Evrenin Kısa Tarihi, Joseph Silk

Evrenin Kısa Tarihi, Joseph Silk, Tübitak, 2000, ANKARA

Kozmoloji ve evrenin yapısı hakkında temel bilgiler

    Kozmoloji (evrenbilim), bilimlerin en büyük ölçeklisi ve en geniş kapsamlısıdır. Kozmoloji “her şeyin bilimi” olarak da tanımlanır. Kozmoloji evrenin geçmişine, geleceğine ve yapısına ilişkin soruları cevaplamaya çalışır.
    Modern hipoteze göre evren 15 milyar yıl önce gerçekleşen şiddetli  bir patlamayla başlamıştır. Bu büyük patlama astronomlar, matematikçiler ve fizikçiler kadar teolog ve felsefecilerin de ilgisini uyandırmıştır.
    Bilim tarihçisi ve matematiksel fizikçi E. T. Whitaker 1942 yılında şöyle diyor :            “Madde evreninin gelişimini saf bilimsel yöntemlerle zaman içinde geriye doğru izlediğimizde şu anda bildiğimiz biçimleriyle doğa yasalarının uygulanmış olamayacağı kritik bir duruma ulaşırız. Bu yaradılışın kendisidir.” 1951 yılında Papa XII. Pius  aynı sözleri tekrar etmiştir. Bunun tersine bazı önde gelen kozmoloji uzmanları kozmoloji teorisini kurarken herhangi bir ilahi varlığın yardımına ihtiyaç duymamışlardır. Zamanın kendisinin de büyük patlamayla birlikte yaratıldığını öne sürmüşlerdir.

    Evrenin yaratılışının zihnimizde canlandırabileceğimiz üç olasılığı vardır.
    1.  Başlangıç fiziksel bilimlerle açıklanamayacak tekil bir durumdu.
    2. Başlangıç düşünülebilecek en basit ve kalıcı bir durum olup gelecekteki evrimin tohumlarını kendi içinde barındırıyordu.
    3.  Yaradılış yoktu. Evren sonsuz yaşlıydı ve değişmiyordu.
    Bir yıldız yaşamına yıldızlararası bir gaz ve toz bulutu olarak başlar. Yıldızlararası gaz galaksimizi kaplayan daha soğuk gaz tabakasının içine gömülü durumda bulunan çeşitli büyüklüklerdeki bulutları kapsar. Büyüklükleri bir parsekten yüzlerce parseke kadar değişen madde miktarları içerebilir.
    Yıldızların ve dolayısıyla güneşin enerji kaynağı hidrojenin yoğun sıcaklık ve basınç altında yavaş yavaş helyuma dönüşmesinden kaynaklanan nükleer enerjidir. Yapılan hesaplamalara göre güneş hidrojen yakıtının henüz yarısını tüketmiş durumdadır.
    Güneş sıradan bir yıldızdır. Kütle ve ışıma gücü bakımından ortalamanın biraz üzerinde olmakla birlikte parlak, büyük kütleli yıldızların yanında biraz soluk kalır. Bazı yıldızların kütlesi Güneşin kütlesinin birkaç katı bazılarınınki ise 100 katı olabilir. Yakınımızdaki yıldızların tipik kütlesi güneşin kütlesinin üçte biri civarındadır. Yıldızlar kimi zaman çiftler halinde bulunur. Bu durumda yıldızların yörünge hareketlerini birbirlerine uyguladıkları karşılıklı kütle çekim kuvvetleri belirler. Bu karşılıklı dans astronomlara çift yıldızların kütlelerini doğrudan ölçme olanağı sağlar. Yıldızlar bir dereceye kadar ideal  ışınım yayıcılar olduklarından yıldızın büyüklüğünü  rengine ve ışıma gücüne bakarak anlayabiliriz. Işıma gücü yüksek sıcak ve mavi olanlar dev; sönük serin ve kırmızı olanlar cücedir.
    Yıldızların tek başlarına bulundukları çok enderdir. Çoğunlukla galaksileri oluşturan kümeler ve gevşek gruplar halinde bulunurlar. Galaksilerin kendileri de çoğunluğu sarmal ya da elips biçiminde olan değişik şekillerde olurlar. Sarmal galaksiler evrendeki çoğu yıldızın doğum yeridir. En yakın sarmal galaksi iki milyon ışık yılı uzakta olduğu hesaplanan Andromeda Galaksisidir.
