Fizik

Evreni Biçimlendiren En Önemli 13 Sayı

Bazı sayıların kozmik önemleri vardır; evrenimizi tanımlarlar, yaşam varlığının olasılığını hesaplarlar ve evrenin sonunun nasıl olacağına karar verirler. Bulunuş sıralarına göre bu sayıları kısaca tanıtmaya çalışalım sizlere…

1. Yerçekimi (Kütleçekim) Sabiti

Evrendeki tüm cisimler birbirlerini, kütleleriyle doğru orantılı; kütle merkezleri arasındaki uzaklığın karesiyle ters orantılı olarak çekerler. Kütleçekim sabiti yaklaşık 6,67×10ˉ¹¹ değerine sahiptir ve de G harfi ile gösterilir. Kütleçekim sabitinin, bilinen 13 sabit içinde en az kesinlik taşıyan olmasına rağmen, ilk keşfedilen olması ilginçtir. Bunun nedeni, diğer temel kuvvetlerle karşılaştırıldığı zaman, kütleçekim kuvvetinin en zayıf kuvvet olmasıdır. Şunu düşünün: Dünyanın kütlesi yaklaşık olarak 6×1024 ve 1957’de, insanlar basit kimyasal güçle çalışan bir roketle dünyanın yerçekimini yenerek, ilk yapay uydu olan Sputnik’i yörüngeye yerleştirmeyi başarmıştır.

2. Işık Hızı

Ortaçağ’da topun keşfi, sesin hızının sonlu olduğunu göstermiştir; patlamanın sesini duymazdan çok önce top ateşini görebilirsiniz. Kısa bir süre sonra, aralarında Galilei’nin de bulunduğu bazı bilim insanları, ışığın hızının da sesin hızı gibi sonlu olabileceğini fark ettiler. 19. yüzyılın sonuna kadar, teknoloji ve kesin sonuç alabilme olanakları öylesine ilerletildi ki, ışık hızını güncel değerinin 0,02’si oranında ölçmek mümkün oldu. Bu, Albert Michelson ve Edward Morley’in ışık hızının yönünden bağımsız olduğunu gösterebilmelerine olanak verdi. Bu şaşırtıcı sonuç bizi Einsten’in görelilik teorisine yönlendirdi. Işık hızı, boşlukta her zaman aynı hızla ilerler. Bu hız saniyede tam olarak 299 792 458 metredir. Sıklıkla hiçbir şeyin ışıktan daha hızlı gidemeyeceği söylenir. Gerçekte, evrende ışıktan hızlı gidebilecek hiçbir fiziksellik yoktur. Bilgisayarlarımızın bilgi işlemeleri, ışık hızına yakındır, fakat hâlâ dosyalarımızın yüklenmesi için sabırsızlıkla bekliyoruz.

3. İdeal Gaz Sabiti

17. yüzyılda bilim insanları maddenin katı, sıvı ve gaz olarak üç halini buldular. O zamana kadar, katılar ve sıvılar üzerinde çalışma yapmak zamanın ekipmanları ile kolay değildi bu nedenle pek çok bilim insanı, temel fiziksel kanunları anlamaya çalışmak için gazlarla ilgileniyordu. Robert Boyle belki de bu alanda ilk büyük deneyciydi. Boyle, gaz basıncı ile hacmi arasındaki ve yüzyıl kadar sonra da Fransız bilim insanları Jacques Charles ve Joseph Gay-Lussac, hacim ve sıcaklık arasındaki ilişkiyi keşfettiler. Boyle, Charles ve Gay-Lussac’ın sonuçları, bir miktar gazın sıcaklığı sabit kalmak şartıyla, basıncı ile hacminin çarpımı sabittir şeklinde birleştirilebilir. Bu P.V=n.R.T biçiminde yazılabilir. Burada kullanılan R İdeal gaz sabitidir.

4. Mutlak Sıfır Noktası

Okuma Önerisi: Nedir Bu Mutlak Sıfır Denilen Şey?

Sıcaklık oluşturmak kolaydır. Soğuğu üretmek çok daha zor bir görevdir. Bir bütün olarak evren, bu işi büyük bir ustalıkla yapar; evrenin ortalama ısısı, mutlak sıfırın birkaç derece üstündedir. Bunu buzdolaplarımızda yaptığımıza benzer bir yolla yapar: Gazın genleşmesi yoluyla. Elektrik üzerine yaptığı çalışmalar ile tanıdığımız Michael Faraday, gazların genleşmesini kullanarak, daha soğuk sıcaklıkları üretmenin mümkün olduğunu ilk kez önermiştir. Faraday, kapalı bir tüp içinde bir parça sıvı klor üretti ve tüpü kırdığında (ve böylece basıncı düşürdüğünde) klor hemen gaza dönüştü. Faraday, basıncın düşürülmesinin bir sıvıyı bir gaza dönüştürebilirse, belki de bir gaza basınç uygulandığında, onu daha soğuk derecede bir sıvıya dönüştürebileceğini düşündü. Temel olarak buzdolabınızda olan; gaz basınç altındadır ve çevresindeki malzemeyi soğutması için genleşmesine izin verilir.

