Galaksiler

Bu y.y. başlarında birçok astronom,everenin Samanyolu Galaksisi ve birkaç küçük gruptan oluştuğuna inanıyordu.Bundan önce Ptolemy'nin modelinde dünya evrenin merkezindeydi ve etrafında gezegenlerin ve yıldızların gömülü olarak bulunduğu küreler vardı.Bu içiçe geçmiş ve eşmerkezli küreler sistemi evreni oluşturuyordu ve (bunları cam küreler gibi düşünebiliriz) hareketlerini değişik bir geometriyle açıklıyordu.

Copernicus,dünyayı merkezden aldı ve yerine Güneş'i koydu ancak yıldızlar güneş sistemi etrafında dönen kürelerde kaldılar.Yıldızların küresi en son gezegenden sonra geliyordu ve buda evrenin sonu demek oluyordu.Bununla birlikte bazı önemli gözlemlerCopernicus'un Heliocentric modeline uymuyordu.Model,cisimlerin yukarıya doğru fırlatıldığında neden dönmekte olan dünyanın arkasına düşmediğini veya dünya Güneş'in etrafında dönerken oluşan yıldız paralaksındaki eksikliği açıklayamıyordu.

Yarım y.y. sonra Galileo,hareketin doğasını açıklamak için bir model sundu ve yıldız paralaksının gözlenmediğini çünkü yıldızların çok uzakta olduklarını öne sürdü.Bunun gerçek olması için Evren'in insanların sandığından çok daha büyük olması gerekiyordu.

Isaac Newton,evrenin sonsuz olduğu fikrini öne sürdü.O'na göre eğer böyle olmasaydı,kütleçekim kuvveti evrenin kendi merkezine çökmesine neden olurdu.Ancak sonsuz evrende böyle birşey sözkonusu değildir çünkü her cisim tüm yönlerde eşit kuvvetle bulunacak şekilde konumlanmıştır.Bununla beraber Newton'un fikri tutulmadı.Diğerleri kütleçekim kuvvetini sınırlı olarak tanımlıyorlardı ve bu nedenle kütleçekim kuvveti herhangi bir çökmeye neden olmuyordu.Sonsuz evren düşüncesi o zamanın sağduyusuna oldukça ters geliyordu.

18.y.y. başlarında William Herscel'in keşifleri,Samanyolu'nu daha iyi açıklayabilmek için bir girişimdi ve O'da bu kez galaksimizi evrenin merkezine yerleştirdi.Herschel,teleskopla gözlenebilen bir çok saçaklı nebulanın Samanyolu'nun bir parçası olmadığını söyledi ancak diğer galaksilerde bizim gibiydiler.Newton'un sonsuz evren fikri gibi buda tutulmadı.

Alman doğa filozofu Immanuel Kant,18.y.y.da,Samanyolu'nun evrendeki birçok galaksiden sadece biri olduğunu ileri sürdü ancak fikirleri,1920'li yıllarda astronomlar,bizden milyonlarca ışıkyılı uzakta ve büyüklükleri bizim galaksimizle karşılaştırılabilecek kadar olan galaksileri gözleyene dek kabul görmedi.

1917'de Harlow Shapley,Güneş'in galaksinin merkezinde olmadığını yıldız kümelerini gözleyerek ispatladı ve bundan sonraki adımda astronomlar Güneş'in hareketini hesapladılar.Tüm bunlar,sonunda Güneş'in 'özel' bir yıldız değil ve hatta sıradan olduğunu gösteriyordu.

1923'te Edwin Hubble Andromeda 'nebula'sında Cepheid değişkenlerini keşfetti.

Paralaks ve Cepheid Değişkenleri

En yakınımızdaki yıldız olan Proxima Centauri'nin uzaklığı 4,2 ışık yılıdır.Paralaks yöntemiyle bu uzaklığı kesin olarak ölçebiliyoruz.Astronomların paralaks dedikleri şey,Dünya yörüngesi üzerinde bir uçtan diğerine giderken yıldızın gökyüzünde gösterdiği yerdeğiştirme miktarıdır.Dünyamız Güneş çevresinde dönerken,6 aylık bir süre içinde Proxima Centauri'nin görünür konumu çok daha uzak yıldızlara göre 1,5 açı saniyesi kadar değişiklik göstermektedir.Bu miktar,yıldızın bizden olan uzaklığı ile ters orantılıdır.Tanım olarak 1 parsek,1 açı saniyesi yada 1/3600 derece yer değişikliğine karşılık gelmektedir.Bu nedenle 1 Parsek yaklaşık olarak 3 ışıkyılına karşılık gelmektedir.

1838'de ilk paralaks ölçülmeden önce astronomlar arasında yıldızların olağanüstü uzak cisimlermi yoksa yalnızca Güneş sisteminin süslerimi olduğu yolunda tartışmalar vardı.Paralaks gerçekten astronomiyi Güneş sisteminin dışına çıkarmıştır.Yıldız uzaklaştıkça paralaks açısı küçülür.0,01 açı saniyesinden daha küçük açısal konumları ölçebilmek için uzay teleskobu gerekir.Binlerce parlak yıldızın paralaksını ölçmek üzere tasarlanmış olan Hipparchos uydusu'nun olağan dışı duyarlılığı sayesinde şu anda paralaks uzaklıkları doğrudan ve sistematik olarak bir açı saniyesinin binde biri yada 1000 parseklik uzaklığa kadar ölçülebilmektedir.Bu uzaklık Samanyolu'nun boyutlarının oldukça büyük bir kesridir.Son derece duyarlı gözlemlerle donanmış olan astronomlar artık yıldızların gizlerini çözmeye başlayabilirler.Bu konuda astronomların cephaneliğindeki en önemli silah ise Cepheid yıldızlarıdır.

Evrimlerinin belli bir noktasında yıldızlar dengesiz hale gelirler.Bu dengesizlik çoğu zaman yıkıcı değildir.Nükleer yakıtın tümüyle tükendiği evrimin son noktasında olduğu gibi tüm yıldızı kapsamaz,yalnızca dış katmanlarıyla sınırlı kalır.

Hidrojenin tükenmesi helyumun yakıt olarak kullanılmaya başlandığı yeni bir evreyi başlatır.Bu evrede yıldızın çekirdeği büzülüp ısınırken atmosferi büyük ölçüde genişler.Bu dev evresinin daha sonraki bir aşamasında yıldızın atmosferinde bulunan helyum atomlarının elektronları bağlı bulundukları atomlardan koparak helyum atomlarının kısmen iyonlaşmalarına neden olurlar.Bu kısmi iyonlaşma geçirimsizlik adı verilen parametredeki büyük artışın sorumlusudur.Yani iyonlaşmış helyum ışınımın yıldızın içinden kolayca kaçmasına engel olur.Yıldızın kütleçekimi nedeniyle en küçük büzülme bile yıldızın dış katmanlarının ısınmasına neden olur.Dışarıya serbestçe kaçamayan ışınımın basıncı nedeniyle de dış katmanlar olağan üstü genişler.Yıldız yeniden büzülmek zorundadır,bu da bir dizi salınıma yol açar.Salınımlar yıldız daha çok ısınıncaya ve helyum daha fazla iyonlaşıncaya kadar sürer.Yıldızın dış katmanları 'zonklamaya' başlar.Zonklamaların periyodu yıldızın kütlesine ve içinde bulunduğu evrim aşamalarına bağlı olarak günler veya aylar mertebesinde olabilir.

Yaygın olarak rastlanan bir tür değişen yıldız,bilinen ilk örneği olan δ Cepheid'in adıyla Cepheid değişenleri olarak anılır.Her Cepheid yıldızının kesin bir zonklama periyodu ve ortalama ışıma gücü vardır.Işıma gücü arttıkça periyotda uzar Periyot ve ışıma arasındaki ilişki ilk olarak 1912 yılında Henrietta Leavitt tarafından bulundu.Leavitt Cepheid yıldızlarını incelerken yıldızların görünür ışıma güçlerinin uzaklıkla değiştiğini gördü.O zamanlar ancak en yakın yıldızların uzaklıkları paralaks yöntemiyle bulunabildiğinden,Leavitt Cepheid yıldızlarının uzaklıklarını nasıl bulacağını düşünmeye başladı.Bu güçlüğü bize en yakın galaksiler olan Magellan Bulutsularının içindeki Cepheid yıldızlarını incelemeye başlayarak aştı.Bu Cepheid yıldızlarının tümü aynı galakside yer aldıklarından bize olan uzaklıkları aşağı yukarı aynıydı.Bu nedenlede mutlak ve görünür ışıma güçleri arasındaki oranda aynı olmalıydı.Bu ilişki uzaklıkları doğrudan paralaks yöntemiyle ölçülebilen yakın yıldız kümelerinde bulunan Cepheid yıldızları için doğru sonuç verecek biçimde ayarladı.

1923 yılında Mount Wilson gözlemevinde çalışan Edwin Hubble,bir adı ad Messier 31 olan Andromeda galaksisinde Cepheid yıldızları bulduğunda bir sıçrama gerçekleşti.Hubble, Cepheid yıldızlarının periyot ve ışıma güçleri arasında Henrietta Leavitt'in bulduğu ilişkiyi Andromeda galaksisinde bulunan Cepheidlein uzaklıklarını hesaplamada kullandı.

Hesaplamalardan sonra Hubble o zamana kadar 'sarmal bulutsu' olarak bilinen Andromeda'nın tıpkı Samanyolu gibi kendi başına bir galaksi olduğu ve uzaklığınında yaklaşık 1 milyon ışıkyılı olduğu sonucuna vardı.Aslında Hubble'ın uzaklık sonucuda küçük sonuç veriyordu.Cepheid bilmecesi 2.Dünya savaşı sırasında Los Angeles kentinde karartma uygulanırken Mount Wilson'daki 2,5 metrelik teleskobu kullanma olanağı bulan Alman göçmeni Walter Baade tarafından çözüldü.Baade iki tür Cepheid değişkeni olduğunu buldu.Leavitt'in kullandıklarına benzeyen daha parlak ve dolayısıyla da daha uzak Cepheid yıldızlarını kullanan Baade,M31'in uzaklığını,bugün de kullandığımız değer olan 2 milyon ışık yılı olduğunu hesapladı.

