden daha kısa bir süreyi kapsıyordu. Bu temel parçacıklar, kararlı protonlar ve nötronlar da dahil olmak üzere giderek daha büyük kombinasyonlar halinde kararlı bir şekilde birleşti ve daha sonra nükleer füzyon yoluyla daha karmaşık atom çekirdeklerini oluşturdu. Büyük Patlama nükleosentezi olarak bilinen bu süreç sadece yaklaşık 17 dakika sürmüş ve Büyük Patlama'dan yaklaşık 20 dakika sonra sona ermiştir, dolayısıyla sadece en hızlı ve en basit reaksiyonlar meydana gelmiştir. Evrendeki protonların ve tüm nötronların kütlece yaklaşık %25'i helyuma, az miktarda döteryum (bir hidrojen formu) ve lityum izlerine dönüşmüştür. Diğer elementler yalnızca çok küçük miktarlarda oluşmuştur. Protonların diğer %75'i hidrojen çekirdeği olarak etkilenmeden kaldı. ⓘ

Nükleosentez sona erdikten sonra, evren foton çağı olarak bilinen bir döneme girdi. Bu dönemde evren, maddenin nötr atomlar oluşturması için hala çok sıcaktı, bu nedenle negatif yüklü elektronlar, nötr nötrinolar ve pozitif çekirdeklerden oluşan sıcak, yoğun, sisli bir plazma içeriyordu. Yaklaşık 377.000 yıl sonra evren, elektronların ve çekirdeklerin ilk kararlı atomları oluşturabileceği kadar soğumuştu. Bu tarihsel nedenlerden dolayı rekombinasyon olarak bilinir; aslında elektronlar ve çekirdekler ilk kez birleşiyordu. Plazmanın aksine, nötr atomlar ışığın birçok dalga boyuna karşı saydamdır, bu nedenle evren de ilk kez saydam hale geldi. Bu atomlar oluştuğunda açığa çıkan ("ayrışan") fotonlar bugün hala görülebilir; kozmik mikrodalga arka planını (CMB) oluştururlar. ⓘ

Evren genişledikçe, elektromanyetik radyasyonun enerji yoğunluğu maddeninkinden daha hızlı azalır, çünkü bir fotonun enerjisi dalga boyuyla birlikte azalır. Yaklaşık 47.000 yıl sonra, maddenin enerji yoğunluğu fotonların ve nötrinolarınkinden daha büyük hale geldi ve evrenin büyük ölçekli davranışına hükmetmeye başladı. Bu, radyasyonun egemen olduğu dönemin sonu ve maddenin egemen olduğu dönemin başlangıcı oldu. ⓘ

Evrenin ilk aşamalarında, evrenin yoğunluğundaki küçük dalgalanmalar yavaş yavaş karanlık madde konsantrasyonlarının oluşmasına yol açtı. Kütleçekimi tarafından bunlara çekilen sıradan madde, karanlık maddenin en yoğun olduğu yerlerde büyük gaz bulutlarını ve nihayetinde yıldızları ve galaksileri, en az yoğun olduğu yerlerde ise boşlukları oluşturdu. Yaklaşık 100 - 300 milyon yıl sonra, Popülasyon III yıldızları olarak bilinen ilk yıldızlar oluştu. Bunlar muhtemelen çok büyük, parlak, metalik olmayan ve kısa ömürlü yıldızlardı. Yaklaşık 200-500 milyon yıl ile 1 milyar yıl arasında evrenin kademeli olarak yeniden iyonlaşmasından ve ayrıca yıldız nükleosentezi yoluyla evrene helyumdan daha ağır elementlerin tohumlanmasından sorumluydular. Evren aynı zamanda karanlık enerji adı verilen ve yoğunluğu zamanla değişmeyen gizemli bir enerji -muhtemelen skaler bir alan- içermektedir. Yaklaşık 9,8 milyar yıl sonra evren, madde yoğunluğunun karanlık enerji yoğunluğundan daha az olacağı şekilde yeterince genişlemiş ve karanlık enerjinin hakim olduğu mevcut çağın başlangıcını işaret etmiştir. Bu çağda evrenin genişlemesi karanlık enerji nedeniyle hızlanmaktadır. ⓘ

Fiziksel özellikler

Dört temel etkileşimden yerçekimi astronomik uzunluk ölçeklerinde en baskın olanıdır. Yerçekiminin etkileri kümülatiftir; bunun aksine, pozitif ve negatif yüklerin etkileri birbirini iptal etme eğilimindedir, bu da elektromanyetizmayı astronomik uzunluk ölçeklerinde nispeten önemsiz kılar. Kalan iki etkileşim, zayıf ve güçlü nükleer kuvvetler, uzaklıkla birlikte çok hızlı bir şekilde azalır; etkileri esas olarak atom altı uzunluk ölçekleriyle sınırlıdır. ⓘ

Evren, muhtemelen CP ihlali ile ilgili bir asimetri olan antimaddeden çok daha fazla maddeye sahip gibi görünmektedir. Madde ve antimadde arasındaki bu dengesizlik, bugün var olan tüm maddenin varlığından kısmen sorumludur, çünkü madde ve antimadde Büyük Patlama'da eşit olarak üretilseydi, birbirlerini tamamen yok eder ve etkileşimlerinin sonucu olarak geriye sadece fotonlar kalırdı. Evren aynı zamanda ne net momentuma ne de açısal momentuma sahip gibi görünmektedir ki bu da evrenin sonlu olması durumunda kabul edilen fiziksel yasalara uygundur. Bu yasalar Gauss yasası ve stres-enerji-momentum psödotensörünün sapmamasıdır. ⓘ

Boyut ve bölgeler

Dünya'dan yayınlanan televizyon sinyalleri bu görüntünün kenarlarına asla ulaşamayacaktır. ⓘ

Genel görelilik kuramına göre, uzayın uzak bölgeleri, ışığın sonlu hızı ve uzayın sürekli genişlemesi nedeniyle evrenin ömrü boyunca bile bizimkilerle asla etkileşime girmeyebilir. Örneğin, Dünya'dan gönderilen radyo mesajları, evren sonsuza kadar var olsa bile uzayın bazı bölgelerine asla ulaşamayabilir: uzay, ışığın geçebileceğinden daha hızlı genişleyebilir. ⓘ

Teleskoplarla gözlemlenebilen uzaysal bölgeye gözlemlenebilir evren denir ve bu gözlemcinin konumuna bağlıdır. Dünya ile gözlemlenebilir evrenin kenarı arasındaki uygun mesafe (günümüz de dahil olmak üzere belirli bir zamanda ölçülebilecek mesafe) 46 milyar ışık yılıdır (14 milyar parsek), bu da gözlemlenebilir evrenin çapını yaklaşık 93 milyar ışık yılı (28 milyar parsek) yapar. Gözlemlenebilir evrenin kenarından gelen ışığın kat ettiği mesafe, evrenin yaşı çarpı ışık hızı olan 13,8 milyar ışık yılına (4,2×10⁹ pc) çok yakındır, ancak bu herhangi bir zamandaki mesafeyi temsil etmez, çünkü gözlemlenebilir evrenin kenarı ve Dünya o zamandan beri birbirinden daha da uzaklaşmıştır. Karşılaştırma için, tipik bir galaksinin çapı 30.000 ışık yılıdır (9.198 parsek) ve iki komşu galaksi arasındaki tipik mesafe 3 milyon ışık yılıdır (919,8 kiloparsek). Örnek olarak, Samanyolu kabaca 100.000-180.000 ışık yılı çapındadır ve Samanyolu'na en yakın kardeş galaksi olan Andromeda Galaksisi kabaca 2,5 milyon ışık yılı uzaklıktadır. ⓘ

Gözlemlenebilir evrenin sınırının ötesindeki uzayı gözlemleyemediğimiz için, evrenin bütününün büyüklüğünün sonlu mu yoksa sonsuz mu olduğu bilinmemektedir. Tahminler, eğer sonlu ise, tüm evrenin gözlemlenebilir evrenden 250 kat daha büyük olması gerektiğini göstermektedir. Evrenin toplam büyüklüğüne ilişkin bazı tartışmalı tahminler, eğer sonlu ise $10^{10^{10^{122}}}$ Sınırsız Önerinin önerilen bir çözümünde ima edildiği gibi megaparsekler. ⓘ

Yaş ve genişleme

Astronomlar, Lambda-CDM modelinin Evren'in çok düzgün, sıcak, yoğun bir ilkel durumdan bugünkü durumuna evrimini doğru bir şekilde tanımladığını varsayarak ve modeli oluşturan kozmolojik parametreleri ölçerek Evren'in yaşını hesaplamaktadır. Bu model teorik olarak iyi anlaşılmakta ve WMAP ve Planck gibi son zamanlardaki yüksek hassasiyetli astronomik gözlemlerle desteklenmektedir. Genel olarak, uygun gözlemler kümesi kozmik mikrodalga arka plan anizotropisini, Tip Ia süpernovaları için parlaklık/kırmızıya kayma ilişkisini ve baryon akustik salınım özelliği de dahil olmak üzere büyük ölçekli galaksi kümelenmesini içerir. Hubble sabiti, galaksi kümelerinin bolluğu, zayıf yerçekimsel merceklenme ve küresel küme yaşları gibi diğer gözlemler genellikle bunlarla tutarlıdır ve modelin kontrol edilmesini sağlar, ancak şu anda daha az doğru bir şekilde ölçülmektedir. Lambda-CDM modelinin doğru olduğu varsayıldığında, çok sayıda deney tarafından çeşitli teknikler kullanılarak yapılan parametre ölçümleri, 2015 yılı itibariyle evrenin yaşı için 13,799 ± 0,021 milyar yıllık en iyi değeri vermektedir. ⓘ