Basınç, 20. yüzyılın başında bilim insanlarının oksijeni, helyumu, hidrojeni sıvılaştırmasını sağladı. Bu bizi mutlak sıfırın birkaç derece üzerine getirir. Sıcaklık aynı zamanda hareket demektir ve lazer kullanarak atomları yavaşlatma tekniği, mutlak sıfır derecesine milyonda bir dahilinde yaklaşmamızı mümkün kılar. Günümüzde bu sıcaklığın -459 fahrenheit derecenin azıcık daha üstünde olacağını biliyoruz. Mutlak sıfır, ışık hızı ile benzer bir kategoriye girebilir. Maddi nesneler buna çok yaklaşabilir, ama asla tam olarak erişemezler.

5. Avogadro Sayısı

Kimyanın gizlerini açmak, çelik kasa açmaya benzemez. Görevi tamamlamak için iki anahtar almak gerekir. İlk anahtar atom teorisidir; 19.yüzyılın şafağında John Dalton tarafından keşfedilmiştir. Evrendeki maddenin tümünü oluşturan temel yapı blokları (doğal olarak bulunan) 92 elementtir. Bununla birlikte, evrendeki her şey neredeyse birleşiktir; farklı türde elementlerin birleşiminden oluşur. Böylelikle modern kimyadaki ikinci anahtar, her bir bileşiğin özdeş moleküllerin bir araya gelmesinden oluştuğunun keşfedilmesi olmuştur. Ama kaç tane molekülden? Sayımı doğru yapmak için, kimyanın ilerlemesinde başlıca engel olduğu ispatlanmış kimyasal reaksiyonların sonuçlarını öngörebilmeliyiz. İtalyan kimyacı Amadeo Avogadro, aynı sıcaklık ve basınçta, farklı gazların eşit hacimlerinin aynı sayıda molekül içereceğini önermiştir. Avogadro sayısı, 12 gram karbondaki atom sayısı olarak tanımlanır ve büyüklüğü yaklaşık olarak 6’yı takip eden 23 sıfır kadardır. (Bu aynı zamanda, maddenin miktarını ifade etmek için kimyacıların kullandığı bir ölçü birimi olan 1 mol’deki molekül sayısıdır.)

6. Kütleçekim ve Elektriğin Göreli Kuvveti

Soğuk bir kış sabahı bir halı üzerinde yürürseniz, statik elektrik üretmiş olabilirsiniz. Bu, elektriğin canlı bir gösterimidir. Dünyanın tüm kütlesi, objeleri aşağı çekmek için çabalar ancak üretmiş olduğunuz az miktardaki statik elektrik bu çabaları kimi zaman yener. Bu da iyi bir şey, elektriğin yer çekiminden çok daha güçlü olması hayatın var olmasını sağlar. Yaşam, kimyasal ve elektriksel reaksiyonların bileşimidir, ancak kas hareketlerini güçlendiren kimyasal reaksiyonlar ya da gıdaların sindirimi bile özünde elektriğe bağlıdır. Kimyasal reaksiyonlar, atomların kendi aralarında veya dışarıdan gelen elektronlarının bir atomdan diğerine bağlılıklarını değiştirmeleriyle gerçekleşir. Bunu yaparken, atomlar yeniden birleştiğinde farklı bileşikler oluşur. Bu değişiklikler sinirlerimizin kaslarımıza mesaj göndermesine, hareket etmemize veya beynimizde duyularımız tarafından toplanan bilgilerin işlenmesine neden olur. Eğer elektrik, kütleçekimin olduğundan görece daha zayıf olsaydı bunlar çok zor olurdu. Bu, evrimin böylesi bir koşula uyarlanmış yaşam için bir yol üretmesiyle olanaklı olmuştur. Bunun doğruluğunu anlamak için başka bir evrende de kontrol etmeliyiz.

