Genişleyen Evren

281

Aysız ve berrak bir gecede gökyüzüne baktığınızda, muhtemelen göreceğiniz en parlak cisimler Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn gezegenleri olacaktır. Aynı zamanda tıpkı Güneşimize benzeyen, ama bizden çok uzakta olan çok sayıda yıldız da göreceksiniz. Dünya Güneş’in etrafında dönerken, durağan yıldızların bazılarının konumları, birbirlerine göre hafifçe değişiyormuş gibi görünür. Aslında hiç de durağan değiller! Bunun nedeni, görece bize daha yakın olmalarıdır. Dünya Güneş’in etrafında dönerken, bize daha yakın olan yıldızlan, bize daha uzak olanların önünde, farklı konumlarda görürüz. Bu, açık bir yolda araba sürerken, bize yakın olan ağaçların göreli konumunu ufukta her ne varsa onun önünde görmemizle aynı etkidir. Ağaçlar ne kadar yakınsa, o kadar hareketli görünürler. Göreli konumdaki bu değişikliğe ıraklık açısı denir. Bu durum, yıldızların bize olan uzaklıklarını doğrudan ölçebilmeyi sağlar.

Bize en yakın yıldız olan Proksima Erboğa dört ışık yılı ya da otuz yedi milyon kere milyon kilometre uzaklıktadır. Çıplak gözle görebildiğimiz yıldızların çoğu bizden birkaç yüz ışık yılı uzaklıktadır. Bunlarla karşılaştırıldığında Güneşimiz bizden sadece sekiz ışık dakikası uzaklıktadır! Gece gözle görebildiğimiz yıldızlar bütün gökyüzüne dağılmış gibi dursalar da, adına Samanyolu dediğimiz bir kuşakta özellikle yoğunlaşmışlardır. 1750’lerde bile bazı gökbilimciler, Samanyolu’nun görüntüsünün, bugün sarmal yıldız kümesi dediğimiz, görülebilen yıldızların çoğunun diske benzer tek yapıda kümelenmesi olarak tanımlanabileceğini ileri sürmüşlerdi. Sadece birkaç on yıl geçtikten sonra, çok sayıda yıldızın konumlarını ve uzaklıklarını titizlikle kataloglayan Sir William Herschel bu düşünceyi doğruladı. Buna rağmen, düşüncenin tümüyle kabulü XX. yüzyılın başlarında mümkün oldu. Samanyolu’nun yani galaksimizin yüz bin ışık yılı genişliğinde olduğunu ve yavaşça döndüğünü artık biliyoruz; galaksimizin sarmal kollarındaki yıldızlar, merkezin etrafını birkaç yüz milyon yılda bir ancak dönerler. Güneşimiz bu sarmal kollardan birinin iç kenarına yakın, sıradan, orta büyüklükte, sarı renkli bir yıldızdır. Dünya’nın evrenin merkezi olarak düşünüldüğü Aristoteles’in ve Ptolemaios’un döneminden bu yana epeyce uzun bir yol kat ettik!

Evrene dair çağdaş anlayışımız, 1924’te Amerikalı gökbilimci Edwin Hubble, Samanyolu’nun evrendeki tek galaksi olmadığını gösterdiğinde oluştu. Gerçekten de Hubble, aralarında boş uzayın uçsuz bucaksız bölgeleri bulunan pek çok galaksi keşfetti. Bunu kanıtlamak için Hubble’ın Dünya’nın diğer galaksilere olan uzaklığını ölçmesi gerekti. Ancak bu galaksiler o kadar uzaktı ki, gerçekten de konumları, yakındaki yıldızların tersine, sabit görünüyordu. Hubble, bu galaksilerin uzaklığını ölçerken ıraklık açısından yararlanamadığından, dolaylı ölçüm yöntemleri kullanmak zorunda kaldı. Parlaklığı, bir yıldızın uzaklığını netlikle ölçmenin yollarından biridir. Ancak, yıldızın görünürdeki parlaklığı yalnızca uzaklığa değil, yaydığı ışının (ışığın) miktarına da bağlıdır. Donuk donuk parlayan bir yıldız, eğer yeterince yakınsa, uzak galaksilerden birindeki en parlak yıldızı bile gölgede bırakacaktır. Uzaklık ölçümü gibi bir sınıflandırmada parlaklık kullanılır; ancak bunun için yıldızın ışık gücünü bilmemiz gerekir.