Gökbilimciler Samanyolu galaksisinde yaklaşık 13,6 milyar yaşında yıldızlar keşfetmişlerdir. ⓘ

Zaman içinde evren ve içindekiler evrimleşmiştir; örneğin, kuasarların ve galaksilerin göreceli nüfusu değişmiş ve uzayın kendisi genişlemiştir. Bu genişleme nedeniyle, Dünya'daki bilim insanları 30 milyar ışık yılı uzaklıktaki bir galaksiden gelen ışığı, bu ışık sadece 13 milyar yıl boyunca seyahat etmiş olsa bile gözlemleyebilirler; aralarındaki uzay genişlemiştir. Bu genişleme, uzak galaksilerden gelen ışığın kırmızıya kaydığı gözlemiyle tutarlıdır; yayılan fotonlar yolculukları sırasında daha uzun dalga boylarına ve daha düşük frekansa gerilmiştir. Tip Ia süpernovalarının analizleri uzaysal genişlemenin hızlandığını göstermektedir. ⓘ

Evrende ne kadar çok madde varsa, maddenin karşılıklı çekim gücü de o kadar güçlü olur. Eğer evren çok yoğun olsaydı, kütleçekimsel bir tekilliğe doğru yeniden çökecekti. Ancak evrende çok az madde bulunsaydı, özçekim galaksiler ya da gezegenler gibi astronomik yapıların oluşması için çok zayıf olurdu. Büyük Patlama'dan bu yana evren monoton bir şekilde genişlemiştir. Belki de şaşırtıcı olmayan bir şekilde, evrenimiz metre küp başına yaklaşık 5 protona denk gelen doğru kütle-enerji yoğunluğuna sahiptir ve bu da son 13,8 milyar yıl boyunca genişlemesine izin vererek bugün gözlemlenen evrenin oluşması için zaman kazandırmıştır. ⓘ

Evrendeki parçacıklar üzerinde etkili olan ve genişleme hızını etkileyen dinamik kuvvetler vardır. 1998'den önce, evrendeki kütleçekimsel etkileşimlerin etkisiyle genişleme hızının zaman geçtikçe azalması bekleniyordu; bu nedenle evrende yavaşlama parametresi adı verilen ve çoğu kozmoloğun pozitif olmasını ve evrenin madde yoğunluğuyla ilişkili olmasını beklediği ek bir gözlemlenebilir nicelik vardır. 1998'de yavaşlama parametresi iki farklı grup tarafından negatif, yaklaşık -0.55 olarak ölçülmüştür ki bu da teknik olarak kozmik ölçek faktörünün ikinci türevinin ${\ddot {a}}$ son 5-6 milyar yılda pozitif olmuştur. Ancak bu hızlanma, Hubble parametresinin şu anda artmakta olduğu anlamına gelmez; ayrıntılar için yavaşlama parametresine bakınız. ⓘ

Uzayzaman

Uzayzamanlar tüm fiziksel olayların gerçekleştiği alanlardır. Uzayzamanların temel unsurları olaylardır. Herhangi bir uzayzamanda bir olay, benzersiz bir zamanda benzersiz bir konum olarak tanımlanır. Bir uzayzaman tüm olayların birleşimidir (bir doğrunun tüm noktalarının birleşimi olması gibi), resmi olarak bir manifold şeklinde düzenlenmiştir. ⓘ

Madde ve enerji gibi olaylar uzay-zamanı büker. Öte yandan kavisli uzay-zaman, madde ve enerjiyi belirli bir şekilde davranmaya zorlar. Birini diğeri olmadan düşünmenin bir anlamı yoktur. ⓘ

Evren, üç uzamsal boyut ve bir zamansal (zaman) boyuttan oluşan pürüzsüz bir uzay-zaman sürekliliği gibi görünmektedir (fiziksel evrenin uzay-zamanındaki bir olay bu nedenle dört koordinat kümesiyle tanımlanabilir: (x, y, z, t). Ortalama olarak, uzayın neredeyse düz olduğu (sıfıra yakın bir eğrilikle) gözlemlenmiştir, bu da Öklid geometrisinin Evren'in çoğunda yüksek doğrulukla deneysel olarak doğru olduğu anlamına gelir. Uzayzaman da, en azından gözlemlenebilir evrenin uzunluk ölçeğinde, bir küreye benzer şekilde basitçe bağlantılı bir topolojiye sahip gibi görünmektedir. Bununla birlikte, mevcut gözlemler evrenin daha fazla boyuta sahip olması (sicim teorisi gibi teoriler tarafından varsayılmaktadır) ve uzayzamanının iki boyutlu uzayların silindirik veya toroidal topolojilerine benzer şekilde çoklu bağlantılı bir küresel topolojiye sahip olması olasılığını dışlayamaz. Evrenin uzay-zamanı genellikle Öklidyen bir bakış açısıyla yorumlanır; uzay üç boyuttan, zaman ise bir boyuttan, yani "dördüncü boyuttan" oluşur. Fizikçiler uzay ve zamanı Minkowski uzayı adı verilen tek bir manifoldda birleştirerek çok sayıda fiziksel teoriyi basitleştirmiş ve evrenin hem süpergalaktik hem de atom altı seviyelerdeki işleyişini daha düzgün bir şekilde tanımlamışlardır. ⓘ

Uzay-zaman olayları uzamsal ve zamansal olarak kesin bir şekilde tanımlanmamakta, bunun yerine bir gözlemcinin hareketine göre göreceli olduğu bilinmektedir. Minkowski uzayı kütleçekimsiz evrene yaklaşır; genel göreliliğin sözde-Riemannian manifoldları madde ve kütleçekimli uzayzamanı tanımlar. ⓘ

Gerçek sadece mesafedir. Çizgi esasen sadece uzunluğu Ldir (siyahla gösterilen);r. koordine farklılıkları uç noktaları arasındadır (şöyle ki; Δx, Δy veya Δξ, Δη gibi) kendi çerçevelerinin referansıdır. (mavi ve kırmızı ile uyarlanarak belirtilmiştir). ⓘ

Evren'in, en, boy, yükseklik ve zaman (x,y,z,t) olmak üzere bilinen dört boyutu vardır. Uzun süre mekânsal ve zamansal boyutların doğada farklı ve birbirinden bağımsız olduğu düşünülmüştür, ancak özel görelilik kuramı ile, mekânsal ve zamansal ayrımların her bir tanesinin hareketi ile (sınırlar içinde) karşılıklı çevrimler (interconvertible) oluştuğu anlaşılmıştır. ⓘ

Şekil

Evrenin şekli için üç olası seçenek ⓘ

Genel görelilik, uzayzamanın kütle ve enerji (yerçekimi) tarafından nasıl eğrildiğini ve büküldüğünü açıklar. Evrenin topolojisi veya geometrisi hem gözlemlenebilir evrendeki yerel geometriyi hem de küresel geometriyi içerir. Kozmologlar genellikle birleşik koordinatlar adı verilen uzay-zamanın belirli bir uzay benzeri dilimi ile çalışırlar. Uzayzamanın gözlemlenebilen bölümü, kozmolojik ufku sınırlayan geriye doğru ışık konisidir. Kozmolojik ufuk (parçacık ufku ya da ışık ufku olarak da adlandırılır), parçacıkların evrenin yaşı boyunca gözlemciye kadar kat etmiş olabileceği maksimum mesafedir. Bu ufuk, evrenin gözlemlenebilir ve gözlemlenemez bölgeleri arasındaki sınırı temsil eder. Kozmolojik ufkun varlığı, özellikleri ve önemi belirli bir kozmolojik modele bağlıdır. ⓘ

Evren teorisinin gelecekteki evrimini belirleyen önemli bir parametre, evrenin ortalama madde yoğunluğunun bu yoğunluğun kritik bir değerine bölünmesi olarak tanımlanan yoğunluk parametresi Omega'dır (Ω). Bu, Ω'un 1'e eşit, 1'den küçük veya 1'den büyük olmasına bağlı olarak üç olası geometriden birini seçer. Bunlar sırasıyla düz, açık ve kapalı evrenler olarak adlandırılır. ⓘ

Kozmik Arka Plan Kaşifi (COBE), Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Sondası (WMAP) ve CMB'nin Planck haritaları da dahil olmak üzere gözlemler, Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) modelleri tarafından tanımlandığı gibi, evrenin sonlu bir yaşla sonsuz olduğunu göstermektedir. Dolayısıyla bu FLRW modelleri, şu anda karanlık madde ve karanlık enerjinin hakim olduğu düz, homojen bir evreni tanımlayan enflasyonist modelleri ve standart kozmoloji modelini desteklemektedir. ⓘ

Yaşam desteği

Evren ince ayarlı olabilir; İnce ayarlı evren hipotezi, evrende gözlemlenebilir yaşamın varlığına izin veren koşulların ancak belirli evrensel temel fiziksel sabitler çok dar bir değer aralığında olduğunda ortaya çıkabileceği önermesidir, böylece birkaç temel sabitten herhangi biri sadece biraz farklı olsaydı, evrenin maddenin, astronomik yapıların, element çeşitliliğinin veya anlaşıldığı şekliyle yaşamın oluşmasına ve gelişmesine elverişli olması pek olası olmazdı. Bu önerme filozoflar, bilim insanları, teologlar ve yaratılışçılığı savunanlar arasında tartışılmaktadır. ⓘ