7. Boltzmann Sabiti

Enerji ile sıcaklık arasındaki ilişkiyi veren fiziksel bir katsayıdır: 1,380658 × 10-23 J/K

Bütün bildiğimiz suyun akışının yukarıya değil, aşağıya doğru olduğudur, çünkü kütleçekim böyle işler. Kütleçekim bir kuvvettir; yerçekimi dünyanın merkezinde yoğunlaşmış gibi davranır ve suyu aşağı doğru çeker. Buna rağmen, buz küplerinin bir bardak sıcak suya daldığında neden eridiğini, ama bir bardak soğuk su içinde neden kendiliğinden şekillendiklerini asla görmediğimizi açıklayacak benzer bir açıklama yoktur. Bu ancak ısı enerjisinin yayılması yoluyla açıklanabilecek bir durumdur, bu problemin çözümü, 19. yüzyıl fizikçilerinin en büyük sorularından biri olmuştur.

Bu problemin çözümü, Avusturyalı fizikçi Ludwig Boltzmann tarafından bulunmuştur. Boltzmann, içinde bir buz küpü olan bir bardak sıcak suya göre, enerjinin, bir bardak soğuk suyun moleküllerinin içinde dağılmasının çok daha fazla yolu olduğunu keşfetmiştir. Doğa yüzdelerle oynayan bir oyuncudur. En sıklıkla en hoşlandığı yolla işini görür ve Boltzmann’ın sabiti bu ilişkinin nicelleştirilmesidir. Düzensizlik düzenden çok daha yaygındır. Boltzmann sabitini işin içine katan Boltzmann entropi eşitliği, aynı zamanda Murphy yasasını da açıklayabilir: Eğer bir şeyler yanlış gidiyorsa, olacak demektir. Bu bazı kötücül kuvvetler, işlerin sizin için kötü gitmesi yönünde davranır demek değildir. Bu sadece, işlerin ters gidebileceği yolların sayısının, işlerin düzgün gidebileceği yolların sayısını büyük oranda aşması demektir.

8. Planck Sabiti

Modern fizikte en önemli iki sabitten biridir, diğeri ise ışığın hızıdır. Planck sabiti, bir parçacığın enerjisinin frekansına olan oranıdır. Dolayısıyla eğer bir parçacığın frekansı artarsa enerjisi de artar. Frekansı azalırsa enerjisi de azalır; ama Planck sabiti her zaman aynı kalır. Planck’ın sabitinin yaklaşık değeri 6.625×10-34 joule-sec dir ve kısaltması h‘tir.

9. Schwarzschild Yarıçapı

Kütleçekim etkisiyle çok fazla maddenin yoğunlaştığı ve ışığın kaçmasına engel olan kara delik kavramının bilinişi 18. yüzyıla kadar götürülebilir. Ama güncel bir fenomenden daha çok teorik bir olasılık olarak görülebilir. Güncel bir kara delik olasılığı, kütleçekimin Newton’un atladığı ince yanlarına ayrıntılı bir açıklama getiren Einstein’in genel görelilik kuramının bir sonucu olarak ortaya çıkmıştır. Bu teorinin bir kopyası da fizikçi ve astronom Karl Schwarzshild tarafından verilmiştir. Einstein, teorisini denklem sisteminin içinde ileri sürmüştür. Bu denklemler, çözmek için aşırı zordu, ama Schwarzshild çözümü bulacak ve aynı zamanda, verili herhangi bir madde miktarı için, bütün madde içine yerleştirildiğinde, kara deliğe dönüşeceği küçüklükte bir kürenin var olduğunu gösterecekti. Bu kürenin yarıçapı Schwarzshild yarıçapı olarak bilinir. (Tek bir Schwarzshild yarıçapı yoktur, her olası kütle için farklı bir ölçü vardır.)

10. Hidrojen Fizyonu Etkisi

Evren çoğunlukla hidrojendir. Daha karmaşık elementleri üretmek hidrojenden diğer elementleri elde etmenin bir yolunun olmasıyla mümkün olmuştur. Evren bunu kütleçekim etkisiyle bir araya gelmiş, gerçekten çok büyük bir hidrojen topu olan yıldızlarla yapar. Kütleçekimin basıncı, nükleer reaksiyonları oluşturmayı başlatacak kadar güçlüdür ve hidrojen, fizyon yoluyla helyuma dönüşür. Bu süreçte salınan enerji miktarı, Einstein’ın ünlü denklemi E = mc2 şeklinde bilinir. Başlangıçta bulunan hidrojenin sadece  % 0,7’si aslında enerji halindedir. Bu, hidrojen füzyonunun verimliliğidir ve evrendeki hayatın varlığı bu sayıya karşı çok hassastır.