Yakın yıldızların ışık gücü, parlaklıklarına göre hesaplanabilir, çünkü ıraklık açısı uzaklıklarını bilmemizi sağlar. Hubble, yakın yıldızlan verdikleri ışığa göre sınıflandırarak belirli türlere ayırdı. Belirli tür yıldızların ışık gücü her zaman aynıydı. Sonra Hubble, aynı türde yıldızların uzak galaksilerde de bulunabileceğini savundu; uzaktaki yıldızların ışık gücünün tıpkı yakındakiler gibi olduğunu varsayabilirdik. Bu bilgiyle o galaksinin uzaklığını ölçebilirdik. Bu ölçümü aynı galaksideki birkaç yıldızla yapabilirsek ve ölçümlerimiz hep aynı uzaklığı verirse, tahminlerimize oldukça güvenebilirdik. Bu şekilde Hubble, dokuz farklı galaksinin uzaklığını hesapladı.

Bugün, çıplak gözle görebildiğimiz yıldızların, bütün yıldızların çok ufak bir bölümü olduğunu biliyoruz. Görebildiğimiz beş bin yıldız, sadece bizim galaksimizdeki yıldızların ancak milyarda biridir. Samanyolu, gelişmiş teleskoplarla görülen ve her biri ortalama yüz milyon yıldız içeren, yüz milyondan fazla galaksiden biridir sadece. Her bir yıldız bir tuz tanesi büyüklüğünde olsaydı, çıplak gözle görülebilen yıldızlan bir çay kaşığına sığdırabi1irdik; ancak evrendeki bütün yıldızları genişliği yaklaşık on üç kilometre olan bir topa sığdırabiliriz.

Yıldızlar o kadar uzaktır ki, bize ancak iğne ucu büyüklüğündeki ışıklar olarak görünürler. Onların büyüklüklerini ve biçimlerini göremeyiz. Ancak, Hubble’ın fark ettiği gibi, pek çok farklı türde yıldız var ve onları ışıklarının renklerine göre ayırt edebiliyoruz. Newton, güneş ışığının prizma denilen üçgen bir cam parçasından geçirildiğinde, tıpkı gökkuşağı gibi, bileşimindeki renklere ayrıştığını keşfetmişti. Belirli bir ışık kaynağından yayılan çeşitli renklerin görece yoğunluklarına, o ışığın tayfı denir. Bir teleskopu belirli bir yıldıza ya da galaksiye odaklayarak, o yıldızın ya da galaksinin ışığına ait tayfı gözlemleyebiliriz.

Bu ışığın bize vereceği şeylerden biri de sıcaklıktır. 1860’ta, Alman fizikçi Gustav Kirchhoff, maddesi olan her cismin ısındığında, tıpkı korlaştığında parlayan bir kömür parçası gibi, ışık ya da ışınım yaydığını fark etti. Böyle ışıltılı nesnelerin ışığına, içindeki atomların ısıl hareketi neden olur. Buna kara cisim ışınımı denir (her ışıltılı nesne kara değildir). Kara cisim ışınımının tayfında hata çok zordur; cismin ısıyla değişim gösterdiğinden kolaylıkla ayırt edilebilen bir biçimi vardır. Bu yüzden ışıltılı bir nesneden yayılan ışık, termometre gibi okunur. Farklı yıldızlarda gözlenen tayf her zaman kesinlikle bu biçimdedir; o yıldızın ısıl durumunu gösteren bir etikettir.

Daha yakından baktıkça yıldız ışığının bize ifade ettikleri fazlalaşır. Bazı özgül renklerin olmadığını ve bu eksik renklerin yıldızdan yıldıza değiştiğini biliyoruz. Kimyasal elementlerin karakteristik bir renk takımını soğurduğunu bildiğimizden, bu renkleri belli bir yıldızın tayfında eksik olan renklerle karşılaştırdığımızda, o yıldızın atmosferinde var olan elementleri kesin olarak saptayabiliriz.

1920’lerde gökbilimciler diğer galaksilerdeki yıldızların tayfına bakmaya başladıklarında, çok tuhaf bir şey buldular. Galaksimizdeki yıldızlarda olduğu gibi, o yıldızlarda da eksik renklerin kendilerine özgü bir modeli vardı, ancak var olan renklerin hepsi, aynı göreli oranda tayfta kırmızıya doğru kaymışlardı.