Yaş

Büyük Patlama'dan günümüze dek geçen zamandır. Şu anki teori ve gözlemler, evren'in yaşının 13,5 ile 14 milyar yıl arasında olduğunu önermektedir Bu yaş aralığı birçok bilimsel araştırma projesinin görüş birliğiyle elde edilmiştir. Bu projeler arasında arka plan ışınımı ölçümlerini ve Evren'in genişlemesinin ölçümü için kullanılan diğer pek çok farklı yöntemi de içerir. Arka plan ışınımı ölçümleri Evren'in Büyük Patlama'dan bu yana olan soğuma süresini verir. ⓘ

Büyük patlamanın zaman ve mekanın mutlak başlangıç noktası olduğu, bütün bilim dünyası tarafından kabul edilmiş bir teori değildir. Farklı evren modelleri, kendi üzerine çöken ve yeniden genişleyen evren modelleri de farklı çevrelerde kabul gören evren teorilerindendir. ⓘ

Kompozisyon

Evren neredeyse tamamen karanlık enerji, karanlık madde ve sıradan maddeden oluşmaktadır. Diğer içerikler elektromanyetik radyasyon (evrenin toplam kütle enerjisinin %0,005 ila %0,01'ine yakınını oluşturduğu tahmin edilmektedir) ve antimaddedir. ⓘ

Tüm madde ve enerji türlerinin oranları evrenin tarihi boyunca değişmiştir. Evrende üretilen toplam elektromanyetik radyasyon miktarı son 2 milyar yılda 1/2 oranında azalmıştır. Günümüzde atomları, yıldızları, galaksileri ve yaşamı içeren sıradan madde, Evren'in içeriğinin yalnızca %4,9'unu oluşturmaktadır. Bu tür maddenin mevcut toplam yoğunluğu çok düşüktür; kabaca santimetre küp başına 4,5 × 10-31 gramdır ve her dört metreküp hacim için yalnızca bir proton mertebesinde bir yoğunluğa karşılık gelir. Hem karanlık enerjinin hem de karanlık maddenin doğası bilinmemektedir. Henüz tanımlanmamış gizemli bir madde biçimi olan karanlık madde, kozmik içeriğin %26,8'ini oluşturmaktadır. Boş uzayın enerjisi olan ve evrenin genişlemesinin hızlanmasına neden olan karanlık enerji ise içeriğin geri kalan %68,3'ünü oluşturuyor. ⓘ

Karanlık enerjili soğuk karanlık madde modelinde kümelerin ve büyük ölçekli filamentlerin oluşumu. Kareler, 43 milyon parseklik (veya 140 milyon ışık yılı) bir kutudaki yapıların 30 kırmızıya kaymadan günümüze kadar olan evrimini göstermektedir (sol üst z=30'dan sağ alt z=0'a). ⓘ

Dünya'ya en yakın süperkümelerin ve boşlukların haritası ⓘ

Madde, karanlık madde ve karanlık enerji, 300 milyon ışık yılından daha uzun uzunluk ölçeklerinde evren boyunca homojen bir şekilde dağılmıştır. Bununla birlikte, daha kısa uzunluk ölçeklerinde, madde hiyerarşik olarak kümelenme eğilimindedir; birçok atom yıldızlara, çoğu yıldız galaksilere, çoğu galaksi kümelere, süper kümelere ve son olarak büyük ölçekli galaktik filamentlere yoğunlaşır. Gözlemlenebilir evren 200 milyar kadar galaksi ve toplamda tahminen 1×10²⁴ yıldız (Dünya gezegenindeki tüm kum tanelerinden daha fazla yıldız) içerir. Tipik galaksiler on milyon (10⁷) kadar az yıldız içeren cücelerden bir trilyon (10¹²) yıldız içeren devlere kadar uzanır. Daha büyük yapılar arasında tipik olarak 10-150 Mpc (33 milyon-490 milyon ly) çapında boşluklar bulunur. Samanyolu, Yerel Galaksi Grubu'nda yer alır ve bu grup da Laniakea Süper Kümesi'nde bulunur. Bu süper küme 500 milyon ışık yılından fazla bir alana yayılırken, Yerel Grup 10 milyon ışık yılından fazla bir alana yayılır. Evren aynı zamanda geniş göreceli boşluk bölgelerine de sahiptir; bilinen en büyük boşluk 1,8 milyar ly (550 Mpc) genişliğindedir. ⓘ

Evrenin bugünkü içeriğinin 5 yıllık WMAP verileriyle (2008'den) ölçülen Büyük Patlama'dan 380.000 yıl sonrası ile karşılaştırılması. (Yuvarlama hataları nedeniyle bu sayıların toplamı %100 değildir). Bu, WMAP'in karanlık madde ve karanlık enerjiyi tanımlama becerisinin 2008'deki sınırlarını yansıtmaktadır. ⓘ

Gözlemlenebilir evren, süper kümelerden önemli ölçüde daha büyük ölçeklerde izotropiktir, yani evrenin istatistiksel özellikleri Dünya'dan gözlemlendiği gibi her yönde aynıdır. Evren, kabaca 2.72548 kelvin'lik bir termal denge kara cisim spektrumuna karşılık gelen oldukça izotropik mikrodalga radyasyonuyla yıkanmaktadır. Büyük ölçekli evrenin homojen ve izotropik olduğu hipotezi kozmolojik ilke olarak bilinir. Hem homojen hem de izotropik olan bir evren tüm bakış açılarından aynı görünür ve merkezi yoktur. ⓘ

Karanlık enerji

Evrenin genişlemesinin neden hızlandığına dair bir açıklama bulmak hâlâ zor. Genellikle, uzaya nüfuz ettiği varsayılan bilinmeyen bir enerji biçimi olan "karanlık enerjiye" atfedilir. Kütle-enerji eşdeğerliği temelinde, karanlık enerjinin yoğunluğu (~7 × 10-30 g/cm³), sıradan maddenin veya galaksilerdeki karanlık maddenin yoğunluğundan çok daha azdır. Bununla birlikte, mevcut karanlık enerji çağında, uzay boyunca tekdüze olduğu için evrenin kütle enerjisine hakimdir. ⓘ

Karanlık enerji için önerilen iki form, uzayı homojen bir şekilde dolduran sabit bir enerji yoğunluğu olan kozmolojik sabit ve enerji yoğunluğu zaman ve uzayda değişebilen dinamik nicelikler olan öz veya modüller gibi skaler alanlardır. Uzayda sabit olan skaler alanlardan gelen katkılar da genellikle kozmolojik sabite dahil edilir. Kozmolojik sabit, vakum enerjisine eşdeğer olacak şekilde formüle edilebilir. Çok az miktarda uzaysal homojensizliğe sahip skaler alanları kozmolojik sabitten ayırt etmek zor olacaktır. ⓘ

Karanlık madde

Karanlık madde, tüm elektromanyetik spektrumda görünmeyen, ancak evrendeki maddenin çoğunu oluşturan varsayımsal bir madde türüdür. Karanlık maddenin varlığı ve özellikleri, görünür madde, radyasyon ve evrenin büyük ölçekli yapısı üzerindeki kütleçekimsel etkilerinden çıkarılmaktadır. Sıcak karanlık maddenin bir formu olan nötrinolar dışında karanlık madde doğrudan tespit edilememiştir, bu da onu modern astrofiziğin en büyük gizemlerinden biri haline getirmektedir. Karanlık madde ışık ya da başka herhangi bir elektromanyetik radyasyonu önemli bir düzeyde ne yayar ne de soğurur. Karanlık maddenin evrendeki toplam kütle-enerjinin %26,8'ini ve toplam maddenin %84,5'ini oluşturduğu tahmin edilmektedir. ⓘ

Sıradan madde

Evrenin kütle enerjisinin geri kalan %4,9'u sıradan madde, yani atomlar, iyonlar, elektronlar ve bunların oluşturduğu nesnelerdir. Bu madde, galaksilerden gördüğümüz ışığın neredeyse tamamını üreten yıldızların yanı sıra yıldızlararası ve galaksilerarası ortamdaki yıldızlararası gazı, gezegenleri ve günlük hayatta çarpabileceğimiz, dokunabileceğimiz veya sıkıştırabileceğimiz tüm nesneleri içerir. Aslında, evrendeki sıradan maddenin büyük çoğunluğu görünmezdir, çünkü galaksiler ve kümeler içindeki görünür yıldızlar ve gaz, evrenin kütle-enerji yoğunluğuna sıradan madde katkısının yüzde 10'undan daha azını oluşturur. ⓘ

Sıradan madde genellikle dört halde (veya fazda) bulunur: katı, sıvı, gaz ve plazma. Bununla birlikte, deneysel tekniklerdeki gelişmeler, Bose-Einstein yoğuşmaları ve fermiyonik yoğuşmalar gibi daha önce teorik olarak bilinen diğer fazları da ortaya çıkarmıştır. ⓘ

Sıradan madde iki tür temel parçacıktan oluşur: kuarklar ve leptonlar. Örneğin, proton iki yukarı kuark ve bir aşağı kuarktan oluşur; nötron iki aşağı kuark ve bir yukarı kuarktan oluşur; ve elektron bir tür leptondur. Bir atom, proton ve nötronlardan oluşan bir atom çekirdeği ve çekirdeğin yörüngesinde dönen elektronlardan oluşur. Bir atomun kütlesinin çoğu baryonlardan oluşan çekirdeğinde yoğunlaştığı için, astronomlar sıradan maddeyi tanımlamak için genellikle baryonik madde terimini kullanırlar, ancak bu "baryonik maddenin" küçük bir kısmı elektronlardır. ⓘ

