A. ''EVREN NASIL OLUŞTU'' SORUNSALI
1. İsmi Yanlış Koyulan Bebek: Big Bang (Büyük Patlama) ve Öncesi
Evren'in, Büyük Patlama ile oluştuğunu bazı kanıtlar (Kozmik Mikrodalga Fon Işınımı, sürekli genişleyen Evren vs.) aracılığı ile biliyoruz. Ancak bu sıfat tamlamasında geçen ''Patlama'' ifadesi, olguyu çok farklı yerlere kaydırabiliyor. Çünkü; bu ifade, insanların zihninde devasa, gürültülü, parlak ve azametli bir ''patlama'' olarak canlanıyor. Peki, canlanması gereken imaj bu değilse ne?
Öncelikle şunu bilmeliyiz ki; Evren'in kendisi Büyük Patlama ile oluştu. Diğer bir deyişle; uzay,zaman, madde ve enerji bu sırada oluştu. Aslında söz konusu kuram; Büyük Patlama anını değil, daha sonrasında neler olduğunu açıklıyor. ''Büyük Patlama anı'' kavramı, burada kilit rol oynamakta. Bir ''an'' bile değil aslında; 0,00000000000000000000000000000000000000000001 saniye. İlk aşama, işte bu ''zaman dilimi''ne sığdı. Peki ne oldu? Teorisyenler, Kuantum Teorisi'nde bu soruya gayet zarif yaklaşarak; ''geçici enerji kabarcıkları'', ''parçacık-karşı parçacık çiftleri'' gibi kavramlar türettiler. Bu parçacıkların ve enerji kabarcıklarının enerjileri, ne kadar düşük olursa; o kadar uzun süre yaşarlar (düşük enerjinin yüksek entropiyi getirdiğini hatırlayalım). 20. yüzyıl'ın ikinci yarısının ortalarında, ABD'li fizikçi Edward Paul Tryon, bu konuda şu hipotezi sunmuştur: 'Evren, uzaydaki enerji dalgalanmasından ortaya çıkmıştır.'' Bunun açıklaması, uzayın aslında sanıldığı gibi ''boş'' olmadığıdır. Uzay, görünenin ötesinde, yani atomaltı düzeyde müthiş aktiviteler içerir. Peki nedir bu aktiviteler? Örneğin; elektron parçacığı ve bu parçağın karşıt parçacığı, yani pozitif elektron; diğer bir deyişle ''pozitron'', birlikte aynı anda ortaya çıkıp kaybolabilirler. Elektron-pozitron çiftinin ömrü, etkleşirken 10^-21 saniye olup, aralarındaki mesafe 10^-10 santimetredir. Bu arada ''kaybolmak''tan kasıt, yok olmak değildir; enerji formuna dönüşmektir. Bir parçacık, karşıt parçacığıyla; anti maddesiyle etkileştiği zaman, enerjiye dönüşür ve ''enerji kabarcıkları''nı oluşturur. Bunlar da, Edward Tryon'un hipotezinde kullanılan ''enerji dalgalanmaları''na sebep olurlar.
Evren'in, Büyük Patlama ile oluştuğunu bazı kanıtlar (Kozmik Mikrodalga Fon Işınımı, sürekli genişleyen Evren vs.) aracılığı ile biliyoruz. Ancak bu sıfat tamlamasında geçen ''Patlama'' ifadesi, olguyu çok farklı yerlere kaydırabiliyor. Çünkü; bu ifade, insanların zihninde devasa, gürültülü, parlak ve azametli bir ''patlama'' olarak canlanıyor. Peki, canlanması gereken imaj bu değilse ne?