Bir fizikçi, bir rengin ya da frekansın kaymasını Doppler etkisi olarak tanımlar. Bu etkiyi ses alanında tanıyoruz. Yoldan geçen bir arabayı dinleyin; araba yaklaşırken motor ya da korna sesinin tizliği artar, araba geçip gittikten sonra, uzaklaşırken tizliği azalır. Arabanın motorunun ya da kornasının sesi, birbirini izleyen tepe ve çukurlardan oluşan bir dalgadır. Araba bize doğru yaklaşırken, ses dalgaları yayar; hareket halindeki arabanın yaydığı dalgalar arasındaki mesafe sesin dalgaboyu  duran bir arabadan daha kısadır. Dalgaboyu kısaldıkça, her saniye kulağımıza ulaşan bu çalkalanma artacaktır; aynı şekilde sesin tizliği ya da frekansı da. Araba bizden uzaklaşırken sesin dalgaboyu daha uzun, kulağımıza erişen ses ise daha düşük frekansta olacaktır. Araba ne kadar hızlı hareket ederse, etki de o kadar büyüyeceğinden, Doppler etkisini hızı ölçmede kullanabiliriz. Işıkta ya da radyo dalgalarında da işleyiş aynıdır. Gerçekten de polisler taşıtların hızını saptarken Doppler etkisini kullanırlar ve taşıtlardan yansıyan radyo dalgalarının boylarını ölçerler.

Görünür ışığın dalgaboyu çok çok küçüktür; bir santimetrenin kırk milyonda birinden, seksen milyonda birine kadar uzanır, insan gözünün görebildiği farklı renkler, ışığın farklı dalgaboylarıdır; tayfın bir ucundaki kırmızı renk en uzun dalga – boyuna, diğer ucundaki mavi renk ise en kısa dalgaboyuna sahiptir. Şimdi, bizden sabit uzaklıktaki bir ışık kaynağının – örneğin bir yıldızın – sabit dalgaboyunda ışık dalgalan yaydığını düşünelim. Bize ulaşan dalgaların boyları, yayıldıkları andaki dalgaboylarıyla aynı olacaktır. Sonra bu ışık kaynağının bizden uzaklaşmaya başladığını varsayalım. Tıpkı seste olduğu gibi, ışığın dalgaboyu uzayacak ve bu yüzden tayfın kırmızı ucuna doğru kayacaktır.

Başka galaksilerin varlığını kanıtlayan Hubble, bundan sonraki yıllarını galaksilerin uzaklıklarını kataloglayarak ve tayflarını gözlemleyerek geçirdi. O zamanlar daha çok, galaksilerin gelişigüzel bir şekilde hareket ettiği düşünülüyordu; bu nedenle Hubble, kızıla kayan tayflar kadar, maviye kayan tayflar da bulmayı bekliyordu. Bu nedenle, galaksilerin çoğunluğunun tayfında kızıla kaydıklarını bulmak çok şaşırtıcı oldu; neredeyse hepsi bizden uzaklaşmaktaydı! Hubble’ın 1929’da yayımladığı bir bulgu daha da şaşırtıcıydı: Bir galaksinin kızıla kayma miktarı bile gelişigüzel değildi, bize olan uzaklığıyla doğru orantılıydı. Bir başka deyişle, galaksi bizden uzak olduğu oranda hızlı uzaklaşıyordu! Bu da, önceden düşünülenin tersine, evrenin durağan olmadığı, büyüklüğünün değiştiği anlamını taşıyordu. Aslında evren genişlemekte, farklı galaksiler arasındaki mesafe her an büyümekteydi.