Büyük Patlama'dan kısa bir süre sonra, ilkel protonlar ve nötronlar, iki trilyon derecenin altında soğuyan erken evrenin kuark-gluon plazmasından oluşmuştur. Birkaç dakika sonra, Big Bang nükleosentezi olarak bilinen bir süreçte, ilkel proton ve nötronlardan çekirdekler oluştu. Bu nükleosentez daha hafif elementleri, lityum ve berilyuma kadar küçük atom numaralarına sahip olanları oluşturdu, ancak daha ağır elementlerin bolluğu artan atom numarasıyla keskin bir şekilde düştü. Bu sırada bir miktar bor oluşmuş olabilir, ancak bir sonraki daha ağır element olan karbon önemli miktarlarda oluşmamıştır. Büyük Patlama nükleosentezi, genişleyen evrenin sıcaklık ve yoğunluğundaki hızlı düşüş nedeniyle yaklaşık 20 dakika sonra durdu. Daha ağır elementlerin sonraki oluşumu yıldız nükleosentezi ve süpernova nükleosentezinden kaynaklanmıştır. ⓘ

Parçacıklar

Temel parçacıkların standart modeli: 12 temel fermiyon ve 4 temel bozon. Kahverengi halkalar hangi bozonların (kırmızı) hangi fermiyonlarla (mor ve yeşil) çiftleştiğini gösterir. Sütunlar üç madde (fermiyonlar) ve bir kuvvet (bozonlar) neslidir. İlk üç sütunda iki sıra kuark ve iki lepton içerir. Üstteki iki satırın sütunları sırasıyla yukarı (u) ve aşağı (d) kuarkları, tılsım (c) ve garip (s) kuarkları, üst (t) ve alt (b) kuarkları, foton (γ) ve gluon (g) içerir. Alttaki iki satırın sütunları elektron nötrino (νe) ve elektron (e), müon nötrino (ν_μ) ve müon (μ), tau nötrino (ν_τ) ve tau (τ) ile zayıf kuvvetin Z⁰ ve W^± taşıyıcılarını içerir. Her parçacık için kütle, yük ve spin listelenmiştir. ⓘ

Sıradan madde ve madde üzerinde etkili olan kuvvetler temel parçacıklar cinsinden tanımlanabilir. Bu parçacıklar bazen temel olarak tanımlanır, çünkü bilinmeyen bir alt yapıya sahiptirler ve daha küçük ve hatta daha temel parçacıklardan oluşup oluşmadıkları bilinmemektedir. Merkezi öneme sahip olan Standart Model, elektromanyetik etkileşimler ile zayıf ve güçlü nükleer etkileşimlerle ilgilenen bir teoridir. Standart Model, maddeyi oluşturan parçacıkların varlığının deneysel olarak doğrulanmasıyla desteklenmektedir: kuarklar ve leptonlar ve bunlara karşılık gelen "antimadde" ikililerinin yanı sıra etkileşimlere aracılık eden kuvvet parçacıkları: foton, W ve Z bozonları ve gluon. Standart Model, yakın zamanda keşfedilen ve evrende parçacıklara kütle kazandırabilen bir alanın tezahürü olan bir parçacık olan Higgs bozonunun varlığını öngörmüştür. Çok çeşitli deneysel sonuçları açıklamadaki başarısı nedeniyle, Standart Model bazen "neredeyse her şeyin teorisi" olarak kabul edilir. Ancak Standart Model kütle çekimini içermemektedir. Gerçek bir kuvvet-parçacık "her şeyin teorisi" henüz elde edilememiştir. ⓘ

Hadronlar

Hadron, güçlü kuvvet tarafından bir arada tutulan kuarklardan oluşan bileşik bir parçacıktır. Hadronlar iki aileye ayrılır: üç kuarktan oluşan baryonlar (protonlar ve nötronlar gibi) ve bir kuark ve bir antikuarktan oluşan mezonlar (pionlar gibi). Hadronlardan protonlar kararlıdır ve atom çekirdeklerine bağlı nötronlar kararlıdır. Diğer hadronlar olağan koşullar altında kararsızdır ve bu nedenle modern evrenin önemsiz bileşenleridir. Büyük Patlama'dan yaklaşık 10-6 saniye sonra, hadron çağı olarak bilinen bir dönemde, evrenin sıcaklığı kuarkların hadronlar halinde birbirine bağlanmasına izin verecek kadar düşmüş ve evrenin kütlesine hadronlar hakim olmuştur. Başlangıçta sıcaklık, madde ve antimaddeyi termal dengede tutan hadron/anti-hadron çiftlerinin oluşumuna izin verecek kadar yüksekti. Ancak, evrenin sıcaklığı düşmeye devam ettikçe, hadron/anti-hadron çiftleri artık üretilmiyordu. Hadronların ve anti-hadronların çoğu daha sonra parçacık-antiparçacık yok olma reaksiyonlarında elimine edildi ve evren yaklaşık bir saniye yaşındayken geriye küçük bir hadron kalıntısı kaldı. ⓘ

Leptonlar

Bir lepton, güçlü etkileşimlere girmeyen ancak Pauli dışlama ilkesine tabi olan temel, yarım tamsayı spinli bir parçacıktır; aynı türden iki lepton aynı anda tam olarak aynı durumda olamaz. İki ana lepton sınıfı mevcuttur: yüklü leptonlar (elektron benzeri leptonlar olarak da bilinir) ve nötr leptonlar (daha çok nötrinolar olarak bilinir). Elektronlar kararlı ve evrendeki en yaygın yüklü lepton iken, müonlar ve taular kozmik ışınları içeren veya parçacık hızlandırıcılarında gerçekleştirilenler gibi yüksek enerjili çarpışmalarda üretildikten sonra hızla bozunan kararsız parçacıklardır. Yüklü leptonlar diğer parçacıklarla birleşerek atom ve pozitronyum gibi çeşitli bileşik parçacıklar oluşturabilir. Elektron, atomlarda bulunduğu ve tüm kimyasal özelliklere doğrudan bağlı olduğu için neredeyse tüm kimyayı yönetir. Nötrinolar nadiren herhangi bir şeyle etkileşime girer ve sonuç olarak nadiren gözlemlenir. Nötrinolar evren boyunca akar ancak normal madde ile nadiren etkileşime girer. ⓘ

Lepton çağı, erken evrenin evriminde leptonların evrenin kütlesine hakim olduğu dönemdir. Büyük Patlama'dan yaklaşık 1 saniye sonra, hadron çağının sonunda hadronların ve anti-hadronların çoğunun birbirini yok etmesinden sonra başlamıştır. Lepton dönemi sırasında evrenin sıcaklığı hala lepton/anti-lepton çiftleri oluşturacak kadar yüksekti, bu nedenle leptonlar ve anti-leptonlar termal dengedeydi. Büyük Patlama'dan yaklaşık 10 saniye sonra, evrenin sıcaklığı lepton/anti-lepton çiftlerinin artık yaratılmadığı noktaya düşmüştür. Leptonların ve anti-leptonların çoğu yok olma reaksiyonlarında elimine edildi ve geriye küçük bir lepton kalıntısı kaldı. Evrenin kütlesi, bir sonraki foton çağına girerken fotonlar tarafından domine edildi. ⓘ

Fotonlar

Foton, ışığın ve diğer tüm elektromanyetik radyasyon biçimlerinin kuantumudur. Sanal fotonlar aracılığıyla durağan haldeyken bile elektromanyetik kuvvetin kuvvet taşıyıcısıdır. Bu kuvvetin etkileri mikroskobik ve makroskobik düzeyde kolayca gözlemlenebilir çünkü fotonun durağan kütlesi sıfırdır; bu da uzun mesafeli etkileşimlere izin verir. Tüm temel parçacıklar gibi fotonlar da şu anda en iyi kuantum mekaniği ile açıklanmakta ve dalga-parçacık ikiliği sergileyerek dalgaların ve parçacıkların özelliklerini sergilemektedir. ⓘ

Foton dönemi, lepton döneminin sonunda, Büyük Patlama'dan yaklaşık 10 saniye sonra çoğu lepton ve anti-leptonun yok olmasından sonra başlamıştır. Atom çekirdekleri foton çağının ilk birkaç dakikasında meydana gelen nükleosentez sürecinde yaratılmıştır. Foton döneminin geri kalanında evren çekirdeklerden, elektronlardan ve fotonlardan oluşan sıcak ve yoğun bir plazma içeriyordu. Büyük Patlama'dan yaklaşık 380.000 yıl sonra Evren'in sıcaklığı, çekirdeklerin elektronlarla birleşerek nötr atomları oluşturabileceği noktaya düştü. Sonuç olarak, fotonlar artık madde ile sık sık etkileşime girmedi ve evren şeffaflaştı. Bu döneme ait yüksek oranda kırmızıya kaymış fotonlar kozmik mikrodalga arka planını oluşturur. CMB'de tespit edilebilen sıcaklık ve yoğunluktaki küçük değişimler, sonraki tüm yapı oluşumlarının gerçekleştiği erken "tohumlar" olmuştur.