Öncelikle şunu bilmeliyiz ki; Evren'in kendisi Büyük Patlama ile oluştu. Diğer bir deyişle; uzay,zaman, madde ve enerji bu sırada oluştu. Aslında söz konusu kuram; Büyük Patlama anını değil, daha sonrasında neler olduğunu açıklıyor. ''Büyük Patlama anı'' kavramı, burada kilit rol oynamakta. Bir ''an'' bile değil aslında; 0,00000000000000000000000000000000000000000001 saniye. İlk aşama, işte bu ''zaman dilimi''ne sığdı. Peki ne oldu? Teorisyenler, Kuantum Teorisi'nde bu soruya gayet zarif yaklaşarak; ''geçici enerji kabarcıkları'', ''parçacık-karşı parçacık çiftleri'' gibi kavramlar türettiler. Bu parçacıkların ve enerji kabarcıklarının enerjileri, ne kadar düşük olursa; o kadar uzun süre yaşarlar (düşük enerjinin yüksek entropiyi getirdiğini hatırlayalım). 20. yüzyıl'ın ikinci yarısının ortalarında, ABD'li fizikçi Edward Paul Tryon, bu konuda şu hipotezi sunmuştur: 'Evren, uzaydaki enerji dalgalanmasından ortaya çıkmıştır.'' Bunun açıklaması, uzayın aslında sanıldığı gibi ''boş'' olmadığıdır. Uzay, görünenin ötesinde, yani atomaltı düzeyde müthiş aktiviteler içerir. Peki nedir bu aktiviteler? Örneğin; elektron parçacığı ve bu parçağın karşıt parçacığı, yani pozitif elektron; diğer bir deyişle ''pozitron'', birlikte aynı anda ortaya çıkıp kaybolabilirler. Elektron-pozitron çiftinin ömrü, etkleşirken 10^-21 saniye olup, aralarındaki mesafe 10^-10 santimetredir. Bu arada ''kaybolmak''tan kasıt, yok olmak değildir; enerji formuna dönüşmektir. Bir parçacık, karşıt parçacığıyla; anti maddesiyle etkileştiği zaman, enerjiye dönüşür ve ''enerji kabarcıkları''nı oluşturur. Bunlar da, Edward Tryon'un hipotezinde kullanılan ''enerji dalgalanmaları''na sebep olurlar.
Bir objenin yükü pozitif ise ancak aynı değerde bir negatif yüklü obje ile birlikte ortaya çıkabilir. Bu, bize şöyle bir fikir vermelidir: böyle iki obje arasında bir ''simetri'' vardır. İşte Evren de, böyle bir simetrinin, ''hiçlik'' sandığımız bir durumun ürünü olabilir. Bir ''parçacık'' olarak, zıttıyla beraber ortaya çıkan Evren'imiz, kısa ( 13,7 milyar yıl, bizim için uzun olabilir) ömrünü geçirip, bir gün enerjiye dönüşebilir; tabi ki de karşıt ''parçacığı'' ile beraber. Aslında ''hiçlik'' olarak tanımladığımız durum; bir denge durumudur. Modelleyelim: maddeye (+1) değerini verecek olursak, karşı maddeye de, simetriği olan (-1)'i vermiş oluruz. Bunların ikisi beraber, 0, yani ''hiçlik'' yapar. Aynı, parçacık-karşı parçacık karşılaşmasında olduğu gibi. Ancak durum, hiç de matematikte olduğu gibi değildir. (+1) ve (-1) değerleri olan madde ve anti-madde, bağımsız olarak vardır. Ancak etkileştiklerinde enerjiye dönüşürler. Başka bir modellemeyi de şöyle oluşturabiliriz: düz bir zemini kazdığımızı düşünelim. Zemin çukurlaştıkça, çukurun yanında da, küreğimizle attığımız toprak birikintisi yükselecektir. Toprak birikintisi, olduğu yerden çıkarak, zeminin ''düzlüğünü'' bozmuştur. Aynı bu şekilde, madde de; anti maddeyle olan dengeyi bozarak, Evren'e egemen olmuştur. Bir çukur vardır. Ancak bu çukur, dolacaktır. Şimdi o toprak birikintisini, yerine doldurarak zemini ''düzlediğimizi'' varsayalım. Zemin düzleşince, bir anlamda (+1) ve (-1)'i toplayıp, 0'ı bulmuş oluruz. Ancak bu, ''hiçlik'' elde ettiğimiz anlamına gelmez. Çünkü halâ atomaltı aktiviteler devam ediyor. Zemini ''düzlediğimizde'' de devam edecektir.
Kuantum dalgalanmalarının boşlukta oluşabileceğini belirtmiştik. Bu tür dalgalanmalar, bizim Evren'imizde de oluşabilir. Hatta, bu biçimde başka evrenler de oluşabilir. Bu fikrin bir türevi de, ''bebek evrenler senaryosu''dur. Bu senaryoya göre: bu yeni evrenlerin tomurcuklanabileceği ortam, karadelikler olabilir. Elbette bu kuramlar, kafamızdaki ''evren'' paradigmasını, bambaşka bir yere çekiyor. Biraz geniş düşünürsek, çevremizde gördüğümüz ''her şey''den başka, uzay ve zamanı da kapsayan bir Evren anlayışına sahibiz. Ama bu yeni anlayış, bir çocuğun elindeki baloncuk oyuncağından çıkan onlarca baloncuktan birini andırıyor.