Evrenin genişlediği keşfi, XX. yüzyılın en büyük düşünce devrimi erinden biridir. Bunu öğrendikten sonra geriye bakıp, neden kimsenin bunu daha önce düşünemediğini merak ediyoruz. Newton ve diğerleri, durağan bir evrenin dengesiz olacağını fark edebilmiş olmalıydılar; çünkü durağan bir evrende, birbirine etki eden bütün yıldızların ve galaksilerin kütleçekimi gücünü dengeleyecek geriltici bir kuvvet yoktur. Bu nedenle, evren bir dönem durağan olmuş olsa bile, durağan kalmayı sürdüremeyecekti, çünkü bütün yıldızların ve galaksilerin ortak kütleçekimi kuvveti çok geçmeden evrenin büzülmeye başlamasına neden olacaktı. Aslında, evren epey yavaş genişlese bile, kütleçekimi kuvveti, sonunda onun genişlemesine son verecek ve evren büzülmeye başlayacaktır. Eğer evren kritik noktayı aşan bir hızla genişlerse, kütleçekimi kuvveti asla genişlemeyi durdurabilecek güce ulaşamaz ve evren sonsuza kadar genişlemeyi sürdürür. Bu durum biraz, yeryüzünden uzaya bir roket fırlatıldığında olanlara benzer. Eğer roketin hızı düşükse, kütleçekimi sonunda roketi durdurur ve roket düşmeye başlar. Eğer roket kritik noktayı aşan bir hıza (saniyede yaklaşık on bir kilometre) sahipse, kütleçekimi kuvveti onu geri çekebilecek güçte olmayacak ve roket yeryüzünden uzaklaşmayı sürdürecektir.

XIX., XVIII., hatta XVII. yüzyılın sonlarında Newton’un kütleçekimi kuramına bakarak evrenin bu işleyişi tahmin edilebilirdi. Ancak durağan evren inancı o kadar güçlüydü ki, XX. yüzyılın başlarına kadar inatla varlığını sürdürdü. 1915’te genel görelilik kuramını kesinleştiren Einstein bile evrenin durağan olduğundan o kadar emindi ki, bu sonucu mümkün kılmak için kuramını değiştirerek, denklemlerine kozmolojik sabit denilen uydurma bir sayı ekledi. Kozmolojik sabitin yeni bir “kütleçekimi karşıtı” kuvvet olarak etkisi vardı ve bu kuvvet, diğer kuvvetlerin tersine, belirli bir kaynaktan gelmiyor, uzay-zamanın kendi yapısı içinde yaratılıyordu. Bu yeni kuvvet yüzünden uzayzaman, yapısından kaynaklanan bir genişleme eğilimi gösteriyordu. Einstein kozmolojik sabiti kuramına uygun hale getirmekle, bu eğilimin gücünü de uyarlamış oluyordu. Bu gücü, evrendeki bütün maddelerin ortak çekim gücünü dengeleyecek biçimde uyarlayabileceğim ve sonuçta durağan bir evrene ulaşabileceğini bulmuştu. Einstein daha sonra kozmolojik sabiti reddetti, bu uydurma sayıyı “en büyük hatası” olarak gördü. Birazdan göreceğimiz gibi, Einstein’ın bu kuramı ileri sürmekte haklı olabileceğine bugün inanmamızı sağlayacak bir nedenimiz var. Ancak Einstein’ı hayal kırıklığına uğratan şey, durağan evren inancının, görelilik kuramının – evrenin genişlemekte olduğu – kestirimine üstün gelmesine izin vermekti. Öyle görünüyor ki, yalnızca bir kişi, genel görelilik kuramının bu kestirimini tam olarak değerlendirmiştir. Einstein ve diğer fizikçiler genel görelilik kuramının statik olmayan evreninden kaçmaya çalışırken, Rus fizikçi ve matematikçi Alexander Friedmann, evrenin genişlemekte olduğunu açıklamaya koyulmuştu.

Freidmann evren hakkında çok basit iki varsayımda bulundu. Hangi yöne bakarsak bakalım evren aynı görünür; evreni hangi noktadan gözlemlersek gözlemleyelim bu doğru olur. Sadece bu iki düşüncesiyle Freidmann, genel göreliliğin denklemlerini çözerek, evrenin statik olmasının beklenemeyeceğini gösterdi. Böylece 1922’de, Edwin Hubble’ın keşfinden birkaç yıl önce, onun keşfedeceği şeyin tam bir kestiriminde bulundu!

.