   Galaksilerin Dağılımı

Evrenin yapısı ile ilgili araştırmalara,gece gökyüzüne bakarak başladık.Bu geniş açılı görünüş,Samanyolu diskinin dışında gözlenen 1 milyonun üstündeki galaksinin dağılımıdır.Bu görüntünün kenarlarında,sadece birkaç ışık noktası görülebilir çünkü Samanyolu'nun toz tabakası (kuşaktan kurtulma) gökyüzünün bu bölümündeki galaksileri gizler.Ancak merkezde ,Evren'in yapısı hakkında iki ipucu vardır.İlki,hangi yöne bakıldığı farketmeksizin,hemen hemen aynı sayıda galaksinin gözlenmesidir.(Samanyolu'nun toz tabakası yok sayıldığında).İkincisi galaksiler gökyüzünde düzenli bir şekilde değil seyrek gruplar halinde kümelenmişlerdir.

Her yönde aşağı yukarı aynı sayıda galaksinin gözlenmesinin nedeni şöyle yorumlanır;galaksiler evren boyunca meyveli kekteki üzümler gibi aşağı yukarı düzgün dağılmışlardır.Bu dağılım galaksi dağılımını yansıtır.

Kızıla Kayma-Uzaklık İlişkisi ve Galaksilerin Hareketi

Tayflarında kızıla kayma gözlenen yani daha uzun dalgaboylarına kayan galaksiler bizden uzaklaşırlar.

Samanyolu içinde olduklarından uzaklıkları bilinen kümelerdeki Cepheid yıldızlarını bulduktan sonra Hubble,bu değişen yıldızları diğer galaksilerdeki Cepheidlerle karşılaştırmaya başladı.Bu yolla pek çok galaksinin uzaklığını ölçtü bu arada galaksilerin ortalama olarak uzaklıklarıyla artan bir v hızıyla bizden uzaklaşmalarına karşın Andromeda'nın saniyede 50 km'lik bir hızla bize yaklaşmakta olduğunu buldu.Burada sözü edilen v hızı r uzaklığını ho ile gösterilen tek bir orantı sabiti ile çarparak bulunabilir,yani bağıntı v=hor olarak yazılabilir.Bu durumda uzaklıkla hız arasında doğrusal bir bağıntı vardır denir.Bu denklemde ho genellikle hızın uzaklığa oranı olarak verilen Hubble sabitidir.Sabitin günümüzdeki değeri 50 ile 100 km bölü saniye bölü megaparsektir.

Hatalı uzaklık değerlerini kullanmasından ötürü 1929 yılında Hubble,ho için çok daha büyük bir değer,500 km bölü saniye bölü megaparsek bulmuştu.Sonradan bu uzaklıklar Hubble,Baade ve diğerlerinin çalışmaları sonucu düzeltildi.

Hubble'ın bulduğu sonuç,kozmoloji ilkesinin geçerli olduğu genişleyen bir evrende tam beklenen sonuçtu.Doğrusal dışındaki herhangi bir genişleme yasası bir yönün başka bir yöne tercih edilmesi sonucunu doğurur.Dolayısıylada kozmoloji ilkesi ihlal edilmiş olur.Bununla birlikte hubble yasasının kendisi gözlenebilir  evrenin yalnızca küçük bir bölümümde doğrulanabildiğinden evrenin izotropik olduğunu kanıtlayamaz.Uzak galaksilerde gözlenen kırmızıya kaymanın tek yorumu dev bir patlamada olduğu gibi yalnızca Doppler kaymaları değildir.Evrenin genişlemesi uzayım genişlemesi olup,cisimlerin uzay içindeki hareketlerini kapsamaz.Bu kavramı Hubble'ın kendiside tam olarak kabul edememişti.

Bunu şöyle açıklayabiliriz;bu genişleme,uzayın kendi içinde genişlemesinin bir sonucudur.Bu,patlayan bir bombadan ,bir merkez noktadan her yöne fırlayan parçalar gibi değildir.Bunu bir balon üzerine yapıştırılmış düğmelerin,balon şişerken birbirlerinden uzaklaşmalarına veya meyveli kek içindeki üzümlerin,pişerken kabaran kek içinde ki hareketlerine benzetebiliriz.

Balondaki düğmeler ve kekteki üzümlerin hareketine,bulundukları ortamın hareketi neden olur.Bu,galaksiler içinde geçerlidir;uzay kendi içinde genişler ve galaksiler kendi hareketleriyle değil,uzayın hareketiyle başka taraflara taşınırlar.

Bununla beraber,uzay genişlesede ,nesneler(galaksiler,yıldızlar,gezegenler ve diğerleri) kendileri genişlemezler.Kütleçekimi ve diğer kuvvetler,bu gibi cisimlerin yapılarını sabit boyutlarda tutarlar.Diğer taraftan ışık dakgaları,uzayın genişlemesiyle değişirler ve bu genişleme galaksilerde gözlemlediğimiz kızıla kaymaya neden olur.Işık dalgası galaksiden uzaya doğru hareket ederken,uzayın genişlemesiyle bükülür.

GENİŞLEYEN EVREN MODELLERİ

Sıcak ve yoğun bir ateş topundan doğan evren, dağınık ve soğuk bir geleceğe doğru olanca hızıyla koşuyor.Acaba genişlemesini sonsuza kadar sürdürecek mi yoksa genişleme duraklayıp çökmeye dönüşerek ateşten geçmişi uzak bir gelecekte yeniden mi yaratacak?Bu soruların cevapları, onu ilk keşfeden Alexander Friedmann ve Georges Lemaitre'in adıyla anılan ve evrenin genişleme teorisini tanımlayan bir denklemde gizlidir.Bir kez bu denklemin olası geleceklere ilişkin ne söylediğini anladıktan sonra , bizi gerçekten neyin beklediğini görmek için bir takım kozmoloji testleri geliştirebiliriz.

 EVRENİN YOĞUNLUĞU

Friedmann-Lemaitre denkleminin en önemli parametrelerinden biri evrenin ortalama yoğunluğudur .Evrenin sonsuza kadar genişleyeceğini ya da bir gün çökeceğini anlamamızı sağlayan evrenin kütlesini ölçen kavram yoğunluktur.Ama evrenin yoğunluğunun ne olduğunu nasıl söyleyebiliriz?

Evrenin ortalama yoğunluğu, yeterince büyük bir hacim göz önüne alınarak ve gözlenen kütle ölçülerek bulunur.Bu kütleyi bulabilmek için, bu hacim içinde gözlenen parlak galaksiler sayılır ve bu sayı ortalama bir galaksinin kütlesiyle çarpılır.Bir galaksinin kütlesinin, sarmal ya da elips şeklinde olduğu verildiğinde ortalama olarak türünü temsil ettiği varsayılır.Bu ortalama kütle de yakın galaksilerin ayrıntılı olarak incelenmesiyle elde edilir.Bu yöntemlerden birinde, örneğin , galaksi merkezi çevresinde dönen gaz bulutlarının yaydığı 21 cm hidrojen çizgisi ölçülür ve galaksi merkezinden olan çeşitli uzaklıklar için dönme hızı , çizgi genişliklerinden çıkarılır.Buradan da merkezcil ve kütle çekim kuvvetlerinin eşit olduğu bilindiğinden, kütle hesaplanabilir.

Ne büyüklükte bir hacim taranması gerektiğinde ise hala tartışma konusudur.Doğal olarak, evreni temsil edebilmesi için bu hacim boyutlarının en azından 100 megaparsek olması gerekir.100 megaparsek küpte, ortalama olarak bir tane parlak galaksi bulunur.EN yakındaki parlak komşu galaksimiz olan Andromeda, bize 0.75 megaparsek uzaktadır.Andromeda-Samanyolu uzaklığının ortalama uzaklıktan küçük olması, her iki galaksinin  de Yerel Küme'de yer almalarından kaynaklanır.Ortalama olarak her galaksi , Güneş'in kütlesinin 100 milyar katı kadar madde içerir ve ışıma gücünün  10 milyar katıdır.Bu da megaparsek küp başına 1 milyar Güneş kütlesi ve 100 milyon Güneş ışıma gücü demektir.buradan da p ile gösterilen, ışıyan maddenin ortalama yoğunluğu, santimetre küpte 10-31 gram ya da santimetre küpte 10-7 atom olarak bulunur.

Işıyan maddenin ortalama yoğunluğunu yani p değerini bulduktan sonra artık büyük patlamanın temel teorisini kurmaya başlayabiliriz.İlk olarak teori , evrenin boyutları büyüdükçe iki nokta kütle arasındaki uzaklığın artmasına bakarak, evrenin genişlemesiyle yoğunluğun nasıl azaldığını tanımlamalıdır.

Genişleyen bir evrende herhangi iki nokta  arasındaki uzaklık sürekli olarak artar.Herhangi bir anda iki nokta arasındaki anlık uzaklığı  tanımlamanın bir yolunu bulmak zorundayız .Bunu yapmamıza yardımcı olmak için bir koordinat uzaklığı tanımlamanın bir yolunu bulmak zorundayız.Bunu yapmamıza yardımcı olmak için bir koordinat uzaklığı , R tanımlar ve bunu d uzaklığındaki  değişmeleri ölçmek için kullanırız.Herhangi iki nokta arasında sürekli aynı kaldığından R'ye eş hareketli uzaklık adını veririz.Herhangi bir andaki genişlemeyi ölçmek için , genişleyen bir evrende herhangi iki nokta arasındaki d uzaklığının genişlemeyen bir sistemdeki R uzaklığının oranına bakarız.Bu oran, a(t) adı verilen ölçek çarpanıdır.a(t) ölçek çarpanı d/R olduğundan, d=Ra(t) bu iki nokta arasındaki gerçek uzaklığı verir.Ölçek çarpanının her t zamanı için farklı olduğunu göstermek için (t) şeklinde yazılmıştır.