Diyagram, yaklaşık 15 milyar yıldan bu yana; genişleme hızında oluşan değişimi gösteriyor. Eğrinin daha sığ bölümleri, daha hızlı genişleme oranını işaret eder. Eğride gözle görülür değişimler, 7,5 milyar yıl önce, Evren'deki nesnelerin daha hızlı bir oranda uçuşmasıyla başladı. Astronomlar, daha hızlı genişleme oranını, galaksileri birbirinden uzaklaştıran ''karanlık güç''e bağlıyorlar.
2. Büyük Patlama'dan Sonra
Evren'in, ilk anlarını nasıl geçirdiği de gayet loş ve merak edilesi bir konudur. Ancak elimize geçen bazı bulgular, bu loşluğu aydınlatmaya başladı bile. Öncelikle, ilk anlarında Evren'imizin, içerdiği aşırı yoğun maddenin kütleçekim kuvvetinin etkisiyle, bir anda çökmesi beklenirdi. Buna getirilen çözüm ise Büyük Patlama'dan çok kısa bir süre sonra, Evren'in büyük bir hızla ve kuvvetle, daha büyük boyutlara şişmesiydi. Bu kuram ise, 1980 yılında, kozmolog, Alan Guth tarafından geliştirildi. Bu kurama göre, Evren, Büyük Patlama gerçekleştikten 10^-36 saniye sonra, aniden, bir protein boyutundan bir elma boyutuna büyümüştü. Bu büyüme halâ devam ediyor. Hem de daha büyük bir hızla... Bunu da, son Nobel Fizik Ödülü'nü paylaşan bilim adamları: Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt ve Adam G. Riess keşfetmişti. Evren, her geçen gün, artan bir hızla; daha geniş, daha soğuk ve daha az yoğun hâle geliyor.
İlkel Evren, saydam değildi. Yani ışığı geçirmiyordu. Başka bir deyişle, opak idi. Atomların oluşmasından önce, ortam çok yoğun olduğundan, ışınımlar yayılamıyordu. Büyük Patlama'dan 380.000 yıl sonra, atom çekirdekleri ve elektronlar birleşerek atomları oluşturdu. Böylece Evren saydamlaştı ve ışınımlar, yani fotonlar yayılmaya başladı. Bu ışınım da günümüzde halâ varlığını sürdürmekte. Adına, Kozmik Mikodalga Fon Işınımı (Cosmic Microwave Background Radiation) diyoruz. Bu ışınımın varlığı, aslında daha önce bilim adamları tarafından öngörülmüştü. Nihayet 1964 yılında keşfedilmiş oldu. Evren'in her yerinde kendini gösteren bu ışınımın sıcaklığı, günümüzde 3 °K yani, (-270 °C)'dir. İlk yayıldığında, bu ışınımın sıcaklığı, 3300 °K idi. Demek ki Evren, oluştuğu andan bu yana, 1100 kez soğumuş. Buna bağlı olarak, Evren bir o kadar genişlemiş.
2. Büyük Patlama'dan Sonra
Evren'in, ilk anlarını nasıl geçirdiği de gayet loş ve merak edilesi bir konudur. Ancak elimize geçen bazı bulgular, bu loşluğu aydınlatmaya başladı bile. Öncelikle, ilk anlarında Evren'imizin, içerdiği aşırı yoğun maddenin kütleçekim kuvvetinin etkisiyle, bir anda çökmesi beklenirdi. Buna getirilen çözüm ise Büyük Patlama'dan çok kısa bir süre sonra, Evren'in büyük bir hızla ve kuvvetle, daha büyük boyutlara şişmesiydi. Bu kuram ise, 1980 yılında, kozmolog, Alan Guth tarafından geliştirildi. Bu kurama göre, Evren, Büyük Patlama gerçekleştikten 10^-36 saniye sonra, aniden, bir protein boyutundan bir elma boyutuna büyümüştü. Bu büyüme halâ devam ediyor. Hem de daha büyük bir hızla... Bunu da, son Nobel Fizik Ödülü'nü paylaşan bilim adamları: Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt ve Adam G. Riess keşfetmişti. Evren, her geçen gün, artan bir hızla; daha geniş, daha soğuk ve daha az yoğun hâle geliyor.