Kozmolojik modeller

Genel göreliliğe dayalı evren modeli

Genel görelilik, Albert Einstein tarafından 1915 yılında yayınlanan geometrik kütle çekim teorisidir ve modern fizikte kütle çekimin güncel tanımıdır. Evrenin mevcut kozmolojik modellerinin temelini oluşturur. Genel görelilik, özel göreliliği ve Newton'un evrensel çekim yasasını genelleştirerek, uzay ve zamanın veya uzayzamanın geometrik bir özelliği olarak yerçekiminin birleşik bir tanımını sağlar. Özellikle, uzayzamanın eğriliği, mevcut madde ve radyasyonun enerji ve momentumuyla doğrudan ilişkilidir. Bu ilişki, kısmi diferansiyel denklemlerden oluşan bir sistem olan Einstein alan denklemleri tarafından belirlenir. Genel görelilikte, madde ve enerjinin dağılımı uzayzamanın geometrisini belirler ve bu da maddenin ivmesini tanımlar. Bu nedenle, Einstein alan denklemlerinin çözümleri evrenin evrimini tanımlar. Evrendeki maddenin miktarı, türü ve dağılımına ilişkin ölçümlerle birleştirildiğinde, genel görelilik denklemleri evrenin zaman içindeki evrimini tanımlar. ⓘ

Kozmolojik ilkenin evrenin her yerde homojen ve izotropik olduğu varsayımıyla, evreni tanımlayan alan denklemlerinin özel bir çözümü Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker metriği olarak adlandırılan metrik tensördür,

$ds^{2}=-c^{2}dt^{2}+R(t)^{2}\left({\frac {dr^{2}}{1-kr^{2}}}+r^{2}d\theta ^{2}+r^{2}\sin ^{2}\theta \,d\phi ^{2}\right)$

Burada (r, θ, φ) küresel bir koordinat sistemine karşılık gelir. Bu metrik sadece iki belirsiz parametreye sahiptir. Genel boyutsuz uzunluk ölçeği faktörü R, zamanın bir fonksiyonu olarak evrenin boyut ölçeğini tanımlar; R'deki bir artış evrenin genişlemesidir. Bir eğrilik indeksi k geometriyi tanımlar. İndeks k, sadece üç değerden birini alabilecek şekilde tanımlanmıştır: 0, düz Öklid geometrisine karşılık gelir; 1, pozitif eğriliğe sahip bir uzaya karşılık gelir; veya -1, pozitif veya negatif eğriliğe sahip bir uzaya karşılık gelir. R'nin t zamanının bir fonksiyonu olarak değeri k ve kozmolojik sabit Λ'ya bağlıdır. Kozmolojik sabit, uzay boşluğunun enerji yoğunluğunu temsil eder ve karanlık enerjiyle ilişkilendirilebilir. R'nin zamanla nasıl değiştiğini açıklayan denklem, mucidi Alexander Friedmann'a atfen Friedmann denklemi olarak bilinir. ⓘ

R(t) için çözümler k ve Λ'ya bağlıdır, ancak bu tür çözümlerin bazı niteliksel özellikleri geneldir. Birincisi ve en önemlisi, evrenin R uzunluk ölçeği ancak evren pozitif eğrilikle (k=1) mükemmel izotropikse ve ilk olarak Albert Einstein tarafından belirtildiği gibi her yerde kesin bir yoğunluk değerine sahipse sabit kalabilir. Ancak, bu denge kararsızdır: evren daha küçük ölçeklerde homojen olmadığından, R zaman içinde değişmelidir. R değiştiğinde, evrendeki tüm uzaysal mesafeler de değişir; uzayın kendisinde genel bir genişleme veya daralma olur. Bu, galaksilerin birbirinden uzaklaşıyor gibi göründüğü gözlemini açıklar; aralarındaki boşluk gerilmektedir. Uzayın esnemesi aynı zamanda 13,8 milyar yıl önce aynı noktadan başlamalarına ve asla ışık hızından daha hızlı hareket etmemelerine rağmen iki galaksinin birbirinden 40 milyar ışık yılı uzakta olabileceği paradoksunu da açıklar. ⓘ

İkinci olarak, tüm çözümler geçmişte R'nin sıfıra gittiği, madde ve enerjinin sonsuz yoğunlukta olduğu bir kütleçekimsel tekillik olduğunu öne sürmektedir. Bu sonuç, mükemmel homojenlik ve izotropi (kozmolojik ilke) gibi şüpheli varsayımlara dayandığı ve yalnızca kütleçekimsel etkileşimin önemli olduğu için belirsiz gibi görünebilir. Ancak Penrose-Hawking tekillik teoremleri, çok genel koşullar için bir tekilliğin var olması gerektiğini göstermektedir. Dolayısıyla, Einstein'ın alan denklemlerine göre R, bu tekilliğin hemen ardından (R küçük, sonlu bir değere sahipken) var olan hayal edilemeyecek kadar sıcak, yoğun bir durumdan hızla büyüdü; bu, evrenin Büyük Patlama modelinin özüdür. Büyük Patlama'nın tekilliğini anlamak muhtemelen henüz formüle edilmemiş olan bir kuantum kütleçekim teorisi gerektirmektedir. ⓘ

Üçüncü olarak, eğrilik indeksi k, yeterince büyük uzunluk ölçeklerinde (yaklaşık bir milyar ışık yılından daha büyük) ortalaması alınan uzayzamanın ortalama uzaysal eğriliğinin işaretini belirler. Eğer k=1 ise, eğrilik pozitiftir ve evren sonlu bir hacme sahiptir. Pozitif eğriliğe sahip bir evren genellikle dört boyutlu bir uzaya gömülü üç boyutlu bir küre olarak görselleştirilir. Tersine, eğer k sıfır veya negatif ise, evren sonsuz bir hacme sahiptir. Sonsuz ve yine de sonsuz yoğunlukta bir evrenin R=0 iken Büyük Patlama'da tek bir anda yaratılmış olması sezgiye aykırı görünebilir, ancak k 1'e eşit olmadığında matematiksel olarak tam da bu öngörülmektedir. Benzetme yapmak gerekirse, sonsuz bir düzlem sıfır eğriliğe ancak sonsuz alana sahipken, sonsuz bir silindir bir yönde sonludur ve bir torus her iki yönde de sonludur. Toroidal bir evren, periyodik sınır koşullarına sahip normal bir evren gibi davranabilir. ⓘ

Evrenin nihai kaderi hala bilinmemektedir çünkü kritik olarak eğrilik indeksi k ve kozmolojik sabit Λ'ya bağlıdır. Eğer evren yeterince yoğun olsaydı, k +1'e eşit olurdu, bu da evrenin ortalama eğriliğinin pozitif olduğu ve evrenin sonunda Büyük Çöküş'te yeniden çökeceği ve muhtemelen Büyük Sıçrama'da yeni bir evren başlatacağı anlamına gelir. Tersine, eğer evren yeterince yoğun olmasaydı, k 0 ya da -1'e eşit olacak ve evren sonsuza kadar genişleyecek, soğuyacak ve sonunda Büyük Donma'ya ve evrenin ısı ölümüne ulaşacaktı. Modern veriler, evrenin genişleme hızının başlangıçta beklendiği gibi azalmadığını, aksine arttığını göstermektedir; bu sonsuza kadar devam ederse, evren sonunda bir Büyük Yırtılmaya ulaşabilir. Gözlemsel olarak evren, yeniden çökme ve sonsuz genişleme arasındaki kritik değere çok yakın bir genel yoğunlukla düz (k = 0) gibi görünmektedir. ⓘ

Çoklu evren hipotezi

Bazı spekülatif teoriler, evrenimizin, toplu olarak çoklu evren olarak adlandırılan ve evrenin daha sınırlı tanımlarına meydan okuyan veya bunları geliştiren bir dizi bağlantısız evrenden yalnızca biri olduğunu öne sürmüştür. Bilimsel çoklu evren modelleri, alternatif bilinç düzlemleri ve simüle edilmiş gerçeklik gibi kavramlardan farklıdır. ⓘ

Max Tegmark, bilim insanlarının çeşitli Fizik problemlerine yanıt olarak önerdikleri farklı çoklu evren türleri için dört bölümlü bir sınıflandırma şeması geliştirmiştir. Bu tür çoklu evrenlere bir örnek, erken evrenin kaotik şişme modelinden kaynaklanan evrendir. Bir diğeri ise kuantum mekaniğinin çoklu dünyalar yorumundan kaynaklanan çoklu evrendir. Bu yorumda paralel dünyalar kuantum süperpozisyon ve dekoheransa benzer bir şekilde oluşturulur ve dalga fonksiyonlarının tüm durumları ayrı dünyalarda gerçekleştirilir. Etkili bir şekilde, çoklu dünyalar yorumunda çoklu evren evrensel bir dalga fonksiyonu olarak gelişir. Eğer çoklu evrenimizi yaratan Büyük Patlama bir çoklu evrenler topluluğu yarattıysa, topluluğun dalga fonksiyonu bu anlamda dolaşık olacaktır. ⓘ

Tegmark'ın şemasındaki en az tartışmalı, ancak hala oldukça tartışmalı olan çoklu evren kategorisi Seviye I'dir. Bu seviyedeki çoklu evrenler "kendi evrenimizdeki" uzak uzay-zaman olaylarından oluşur. Tegmark ve diğerleri, eğer uzay sonsuzsa ya da yeterince büyük ve tekdüze ise, Dünya'nın tüm Hubble hacminin tarihinin özdeş örneklerinin, sadece şans eseri, sık sık meydana geldiğini ileri sürmüşlerdir. Tegmark, en yakın doppelgänger'in bizden 10¹⁰¹¹⁵ metre uzakta olduğunu hesaplamıştır (googolplex'ten daha büyük bir çift üstel fonksiyon). Ancak kullanılan argümanlar spekülatif niteliktedir. Ayrıca, özdeş bir Hubble hacminin varlığını bilimsel olarak doğrulamak mümkün değildir. ⓘ