    Kozmolojide yirminci yüzyılın devrimi,  evrenin genişlediğinin keşfi olmuştur. 1920’lerden önce hemen hemen her yerde evrenin durağan olduğuna ve merkezinin de bizim Samanyolu galaksimiz olduğuna inanılıyordu. Bu dünya görüşü sarmal bulutsuların sistematik uzaklaşma hareketleri ölçüldüğünde bir sarsıntı geçerir, sonunda da 1929 yılında Evdin Hubble şu anda evrenin genişlemesi olarak yorumlanan kırmızıya kayma-uzaklık yasasını bulduğunda tümüyle tepetaklak olur. Bu tek sonuçtan da modern kozmoloji doğar.
    En yakınımızdaki yıldız olan  Proxima Centauri’nin uzaklığı 4.2 ışık yılıdır. Paralax yöntemiyle bu uzaklığı kesin olarak ölçebiliyoruz. Astronomların paralaks dedikleri şey, Dünya yörüngesi üzerinde bir uçtan öbürüne giderken yıldızın gökyüzünde gösterdiği yer değiştirme miktarıdır. Dünyamız Güneş çevresinde dönerken altı 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. 
    Büyük kütleli bir yıldız tıpkı küçük kütleliler gibi çekirdeğindeki helyum gazı tükendiğinde süper dev bir yıldıza dönüşür. Yüksek kütle çekimi sayesinde çekirdekteki enerji son damlasına kadar tüketilir. Nükleer füzyon güneş kütlesi kadar demir oluştuğunda durur. Demir bütün termo nükleer reaksiyonların sonucunda biriken evrenin en kararlı elementidir. Yıldızın çekirdeği çöker ve nötron yıldızı haline gelir. Yoğunluk öylesine yüksektir ki bir çay kaşığı dolusu nötron yıldızı maddesi yaklaşık bir milyar ton gelir. Süpernova bir milyar güneşten daha parlaktır. Yıldızlar ölürken öylesine parlaklaşırlar ki bu evrede çok uzak galaksilerde bulunan yıldızlar bile tek tek seçilebilir. Buradan da süpernovaların uzaklık hesaplamakta kullanılabileceği sonucu çıkar.    
    1922 yılında bir Rus meteorolog ve matematikçisi olan Alexander Friedmann etkileri yüzyıl boyunca yankılanan bir keşif yapar. Albert Einstein’ın görmezlikten geldiği ve başlangıçta kabul etmeyi reddettiği bir şeyi fark etmiştir: Evren genişliyor olabilirdi. Einstein, kozmoloji ilkesini uygulayarak kendi geliştirdiği genel görelilik (relativite) teorisindeki evrensel kütle çekimi denklemlerini basitleştirmiş ve görünüşte durağan olan bir evren modeli elde etmişti. Hatta evrenin kendi kütle çekimi ile kendi üzerine çökmesini engellemek için kozmik itme adını verdiği bir kuvvet bile icat etmişti. Friedmann, Einstein’ın basit bir matematiksel hata yaptığını, bu nedenle de Einstein denklemlerinin evrenin genişlemesine olanak sağlayan ve yeni bir kuvvete gereksinim duymayan çözümlerini gözden kaçırdığını fark eder. Einstein’da sonradan, kozmik itme gibi bir kuvvetin varlığını öngörmenin yaptığı en büyük hatalardan biri olduğunu itiraf etmiştir.   
    Evren zamanın başlangıcında sonsuz yoğunluktaki  bir durumdan doğmuştur. En azından günümüzdeki evreni zaman içinde geriye doğru götürürsek böyle bir tekil durumla karşılaşırız. Doğaldır ki fizikçiler sonsuzluklardan nefret ettikleri için “sosuz yoğunluktaki bir durum” deyimi evreni fiziksel olarak tanımlamak için tümüyle kabul edilemez bir deyimdir. Sonsuz yoğunluktaki bir evren, fizik yasalarının hatta uzay ve zamanın bozulduğu, geçerliliğini yitirdiği bir ‘tekillik’tir. İkilemin çözümü, kütle çekim teorisinin bu olağandışı duruma gelmeden önce geçerliliğini yitirmesidir. Şu andaki teoriler ile ilk 10-43 saniyeye ulaşılamıyor. Planck dönemi adı verilen bu sürenin sonu da yine bu teorilere göre zamanın başlangıcını simgeliyor. Bununla birlikte Einstein’in kütle çekim yasasına göre doğada tekilliklerin bulunması öngörülmektedir. 