Evren ,doğal olarak uzayda üç boyutludur.Genişleyen üç boyutlu bir hacim d  hacmiyle tanımlanabilir.Bu da genişlemeyen ,eş hareketli  R  hacmiyle karşılaştırılabilir ve buradan da        d  =Ra(t)  ifadesi bulunur.

Evren genişlerken belirli bir bölgedeki kütlenin sabit kalması için yoğunluğunun azalması gerekir.Belirli bir hacimdeki maddenin yaratılamayacağı ve yok olmayacağı demek olan kütlenin korunumu ,ρ yoğunluğunun ρ x(hacim)=sabit koşulunu sağlaması gerekir.Bölgenin hacmi d olduğundan , evren genişlerken ρd ifadesinin sabit olduğu sonucuna varıyoruz.Aslında ρd ifadesi koordinat boyutları R olan hacmin içindeki kütleye eşittir.R sabit olduğundan,yoğunluğun a(t) ile orantılı olması gerektiği sonucunu çıkarıyoruz.Bunu hesaplamak için d =R a(t) ifadesinde d  yerine ρd yazmak gerekir.Bu sonuca göre evren 2 kat genişlediğinde yoğunluk 8 kat azalır.

Diğer yandan kozmoloji ilkesi, evren genişlerken iki nokta arasındaki genişleme hızının v=Hd denklemini sağlamasını gerektirir.Burada H, zamanın bir fonksiyonudur (ama uzaklığın değil).Belirlenen herhangi bir zamanda bu ifade, evrenin genişlemesini veren Hubble yasasına dönüşür.Özel olarak, eğer belirlenen zaman ‘bugün'ise ,H'yi Hubble ‘sabiti' Ho değerine eşitleriz.Bir zamanlar, 1/Ho kadar önce, eğer herhangi bir yavaşlama söz konusu değilse, hubble yasasına göre evren sonsuz yoğunluktaydı.Tabii daha önce böyle tekil bir başlangıçtan kaçınmanın tek yolunun kuantum kütle çekimine uygun fizik konusundaki bilgisizliğimiz olduğunu görmüştük.Hubble yasası bize, daha uzak noktalar arasındaki uzaklaşma hızının daha büyük olduğunu gösteriyor.

Şimdi,evrende rasgele bir hacim alalım.Bu hacmi iç içe küresel kabuklara ayıralım.Her kabuğa ilişkin iki tür enerji vardır:kinetik enerji adı verilen hareket enerjisi ve kütleçekimsel potansiyel enerji denilen,kabuğun hissettiği kütle çekimsel alan içinde düşerken kazanılan enerji.Herhangi bir kabuk içindeki hareket,enerjinin korunumu ilkesine uymak zorundadır:

Kinetik enerji+kütle çekimsel potansiyel enerji=kabuğun toplam enerjisi

Burada,kabuğun kinetik enerjisi mkv /2 olup mk kabuğun kütlesidirKabuğun kütle çekimsel potansiyel enerjisi ise -Gmmk/d olarak yazılabilir ki burada kabukla sınırlandırılan küresel hacim içindeki bütün kütle ρ yoğunluğu ile 4/3πd  olarak yazılabilen kabuğun hacminin çarpımına eşittir,yani m=4/3ρπd  olur.Buradan da kabuğun toplam enerjisi

                     mkv /2-Gmmk/d  ya da  mk(H d /2-(G(4/3ρπd )/d) yazılabilir.

Doğal olarak kabuğun toplam enerjisi ve kütlesi sabittir.Bu demektir ki mk ve R sabitlerini bölerek,ya da d/a(t) ile

                     H -(8πGρ/3) kabuğun toplam enerjisi x2/mkd

elde edilebilir.

Kabuğun toplam enerjisinin iki katının,kütlesi ve R  ile bölümüne k dersek,

                     H -(8πGρ/3) =k/a

buluruz.Bu denklem yaygın olarak Friedmann denklemi olarak bilinir.Denklemi ilk keşfeden kişi olan Rus kozmoloji uzmanı Alexander Friedmann,bulduğu sonuçları 1922 yılında yayınlamıştır.Belçikalı kozmoloji uzmanı Georges Lemaitre 1927 yılında,bağımsız olarak benzer bir keşif yaptığından,denkleme aynı zamanda F riedmann-Lemaitre denklemi adı da verilir.

Evrenin evrimi,kinetik ve potansiyel enerjiler arasındaki duyarlı denge tarafından yönetilir.Kinetik enerji üstün gelirse,evren sonsuza kadar genişler;potansiyel enerji üstün gelirse tekrar çökmeye mahkumdur.Herşey ,yoğunluğun kritik bir değerden küçük olup olmamasına bağlıdır ki eğer durum böyle ise savaşı kinetik enerji;tersinin geçerli olması durumunda ise potansiyel enerji kazanır.Burada yerkürenin kurtulma hızı ile ilgili çok yararlı bir benzetme yapabiliriz.Eğer yeryüzünden,hızı saniyede 11 km'nin üzerinde olan bir roket fırlatırsanız,yerkürenin kütle çekim alanından kurtulur ve sonsuza kadar yoluna devam eder.Eğer hızı bu değerden küçükse ,gerisin geriye yeryüzüne düşer.Dünyanın kütlesini biliyoruz ve roketin hızını ayarlama özgürlüğüne sahibiz.Evrenin durumunda ise genişleme hızını ölçebiliyoruz ama evrenin kütlesini bilmiyoruz.Aslında burada,maddenin ortalama yoğunluğu Dünyanın kütlesine benzer rol oynar.Eğer evrendeki maddenin ortalama yoğunluğunu bilirsek,evrenin sonsuza kadar genişlemesi için yeterli ‘kurtulma hızına' sahip olup olmadığını anlayabiliriz.

Kinetik enerjinin tam olarak potansiyel enerjiye eşit olduğunu varsayalım;bu durumda k ile gösterdiğimiz toplam enerji sıfır olur.Friedmann-Lemaiter denklemi de  ρ=3H/8πG biçimine dönüşür.Bu ifade,verilen bir zamandaki kritik yoğunluğu tanımlar.Genel olarak H terimi 1/(büyük patlamadan bu yana geçen zaman)'a eşittir.Günümüzde Ho olarak tanımladığımız H'nin değeri ,yaklaşık olarak 1/(15 milyar yıl)'dır;ama evrenin ilk dönemlerinde büyük patlamadan o zaman kadar geçen süre çok daha,H'nin değeri çok daha büyüktü.Bu nedenle de büyük patlama yakınlarında yoğunluk çok daha fazlaydı.Yoğunluğun,çok yaklaşık olarak H  ile doğru orantılı,ya da evrenin yaşıyla ters orantılı olduğunu görüyoruz (ρ α H α t ).Bunu nedeni de ρ ifadesindeki terimin (a ile orantılı),k = 0 olsun olmasın,ka  teriminden çok daha büyük olmasıdır.

Evrenin yoğunluğunun büyük patlama sırasında daha büyük olması bizim için sürpriz değildir,ama k enerji sabitine baktığımızda yorumun daha ilginç bir hal aldığını görürüz.Bu enerji sabiti pozitif veya negatif olabilir.Eğer pozitifse,sonraki zamanlarda (büyük a) H ,k/a  ile orantılı olduğundan H ‘nin her zaman iyi tanımlı bir değeri vardır.Evrenin sonsuza kadar genişleyeceği sonucuna varırız.Ama eğer k negatifse, sonraki zamanlarda H genişleme hızının gerçek değerler aldığı bir çözüm yoktur.Bu durumda da evrenin maksimum bir yarıçapa kadar genişleyeceği,sonra büzülmeye başlayacağı sonucunu çıkarırız

Genellikle kozmolojideki Ω yoğunluk parametresini gerçek ρ yoğunluğunun,ρkrit yoğunluğuna bölümü olarak yazıyoruz.Eğer günümüzdeki yoğunluk kritik yoğunluktan küçükse,yani Ωo<1 ise k pozitiftir ve evren sonsuza kadar genişleyecektir.Eğer günümüzdeki yoğunluk,kritik yoğunluktan büyükse,k negatiftir ve evren eninde sonunda çökmeye mahkumdur.

Işıyan madde için  Ω  değerinin yaklaşık 0.01 olduğunu hesaplayabiliriz ki bu da evrenin çökmesi için gereken değerin çok altındadır.Bununla birlikte buradan evrenin sonsuza kadar genişlemesini sürdüreceği sonucuna da varamayız Evrendeki maddenin büyük çoğunluğunun gözlenemeyen ‘karanlık madde ‘olduğuna inanmak için çok neden var.Karanlık maddenin katkısı ışıyan maddeye oranla çok daha fazla olabileceğinden,güvenli bir biçimde Ω<1 ya da Ω>1 diyemiyoruz.Maddenin yalnızca ışıyan bölümünü görebildiğimizden yoğunluğu ölçmek son derece zordur.Bununla birlikte,evrenin geleceğini tahmin edebilmenin bir yolu daha vardır;geometrisini gözlemek.