Hidrojenin füzyonunda ilk adımlardan biri, döteryum (ağır hidrojen)dir ve eğer hidrojen füzyonunun verimliliği 0,006’nın altına düşerse bu gerçekleşmez. Yıldızlar yine de oluşacaktır fakat sadece büyük parlak toplar biçiminde olacaklardır. Yıldızlar bu durumda da biçimlenecektir, ama bu basitçe bir hidrojen topu akkorunun genişlemesi olacaktır. Eğer hidrojen fizyonu etkisi 0,008 ya da daha yüksekse,o zaman fizyon çok etkin olacaktır. Hidrojen çok hızlı bir biçimde helyum haline gelecektir ve evrendeki hidrojen tükenecektir. Her bir su molekülü iki hidrojen atomu içerdiğinden, suyun biçimlenmesi olanaksız hale gelecektir.

11. Chandrasekhar Limiti

Bildiğimiz yaşamın temelinde karbon atomu vardır, ama yaşam aynı zamanda, diğer ağır atomların geniş bir çeşitliliğini gerektirir. Bu ağır elementleri üretmek için evrende yalnızca bir süreç vardır, bu da dev bir yıldızın patlaması olan süpernovadır. Bir süpernova patlaması, bütün bu ağır elementleri üretir ve evrene baştan başa saçar, gezegenlerin biçimlenmesini ve yaşamın gelişmesini sağlar. Bir yıldızın büyüklüğü, kaderini belirler. Güneş ölçüsündeki yıldızlar göreli olarak sakin bir yaşam sürerler. Güneş’ten biraz büyük yıldızlar, beyaz cüceler haline gelecek, aşırı derecede sıcak ama küçük yıldızlar, yavaşça soğuyacak ve ölecekler. Buna rağmen, eğer yıldız belirli bir kütleyi aşarsa (Chandrasekhar limiti) onların kaderi süpernova olmaktır. Chandrasekhar limiti, Güneş’in kütlesinin yaklaşık 1,4 katıdır. Olağandışı bir biçimde, Subrahmanyan Chandrasekhar tarafından, henüz 20 yaşlarında bir öğrenciyken keşfedilmiştir.

12. Hubble Sabiti

Evren için gerçekte iki olasılık var: Her zaman burada olmak ya da bir başlangıca sahip olmak. Bu soru doğru olarak, evrenin büyük bir patlamayla başladığını gösteren kesin delillerle 1960’ların sonlarında çözülmüştür. Eğer evren büyük bir patlamayla başladıysa, bu patlama ne kadar önce meydana gelmiştir ve evren bugün ne kadar geniştir? Bu iki soru arasında sürpriz bir ilişki ortaya çıkmıştır. Bu ilişkiden ilk kez Edwin Hubble 1920’lerde şüphelenilmiştir. Hubble, galaksilerin genel olarak dünyadan uzaklaştığını keşfetmiştir. Galaksilerin görünür uzaklaşma hızları ile dünyadan uzaklıkları arasındaki ilişkiyi veren Hubble sabitidir. Bundan yola çıkarak, büyük patlamanın 13,7 milyar yıl önce meydana geldiğini anlıyoruz.

13. Omega

Evrenin nasıl başladığını ve kaç yaşında olduğunu biliyoruz, fakat nasıl sona ereceğini bilmiyoruz. Ancak, Omega olarak bilinen sabitin değerini hesaplamak için yeterli bilgiyi toplarsak, kaderini belirlemenin bir yolu olabilir. Bir gezegenden hızını bildiğiniz bir roket fırlattığınızda, gezegenin yerçekiminden kurtulup kurtulamayacağını bilmek gezegenin ne kadar büyük olduğuna bağlıdır. Örneğin aydan fırlatılan bir roketin hızı dünyadan çıkışına yetmeyebilir. Evrenin kaderi de aynı tür bir hesaplamaya bağlıdır. Büyük patlama galaksilere yeterince hız kazandırdıysa galaksiler daima parçalanmayı sürdüreceklerdir. Ama vermediyse, galaksiler kendilerini hız yardımıyla kütleçekimden kurtaramayan roketlere benzer bir biçimde bulacaklardır. Her şey evrenin kütlesine bağlıdır. Omega büyük çöküşe neden olması için gerek duyulan minimum madde miktarının evrendeki toplam madde miktarına bölünmesiyle bulunan orandır. Eğer omega 1’den küçük olursa, galaksiler sonsuza kadar parçalanmaya devam edeceklerdir. Eğer 1’den büyük olursa, ucu açık uzak bir gelecekte, büyük çöküş gerçekleşecektir. Şu andaki en iyi tahminimiz, omeganın 0,98-1,1 arasında bir yerde kaldığıdır. Yani evrenin kaderi hâlâ bilinmemektedir.

Kaynakça:

The 13 Most Important Numbers in the Universe; http://www.popularmechanics.com/flight/g163/13-most-important-numbers-in-the-universe/

Matematiksel

Bir cevap yazın

E-posta hesabınız yayımlanmayacak.

İlgili Makaleler

Başa dön tuşu