    Büyük patlama bir yaratma hareketiydi. Eşi benzeri olmayan tekil bir olay mıydı yoksa maddenin yaradılışı  doğal bir olgu muydu? Bu olaydan önce ne vardı? Evren yoktan mı yaratıldı? Bu soruların nasıl cevaplandırılacağını daha iyi anlamak için, yokluktan, ya da daha doğru bir deyişle boşluktan ne kastedildiğini düşünmek gerekir. Boşlukta, kuantum mekaniğinin temel bir kavramı olan Werner Heisenberg’in belirsizlik ilkesi hüküm sürer. Belirsizlik ilkesi, bir parçacığın hem konumunu hem de hızını aynı anda ölçmenin olanaksız olduğunu söyler. Ya birinde ya da diğerinde mutlaka Planck sabiti h cinsinden ifade edilen bir belirsizlik vardır. Eğer ∆p momentumdaki belirsizlik (kütle ve hızın çarpımı), ∆x konumdaki belirsizlik ve h Planck sabiti ise, elimizdeki eşitlik (∆x) (∆p) ≥ h biçiminde yazılabilir. Bu eşitlik bize momentum ve konumun çarpımlarında daha küçültülemez ve ortadan kaldırılamaz bir belirsizlik olduğunu söyler.              
    Maddeyi oluşturan temel parçacıklar proton, elektron ve nötronlardır. Proton ve nötronların ortak adı baryon olup bildiğimiz maddeyi oluştururlar. Bir proton ve bir elektron birleşerek tek bir hidrojen atomunu meydana getirirler. Evrende gördüğümüz maddenin kütlece yaklaşık yüzde 73’ü bu elementtir. Gene kütlece yüzde 25 kadarı çekirdeğinde iki proton ve iki nötron bulunan helyumdur. Galaksimizde kütlece yüzde iki oranında da çoğunluğu karbon, oksijen, azot, silikon ve demir olan ağır elementler bulunur. Dağınık yıldızlararası bulutlarda bulunan ağır elementlerin kütlelerinin çoğu küçük mikrometre altı boyutlarda olivin ya da grafit gibi mineral tanecikleri biçimindedir.    
    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 duraksayıp çökmeye dönüşerek ateşten geçmişi uzak bir gelecekte yeniden mi yaratacak?  Bu soruların cevabı bir denklemde gizlidir. Freidmann-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. 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 biçiminde 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.     
    Yaklaşık 50 yıl önce Fritz Zwicky, galaksi kümelerinin çoğunlukla ışık vermeyen bir madde türünden oluştuğunu fark eder. Karanlık maddenin araştırılması, 50 yıl boyunca kozmolojinin en önde gelen uğraşlarından olur. Kesin ölçümlerin ilk kez elde edildiği 20 yıl kadar önce, galaksi halelerindeki karanlık maddenin haritası çıkarılır. Karanlık maddenin galaksi kümelerinden çok daha büyük ölçeklerdeki varlığının kanıtlanması ise çok yenidir.     
    Galaksimiz 10 kiloparsek yarıçapında ve 500 parsek kalınlığında yıldızlardan oluşan disk biçiminde bir yapıya sahiptir. Popülasyon I adı verilen ve diskte yer alan bu yıldızlar, galaksideki genç yıldızlardır. Bu yıldızlar galaksi merkezi çevresinde çembersel yörüngeler çizen ve yıldız toplanmaları adı verilen gevşek yıldız topluluklarının yer aldığı yıldız oluşum bölgelerinde bulunurlar. Popülasyon II adı verilen galaksideki en yaşlı yıldızlar hemen hemen küresel biçimli merkez bölgesinde bulunurlar. 
    Karanlık maddenin en doğal biçimi var olduğunu bildiğimiz madde yani baryonlardır. Hafif element bolluklarının büyük patlamayla açıklanması bir miktar baryon kökenli maddenin varlığını gerektirir. Her ne kadar aynı bolluklar karanlık maddenin çoğunluğunun baryon kökenli olmadığını ima ediyorsa da baryon kökenli karanlık maddenin miktarı hala ışıyan maddede gördüğümüzün birkaç katı ya da evrenin kapalı olması için gereken kritik yoğunluğun yüzde 3’ü kadardır.  