EĞRİ UZAY VE GENEL GÖRELİLİK

Einstein'ın kütle çekim teorisi,k enerji sabitini uzayın eğriliği cinsinden yeniden değerlendirir.Einstein'ın genel görelilik teorisinin en önemli kavramlarından biri de uzayın kütle çekimi tarafından eğilmesidir.Aslında uzay ve kütle çekiminin karşılıklı etkileri vardır:kütle çekimi uzayı eğer ve uzay kütle çekimine neden olur.Einstein'a göre,maddenin kütle çekiminin etkisi altında hareket etmesine uzayın eğriliği neden olur.

Kütle çekimi uzayı eğdiğinden,ışık artık doğrusal olarak yayılmaz.Bu etki ilk kez 1919 yılında,bir tam Güneş tutulması sırasında uzaklardaki yıldızların ışıklarının Güneş'in yakınından geçerken nasıl yollarından saptıkları incelenirken ölçüldü.Güneş'in yanından geçerken ışığın doğrusal bir yol izlemediği görüldü.Aslında ışık,enerjiye sahip olduğundan,Newton'un kütle çekimi teorisi bile ışığın sapmasını öngörmektedir.Bununla birlikte Einstein'ın teorisinde uzay eğri olduğundan ışığın sapması Newton'un teorisindekinin iki katıdır.

Eğer bir yerde madde varsa,artık ‘düz çizgiler' yoktur.İki nokta arasındaki en kısa uzaklık,bir eğridir.Eukleides geometrisinin bildiğimiz teoremleri artık uygulanmaz.Paralel çizgiler kesişebilir.Üçgenlerin iç açıları toplamı artık 180 derece değildir.Güneş yakınlarında bu etki küçüktür.Eğer Güneş'in yakınında bir üçgen çizersek iç açıları toplamı 180 dereceden milyonda bir oranında küçük olur.

 Uzayın doğası hakkındaki düşüncelerimizdeki bu devrimin ima ettiği şey,'kütle çekimi uzayı eğer,uzay maddeyi hareket ettirir' biçiminde özetlenebilir ki bu da evrenin geometrisini yorumlamamızda yeni bir paradigma sağlar.Kütle çekiminin kuvvetini gösterdiğinden,uzayın eğriliği büyük patlamada önemli rol oynar.Önce,k sabitini yeniden yorumlamalıyız.O artık enerjinin değil,uzayın eğriliğinin bir ölçüsüdür.Genel görelilik teorisi k sabitine olası üç değer verir:+1,0,-1.Bunlar,klasik olarak evrenin enerjisinin negatif,sıfır ya da pozitif olması kavramları ile aynıdır.Bu değerler,eğriliği pozitif (bir kürenin yüzeyi),düz (düzlem) ve negatif (eyer biçimli ya da hiperboloid yüzey) olan uzaylara karşılık gelir.Bunlar,toplam enerji cinsinden,sırasıyla negatif toplam enerji (kütle çekimsel potansiyel enerji üstün gelir),sıfır toplam enerji (potansiyel ve kinetik enerjiler birbirlerini tam olarak dengeler) ve pozitif toplam enerji (genişlemenin kinetik enerjisi üstün gelir) durumlarına karşılık gelir.Toplam enerjisi negatif olan ve maksimum bir boyuta kadar genişleyen evrenin eğriliği pozitiftir.Negatif enerjili evren,kapalı ve sonlu bir uzay,pozitif enerjili ve sonsuza kadar genişleyen evren ise açık ve sonsuz bir uzay anlamına gelir.

Açık bir evren bugün sonsuz olduğu gibi,geçmişte de sonsuzdu.Sonsuzdur çünkü açık bir geometride bir kenarın varlığı homojenliği,ya da başka bir deyişle lehinde çok fazla kanıt biriken kozmoloji ilkesini ihlal eder.Bu,sonsuz bir evrendeki galaksi dağılımının bir kenarı olması anlamına gelmez.Böyle bir kenarın varlığı galaksilerin,öncesinde hiç galaksi olmayan,geçmiş bir zamanda ortaya çıktığı anlamına gelir.

Sonsuza bir sınır olmadığından,sonsuz bir evren daima daha fazla genişleyebilir.Sonsuz sayıda odası olup hepside dolu olan bir otel düşünelim.Bu otelde sonsuz sayıda müşteri ağırlanabilir.Her müşteriye yandaki odaya geçmesini rica ederiz,böylece ilk oda boşalır.Otelin oda sayısı sonsuz olduğundan,her müşterinin geçebileceği bir yan oda bulunacaktır.Belli yoğunlukta maddeyi,içinde sonsuz hacimde barındırdığından,açık evrenin kütlesi sonsuzdur.Eğer evren şimdi açıksa,genel görelilik teorisiyle ulaşılamayan fakat hakkında spekülasyon yapılabilecek olan,zamanın başlangıcındaki t = 0 anında da açıktı.O anda evrenin hacmi sonsuzdu ama maddenin yoğunluğu da sonsuzdu.Açık evrenin,yoğunluğu sonsuz olan bir tekillikle başladığını söyleriz ki bu durumda fizik çöker.Daha gerçekçi olarak,açık evrenin tarihine,yoğunluğunun sonlu fakat hacminin sonsuz olduğu Planck döneminden yani 10-45 saniyeden başlayabiliriz.Buna karşıt olarak,kapalı evren yine yoğunluğu sonsuz olan ama bu kez hacmi sıfır olan bir tekillikle başlar.Daha gerçekçi olarak,kapalı evrenin tarihine yoğunluğun sonlu olduğu Planck zamanından başlanabilir.Kapalı evrenin hacmi herzaman sonlu olmuştur.Bugünkü evrenin yoğunluğu,kritik yoğunluğa,geometriside önemli ölçüde düze yakındır.Bunun doğru olması için uzay eğriliğinin geometrik karşılığı bize,kütle çekim potansiyel enerjisi ile genişleyen evrendeki maddenin kinetik enerjisi arasında bir denge olması gerektiğini söyler.Böyle iyi ayarlanmış bir dengenin varlığı,bir ikilem yaratır.Erken dönemlerde bu iki tür enerji birbirlerine daha yakın olduğundan,evren gençken,dengesizliğin çok ince ayarlanmış olması gerekir.Günümüzde biri diğerinden 10 kat farklı olabilir ama Planck döneminde 1060ta 1 hatayla birbirlerine eşittiler.Neden bu iki enerji türü böylesine yakın dengelenmiş olsun?

İkilem şişme yardımıyla çözülmüştür.Şişme,en azından iyimser biçimiyle,kinetik ve potansiyel enerjilerdeki dengesizlikle başlar.Şişme olmasaydı,evrenin kinetik ve potansiyel enerjileri arasında dengesizlik olurdu.Oysa şişme nedeniyle herhangi bir enerji türündeki fazlalık,çok küçük değerlere indirgenmiştir.Bunun nedenini görmek için,Einstein'ın deyişiyle böyle bir dengesizliğin uzayın eğriliğine eşit olduğunu düşünelim.Şişme sırasında evrenin boyutlarındaki büyük artış,tıpkı şişen bir balonun yüzeyindeki kırışıklıkların düzelmesi gibi evrenin eğriliğini azaltır. Herhangi bir eğri yüzeyin yeterince küçük bir parçası çok yaklaşık olarak düz kabul edilebilir.Düz geometriye sahip bir evren aslında kinetik ve potansiyel enerji biçimleri arasında hemen hemen mükemmel bir dengenin olduğu bir evrendir.

Kozmik Ufuk

Evrenin yaşı bizim görebileceğimiz uzaklığa limit koyar.Çünkü ışık bir noktadan diğerine ilerleyebilmek için zamana ihtiyaç duyar.Evrenin yaşıyla eşit olan bir zamanda yol almış bir ışıktan daha uzağını göremeyiz.

Eğer evren genişlemiyor olsaydı,bu zaman içinde ilerleyen ışığın aldığı yolu hesaplamak daha kolay olurdu.Örneğin evren genişlemiyor olsaydı ve 13 milyar yaşında olsaydı,13 milyar ışık yılından ötesini göremezdik.Evren bu uzaklığın ötesine genişleyebilir ama ışığın evrenin yaşıyla ilerleyebileceği maksimum uzaklık bir kozmik ufuk yaratır.Astronomlar bu ufuk içerisindeki uzaya görülebilir evren adını vermişlerdir.

Bununla beraber evren genişlediğinden,kozmik ufuk için herhangi bir uzaklık ifadesi yoktur.

EVRENİN BOYUTU

Kozmik ufuğun görülebilen Evren'in boyutlarını belirlediği için, astronomlar bazen kozmik ufuğa olan uzaklığı kabaca ‘Uzayın Yarıçapı' olarak kullanılıyor.Dediğimiz gibi kozmik ufuğun uzaklığı, ışığın Evren'in yaşıyla aldığı yolla bağlantılıdır.Eğer sadelersek, Evrenin genişlemesini almayalım ve ‘D' yi ufuğun uzaklığı olarak varsayalım .Öyleyse ‘c' ışığın hızı, ‘t' Evrenin yaşı olursa delta=ct.'C' ve ‘t' nin değerlerini vererek çarparsak D'yi buluruz.Yine de bu bizim ışığın bir yılda bir ışık yılı ilerlediği prensibimizi kullanmamızı kolaylaştırır.Eğer evren 1"3 milyar yaşında ise, ışık 13 milyar ışık yılı ilerlemiştir.Öyleyse görülebilen uzay yaklaşık 13 milyar ışık yılı uzaktadır.

Kozmik ufuk prensipte ne kadar uzağı görebileceğimizi belirler.Aletlerimiz çok uzak kaynaklardan çıkan ışıkları tespit edebilse bile bunun bir hesabı yoktur.Astronomlar tam olarak ne kadar görebilir?

Şu anda bilinen en uzak noktada, bizden ışık hızının %94'ü hızla uzaklaşan bir quasar.Hubble kanununa ve kızıla kaymasına bakacak olursak bizden yaklaşık 10 milyar ışık yılı uzaklıkta.Ufuk, hala teleskopların görebileceği uzaklıktan uzakta durmaktadır, halbuki Hubble Uzay Teleskobu ile ufka maksimum yakınlıkta görüntü elde edebileceğini düşünmüştür.