Her biri var olan ancak birbirleriyle etkileşime giremeyen bağlantısız uzayzamanları düşünmek mümkündür. Bu kavramın kolayca görselleştirilebilen bir metaforu, bir sabun köpüğünde yaşayan gözlemcilerin diğer sabun köpüklerindekilerle prensipte bile etkileşime giremediği bir grup ayrı sabun köpüğüdür. Yaygın bir terminolojiye göre, uzayzamanın her bir "sabun köpüğü" bir evren olarak ifade edilirken, bizim özel uzayzamanımız evren olarak ifade edilir, tıpkı ayımızı Ay olarak adlandırdığımız gibi. Bu ayrı uzayzamanların bütünü ise çoklu evren olarak adlandırılır. Bu terminolojiyle, farklı evrenler nedensel olarak birbirlerine bağlı değildir. Prensip olarak, diğer bağlantısız evrenler farklı uzay-zaman boyutlarına ve topolojilerine, farklı madde ve enerji biçimlerine ve farklı fiziksel yasalara ve fiziksel sabitlere sahip olabilir, ancak bu tür olasılıklar tamamen spekülatiftir. Diğerleri kaotik enflasyonun bir parçası olarak yaratılan çeşitli baloncukların her birini ayrı evrenler olarak görmektedir, ancak bu modelde bu evrenlerin hepsi nedensel bir kökeni paylaşmaktadır. ⓘ

Tarihsel kavramlar

Tarihsel olarak, kozmos (kozmolojiler) ve onun kökeni (kozmogoniler) hakkında pek çok fikir ortaya atılmıştır. Fiziksel yasalar tarafından yönetilen kişisel olmayan bir evren teorileri ilk olarak Yunanlılar ve Hintliler tarafından ortaya atılmıştır. Antik Çin felsefesi hem tüm uzayı hem de tüm zamanı kapsayan bir evren kavramını benimsemiştir. Yüzyıllar boyunca, astronomik gözlemler ile hareket ve yerçekimi teorilerindeki gelişmeler evrenin giderek daha doğru tanımlanmasına yol açmıştır. Modern kozmoloji çağı, Albert Einstein'ın 1915'te ortaya attığı genel görelilik teorisiyle başlamış ve bu teori evrenin bir bütün olarak kökenini, evrimini ve sonucunu niceliksel olarak tahmin etmeyi mümkün kılmıştır. Kabul gören modern kozmoloji teorilerinin çoğu genel göreliliğe ve daha spesifik olarak öngörülen Büyük Patlama'ya dayanmaktadır. ⓘ

Mitolojiler

Birçok kültürde dünyanın ve evrenin kökenini anlatan hikâyeler vardır. Kültürler genellikle bu hikayelerin bazı gerçeklere dayandığını düşünürler. Bununla birlikte, doğaüstü bir kökene inananlar arasında bu hikayelerin nasıl uygulandığına dair, evreni şu anki haliyle doğrudan yaratan bir tanrıdan sadece "çarkları harekete geçiren" bir tanrıya (örneğin büyük patlama ve evrim gibi mekanizmalar yoluyla) kadar değişen birçok farklı inanç vardır. ⓘ

Mitleri inceleyen etnologlar ve antropologlar, yaratılış hikayelerinde ortaya çıkan çeşitli temalar için çeşitli sınıflandırma şemaları geliştirmişlerdir. Örneğin, bir tür hikayede dünya bir dünya yumurtasından doğar; bu tür hikayeler arasında Fin epik şiiri Kalevala, Çin hikayesi Pangu veya Hint Brahmanda Purana yer alır. İlgili hikayelerde evren, Tibet Budizmi'nin Adi-Buddha kavramı, eski Yunan'ın Gaia (Toprak Ana) hikayesi, Aztek tanrıçası Coatlicue efsanesi, eski Mısır tanrısı Atum hikayesi ve İbrahimi Tanrı'nın evreni yarattığı Yahudi-Hıristiyan Yaratılış anlatısında olduğu gibi, tek bir varlığın kendi kendine bir şeyler yayması veya üretmesi ile yaratılır. Bir başka hikaye türünde ise evren, Maorilerin Rangi ve Papa hikayesinde olduğu gibi, erkek ve dişi tanrıların birleşmesinden yaratılmıştır. Diğer hikayelerde evren, Babil destanı Enuma Elish'te Tiamat'tan ya da İskandinav mitolojisinde dev Ymir'den olduğu gibi ölü bir tanrının cesedi gibi önceden var olan malzemelerden ya da Japon mitolojisindeki Izanagi ve Izanami'de olduğu gibi kaotik malzemelerden işlenerek yaratılır. Diğer hikayelerde ise evren Brahman ve Prakrti, Sererlerin yaratılış efsanesi ya da Tao'nun yin ve yang'ı gibi temel ilkelerden doğar. ⓘ

Felsefi modeller

Sokrates öncesi Yunan filozofları ve Hint filozofları evrene dair en eski felsefi kavramlardan bazılarını geliştirmişlerdir. İlk Yunan filozofları görünüşlerin aldatıcı olabileceğine dikkat çekmiş ve görünüşlerin ardında yatan gerçekliği anlamaya çalışmışlardır. Özellikle maddenin biçim değiştirme yeteneğine dikkat çekmişler (örneğin buzdan suya ve buhara) ve birkaç filozof dünyadaki tüm fiziksel materyallerin tek bir ilksel materyalin ya da arkhe'nin farklı biçimleri olduğunu öne sürmüştür. Bunu ilk yapan, bu maddenin su olduğunu öne süren Thales olmuştur. Thales'in öğrencisi Anaximander, her şeyin sınırsız apeirondan geldiğini öne sürmüştür. Anaksimenes, arkhe'nin yoğunlaşmasına ya da farklı biçimlere ayrışmasına neden olan çekici ve itici nitelikleri nedeniyle ilksel maddenin hava olduğunu öne sürmüştür. Anaksagoras Nous (Akıl) ilkesini önerirken, Herakleitos ateşi önerdi (ve logos'tan bahsetti). Empedokles elementlerin toprak, su, hava ve ateş olduğunu öne sürmüştür. Onun dört element modeli çok popüler oldu. Pisagor gibi Platon da her şeyin sayılardan oluştuğuna ve Empedokles'in elementlerinin Platonik katılar şeklini aldığına inanıyordu. Demokritos ve daha sonraki filozoflar - özellikle de Leucippus - evrenin bir boşlukta (vakum) hareket eden bölünemez atomlardan oluştuğunu öne sürmüşlerdir, ancak Aristoteles bunun mümkün olduğuna inanmamıştır çünkü hava da su gibi harekete karşı direnç gösterir. Hava bir boşluğu doldurmak için hemen içeri girecektir ve dahası, direnç olmadan bunu sonsuz bir hızla yapacaktır. ⓘ

Herakleitos ebedi değişimi savunmuş olsa da, çağdaşı Parmenides tüm değişimin bir yanılsama olduğunu, altta yatan gerçekliğin ebediyen değişmez ve tek bir doğaya sahip olduğunu radikal bir şekilde öne sürmüştür. Parmenides bu gerçekliği τὸ ἐν (Bir) olarak adlandırdı. Parmenides'in fikri pek çok Yunanlıya mantıksız görünmüş, ancak öğrencisi Elealı Zeno birkaç ünlü paradoksla onlara meydan okumuştur. Aristoteles bu paradokslara potansiyel sayılabilir sonsuzluk kavramını ve sonsuza kadar bölünebilir sürekliliği geliştirerek yanıt vermiştir. Zamanın ebedi ve değişmez döngülerinin aksine, dünyanın göksel küreler tarafından sınırlandırıldığına ve kümülatif yıldız büyüklüğünün yalnızca sonlu çarpımsal olduğuna inanıyordu. ⓘ

Vaisheshika okulunun kurucusu Hintli filozof Kanada, atomculuk kavramını geliştirmiş ve ışık ile ısının aynı maddenin çeşitleri olduğunu öne sürmüştür. MS 5. yüzyılda Budist atomcu filozof Dignāga atomların nokta büyüklüğünde, süresiz ve enerjiden yapıldığını öne sürmüştür. Maddenin varlığını reddetmişler ve hareketin bir enerji akımının anlık parıltılarından oluştuğunu öne sürmüşlerdir. ⓘ

Zamansal sonluluk kavramı, üç İbrahimi din tarafından paylaşılan yaratılış doktrininden esinlenmiştir: Yahudilik, Hıristiyanlık ve İslam. Hıristiyan filozof John Philoponus, Antik Yunan'ın sonsuz geçmiş ve gelecek kavramına karşı felsefi argümanlar sunmuştur. Philoponus'un sonsuz geçmişe karşı argümanları erken dönem Müslüman filozof Al-Kindi (Alkindus); Yahudi filozof Saadia Gaon (Saadia ben Joseph); ve Müslüman teolog Al-Ghazali (Algazel) tarafından kullanılmıştır. ⓘ

Astronomik kavramlar

MÖ 3. yüzyılda Aristarchus'un soldan sağa Güneş, Dünya ve Ay'ın göreli büyüklükleri üzerine yaptığı hesaplamalar, MS 10. yüzyıla ait bir Yunan kopyasından. ⓘ

Astronomi, evreni okyanusta yüzen düz bir disk olarak gören Babilli astronomlarla başladıktan kısa bir süre sonra evrenin astronomik modelleri önerilmiştir ve bu, Anaximander ve Miletli Hecataeus'unki gibi erken Yunan haritalarının temelini oluşturur. ⓘ

Gök cisimlerinin hareketlerini gözlemleyen daha sonraki Yunan filozofları, deneysel kanıtlara daha derinlemesine dayanan evren modelleri geliştirmekle ilgilenmişlerdir. İlk tutarlı model Knidoslu Eudoxus tarafından önerilmiştir. Aristoteles'in modele getirdiği fiziksel yoruma göre, göksel küreler sabit bir Dünya'nın etrafında sonsuza dek tekdüze bir hareketle dönmektedir. Normal madde tamamen yeryüzü küresi içinde yer alır. ⓘ