Evrenin her yönde aynı göründüğü varsayımı, gerçekte tam olarak doğru değildir. Örneğin, daha önce gördüğümüz gibi, galaksimizdeki yıldızlar, Samanyolu dediğimiz belirgin bir ışık kuşağı oluştururlar. Ancak uzak galaksilere baktığımızda, her yönde aşağı yukarı aynı sayıda oldukları görülür. Yani evren, galaksiler arasındaki uzaklıklara oranla büyük ölçeklerle bakıldığında ve küçük ölçeklerde ortaya çıkan farklar göz ardı edildiğinde, her yönde yaklaşık aynı görünür. Ağaçların rasgele büyüdüğü bir ormanda olduğunuzu düşünün; bir yöne baktığınızda en yakındaki ağaç bir metre uzaklıkta olabilir. Diğer yöne baktığınızda da en yakındaki ağaç üç metre uzaklıkta olabilir. Üçüncü yönde, iki metre uzaklıkta bir ağaç kümesi görebilirsiniz. Orman her yönde aynıymış gibi görünmemektedir; ama bir millik dairesel bir bölgenin içindeki ağaçlara baktığınızda, farklılıklar ortalama bir düzeye inecek, hangi yöne bakarsanız bakın orman aynı görünecektir.

Yıldızların tekbiçimli dağılımı, Friedmann’ın varsayımı için -gerçek evrene kabaca yapılmış bir yaklaşım olarak uzunca bir süre yeterli bir gerekçe oldu. Ancak yakınlarda, aslında Freidmann’ın varsayımındaki bir başka yönün, evreni olağanüstü doğrulukta tanımladığı, şans eseri ortaya çıktı. 1965’te, New Jersey’deki Bell Telefon Laboratuvarları’nda çalışan iki Amerikalı fizikçi, Amo Penzias ve Robert Wilson çok duyarlı bir dalga dedektörünü deniyorlardı. (Mikrodalgaların tıpkı ışık dalgaları gibi olduklarını, ama dalgaboylarının bir santim civarında olduğunu hatırlayın.) Penzias ve Wilson, dedektör gereğinden fazla ses topladığı için endişeliydiler. Dedektörün içinde kuş pisliği bulduktan sonra başka bozukluk olup olmadığına baktılar ve bütün olasılıkları elediler. Ses, Dünya kendi ekseninde ve Güneş’in etrafında döndüğü halde, o gün, o gece ve yıl boyunca aynı kaldı. Dünya’nın ekseni üzerinde ve Güneş’in etrafında dönmesi dedektörün uzayda farklı yönlere çevrilmesine neden olduğundan, Penzias ve Wilson sesin Güneş sisteminin, hatta galaksinin ötesinden geldiği sonucuna vardılar. Ses, uzayın her yönünden eşit olarak geliyor gibiydi. Hangi yöne bakarsak bakalım sesin ancak çok küçük miktarda değişiklik gösterdiğini artık biliyorduk; böylece Penzias ve Wilson farkında olmadan, Friedmann’ın evrenin her yönde aynı olduğunu söyleyen varsayımının çarpıcı bir örneğine denk gelmiş oldular.

Bu kozmik sesin kaynağı neydi? Penzias ve Wilson dedektörlerindeki sesi araştırdıkları sırada, Princeton Üniversitesi’ndeki iki Amerikalı fizikçi, Bob Dicke ve Jim Peebles de mikrodalgalarla ilgileniyorlardı. Georges Gamovün (bir zamanlar Friedmann’ın öğrencisiydi) evrenin başlangıçta çok sıcak, yoğun ve akkor ışıltısında olduğu savı üzerine çalışıyorlardı. Dicke ve Peebles, evrenin uzak bölümlerinin ışığı bize ancak ulaşacağından ilk evrenin ışıltısını hâlâ görebilmemizin gerektiğini savundular. Ancak bu ışık, evrenin genişlemesi yüzünden o kadar kızıla kaymış olmalıydı ki, onu görünür ışık olarak değil, ancak mikro-dalga ışınımı olarak görebilirdik. Dicke ve Peebles bu ışınımı araştırmaya hazırlanırken, Penzias ve Wilson onların çalışmalarını duydular ve ışınımı bulmuş olduklarını anladılar. Penzias ve Wilson bu yüzden 1978 Nobel Ödülü’nü aldılar. (Bu, Gamov’un yanı sıra, Dicke’e ve Peebles’e de haksızlıktı.)

Baktığımız her yönde evrenin aynı göründüğünü gösteren bütün bu kanıtlar, ilk bakışta evrende özel bir yerimiz varmış izlenimini verebilir. Özellikle de, bütün diğer galaksilerin bizden uzaklaştığını gözlemliyorsak, evrenin merkezinde olduğumuzu düşünebiliriz. Yine de bir başka açıklama daha var: Evren bir başka galaksiden bakıldığında da her yönde aynı görülebilir. Bu, Friedmann’ın ikinci varsayımıdır.

