< Return to Video

Evrenin sonu - Renée Hlozek

  • 0:06 - 0:08
    Gece gökyüzüne bakarken
  • 0:08 - 0:11
    uçsuz bucaklığına hayret ederiz.
  • 0:11 - 0:12
    Peki, gözyüzü milyarlarca yıl
  • 0:12 - 0:14
    sonra nasıl görünecek?
  • 0:14 - 0:15
    Kozmolog olarak adlandırılan
  • 0:15 - 0:17
    bilim adamları zamanlarını
  • 0:17 - 0:20
    işte bu sorunun cevabını düşünmekle geçirir.
  • 0:20 - 0:22
    Evrenin sonu içeriği ile yakından
  • 0:22 - 0:24
    iliişkilidir.
  • 0:24 - 0:25
    Yüzyıldan uzun bir süre önce,
  • 0:25 - 0:28
    Einstein evrenin neden oluştuğu ve şekli
  • 0:28 - 0:30
    arasındaki ilişkiyi
  • 0:30 - 0:31
    anlamamızı sağlayan
  • 0:31 - 0:33
    denklemlerden oluşan
  • 0:33 - 0:35
    Genel Görecelik Teorisini geliştirdi.
  • 0:35 - 0:36
    Evren bir top veya
  • 0:36 - 0:38
    küre gibi kavisli olabilirdi.
  • 0:38 - 0:41
    Biz buna pozitif kavisli veya kapalı diyoruz.
  • 0:41 - 0:42
    Evren bir eyer şeklinde de olabilirdi.
  • 0:42 - 0:44
    Biz buna negatif kavisli veya açık diyoruz.
  • 0:44 - 0:46
    Ya da evren düz olabilirdi.
  • 0:46 - 0:47
    Şekli evrenin nasıl yaşayacağını
  • 0:47 - 0:50
    ve sona ereceğini belirliyor.
  • 0:50 - 0:53
    Evrenin neredeyse düz olduğunu artık biliyoruz.
  • 0:53 - 0:54
    Buna rağmen, evrenin bileşenleri hala
  • 0:54 - 0:56
    nihai kaderini etkileyebilir.
  • 0:56 - 0:58
    Bugün evrendeki çeşitli
  • 0:58 - 1:00
    bileşenlerinin
  • 1:00 - 1:02
    enerji yoğunluğunu ölçersek, evrenin zamanla
  • 1:02 - 1:05
    nasıl değişeceğini tahmin edebiliriz.
  • 1:05 - 1:07
    Peki evren neden oluşmaktadır?
  • 1:07 - 1:09
    Evren yıldız, gaz ve gezegenler gibi görebildiğimiz
  • 1:09 - 1:12
    şeylerin hepsini içerir.
  • 1:12 - 1:15
    Biz bunlara sıradan veya baryonik madde diyoruz.
  • 1:15 - 1:17
    Bunları çevremizde görmemize rağmen,
  • 1:17 - 1:19
    bu bileşenlerin toplam enerji yoğunluğu aslında
  • 1:19 - 1:20
    oldukça azdır. Bu bileşenler
  • 1:20 - 1:24
    evrendeki enerjinin yaklaşık olarak %5'ini oluşturular.
  • 1:24 - 1:27
    O zaman şimdi diğer %95'i konuşalım.
  • 1:27 - 1:29
    Geri kalan enerji
  • 1:29 - 1:31
    yoğunluğunun yaklaşık %27'si
  • 1:31 - 1:34
    karanlık maddeden oluşur.
  • 1:34 - 1:37
    Karanlık maddenin ışık ile etkileşimi çok zayıftır. Yani,
  • 1:37 - 1:39
    karanlık madde, yıldız ve gezengenler gibi
  • 1:39 - 1:41
    parlamaz veya ışığı yansıtmaz; fakat
  • 1:41 - 1:42
    bunun dışında
  • 1:42 - 1:44
    sıradan madde gibi davranır --
  • 1:44 - 1:46
    cisimleri yerçekimsel olarak kendine çeker.
  • 1:46 - 1:49
    Aslında karanlık maddeyi saptamanın tek yolu
  • 1:49 - 1:51
    bu yerçekimsel etkileşimdir. Yani cisimlerin
  • 1:51 - 1:52
    karanlık madde etrafında
  • 1:52 - 1:54
    nasıl döndüğü, karanlık maddenin
  • 1:54 - 1:56
    etrafındaki boşluğu döndürürken ışığı nasıl büktüğüdür.
  • 1:56 - 1:58
    Karanlık madde parçacıklarını henüz saptayamadık;
  • 1:58 - 2:01
    fakat dünyadaki bilim adamları bu bulunması zor
  • 2:01 - 2:03
    parça veya parçacıkları ve karanlık
  • 2:03 - 2:06
    maddenin evren üzerindeki etkilerini araştırıyor.
  • 2:06 - 2:08
    Fakat yine de toplam %100 olmuyor.
  • 2:08 - 2:10
    Evrendeki enerji
  • 2:10 - 2:12
    yoğunluğunun kalan %68'i karanlık
  • 2:12 - 2:14
    maddeden daha da gizemli
  • 2:14 - 2:16
    olan karanlık enerjiden oluşur.
  • 2:16 - 2:18
    Bu karanlık enerji bildiğimiz diğer
  • 2:18 - 2:21
    maddeler gibi davranmaz ve daha çok
  • 2:21 - 2:23
    yerçekim karşıtı bir güç olarak davranır.
  • 2:23 - 2:25
    Biz buna sıradan madde ve karanlık maddede
  • 2:25 - 2:28
    bulunmayan yerçekimsel basınç diyoruz.
  • 2:28 - 2:30
    Yerçekiminin yaptığı gibi evreni bir arada
  • 2:30 - 2:32