EVRENİN MERKEZİNDE MİYİZ?

Samanyolu'nda uzaklaşmakta olan galaksiler, Samanyolu'nun Evren'in ortasında olduğuna  dair yanlış bir inanışa yol açmıştır.Çünkü Evren'in kendi genişlemektedir ve Evren'in neresinde olursanız olun galaksiler sizden uzaklaşacaktır.Eğer bir örnekle anlatacak olursak her galaksinin bir çizgi üzerinde bulunduğunu düşünelim.Her galaksi birbirinden 10Mpc uzaktadır.Bu galaksiler, Samanyolu,A,B,C ve galaksileri olsun ve Hubble Yasası'na uysunlar.Ve herbirinin hızıV=75 Dolarak verilsin.Yani A bizden saniyede 750 km, B 1500 km ve C 2250 km hızla uzaklaşıyor.Sonra C galaksisinde bir uzaylı ile konuştuğunuzu düşünün ve ne gördüğünüzü sorduğunu varsayın.Ondan 2250 km/saniye hızla uzaklaştığımızı görecektir.A ise 2250-750=1500 km/sn hızla uzaklaşıyor olacaktır.Ve B2250-1500=750 km/sn hızla uzaklaşıyor olacaktır.Böylece uzaylı galaksilerinin, bizden uzaklaştığı şekilde onlardan da uzaklaştığını görecektir.Üstelik, uzaylılar tarafından görülen galaksilerde, Uzaylı tarzı Hubble yasasına uyacaklardır.

Benzer bir tartışma ise diğer galaksilerin herhangi birinde bulunan bir gözlemci için yapılabilir.Bu nedenle hızın uzaklığı orantılı olarak arttığı bir Hubble Kanunu'nda, Evren'in neresinde olursa olsun, bir gözlemci, Evren'in aynı yönde genişlediğini görecektir.'Eğer evren düzenli bir şekilde genişliyorsa,herhangi bir belirli merkezi yoktur.Astronomlar,bu merkezin yokluğunu kozmoloji prensibi olarak tanımlıyorlar.Yani bu kozmik bir alçakgönüllülük durumu:evrende özel bir yer yok,biz veya herhangi biri evrenin merkezinde değil!

OLBERS'İN PARADOX'U

Evren'in yaşı gece dışarı çıkıp,gökyüzünün siyah oluşunu not etmek kadar basit bir deneyle ıspatlanabilir.Gecenin karanlığı ile evrenin yapısı arasındaki bağ Olbers'in paradoksu(çelişkisi) olarak bilinir.

Alman gökbilimci Heinrich Olbers,1823'de ortaya attığı tartışmada;evren sürekli genişlerse ve sürekli varolmuşsa,geceleri gökyüzünün aydınlık olacağını öne sürmüştür.Bu çelişki birçok mantıksal(veya o zamanlar öyleydi) bulgudan, tamamen saçma bir sonuca ulaşmıştır.tartışma şöyle gelişmiştir:

Küçük bir ağaçlıkta olduğunuzu ve etrafa baktığınızı varsayın.Eğer ağaçlık küçük ise, görüşünüz birkaç ağaçla engellenecektir fakat birçok yerden açık olacaktır.Eğer ağaçlık büyükse daha önceden boşluk olan yerlerdeki ağaçlar görüşünüzü engelleyecektir.Yani yönünüz ne olursa olsun görüşünüz bir ağaç tarafından engellenecektir.

Şimdide ağaçlıkta değilde galaksi ve yıldızların oluşturduğu evrene baktığınızı düşünün.Eğer uzay yeterli miktarda genişlerse ve bizim etrafımızdaki Local grupta olduğu gibi galaksi ve yıldızlar olursa,hangi yöne bakarsanız bakın,görüş ve doğrultunuzu bir yıldız engelleyecektir.Bunun için uzay aralarında hiç boşluk bulunmayan parıl parıl parlayan yıldızlarla dolu olmalıydı.Bu yakınlıktaki yıldızlardan o kadar çok sayıda var ki,saçma gelse bile,toplam ışıkları çok fazla olmalıydı.Diğer bir deyişle geceleyin uzay karanlık olamazdı.Bu tartışma mantığa aykırıdır çünkü birinin yapabileceği en basit gözlem,gece gökyüzünün karanlık olduğudur.İşte çelişki budur;gökyüzü gece aydınlık olmalıdır,ama değildir.Öyleyse mantığımızdaki hata nerde?

Eğer bir uzaklıktan ilerde yıldız bulunmuyorsa,çelişkinin önüne geçilmiştir.Bunun nedeni,eğer az ağaç olduğunda ağaçlığın dışındakileri görebiliyorsak,belirli sayıdaki yıldızların dışındaki karanlık uzayı da görebiliriz.Çelişki,diğer bir yolla da ışığın bir yıldızdan bize ulaşması için geçen zamanın hesaplanmasıyla da bulunabilir.Bizden 1 milyar ışık yılı uzakta olan bir yıldızın ışığının bize ulaşması için 1 milyar yıl geçmesi gerekir.Bu nedenle,böyle bir ışığı görebilmek için evrenin,ışığın bize ulaşacağı kadar süredir var olması gerekir.Yani,eğer yıldızlar milyarlarca yıldır parlamıyorsa gece uzay karanlık olacaktır.Çelişkiyi engelleyecek son bir yol ise,uzak yıldızlardan gelen ışığın evrenin genişlemesi yüzünden kızıla kaymış olmasıdır.kızıla kayma,ışığın enerjisini azaltır (uzun dalgalı ışımaların daha az enerji taşıdığını hatırlayalım) ve böylece bir çok uzak galaksi ve yıldızın ışığınıda azaltır.Bu nedenle,böyle genişleyen bir evren,geceleri uzayı karanlık yapar.

Çelişkinin Olbers'in adını hatırlatmasına rağmen,iki yüzyıl kadar önce Keppler,limitsiz bir evrende,gecenin aydınlık olması gerektiğini vurguladı ve evrenin sonlu olduğunu doğruladı.Günümüz astronomları sınırlı bir evren yaşının,sınırlı bir kozmik ufuğa (horizon) neden olduğunu düşünüyorlar.Yıldızlar,ışımalarının yayılması ve gökyüzünü aydınlık yapacak kadar çok var olmadı.Üstelik geceyi asla aydınlık yapamayacaklar çünkü tüm yakıtlarını yakacaklar .Bununla beraber,gece gökyüzünün karanlığı,sınırlı duyularımızın bir sonucudur.Eğer radyo dalgalarını görebilseydik,geceleri gökyüzü parlardı.

DÜZLÜK PROBLEMİ

Nasıl bir balonun şişirilmesi,başlangıçta yüzeyinde bulunabilecek kırışıklıkları giderirse,şişen evrenin de düzgün ve tek biçimli görünmesi beklenir.Yalnızca düzgün değil,aynı zamanda boyut olarak da gözlenemeyecek kadar büyüdüğünden,evrenin geometriside yaklaşık olarak çok büyük bir balonun,çok küçük bir parçası yani düzlem olmalıdır.Einstein'ın genel görelilik teorisi,maddenin varlığının uzayı bükmesini öngörmektedir.Bununla birlikte çok yaklaşık olarak şişme,gözlenebilir evrenin geometrisini Eukleides uzayına benzemesini öngörür.Eukleides uzayı,düz bir uzaydır:İki boyutta sonsuz bir düzlem olur.

Evrenin geometrisi başlangıçta eğri olabilirdi,bununla birlikte şişme,görevini yaptıktan sonra evren,en azından ilgilendiğimiz bölümü,şu anda ki düzlük derecesini açıklayabilecek kadar düz olmalıdır.Ne yazıkki başlangıçtaki geometrilerden bir bölümü yeterince şişmeye olanak vermediğinden,bu,başlangıçtaki tüm eğriler için geçerli değildir.Aslında homojen olmayan ,yöne bağımlı ve eğri pek çok başlangıç alternatifi;tek biçimli,yönden bağımsız,büyük ve düz bir evrenle sonuçlanmaktadır.Evrenin başlangıç koşullarını çok hassas ayarlamak zorunda olmamak,şişen evren modelinin en temel zaferidir.

DURAĞAN DURUM KOZMOLOJİSİ

Hubble'ın evrenin genişlediği yolundaki keşfinin yaşamsal bir sonucu olmuştur:eğer genişleme hızında bir azalma ya da artma yoksa ,R/v ya da 1/Ho kadar zaman önce evreni oluşturan tüm maddenin bir arada bulunması gerekirdi.Ho,hubble sabitidir ve Hubble'ın orijinal çalışmasındaki değer Ho = 500 km bölü saniye bölü megaparsektir.Bu,Hubble'ın uzaklık ölçeğiyle 1/Ho = 2 milyar yılın galaksinin yaşı için bir üst sınır olarak yorumlanması gerektiği anlamına gelir.

Bu yaş,güneş sisteminin en eski kayalarının radyoaktif tarihleme tekniği ile ölçülen yaşı ile karşılaştırılabilir.Bu teknikte,uzun ömürlü radyoaktif izotopların bozunma sonucunda hangi miktarlarda kaldığı ölçülür.Örneğin,Uranyum'un en bol bulunan 238 nolu izotopu kararsız olup yarı ömrü 4 milyar yıldır.Radyoaktif bozunma ile kütlesi 205 olan bir kurşun izotopuna dönüşür.Kurşunun bu izotopunun tek ortaya çıkış yolu,Uranyumun radyoaktif bozunmasıdır.Kayanın yaşı ne kadar eskiyse 205 nolu kurşun izotopunun 238 nolu uranyum izotopuna oranı o kadar büyük olacaktır.Farklı kaya ve meteorid örneklerinin içerdiği kurşun izotopunun günümüzdeki bolluğu ölçülür ve bu bolluklardan kayanın yaşı hesaplanır.Meteoridlerde ve aydan alınan örneklerde bulunan, güneş sisteminin en eski kayalarının yaşı 4,6 milyar yıl olarak hesaplanmıştır.Güneş sistemi,Hubble'ın evren için hesapladığı yaştan en az iki kat daha yaşlı imiş gibi görünüyor.