Bu varsayımın yanında ya da karşısında olan hiçbir bilimsel kanıtımız yok. Yüzyıllarca önce Kilise bu varsayımı sapkınlık olarak kabul ederdi, çünkü Kilise öğretisine göre evrenin merkezinde, özel bir yer işgal ediyorduk. Ancak bugün Friedmann’ın varsayımına neredeyse tam karşıt bir nedenle, bir tür tevazuyla inanıyoruz: Eğer evren diğer noktalardan değil, sadece bizim bulunduğumuz yerden aynı görünüyor olsaydı asıl olağanüstü durum bu olurdu! Friedmann’ın evren modelinde bütün galaksiler birbirlerinden uzaklaşır. Bu durum, üzerine benekler çizilmiş bir balonun durmadan şişirilmesine benziyor. Balon genişledikçe iki benek arasındaki uzaklık artar, ama herhangi bir beneğin genişlemenin merkezinde olduğu söylenemez. Dahası, balonun yarıçapı sürekli artarken, beneklerin birbirlerinden uzaklaşma hızı da artar.

Örneğin, balonun yarıçapının bir saniyede iki katına çıktığını düşünelim. Daha önce iki benek arasındaki uzaklık (balonun yüzeyinde yapılan ölçüme göre) bir santimetreyken, iki santimetre olacaktır. Bu durumda beneklerin göreli hızı, saniyede bir santimetredir. Öte yandan, aralarındaki uzaklık önceden on santimetre olan iki benek arasında ise yirmi santimetre olacaktır ki, bunların uzaklaşma hızı da saniyede on santimetredir. Aynı şekilde, Friedmann’ın modelindeki galaksinin birbirinden uzaklaşma hızı aralarındaki uzaklıkla doğru orantılıdır; böylece bir galaksinin kızıla kayması, bizden uzaklığıyla doğru orantılıdır kestirimi tam olarak Hubble’ın bulduğu şeydir. Friedmann’ın çalışmaları, bu modeldeki başarısına ve Hubble’ın gözlemlerini önceden görmesine rağmen, Batı’da hemen hiç bilinmedi; ta ki 1935’te Amerikalı fizikçi Howard Robertson ve İngiliz matematikçi Arthur Walker, evrenin tekbiçimli genişlemesini keşfeden Hubble’a karşılık benzer modeller keşfedinceye kadar.

Friedmann sadece bir evren modeli türetmişti. Ancak onun varsayımları doğruysa, Einstein’ın denklemlerinin gerçekten mümkün olan üç çözümü vardır; yani Friedmann’ın üç farklı modeli ve evrenin gidebileceği üç farklı yol.

İlk çözümlemede (Friedmann’ın bulduğu gibi) evren, farklı galaksiler arasındaki kütleçekimi kuvvetinin genişlemeyi yavaşlatmasına ve sonunda durdurmasına yetecek kadar yavaş genişlemektedir. Böylece galaksiler birbirine doğru hareket etmeye başlar ve evren büzülür. İkinci çözümlemede evren öyle hızlı genişlemektedir ki, kütleçekimi kuvveti genişlemeyi biraz yavaşlatsa bile durduramaz. Ve son olarak üçüncü çözümlemede evren, çökmesine meydan vermeyen bir hızda genişlemektedir. Galaksilerin birbirinden uzaklaşma hızı gittikçe azalır, ama hiçbir zaman sıfır noktasına erişmez.