De Mundo (MÖ 250'den önce ya da MÖ 350 ile 200 yılları arasında yazılmıştır), "Beş bölgedeki kürelerde yer alan beş element, her durumda daha küçük olan daha büyük olanla çevrilidir - yani, su ile çevrili toprak, hava ile su, hava ile ateş ve ateş ile eter - tüm evreni oluşturur" demiştir. ⓘ

Bu model Callippus tarafından da geliştirilmiş ve eşmerkezli küreler terk edildikten sonra Batlamyus tarafından astronomik gözlemlerle neredeyse mükemmel bir uyum içine sokulmuştur. Böyle bir modelin başarısı büyük ölçüde, herhangi bir fonksiyonun (bir gezegenin konumu gibi) bir dizi dairesel fonksiyona (Fourier modları) ayrıştırılabileceği matematiksel gerçeğinden kaynaklanmaktadır. Pisagorcu filozof Philolaus gibi diğer Yunan bilim adamları (Stobaeus'un anlattığına göre) evrenin merkezinde Dünya, Güneş, Ay ve gezegenlerin tekdüze dairesel hareketlerle etrafında döndüğü bir "merkezi ateş" olduğunu varsaymışlardır. ⓘ

Yunan astronom Samoslu Aristarchus, güneş merkezli bir evren modeli öneren bilinen ilk kişidir. Orijinal metin kaybolmuş olsa da, Arşimet'in The Sand Reckoner adlı kitabında yer alan bir referans Aristarkus'un güneş merkezli modelini tanımlamaktadır. Arşimet şöyle yazmıştır:

Kral Gelon, evrenin çoğu astronom tarafından merkezi Dünya'nın merkezi olan ve yarıçapı Güneş'in merkezi ile Dünya'nın merkezi arasındaki düz çizgiye eşit olan küreye verilen isim olduğunun farkındasınızdır. Astronomlardan duyduğunuz yaygın açıklama budur. Ancak Aristarkus, bazı hipotezlerden oluşan bir kitap ortaya koymuştur; burada, yapılan varsayımların bir sonucu olarak, evrenin az önce bahsedilen evrenden çok daha büyük olduğu ortaya çıkmaktadır. Hipotezleri, sabit yıldızların ve Güneş'in hareketsiz kaldığı, Dünya'nın Güneş'in etrafında bir dairenin çevresinde döndüğü, Güneş'in yörüngenin ortasında yer aldığı ve Güneş'le aynı merkezde bulunan sabit yıldızlar küresinin o kadar büyük olduğudur ki, Dünya'nın içinde döndüğünü varsaydığı daire, kürenin merkezinin yüzeyine taşıdığı gibi sabit yıldızların uzaklığıyla orantılıdır. ⓘ

Aristarchus bu nedenle yıldızların çok uzakta olduğuna inanıyordu ve yıldız paralaksının gözlemlenmemesinin, yani Dünya Güneş etrafında hareket ederken yıldızların birbirlerine göre hareket etmediğinin gözlemlenmemesinin nedeni olarak bunu görüyordu. Yıldızlar aslında eski zamanlarda genel olarak varsayılan mesafeden çok daha uzaktadır, bu nedenle yıldız paralaksı yalnızca hassas aletlerle tespit edilebilir. Gezegensel paralaks ile tutarlı olan yermerkezli modelin, paralel fenomen olan yıldız paralaksının gözlemlenememesine bir açıklama getirdiği varsayılmıştır. Plutarkhos'tan alınan aşağıdaki pasajın da gösterdiği gibi, güneş merkezli görüşün reddi oldukça güçlüydü (Ay'ın Yörüngesindeki Görünür Yüz Üzerine):

Cleanthes [Aristarchus'un çağdaşı ve Stoacıların başı] Samoslu Aristarchus'u Evrenin Ocağı'nı [yani Dünya'yı] harekete geçirdiği için dinsizlikle suçlamanın Yunanlıların görevi olduğunu düşünüyordu... Göğün hareketsiz kaldığını ve Dünya'nın kendi ekseni etrafında dönerken aynı zamanda eğik bir daire çizdiğini varsayıyordu ⓘ

Flammarion gravür, Paris 1888 ⓘ

Antik çağda Aristarkus'un güneş merkezli modelini destekleyen ve ismi bilinen tek astronom, Aristarkus'tan bir yüzyıl sonra yaşamış Helenistik bir astronom olan Seleukoslu Seleukos'tur. Plutarkhos'a göre, Seleukos güneş merkezli sistemi akıl yürütme yoluyla kanıtlayan ilk kişiydi, ancak hangi argümanları kullandığı bilinmemektedir. Seleukos'un güneş merkezli kozmolojiye dair argümanları muhtemelen gelgit olgusuyla ilgiliydi. Strabon'a göre (1.1.9), Selevkos gelgitlerin Ay'ın çekiminden kaynaklandığını ve gelgitlerin yüksekliğinin Ay'ın Güneş'e göre konumuna bağlı olduğunu söyleyen ilk kişidir. Alternatif olarak, güneş merkezliliği geometrik bir modelin sabitlerini belirleyerek ve daha sonra Nicolaus Copernicus'un 16. yüzyılda yaptığı gibi bu modeli kullanarak gezegen konumlarını hesaplamak için yöntemler geliştirerek kanıtlamış olabilir. Ortaçağ boyunca güneş merkezli modeller Hintli astronom Aryabhata ve İranlı astronomlar Albumasar ve Al-Sijzi tarafından da önerilmiştir. ⓘ

Thomas Digges tarafından 1576'da Kopernik Evreni Modeli, yıldızların artık bir küre ile sınırlı olmadığı, gezegenleri çevreleyen uzay boyunca eşit bir şekilde yayıldığı değişikliğiyle. ⓘ

Aristotelesçi model Batı dünyasında yaklaşık iki bin yıl boyunca kabul görmüştür; ta ki Kopernik, Aristarkus'un Dünya'nın kendi ekseni etrafında dönmesi ve Güneş'in evrenin merkezine yerleştirilmesi halinde astronomik verilerin daha makul bir şekilde açıklanabileceği görüşünü yeniden canlandırana kadar. ⓘ

Merkezde Güneş durmaktadır. Çünkü çok güzel bir tapınağın lambasını, her şeyi aynı anda aydınlatabileceği bundan başka ya da daha iyi bir yere kim yerleştirebilir?

- Nicolaus Copernicus, De Revolutionibus Orbium Coelestrum (1543), Bölüm 10, Kitap 1 ⓘ

Kopernik'in kendisinin de belirttiği gibi, Dünya'nın döndüğü fikri çok eskidir ve en azından Philolaus (MÖ 450 civarı), Heraclides Ponticus (MÖ 350 civarı) ve Pisagorlu Ecphantus'a kadar uzanmaktadır. Kopernik'ten yaklaşık bir asır önce, Hıristiyan bilgin Cusa'lı Nicholas da 1440 yılında yazdığı On Learned Ignorance adlı kitabında Dünya'nın kendi ekseni etrafında döndüğünü öne sürmüştür. El-Siczi de Dünya'nın kendi ekseni etrafında döndüğünü öne sürmüştür. Tusi (1201-1274) ve Ali Kuşçu (1403-1474) tarafından kuyruklu yıldız olgusu kullanılarak Dünya'nın kendi ekseni etrafında döndüğüne dair ampirik kanıtlar sunulmuştur. ⓘ

Bu kozmoloji Isaac Newton, Christiaan Huygens ve daha sonraki bilim insanları tarafından kabul edilmiştir. Edmund Halley (1720) ve Jean-Philippe de Chéseaux (1744) birbirlerinden bağımsız olarak, yıldızlarla eşit şekilde dolu sonsuz bir uzay varsayımının gece gökyüzünün Güneş'in kendisi kadar parlak olacağı tahminine yol açacağını belirtmişlerdir; bu 19. yüzyılda Olbers paradoksu olarak bilinmektedir. Newton, maddeyle tekdüze bir şekilde doldurulmuş sonsuz bir uzayın, maddenin kendi yerçekimi altında içe doğru ezilmesine neden olacak sonsuz kuvvetlere ve kararsızlıklara neden olacağına inanıyordu. Bu kararsızlık 1902 yılında Jeans kararsızlık kriteri ile açıklığa kavuşturulmuştur. Bu paradokslara bir çözüm, maddenin hiyerarşik olarak (kendileri de daha büyük bir sistem içinde sonsuza kadar yörüngede dönen cisim sistemleri) fraktal bir şekilde düzenlendiği Charlier Evreni'dir; böyle bir kozmolojik model daha önce 1761'de Johann Heinrich Lambert tarafından da önerilmişti. 18'inci yüzyılın önemli bir astronomik ilerlemesi Thomas Wright, Immanuel Kant ve diğerlerinin nebulaları fark etmeleriydi. ⓘ

1919 yılında Hooker Teleskobu tamamlandığında, hakim görüş hala evrenin tamamen Samanyolu Galaksisinden oluştuğu yönündeydi. Edwin Hubble, Hooker Teleskobu'nu kullanarak birçok spiral nebulada Cepheid değişkenlerini tanımladı ve 1922-1923 yıllarında Andromeda Nebulası ve Triangulum'un diğerlerinin yanı sıra bizim galaksimizin dışındaki galaksilerin tamamı olduğunu kesin olarak kanıtladı, böylece evrenin çok sayıda galaksiden oluştuğunu kanıtladı. ⓘ

Modern fiziksel kozmoloji çağı 1917'de Albert Einstein'ın evrenin yapısını ve dinamiklerini modellemek için genel görelilik kuramını ilk kez uygulamasıyla başladı. ⓘ

Bugün bilinen bazı önemli astronomik nesnelerle birlikte gözlemlenebilir evrenin haritası. Uzunluk ölçeği sağa doğru katlanarak artmaktadır. Gök cisimleri, şekillerini anlayabilmek için büyütülmüş olarak gösterilmiştir.