İlkel Evren, saydam değildi. Yani ışığı geçirmiyordu. Başka bir deyişle, opak idi. Atomların oluşmasından önce, ortam çok yoğun olduğundan, ışınımlar yayılamıyordu. Büyük Patlama'dan 380.000 yıl sonra, atom çekirdekleri ve elektronlar birleşerek atomları oluşturdu. Böylece Evren saydamlaştı ve ışınımlar, yani fotonlar yayılmaya başladı. Bu ışınım da günümüzde halâ varlığını sürdürmekte. Adına, Kozmik Mikodalga Fon Işınımı (Cosmic Microwave Background Radiation) diyoruz. Bu ışınımın varlığı, aslında daha önce bilim adamları tarafından öngörülmüştü. Nihayet 1964 yılında keşfedilmiş oldu. Evren'in her yerinde kendini gösteren bu ışınımın sıcaklığı, günümüzde 3 °K yani, (-270 °C)'dir. İlk yayıldığında, bu ışınımın sıcaklığı, 3300 °K idi. Demek ki Evren, oluştuğu andan bu yana, 1100 kez soğumuş. Buna bağlı olarak, Evren bir o kadar genişlemiş.
Evren'in oluştuğu ortamı, bütün bu keşiflerden ve burada açmadığımız denklemlerden hareketle tahmin etmek zor değil. Eğer Evren bugün genişliyorsa (ki, öyle) nasıl bir ''ortam''da genişliyor? Evren'in sınırları var mıdır? İşte bu bölümde bu sorulardan hareket edeceğiz. Dikkat; cevaplardan değil, sorulardan hareket ediyoruz. Öncelikle, Büyük Patlama'yı getiren ortama ilişkin bir modelleme sunmak istiyoruz.
Sıvı ortamları biliriz. Moleküller, birbirleri etrafında rahatça hareket edebilir. Ayrıca katı ortamlara göre, tepkimeler için, daha doğrusu moleküllerin etkileşimleri, karşılaşmaları için daha elverişlidir. Siz, sıvı bir ortam olan suya, deneyi yaptığınız ortamda, suyun sıcaklığında eriyebilecek 2 madde olan tuzu ve şekeri atıp beklediğinizde, en fazla 1 dakika sonra 2 madde de eriyik olarak dipte bulunacaktır. Ancak suyun tadında büyük bir değişim olmayacaktır. O değişimin olması için, suyu karıştırmanız gerekecektir. İşte burada, modelimizin kilit noktasına gelmiş bulunuyoruz. İçinde eriyik olarak tuz ve şeker bulunduran, ama karıştırılmamış olan düzenek, Uzay olarak değerlendirilebilir. Karıştırılan ortamda tepkimeye giren moleküller ve atomlar ise, oluşan ''evrenler'' olarak değerlendirilebilir. Ve karıştırma işlemi ise, enerji dalgalanması olarak görülmelidir.
B. EVREN'İN ÖZNİTELİKLERİ: YAŞ ve BOYUT
Yaş ve büyüklük, canlı olan bütün varlıkları karşılaştırmada kullandığımız 2 temel kıstastır. Evren için bu kıstasların değerlendirilmesi sonucu net bir tanım, tabii ki abartı olur. Ancak bilgilerimiz de azımsanmayacak derecededir. (Sokrates amca'dan izin almışsak, sorun yok.)