Bu rakamları en yaşlı yıldızların yaşlarına bakarak kontrol edebiliriz.Küresel kümeler galaksi düzlemi dışında yer alan antik yıldız topluluklarıdır.Böyle kümelerde yer alan yıldızlar aynı zamanda doğarlar ama en büyük kütleli olandan başlayarak sırayla ölürler.Eğer yaşayan yıldızlar içinde en büyük kütleye sahip olanın kütlesini bulabilirsek,küresel kümenin,dolayısıyla da galaksimizdeki en yaşlı yıldızların yaşını hesaplayabiliriz.Bulunan yaş 14 milyar yıl civarındadır.Görünüşe bakılırsa bir çelişki var.Evren nasıl içinde bulunan yıldızlardan daha genç olabilir?Hubble zamanında yerküremiz bile evrenden daha yaşlı görünüyordu.

Bu yaş çelişkisi,yeni bir kozmoloji teorisinin doğmasına yol açtı.Durağan durum evreni,1949 yılında Hermann Bondi,Thomas Gold ve Fred Hoyle tarafından ortaya atılmıştı.Hoyle'un anlatımına göre o akşam üç astrofizikçi Cambridge'de bir dizi hayalet öyküleri anlatan bir filme gitmişler.Bu filmin garip tarafı en sondaki sahnenin ilk baştakiyle aynı olmasıymış.Filmin hiç sonu yokmuş,sürekliymiş.Filmden etkilenen Gold,ilk kez orada evrenin de başı sonu olmayan,sonsuz bir zaman çevrimi içinde olabileceğinden söz etmiş.Böylece de durağan durum kozmolojisi doğmuş.Bu teorinin en belirleyici özelliği,evrenin yoğunluğunu sabit tutabilmek için maddenin boşluktan yaratıldığını kabul etmesi ve bu nedenle de mükemmel kozmoloji ilkesi ile uyum içinde olmasıdır.Eninde sonunda galaksiler biçiminde bir araya toplanan atomlar,evrenin genişlemesi nedeniyle diğer atomlar uzaklaşınca boş uzaydan ortaya çıkarlar.Bütün fizikçiler tarafından kabul edilen temel bir ilke olan madde ve enerjinin korunumu ilkesi tutarsız bir biçimde gözardı edilmiştir.

Durağan durum teorisi aslında mutlak bir başlangıca olan gereksinimi ortadan kaldırmayı amaçlıyordu.Bu teori,teoloji ve kozmoloji yazarı Stanley Jaki tarafından üzerine bilimsel cila çekilen gelmiş geçmiş en büyük hile olarak adlandırılmış idi.Bununla birlikte teorinin gelişmesinin altında kuvvetli bir bilimsel motivasyon yatmaktaydı.Durağan durum postülası,görünürdeki zaman ölçeği problemini çözmek için yapılmış bir girişimdi.

Durağan durum kozmolojisinin birçok önemli öngörüleri olmuştur.

1.Her 10 milyar yılda bir,metreküp başına bir hidrojen atomu yaratılmıştır ve halen de yaratılmaktadır.Maddenin boşluktan yaratıldığı varsayılmakta bu nedenle de madde ve enerjinin korunumu yasasını kökten bir biçimde ihlal etmektedir.

2.Uzaklarda hiçbir evrim gerçekleşmiş olamaz.Durağan durum hipotezi,anlam olarak,yakında ve uzakta gözlediğimiz galaksi yoğunluklarının aynı olması gerektiğini ileri sürmektedir.Uzak galaksileri gözleyerek geriye gidebileceğimiz milyarlarca yıl boyunca yoğunlukta bir değişiklik gerçekleşmiş olamaz.

Eğer ilk öngörü doğruysa hidrojen atomları gerçekten boşluktan yaratılıyorsa,o zaman karşı madde de yaratılmalıydı.Protonlar ve onların karşı madde ikizleri olan karşıprotonlar(anti-protonlar) ,karşılaştıkları heryerde gamma ışınları saçarak birbirlerini yok ederler.Böylesine rasgele yok oluşlar sonucu bulanık bir gamma ışın fonu olması gerekir.Ama evren,görüldüğü gibi yok oluşlardan kaynaklanan gamma ışınları ile parıldamıyor.Dahası,galaksiler,kozmik bir felakete yol açmadan eşit miktarlarda madde ve karşı maddeden meydana gelmiş olamazlar.

Başka bir çözüm akla geldi.Eğer madde ve enerjinin korunumu yasasının geçerliliğini kaybettiği varsayılsa bile bir başka temel yasa olan elektrik yükünün korunumu yasasını ihlal etmekten kaçınmak gerekir.Bu nedenle yeni yaratılan maddenin olası biçimi nötronlar olabilir.Bunlar bozunur ve arkalarında evreni kaplayan sıcak ve x-ışınları yayan bir gaz bırakırlar.Bununla birlikte,beklenen gamma ışınları gibi x-ışınları da gözlenmedi.Bu itirazları karşılamak üzere Fred Hoyle ve Jayant Narlikar,teorilerini maddenin ancak olağan dışı yoğunluklardaki bölgelerde yaratabileceğini öne sürecek biçimde değiştirdiler.Bu bölgeler,galaksilerin çekirdekleri ve evrenin ilk dönemlerinde bulunan,galaksilerin erken dönem evrimleriyle ilişkili olduğu düşünülen quasar adı verilen egzotik ve olağanüstü parlak cisimlerdi.

İkinci öngörüyü de çürütmek için yeterli kanıt var mı?Bazı galaksiler kuvvetli birer radyo dalgaları kaynağı olup çok uzaklardan algılanabilirler.Bu radyo dalgaları kaynakları,evren yoğunluğunun zamanla değişmediği hipotezini sınamak üzere sayıldı.Eğer evrenin yoğunluğu,büyük patlama teorisinin öngördüğü gibi geçmişte daha yüksekse o zaman ölçülen uzak ve sönük kaynakların sayısında yakın ve parlak olanlara göre büyük bir artış olmalıdır.

Durağan durum hipotezinin tersine,ilk kez 1950'lerde Martin Ryle ve John Bolton tarafından yapılan gözlemler kaynak sayısının çok daha hızlı arttığını gösterdi.1950'lerde bu teoriyi öne sürenler,evrenin radyo kaynakları bakımından eksiklik çekilen bir bölgesinde yaşamakta olabileceğimizi iddia ettiler.Bununla birlikte sonradan radyo kaynaklarının çoğunlukla bizden birkaç bin parsek uzaklıkta olan radyo galaksilerle quasarlar olduğu,dolayısıylada evrimin 10 milyar yıl ölçeğinde yer aldığı gösterildi.Radyo dalgaları yayan parlak galaksilerin geçmişteki sayıları günümüzdekinden çok daha büyüktü.

Bir yandan evrensel genişlemenin yaşı,diğer yandan meteorların ve yıldızların yaşları arasındaki bu çelişki Ho için çok daha doğru bir değerin bulunduğu 1950'lerde çözüldü.75 km bölü sn bölü megaparsek olarak saptanan en iyi çağdaş değer,evrenin yaşı olarak 1/Ho = 15 milyar yıl vermektedir.

Durağan durum teorisine son darbe kozmik mikro dalga fon ışınımının keşfiyle 1964 yılında geldi.Tüm uzayın yıkandığı bu ışınım denizi,büyük patlama teorisinin öngördüğü evrenin yoğun ve sıcak evrelerinden kaynaklanan ışınımın doğrudan bir kanıtıdır.Durağan durum teorisiyle bu ışınımı açıklayabilmek için pek çok olağanüstü parlak galaksinin yaydığı yoğun ışınım alanını soğuran ve bu ışınımı mikro dalga fotonları olarak yeniden yayan mm boyutlarındaki toz parçacıklarının evrensel olarak var olduğunu kabul etmek gerekir.Kozmik mikrodalga ışınımının bu açıklaması öylesine çok sayıda özel varsayım gerektirir ki,kozmoloji uzmanlarının çoğunluğu tarafından olanaksız olarak kabul edilir.

KOZMİK MİKRODALGA FON IŞINIMI

1922 yılında  bir Rus meteorolog ve matematikçisi olan Alexander Friedmann , etkileri yüzyıl boyunca yankılanan bir keşif yaptı.Albert Einstein ‘ın görmezlikten geldiği ve başlangıçta kabul etmeyi reddettiği bir şeyi fark etmişti:evren genişliyor olabilirdi.Einstein , kozmoloji ilkesini uygulayarak kendi geliştirdiği genel görelilik teorisindeki evrensel kütle çekimi denklemlerini basitleştirmiş ve görünüşte durağan olan bir evren modeli elde etmiştir.Hatta evrenin kendi kütle çekimiyle kendi üzerine çökmesini engellemek için kozmik itme adını verdiği bir kuvvet bile icat etmişti.Friedmann Einstein'ın basit bir matematiksel bir hata yaptığını, bu nedenle de Einstein denklemlerini evrenin genişlemesine olanak sağlayan ve yeni bir kuvvete gereksinim duymayan çözümlerini gözden kaçırdığını fark etti.Einstein ‘da sonradan, kozmik itme gibi bir kuvvetin varlığını öngörmenin yaptığı en büyük hatalardan biri olduğunu itiraf etmiştir.