Dünya'nın Evrendeki Konumu

Dünya

Güneş Sistemi

Radcliffe Dalgası

Orion Kolu

Samanyolu

Yerel Grup

Başak SCl

Laniakea SCl

Bizim Evrenimiz ⓘ

Bileşimi

Fiziksel ve termodinamik yasalar

Evrende tüm madde yapı taşları atom, iyon, anyon, katyon yoğunlaşmış düzensiz ısı enerjileridir. Tüm maddeler enerjinin bir formudur ve Termodinamik kanunlarına göre işlemektedir. Termodinamiğin üç temel kanunu vardır. Termodinamiğin en basit yasası, sıfırıncı kanun olarak adlandırılır. Daha basit bir ifadeyle farklı sıcaklıklarda iki cisim ısıl bakımdan temas ederse sıcak olan cisim soğur, soğuk olan cisim ısınır. Sıcaklık, madde içerisinde atomların titreşmesi ile iletilir. Bu nedenledir ki, ısı akışı sıcak cisimden soğuk cisme doğru gerçekleşir. ⓘ

Birinci Kanunu, evrende temel olarak enerjinin yok edilemeyeceğini veya yoktan var olamayacağını söyler. Enerji sadece bir şekilden diğerine dönüşür. Bunun sonucu olarak geçmişteki bir olgunun gelecekte birebir tekrarlanmayacağı düşünülür. ⓘ

Termodinamik'in bilim dallarına da uygulanabilen İkinci Yasasına göre, ısı enerjisi daha soğuk bir kaynaktan, daha sıcak bir kaynağa enerji vermeden transfer olamaz. Başka bir deyişle, bir sistem kendinden daha soğuk sistemle ısıtılamaz. Sistemlerin bu özelliği Termodinamikçiler'in geliştirdiği "ENTROPİ" kavramıyla açıklanır. ⓘ

Isı Devinimi olarak da bilinen termodinamiğin üçüncü yasası kısaca: Eğer mutlak sıfır noktası olan sıfır Kelvin derecesine (yani -273 Santigrat) inilirse, bu sıcaklığa inebilen tüm parçacıkların birbirine eşit entropileri olur, 0-noktası enerjisi (zero-point energy) olarak tanımlanır. İşte bu nokta enrtopinin minimuma gittiği sıfır entropi noktasıdır. Bu yasa, neden bir maddeyi mutlak sıfıra kadar soğutmanın imkânsız olduğunu belirtir (dinamik bir evrende ısı titreşim alışverişi düzensizliği 20 Mayıs 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. ve pi sabiti.) Sıcaklık mutlak sıfıra yaklaştıkça bütün hareketler sabitleşir. Sayının sıfır değil de bir sabit olmasının sebebi, bütün hareketler durmasına ve buna bağlı olan belirsizliklerin yok olmasına rağmen kristal olmayan maddelerin moleküler dizilimlerinin farklı olmasından belirsizliğin hala mevcut olmasıdır. Üçüncü yasa sayesinde maddelerin mutlak sıfırdaki entropileri referans alınmak üzere kimyasal tepkimelerin incelenmesinde yararlı olan mutlak entropi tanımlanabilir. ⓘ

Moleküler enerjiler

Maddelerin ısınması veya soğuması bir takım zincirleme fiziksel olaydan meydana gelmektedir. Bu olaylar birbirini takip eden zincirleme kazalara benzer. Maddeler soğurken kendinden daha soğuk bir ortamla etkileşime girer. Maddeler ısınırken ise kendinden daha sıcak bir ortamla etkileşime girer. Biz soğumayı ele alalım. Bir maddenin soğuması için kendinden daha soğuk ortamla etkileşir dedik. Bu etkileşim esnasında olan şeyler şunlardan ibarettir: Maddenin tanecikli yapısı, yani moleküler yapıları veya atomik yapıları, soğuk maddeyle çarpışır. Bu çarpışma esnasında daha sıcak olan ve bundan dolayı daha hareketli ve moleküler yapısı daha serbest olan madde, moleküler yapısı daha soğuk olan yani moleküler yapısı daha az serbest olan atoma çarpar ve soğuk maddenin atomunun durgunluğu nedeniyle yavaşlar. Tıpkı koşarken duran bir cisme çarpmak gibi. Diğer soğuk atomu da hızlandırır. Bu olay tüm atomların enerjileri eşitlenene kadar devam eder. Isınma da bu anlatılan olayın tam tersi olur. Isınma da bu sefer soğuk maddeyi sıcak maddenin taneciklerinin hızından dolayı hızlanması yani ısınmasıdır. Sıcak olan ortamın da yavaşlaması yani soğumasıdır. İki anlatılan olay da birbirinin aynısıdır. Bu yüzden donma ve kaynama, buharlaşma ve yoğuşma noktaları birbirine eşittir. ⓘ

Samanyolu ve gökadalar evreni

18. yüzyılın sonlarında William Herschel ve onu izleyenler de bütün Güneş Sistemi'ni içeren Samanyolu Gökadası'nı incelediler; bulutsu (nebula) adı verilen soluk ışıklı gaz ve toz bulutlarını araştırarak bunlardan çoğunun gerçekte Samanyolu'nun ötesindeki başka gökadalar olduğunu saptadılar. Bu modelde evren büyük bir patlama Big bang ile başlayan ve hâlen genişlemesi sürmekte olan bir evrenden oluşmaktadır. Karanlık enerjinin keşfi ile tek bir büyük patlama teoremi arka plana atılmıştır. ⓘ

Çoklu evren

Günümüzde tek bir evren görüşü değişime uğramakta; paralel evrenler, çoklu evrenler (köpük modeli) gibi modeller üzerinde durulmakta ve buna ait yeni kanıtlar ortaya konmaktadır. ⓘ

Evrenin genişlemesi kuramı

Evrenin orijini ve genişleyen iç /dış bükey ışık zamanı 14 Temmuz 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. modeli. Dipteki patlama içerisindeki her şey ile yıldız adacıkları. ⓘ

Kutupsal basınçlar sonucu yoğunlaşmış anti madde ile evren hâlen genişlemektedir. Gök cisimleri, evrenin genişlemesinde, birbirlerine olan uzaklıkları bakımından iki farklı davranış gösterirler. Şayet birden fazla gök cismi birbirlerinin kütleçekimine kapılırlarsa ya da hepsi birden ortak bir kütleçekiminin kuantumuna kapılırlarsa, bu durumda aralarındaki mesafe birbirleriyle yahut da ortak çekimi altına girdikleri kütleyle birleşene kadar her an azalır. Birinci durumun etkili olmadığı diğer bütün durumlarda gök cisimleri birbirinden sürekli uzaklaşırlar. İki gök cismi arası uzaklık daha önce x ışık yılı ise şu anda x+y ışık yılıdır (y>0). ⓘ

Evren'in sonu

Schwarzschild wormhole (solucan deliği) diagramı ⓘ

Evrenin yaşı gibi evren'in sonu, bu "son" un zamanı ve gerçekleşme şekli değişik evren modellerine göre değişen, teorik fiziğin çalışma alanlarındandır. Örneğin çoklu evren modellerinde evren için bir başlangıç ve son öngörülmez, ancak bir evrensel alan bir karadelik veya solucan deliği üzerinden başka bir evrensel alana aktarılır. Bilinen evren için öngörülen son'un zamanı ise evren'in hesaplanan yaşından daha uzun (20 milyar yıl)dur. ⓘ

Büyük çöküş

Evren teorisine göre evrenin itme gücü bitince çekme gücü başlayacak ve böylece büzüşecek, gök cisimleri çarpışarak kaynaşacak ve büyük bir patlamayla evren tekrar genişlemeye başlayacaktır. Gold Evreni olarak bilinen bu modelde, evren Büyük Patlama ile başlar sonra yükselen entropi ve zamanın termodinamik oku genişlemeyi işaret eder. Evren, çok düşük yoğunluğa ulaşınca çekilmeye başlar. Böylelikle entropi çok fazla alçalır ve zamanın termodinamik oku bu kez ters istikameti işaret eder ve evren çok düşük entropi çok yüksek yoğunlukta Büyük Çöküş ile sona erer. ⓘ

Büyük Patlama'nın daha önceki Büyük Çöküş'lerden meydana geldiği ihtimalini ortadan kaldırmamasına rağmen, Özellikle evrenin genişlemesinin hızlanması ve karanlık enerjinin keşfi ile eski popülerliğini kaybederek yerini bilimsel çevrelerde 'Heat Death' adı verilen, evrenin en sonunda ısı ölümü ile tamamen son bulabilmesi görüşüne bırakmıştır. ⓘ

Büyük donma

Teorilerine göre ise sıcak patlama ve kaotik bir karmaşa ile var olan evren zaten soğumaya çalışmaktadır. Evren genişlemeye devam edecek, yeteri kadar büyüyünce yoğunluğu aşırı azalacak ve sıcaklığı gittikçe düşecek, bunun sonunda kutupsal graviteler eşdeğer düzeye inecek ve evren donacaktır. ⓘ

Karanlık enerji; Big Bang'den itibaren 5 milyar yıl geçene kadar evrenin genişleme hızı yavaş yavaş azalıyordu, fakat bilinmeyen ve bu sebeple karanlık olarak nitelenen bir etki (karanlık enerji) nin varlığı hızlanmayı yavaşlatan evrenin kütlesel çekim gücünü yenerek genişlemenin gittikçe hızlanmasına yol açmıştır.

• Heat death 13 Kasım 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
• Ultimate fate 3 Mart 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
• Olası sonuçlar 24 Ağustos 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. ⓘ