Friedmann’ın ilk modelinde dikkat çeken bir özellik de, evren uzayda sınırsız değildir, ama uzayın da sınırı yoktur. Kütleçekimi o kadar güçlüdür ki, uzay kendi üzerine bükülmüştür. Bu daha çok Dünya’nın yüzeyine benzer, sonu vardır, ama sınırları yoktur. Dünya’nın yüzeyinde belirli bir yöne doğru gitmeyi sürdürdüğünüzde, ne geçilemez bir sınırla karşılaşırsınız, ne de kenarından aşağıya düşersiniz; sonunda başladığınız noktaya geri dönersiniz. Bu modelde uzay tıpkı böyledir; ancak dünyanın yüzeyi gibi ikiboyutlu değil, üçboyutludur. Evrenin çevresini dolanıp, aynı noktaya varmak iyi bir bilimkurgu öyküsü olmakla birlikte, pratikte pek fazla değer taşımaz, çünkü siz etrafındaki turunuzu tamamlayamadan evrenin çökerek sıfır noktasına geri döneceği ispat edilebilmiştir. Evren o kadar büyüktür ki, çökmeden önce başladığınız noktaya geri dönebilmeniz için ışıktan daha hızlı yol almanız gerekir ve bu mümkün değildir! Friedmann’ın ikinci modelinde de, farklı bir biçimde olmasına rağmen, uzay eğrilmiştir. Sadece üçüncü modelde evrenin büyük ölçekli geometrisi düzdür (ancak uzay, büyük nesnelerin çevresinde hâlâ bükülmüş ya da eğridir.)

Friedmann’ın hangi modeli evrenimizi tanımlıyor? Evren sonunda genişlemeye son verip büzülmeye mi başlayacak, yoksa sonsuza kadar genişlemeyi sürdürecek mi?

Bu soruların yanıtlarının, bilimcilerin başlangıçta düşündüğünden daha karmaşık olduğu ortaya çıktı. En temel çözümleme iki şeye dayanıyor, evrenin şimdiki genişleme hızına ve evrenin şimdiki ortalama yoğunluğuna (uzayın belli bir hacimdeki madde miktarına). Onu durdurabilecek kütleçekimi kuvvetinin, genişleme hızı oranında büyük olması gerektiğinden madde yoğunluğunun daha da büyük olması gerekiyor. Ortalama yoğunluk, (genişleme hızıyla belirlenen) belirli bir kritik değerden büyükse, evrendeki maddenin kütleçekimi kuvveti genişlemeyi durdurabilecek ve onun çökmesine neden olacaktır ki bu, Friedmann’ın ilk modeline uymaktadır. Ortalama yoğunluk kritik değerin altındaysa, genişlemeyi durdurabilecek kütleçekimi kuvveti olmayacak ve evren sonsuza kadar genişleyecektir ki bu da Friedmann’ın ikinci modeline uymaktadır. Ve eğer evrenin ortalama yoğunluğu tam kritik değerdeyse, o zaman genişleme gittikçe yavaşlayacak, ama asla durağan konuma gelmeyecektir. Bu da Friedmann’ın üçüncü modeline uymaktadır.

Peki hangisi? Evrenin şimdiki genişleme hızını, diğer galaksilerin birbirlerinden uzaklaşma hızlarını Doppler etkisiyle ölçerek saptayabiliriz. Bu çok doğru bir şekilde yapılabilir. Yine de galaksilerin uzaklığı çok iyi bilinemez, çünkü bu uzaklıkları ancak dolaylı olarak ölçebiliyoruz. Yani bütün bildiğimiz, evrenin her bir milyar yılda bir, yüzde beş ile on arası oranda genişlediğidir. Evrenin bugünkü ortalama yoğunluğuna dair belirsizlik daha da büyüktür. Yine de, galaksimizde ve diğer galaksilerde görebildiğimiz bütün yıldızların kütlelerini topladığımızda çıkan sonuç, tahmin edilen en düşük genişleme hızı için dahi, genişlemeyi durdurmak için gereken miktarın yüzde birinden daha az olacaktır.