Friedmann'dan bağımsız olarak çalışan Belçikalı kozmoloji uzmanı Georges Lemaitre'de 1927 yılında evrenin genişlediğini yeniden keşfetti ve bir adımda ileri gitti Lemaitre,galaksilerin gösterdiği kırmızıya kaymanın evrenin genişlemekte olduğunun kanıtları olduğunu iddia etti.Lemaitre'nin kırmızıya kaymanın galaksilerin uzaklığıyla orantılı olması gerektiği yolundaki sezgisi kırmızıya kayma olayına fiziksel bir anlam vermekle birlikte durağan evren modeline fazlaca konsantre olmuş bulunan zamanın meşhur kozmoloji uzmanlarınca pek kabul görmezdi.1929 yılında Edwin Hubble'ın galaksilerin uzaklıklarının gözlemsel destek olarak kullanarak ampirik bir biçimde uzaklık-kırmızıya kayma yasasını nasıl ortaya koyduğunu gördük.İlginçtir,Hubble'da kırmızıya kaymanın uzaklıkla lineer bir biçimde artmasının evrenin genişlemesinin kanıtı olduğunu hiçbir zaman kabul etmiş görünmedi.Sonraki kozmoloji uzmanları mise hemen hemen tam bir fikir birliği içinde Hubble Yasasının genişleyen bir evren modeli geliştirmede temel olarak ele aldılar.

Genişleyen evren teorisi,birçokları için kabul etmesi çok güç bir teori olmuştur.Bu teori,evrenin sınırlı bir zaman kadar önce son derece yoğun bir durumdan kaynaklandığını ima ediyordu.1950 yılında bir radyo programında durağan evren modelinin savunucularından Fred Hoyle,Rakip olarak gördüğü genişleyen evren teorisinden alaycı bir biçimde büyük patlama yani ‘Big Bang' olarak söz etti.Büyük Patlama teorisi,tüm gözlenen evrenin geçmişte,günümüzden on ila yirmi yıl kadar önce olağanüstü yoğunluktaki bir durumdan ortaya çıktığını ileri sürer.Büyük Patlama teorisinin en büyük kanıtı geçmişten,evrenin başlangıcından kalan ışınım alanı olmuştur.

KEŞİF

1964 yılında iki genç radyoastronom olan Arno Penzias ve Robert Wilson şaşırtıcı bir radyo parazit kaynağı keşfettiler.İki bilimadamı New Jersey'deki Bell labarotuvarlarından haberleşme uydularından sinyal almak üzere tasarlanmış çok duyarlı bir radyoteleskop üzerine çalışıyorlardı.Radyoteleskop yerötesi kaynaklı bir radyo paraziti saptadı.Bu parazit yalnızca güneşin ve Samanyolu'nun konumlarından bağımsız olmakla kalmıyor,her yönden eşit olarak geliyordu.Yani bu parazit bilimsel bir deyişle izotropikti.Parazit aletin kendisinden kaynaklanmıyordu.Penzias ve Wilson teleskobu böyle bir parazitin kaynağı olabilecek kuş pisliği gibi kirlerden çok dikkatli bir biçimde temizlediler.Ölçümleri sonucu bir parazitin elektromanyetik tayfın mikrodalga bölümüne giren 7 cm dalgaboylu bir ışınım olduğu ortaya çıktı.Bu ışınım kolayca saptanabiliyordu.Herhangi bir kanala ayarlanmamış televizyon ekranlarındaki parazitin yaklaşık yüzde biri aynı yerötesi ışınımdan kaynaklanmaktadır.

Çok geçmeden bu mikrodalga ışınımının evrenin en uzak bölgelerinden kaynaklandığı ortaya çıktı.Işınımın çok büyük ölçüde izotropik olması onun-örneğin Güneş sistemindeki toz gibi-yakın bölgelerden değil,çok uzaklardan kaynaklandığının kanıtıdır.Hemen hemen aynı zamanlarda Princeton Üniversitesi'nde çalışmalarını yoğunlaştıran bir grup kozmoloji uzmanı,büyük patlamadan kalmış olmasını bekledikleri kozmik mikrodalga ışınımını araştırmaktaydılar.Robert Dicke ve arkadaşları evrendeki,Güneş ve diğer yıldızlardaki helyumun çoğunluğunun,evrenin başlangıç dönemlerinde termonükleer füzyon yoluyla ortaya çıkmış olması gerektiğini iddia ediyorlardı.Bunun olabilmesi için başlangıç dönemlerinde evrenin son derece sıcak olması gerekiyordu.Bu durumda evren,sıcak elektron ve protonların yaydığı yüksek enerjili fotonlarla dolu olacaktı.Evren genişledikçe bu ışınım soğuyacak ve günümüzde de elektromanyetik tayfın mikrodalga bölgesinde gözlenebilmesi gerekecekti Princeton astronomları 20 yıl önce benzer bir düşünce biçiminin George Gamow tarafından ve benzer öngörülere yol açtığından habersizdiler.Gamow'un eski öğrencileri olan Ralph Alpher ve Robert Herman 1949 yılında bu antik ışınım nedeniyle günümüzde evrenin sıcaklığının 5 Kelvin olması gerektiğini hesaplamışlardı.Bununla birlikte mikrodalga ışınımının deneysel olarak araştırılmasını önermemişlerdi.1963 yılında iki Rus bilimadamı Andrei Doroskhevich ve Igor Novikov mikrodalga ölçümlerinin kozmik fon ışınımına herhangi bir sınır getirip getirmediğini öğrenmek için Bell Labarotuvarı teknik bültenlerine başvurdular.1961 yılından kalma Ed Ohm'un bir araştırmasına rastlayınca altın bulmuş gibi sevindiler.Ohm,bu araştırmalarda Bell Labarotuvarlaının 6 metre çapındaki anteniyle gökyüzünü tararken 3 Kelvin civarındaki sıcaklıklarda ışınımda bir fazlalık saptadığını belirtiyordu.Ne yazık ki Ohm,aletlerden kaynaklanan gürültüyü bu parazitten ayıramamıştı.

Böylece Princeton araştırmacıları boş yere fazla çalışıp çabalamaktan kurtulmuş oldular.Kozmik mikrodalga tayfını ikinci bir dalgaboyunda ölçmeyi başardıkları zamanda Bell Labarotuvarlarının keşfini sonuçlandırmış oldular.Işınımın da çoğunlukla karacisim ışınım şeklinde olması gerektiği sonucuna vardılar.

KARA CİSİM IŞINIMI

Karacisim ışınımı,mutlak düzgün sıcaklıktaki çevresinden soyutlanmış bir bölgede varolan ışınıma verilen addır.Özellikleri,bölgenin başka hiçbir özelliğine değil,yalnızca sıcaklığına bağlıdır.Karacisim ışınımı geniş bir dalgaboyu aralığını kapsamakla birlikte ışınımın şiddeti bazı dalgaboylarında artış gösterir.Bu tür ışınımın şiddeti dalgaboyuna göre Planck dağılım adı verilen özel bir dağılım gösterir.Her ne kadar bu dağılımın biçimi her zaman aynı ise de,sıcaklık arttıkça ışınım şiddeti en büyük değerine daha kısa dalgaboylarında ulaşır.Bu değişimin Wien Yasası olarak bilinen kuralı,ışınım şiddetinin en büyük olduğu dalgaboyu ile sıcaklığın çarpımının 0,3 Kelvin olduğunu söyler.Bu nedenle şiddeti 0,1 cm dalgaboyunda en büyük değerine ulaşan ışınımın sıcaklığı yalnızca 3 Kelvin ya da -270 Celsius'tur.

Princeton'daki araştırmacılar,kozmik fon ışınımının karacisim ışınımı olduğu sonucuna varırken,ışınım şiddetinin en büyük olduğu dalgaboyundan çok farklı yalnızca iki dalgaboyunda ölçümle yetinmekle büyük bir riski göze aldılar.Bir karacisim tayfı yalnızca iki dalgaboyundaki ölçümlerde son derece zayıf bir biçimde tanımlanabilirdi.Aslında 1991 yılına kadar roket ve balon ölçümleri kozmik mikrodalga fon ışınımının tayfının 3 derece Kelvin sıcaklığındaki bir karacismin tayfına son derecede benzediğini tam anlamıyla ortay koyamamıştır.Dramatik atılım,John Mather tarafından tasarlanan ve 1989 yılının kasım ayında fırlatılan KOZMİK FON KAŞİFİ (COBE)uydusuna yerleştirilen bir araçla geldi.Mather'in geliştirdiği araç,kozmik mikrodalga fonunun sıcaklığını daha önce ulaşılamamış bir duyarlılıkla ölçmeyi başardı.Araç,fon ışınımının sıcaklığının kesin değerini yalnızca 0.005 derece Kelvin belirsizlikle 2,726 derece Kelvin olarak buldu.Başka teleskoplarla 30 cm'den (radyobandı) 0,05 cm ‘ye (uzak kızılötesi) kadar çok çeşitli dalgaboylarında ölçümler yapıldı.Saf karacisim tayfından olan farkın son derece küçük olduğu saptandı:Karacisim tayfının tepe noktası yakınlarında binde birlik bir fark bulundu.Labarotuvarda bile uzayda yapılandan daha duyarlı bir karacisim ölçümü yapılamaz.

TERMALİZASYON DÖNEMİ

Evrendeki normal maddenin yoğunluğu galaksilerin gözlenen sıklığından, 10 çarpanı hata payıyla hesaplanabilir.Evrenin başlangıç dönemlerinde bu madde çoğunlukla hidrojen plazması biçimindeydi, yani bol miktarda proton ve elektron olmasına karşın hiç hidrojen atomu yoktu.Zaman içinde geriye doğru genişlemenin gelişmesini izleyerek galaksiler oluşmadan çok önce, evrenin ilk dönemlerindeki bu plazmanın yoğunluğunu hesaplayabiliriz.Bu yoğunluktan ve ölçülen kara cisim sıcaklığından geçmişin çeşitli dönemlerinde evrenin neye benzediğini çıkarabiliriz.