    Kara delikler, karanlık maddenin düşünülebilecek en karanlık biçimidir. Her ne kadar doğrudan gözlenmeleri olanaksızsa da kara delikleri gözleyebilmek için astronomların dolaylı yöntemleri vardır. Kara delikler, Einstein tarafından yaratılmış olan görelilik teorilerinden biri olan genel görelilik teorisi tarafından öngörülmüş cisimlerdir. Özel görelilik teorisi uzay ve zamanın yapısını açıklarken genel görelilik teorisi ise uzay, zaman ve kütle çekimini tanımlar. Bu teorilerden birincisi bize uzay ve zamanın dört boyutlu uzayzamanın değişik görünüşleri olduğunu söyler. Bu nedenle uzayda bir noktanın genellikle bir geçmişi bir de geleceği vardır. Bu kuralın bir tek istisnası kara delik civarında ortaya çıkar. Kara delik civarında uzayzamanda öyle bir bölge vardır ki bu bölgedeki olaylardan hiçbir şey – ışık bile- kaçamaz. Kara delik bir tuzak yüzeydir. Bu yüzeyden içeriye bir kez girerseniz geriye dönüş yoktur. Kara delikler büyük kütleli yıldızların son durumudurlar. Eğer bir yıldız çekirdeğinin kütlesi birkaç Güneş kütlesinden büyükse, bu çekirdeğin çökmesini engelleyecek dejenere elektron ya da nötron basıncına benzeyen hiçbir kuvvet yoktur.     
    Kozmolojideki en önemli gözlemsel kanıt everendeki büyük ölçekli yapıların araştırılması sonucu ortaya çıkmıştır. Büyük teleskopların yardımıyla galaksileri ve onların evren günümüzdeki yaşının daha yarısında olduğu sıralarda uzaydaki dağılımını inceleyebiliriz.  Bir galaksinin boyutları on binlerce parsekle ölçülür. Bir parsek 3.1 ışık yılına eşittir. Galaksilerin birbirlerine olan tipik uzaklıkları ise yaklaşık beş milyon parsek civarındadır. Ama istatistikler nasıl olup da samanyolunun en yakın komşusu ve hemen hemen aynı büyüklükte bir galaksi olan Andromeda ile arasındaki uzaklığın yalnızca iki milyon ışık yılı olduğu sorusuna cevap veremiyor. 
       Galaksi kümeleri evrende yer alan kendi kütle çekimlerinin etkisi altında olan en büyük madde birikimleridir. Zengin bir kümede bir megaparsek küpte karşılıklı kütle çekim alanlarının etkisi altında birbirlerinin çevresinde dönen binlerce ya da daha fazla galaksi bulunabilir. Aynı zamanda süperkümeler de yani içlerinde kümelerin yer aldığı daha büyük kümelerde vardır. Samanyolu galaksisi Virgo süperkümesinin dış bölgelerinde yer almaktadır.
      Galaksiler kozmoloji uzmanlarının evrenin çok daha az farklılaşmış yapıda olduğu en eski dönemlerine doğru zaman içinde geriye doğru yolculuk yapabilmelerine olanak sağlayan deniz fenerleridir. Galaksilerin değişmez bir biçimde herhangi bir kozmoloji modelinin sınanmasında kullanılan araçlar ya da kilometre taşları olduğu biliniyor. Gerçekten evrenin geometrisi ve kaderini ortaya çıkarabilmek için yaptığımız bütün girişimler galaksilerin nasıl bir evrim geçirdiğini bilmediğimiz için başarısız olmaktadırlar. Galaksiler karanlık maddenin en iyi incelenmiş kaynakları olup içlerinde evrenin daha genç ve daha etkin olduğu evrelere ilişkin ipuçlarını fosilleşmiş bir biçimde de olsa barındırmaktadırlar.  
      Büyük bir hızla saygın bir bilim olma yolunda ilerleyen kozmoloji şu sıralarda altın çağını yaşıyor. Uzak geçmişin daha iyi anlaşılabilmesi için yeni yeni yöntemler geliştiriyor. Belki de önümüzdeki on yıl içinde ilk yoğunluk dalgalanmalarının genliklerinin ölçeğe göre dağılımının haritası çıkarılabilirse evrim yolunun da şifresi çözülebilir.