Ancak öykü bu kadarla kalmıyor. Bizim galaksimizin ve diğer galaksilerin doğrudan göremediğimiz, ancak var olduklarını galaksilerdeki yıldızların yörüngelerine yaptıkları kütleçekimi etkisinden anladığımız büyük miktarda “kara madde” içermesi gerekiyor. Belki de bunun en iyi kanıtı, Samanyolu gibi sarmal galaksilerin dış kısımlarında kalan yıldızlardadır. Bu yıldızlar, galaksilerinin etrafındaki yörüngelerinde o kadar hızlı dönerler ki, yörüngelerinde kalmalarını ancak gözlemlenen galaksi yıldızlarının kütleçekimi kuvvetleri sağlar. Dahası, pek çok galaksi kümeler halinde bulunur; bu kümelerdeki galaksilerin arasında daha fazla kara madde bulunduğunu, maddenin galaksilerin hareketlerine yaptığı etkiden anlarız. Aslında kara maddenin toplamı, evrendeki sıradan maddenin toplamını geçer. Bütün bu kara maddeyi topladığımızda, genişlemeyi durdurmaya yetecek maddenin ancak yüzde onunu buluruz. Fakat, evrene neredeyse aynı şekilde dağılmış, henüz keşfedemediğimiz, evrenin yoğunluğunu daha da artıracak kara madde türleri olabilir. Örneğin, adına nötrino denilen, maddeyle çok zayıf bir şekilde etkileşen ve fark edilmesi olağanüstü zor olan bir temel parçacık türü var (son yapılan nötrino deneyinde, yer altında elli bin ton suyla doldurulmuş bir dedektör kullanıldı). Nötrinonun kütlesiz olduğu ve bu yüzden de kütleçekimi gücü olmadığı düşünülürdü; ancak son birkaç yılda yapılan deneyler, nötrinonun daha önce keşfedilememiş küçücük bir kütleye sahip olduğunu gösteriyor. Kütlesi olduğuna göre nötrino bir tür kara madde olabilir. Yine de evrende, nötrino bir tür kara madde olsa bile, genişlemeyi durdurmak için gerekenden çok daha az madde var; bu nedenle son zamanlarda fizikçilerin çoğunluğu, Friedmann’ın ikinci modelini uygulama konusunda hemfikirler.

Sonra yeni gözlemler yapıldı. Son birkaç yıl içinde bazı araştırma grupları Penzias ve Wilson’un üzerinde çalıştıkları mikrodalga fon ışınımının minik dalgacıklarını incelediler. Bu dalgacıklar, evrenin geniş ölçekli geometrisinin göstergesi olarak kullanılabilirdi ve işaret ettiklerine göre evren (Friedmann’ın üçüncü modelinde olduğu gibi) düzdü! Bunu açıklamak için yeterince madde ve kara madde olmadığı için fizikçiler, henüz bulunmamış olmakla birlikte başka bir maddenin, kara enerjinin var olduğu postulasını kurdular.

Daha başka gözlemler durumu daha da karmaşık hale getirerek, evrenin genişleme hızının aslında yavaşlamadığını, daha da hızlandığını gösteriyor! Friedmann’ın modellerinin hiçbirinde bu yok! Ancak uzaydaki madde, ister yüksek, ister düşük yoğunlukta olsun, genişlemeyi yavaşlatabileceğinden, bu çok tuhaf bir durum. Kütleçekimi, her şeye rağmen çekim gücüne sahiptir. Kozmik genişlemenin ivme kazanması, patlamadan sonra dağılmak yerine güç kazanan bir bombanın durumuna benziyor. Kozmosun gittikçe hızlanan bir şekilde genişlemesine neden olan kuvvet ne olabilir? Henüz kimse bilmiyor, ama bu durum Einstein’ın kozmolojik sabite (ve onun kütleçekimi karşıtı gücüne) ihtiyaç duymasını haklı çıkaran bir kanıt olabilir.

Hızla gelişen teknoloji ve uydulara bağlı büyük teleskoplar sayesinde evren hakkında yeni ve şaşırtıcı şeyler öğreniyoruz. Artık daha sonrası için evrenin işleyişinin nasıl olacağını iyi biliyoruz; evren gittikçe artan bir hızla genişlemeye devam edecek. Zaman, en azından bir kara deliğe düşmeyecek kadar tedbirli olanlar için sonsuza kadar sürecek. Peki ya çok eski dönemlerde ne oldu? Evren nasıl başladı ve onun genişlemesine yol açan ne?

Stephen Hawking – Zamanın Daha Kısa Tarihi

 

PAYLAŞ
Önceki İçerikSosyal Fobi Nedir?
Sonraki İçerikBüyük Patlama Karadelikler Evrenin Evrimi
36 yaşındayım. Yıldız Teknik Harita Mühendisliği mezunuyum. Taşınmaz değerlemesi yapıyorum. Bilim,uzay, tarih,arkeoloji konularına ilgi duyuyorum. Ön Türk Tarihini araştırmaktan keyif alıyorum. Yüzüklerin Efendisi ve Türkler üzerine (Orta Dünya'nın Analizi) kitap çalışmam tamamlandı. Yakın zamanda yayımlanacak.

HENÜZ YORUM YOK

CEVAP VER