Bugün ,ışınım en uzak galaksilerden bize serbestçe yol alabilmektedir.Yani evren elektromanyetik ışınıma son derece geçirgendir.Bununla birlikte çok önceleri, evrendeki maddenin ortalama yoğunluğu ve sıcaklık yeterince yüksek iken evren sanki yoğun bir sis perdesinin arkasında gibiydi.Herhangi bir ışınım hemen hemen hiç yol almadan soğuruluyor ve yeniden yayımlanıyordu .Madde ve ışınım , sıcaklıkları aynı olacak biçimde yakın termal (ısıl) temas halindeydiler.Bu koşullar, kara cisim ışınımının yaratılması için ideal olup süreç de termalizasyon olarak bilinir.Işınımın termalizasyonuna aracılık eden süreçlere bir örnek, bremsstrahlung ya da ‘ frenleme ışını' olarak bilinir.Bununla birlikte ilk yıl üretilen ışınım kara cisim ışınımı olarak kaldı.Hiçbir süreç onu yok edemez.Evrenin genişlemesi ışınım sıcaklığının yavaş yavaş düşmesine yol açmışsada tayf,kara cisim biçiminde var olmayı sürdürmüştür.

EN SON SAÇILMA DÖNEMİ

Termalizasyon sırasında ışınım,esas olarak x-ışınları biçimindeydi.Evren genişledikçe ve ışınım soğudukça fotonlarının dalgaboyları daha düşük,kızılötesi bölgelerine doğru kaydı.Bugün fon ışınımının sıcaklığı yaklaşık 3 derece Kelvin'dir.Oysa evrenin bugünkünden 1000 kat küçük olduğu ya da bir başka deyişle herhangi bir galaksi çifti arasındaki uzaklığı gösteren genişleme faktörünün bugünkü değerinin binde birine eşit olduğu,büyük patlamadan 3000 000 yıl sonra ışınım sıcaklığı 3000 derece Kelvin civarındaydı.Bu sıcaklık,böyle bir ışınımda bulunan morötesi fotonların hidrojeni iyonlaştırmasına yetecek ölçüde yüksektir.İyonlaşma anından hemen önce madde hala plazma durumundadır.eğer yoğunluğu çok düşük değilse,ışınım hidrojen plazmasının içinden kolaylıkla geçemez.Bunun yerine ışınım birçok kez saçılmaya uğrar.Elektromanyetik dalga geçerken serbest elektronlara küçük itmeler uygular ve sonuçta dalganın yönü değişir.

Büyük patlamadan yaklaşık 300 000 yıl sonra madde yoğunluğu azaldı ve ışınım sıcaklığı,fotonların dalgaboyları optik (görünür) bölgeye inecek kadar azaldı.Işınımın madde içinden kolayca geçebileceği bir an geldi.Fotonların bu yeni özgürlüğü kazanması,maddenin durumunun plazmadan atom durumuna geçmesiyle çakıştı.Sıcaklık azaldıkça serbest elektron ve protonlar biraraya gelmeyi başararak hidrojen atomları oluşturdular ve hidrojen atomu,maddenin en yaygın biçimi haline geldi.Serbest elektronların sayısı yok denecek kadar azaldığından evren ışınıma son derece geçirgen hale geldi.Bugün kozmik mikrodalga fonuna baktığımızda evrenin uzun dönemler önceki,kara cisim ışınımının sıcaklığının 3000 derece Kelvin olduğu durumunu görüyoruz.Mikrodalga fonu,evrenin galaksi ve kuasarlardan çok önceki,henüz herhangi bir cismin oluşmadığı dönemlerine bir göz atmamızı sağlıyor.

DALGALANMALAR

Bugünkü evrenin büyük ölçekli yapısının tamamı,ilkel yoğunluk dalgalanmalarının evrimi sonucu ortaya çıkmıştır.Bu dalgalanmalar,evrenin çok eski dönemlerinde homojenlikten minik sapmalar olarak ortaya çıkmış ve kütleçekimsel kararsızlıkların etkisiyle günümüzde galaksi ve galaksi kümelerine dönüşecek ölçüde büyümüşlerdir.Büyük ölçekte,kaynaklanma anlarına kadar izlenebilen bu dalgalanmaların galaksi dağılımlarına etkileri hala sezilebilir.Daha büyük ölçeklerde,kozmik mikrodalga fonu homojenlikten ilk sapmalara tanıklık etmektedir.

Son saçılmadan bu yana artık madde tarafından etkilenmeden,serbestçe hareket eden fon ışınımı kozmik genişleme sonucunda soğuyarak,günümüzde kozmik mikrodalga ışınımı biçiminde varlığını sürdürüyor.Bu ışınım,termalizasyon döneminin sonuna kadar,ilk 10 000 yıl evrene hükmeden ateş topunun soluk bir kalıntısıdır.Mikrodalga fonundaki sıcaklık dalgalanmalarının şiddeti,büyük patlamadan şöyle bir 10 000 yıl sonra,dalgalanmaların ciddi olarak başladığı dönemde evrendeki yoğunluk dalgalanmalarının şiddetinin bir ölçüsüdür.Aslında bu dalgalanmaların,büyük patlamadan 300 000 yıl sonra,son saçılma döneminde ortaya çıktığını bulabilmeyi umuyoruz.

Kozmoloji uzmanları bu dalgalanmaları bulmayı kozmik mikrodalga fonunun keşfinden beri bekliyorlardı ama ancak 1992 yılının ilkbaharında uzun zamandan beri aranan yön bağımlılığının bulunduğu duyuruldu.Kozmik mikrodalga fonunda genliği 1 derecenin otuz milyonda biri kadar olan dalgalanmalar COBE Uydusu tarafından saptandı.Açısal dalgalanma ölçeği öylesine büyüktü ki (gökyüzünde 10 dereceden 90 dereceye kadar) ,Friedmann ve Lemaitre tarafından geliştirilen standart kozmolojideki hiçbir şey bunları yaratmış olamazdı.

COBE'de bulunan ve dalgalanmaları saptayan araç,George Smoot tarafından tasarımı yapılan Diferansiyel Mikrodalga Radyometresi (DMR) idi.DMR'ın önemi şuradan kaynaklanıyordu:1975 yılında dipol yön bağımlılığını ölçmekte kullandığı aynı modası geçmiş teknoloji ile Smoot,kozmolojide yeni bir çığır açmayı başarmıştı.Teorisyenler kozmik mikrodalga fonunda büyük ölçekli yapılanmayı temsil eden yüz binde bir düzeyindeki bozuklukların ölçülebileceğini öngörmekteydiler.Ölçülen dipol yön bağımlılığının yüz katı olan ve bir uydu deneyinde bulunması gereken bu duyarlık artışını sağlamak için Smoot DMR deneyini yenileyip geliştirerek COBE Uydusu için yeniden diriltti.Orijinal olarak uzay mekiği için hazırlanan deney,Challenger faciasından sonra bir delta roketine sığabilecek şekilde yeniden tasarımlandı.NASA'nın kozmolojiye yönelik ilk uydusu olan COBE,1989'dan 1993 yılına,NASA bütçe kısıtlamaları nedeniyle uydudan vazgeçinceye kadar dört yıl süreyle veri topladı.

DMR ışınım genliğini hem kozmik mikrodalga fonunun tepe noktası yakınlarında (1 cm,6 mm ve 3 mm) hem de galaksiden kaynaklanan radyo gürültüsünün en az olduğu,zekice seçilmiş üç noktada ölçüyordu.Böylece evrenden ve galaksiden gelen ışınımlar farklı tayf yapıları nedeniyle birbirinden ayrılabiliyordu.DMR'nin her birinde üç frekans için ikişer dedektör bulunan ve gökyüzünde birbirinden 60 derece farklı bölgeleri izleyen iki anteni vardı.Aracın çeşitli veri çıktıları karşılaştırılarak gürültü milyonda bir düzeyine indirgenmişti.

DMR tüm gökyüzünü her altı ayda bir taradı.Bir tam yılın verileri incelendiğinde,deneyciler mikrodalga fonundaki yön bağımlılığının hiçbir kuşkuya yer vermeyecek bir biçimde saptadılar.Sıcaklık değişimleri beklenen kara cisim tayfına sahip olduğundan,bilimadamları bu değişimlerin gerçekten mikrodalga fonunda olduğuna emin oldular.Gökyüzünde açısal ölçekte 10-90 derece arasında ölçülen dalgalanmaların karakteristik genliği 30 (  +5) mikrokelvin civarındaydı.Bu ortalama genlik üzerinde çeşitli boyutlarda sıcak ve soğuk noktalar bulunuyordu.İlk yılın DMR verileri oldukça gürültülüydü.Kozmik sinyalin gürültüye oranı yaklaşık bire eşit olduğundan değişimlerin önemi yalnızca istatistikseldi.Bir kez galaksiden kaynaklanan gürültü çıkartıldığında,genliği 17 ( + 5)mikrokelvin olan evrensel bir dört kutup (quadrupole,tepeden minimuma 90 derece) kalıyordu.Bu genlik,tam da teorisyenlerin öngördüğü gibi milyonda 6 ( +2) düzeyindeydi.Bu dalgalanma düzeyi ise yerküremizin kozmik mikrodalga fonu içindeki hareketinden kaynaklanan dipol yön bağımlılığından yüz kat daha küçüktü.7-90 derece arasında kalan kozmik dalgalanmalar,büyük ölçekli yapılanmanın en basit oluşum modellerinin öngörüleri ile uyum içindeydi.