    tutmak yerine, evren her zamankinden
  • 2:32 - 2:34
    daha hızlı bir şekilde
  • 2:34 - 2:36
    genişliyor.
  • 2:36 - 2:38
    Karanlık enerjiye ilişkin ana fikir
  • 2:38 - 2:40
    bu enerjinin kozmolojik sabit olduğudur.
  • 2:40 - 2:42
    Yani, karanlık enerjinin tuhaf bir özelliği vardır.
  • 2:42 - 2:45
    Uzayın hacmi genişledikçe, enerji yoğunluğunu sabit
  • 2:45 - 2:48
    tutmak için karanlık enerji de genişler.
  • 2:48 - 2:49
    Yani, evren şu anda olduğu
  • 2:49 - 2:51
    gibi genişledikçe
  • 2:51 - 2:53
    karanlık enerji daha da artacak.
  • 2:53 - 2:55
    Buna karşın karanlık madde ve
  • 2:55 - 2:55
    baryonik madde
  • 2:55 - 2:57
    evrenle birlikte genişlemez
  • 2:57 - 2:58
    fakat seyrelir.
  • 2:58 - 2:59
    Kozmolojik sabitin bu
  • 2:59 - 3:01
    özelliğinden dolayı
  • 3:01 - 3:03
    gitgide evrenin geleceğine karanlık enerji
  • 3:03 - 3:05
    hakim olacak.
  • 3:05 - 3:06
    Evren daha da soğuyacak ve
  • 3:06 - 3:09
    daha da hızlı genişleyecek.
  • 3:09 - 3:11
    Sonunda, evrendeki yıldızları oluşturmak için
  • 3:11 - 3:12
    gerekli gaz bitecek
  • 3:12 - 3:14
    ve yıldızların da yakıtı biterek yıldızlar
  • 3:14 - 3:15
    sönecek.
  • 3:15 - 3:18
    Evrende sadece kara delikler kalacak.
  • 3:18 - 3:19
    Zamanla bu kara
  • 3:19 - 3:22
    delikler de buharlaşacak ve evren
  • 3:22 - 3:25
    tamamen soğuk ve boş bir yer olacak.
  • 3:25 - 3:28
    Biz buna evrenini ısısal ölümü diyoruz.
  • 3:28 - 3:30
    Varlığını soğuk ve hayattan
  • 3:30 - 3:31
    yoksun olarak sonlandıracak
  • 3:31 - 3:33
    bir evrende yaşama fikri
  • 3:33 - 3:34
    kulağa moral bozucu gelse de
  • 3:34 - 3:36
    aslında evrenin nihai kaderi
  • 3:36 - 3:38
    sıcak ve kızgın başlangına göre
  • 3:38 - 3:40
    güzel bir simetri oluşturur.
  • 3:40 - 3:42
    Biz bu hızlanarak devam eden evrenin
  • 3:42 - 3:44
    nihai durumuna ''de Sitter evresi'' diyoruz.
  • 3:44 - 3:46
    Bu evre adını Hollandalı Willem de Sitter'den
  • 3:46 - 3:48
    almaktadır.
  • 3:48 - 3:50
    Buna karşın, evren varlığının
  • 3:50 - 3:52
    en başlarında bir başka
  • 3:52 - 3:53
    ''de Sitter genişlemesi'' daha
  • 3:53 - 3:55
    yaşadı.
  • 3:55 - 3:57
    Biz bu erken döneme eflasyon(şişkinlik) diyoruz.
  • 3:57 - 3:59
    Büyük Patlamanın ardından evren
  • 3:59 - 4:01
    kısa bir süre içinde oldukça hızlı bir şekilde
  • 4:01 - 4:03
    genişledi.
  • 4:03 - 4:04
    Bu yüzden evren
  • 4:04 - 4:07
    varlığının başlangıcında olduğu gibi
  • 4:07 - 4:09
    hızlanarak sona erecek.
  • 4:09 - 4:11
    Evrenin yolcuğunu anlamaya
  • 4:11 - 4:12
    başladığımız ve gözyüzünde
  • 4:12 - 4:14
    bizim için oynanan
  • 4:14 - 4:15
    bir tarihi görebildiğimiz
  • 4:15 - 4:16
    bir zamanda,
  • 4:16 - 4:19
    evrenin varlığının olağandışı
  • 4:19 - 4:21
    bir zamanında yaşıyoruz.
Title:
Evrenin sonu - Renée Hlozek
Speaker:
Renée Hlozek
Description:

Dersin tümü için: http://ed.ted.com/lessons/the-death-of-the-universe-renee-hlozek

Evrenin şekli, içeriği ve geleceği karmaşık bir şekilde birbiriyle ilişkilidir. Evrenin daha çok düz olduğunu biliyoruz; evrenin yıldızlar ve gezegenler gibi baryonik madde ile birlikte çoğunlukla karanlık madde ve enerjiden oluştuğunu biliyoruz; ve evrenin devamlı genişlediğini ve bu nedenle tüm yıldızların sonunda sönerek soğuk bir hiçliğe dönüşeceğini biliyoruz. Renée Hlozek bu karanlık sonun güzelliğini ayrıntıları ile açıklıyor.

Ders: Renée Hlozek
Animasyon: Giant Animation Studios.
more » « less
Video Language:
English
Team:
closed TED
Project:
TED-Ed
Duration:
04:40

  • Meric Aydonat

    No corrections, a very accurate and correct translation. Happy new year.

Turkish subtitles

Revisions

Our website uses cookies for analysis purposes.