Bizler, yaşadığımız ortama adapte olan, değerlendirmelerini, çıkarımlarını, vargılarını ve yargılarını da bu ortama göre yapan canlılarız. Örneğin; bir arkadaşımızı ya da herhangi birşeyi başka bir insana tarif ederken, şu ifadeleri kullanabiliyoruz: ''..benim boylarımda..'', ''..gözleri benimkilerden biraz daha açık renkli..'', ''..ağaçlar, aşağı yukarı 2 katlı bir ev boyundaydı..'' . Bütün bu analojilerde kullandığımız ilke: ''(a=b) ve (b=c) ise, (a=c)'dir.'' mantığına dayanır. İşte, Evren'i nitelerken de böyle bir ilke edinerek, kendi zaman kavrayışımızı, bir takım uzaklıkları ve boyutları ifade etmek için kullanıyoruz. Örneğin; Evren'in 13,7 milyar yıl yaşında olduğunu biliyoruz. Buradaki ''yıl'' ifadesi, esasında dünya yılı olarak kullanılır. Dünya'mızın Güneş etrafında çizdiği yörüngesini 1 kez taramasına denk gelen bu ifade şeklini, Evren'in yaşını aktarırken kullanıyoruz. Eğer Evren'in yaşını Neptün gezegeninde yaşayan süper-ileri bir bakteri kolonisi hesaplayacak olsaydı, Neptün'ün 1 yılı üzerinden hesap yapacaklardı. Ki, Neptün, Güneş etrafındaki bir turunu, 60190 dünya gününde tamamlar.
1. Evren'in Yaşının Hesaplanması
Bu işlemin kapsamını, okuduğumuz ekrandaki 3 kelimeyle sınırlı tutmamalıyız. Öncelikle bu işlem için ne gibi atılımların yapıldığı, ne gibi gereksinmeler sonunda hangi dehaların ya da yeteneklerin ortaya çıktığını tahmin edebilmeliyiz.
Evren'in yaşını hesaplamak için bilim insanları, Evren'in genişleme hızını bulmaya çalıştılar. Bunu en kısa yoldan nasıl yapabilirlerdi? Yine biz, insanlar için en kolay, belli ölçüde uzak ve en ulaşılabilir yoldan. Peki neden ''belli ölçüde uzak''? Buna birazdan değineceğiz. En yakın galaksilerin bizden hangi hızla uzaklaştıklarını ölçmek gibi bir yöntem belirlendi. İşte bu işleme talip olan deha, Edwin Hubble idi. Edwin Hubble, Evren'in genişleyişinin, belli bir düzene göre gerçekleştiğini keşfetmişti. Uzaktaki bir galaksinin bizden uzaklaşma hızı, bize olan uzaklığıyla doğru orantılıydı. Yani, bir galaksi bizden ne kadar uzaktaysa, o kadar hızlı uzaklaşıyordu. Bu da Hubble Yasası olarak bilinir.
Hubble bu durumu çok basit bir denklemle ifade etmişti. Hubble denklemine göre, galaksinin bizden uzaklaşma hızı(v), uzaklığıyla(d) Hubble sabitinin(H) çarpımına eşitti. Yani;
v=H.d
''Belli ölçüde uzak'' ifadesini açmak gerekirse; yakınımızdaki galaksilerde, bu formül işlemez. Aynı kümede bulunan galaksiler, ortak bir ağırlık merkezi çevresinde hareket ederler. Bu hareket, genelde düzenli olmaz. Örnek vermek gerekirse, Andromeda galaksisi (ki, bize en yakın galaksidir) direkt olarak üstümüze gelmektedir (2,5 milyar yıl sonra Samanyolu ile çarpışacağı öngörülüyor). İşte bu sebeple, uzaktaki galaksilere bakmak gerekiyor.
Sıvı ortamları biliriz. Moleküller, birbirleri etrafında rahatça hareket edebilir. Ayrıca katı ortamlara göre, tepkimeler için, daha doğrusu moleküllerin etkileşimleri, karşılaşmaları için daha elverişlidir. Siz, sıvı bir ortam olan suya, deneyi yaptığınız ortamda, suyun sıcaklığında eriyebilecek 2 madde olan tuzu ve şekeri atıp beklediğinizde, en fazla 1 dakika sonra 2 madde de eriyik olarak dipte bulunacaktır. Ancak suyun tadında büyük bir değişim olmayacaktır. O değişimin olması için, suyu karıştırmanız gerekecektir. İşte burada, modelimizin kilit noktasına gelmiş bulunuyoruz. İçinde eriyik olarak tuz ve şeker bulunduran, ama karıştırılmamış olan düzenek, Uzay olarak değerlendirilebilir. Karıştırılan ortamda tepkimeye giren moleküller ve atomlar ise, oluşan ''evrenler'' olarak değerlendirilebilir. Ve karıştırma işlemi ise, enerji dalgalanması olarak görülmelidir.
B. EVREN'İN ÖZNİTELİKLERİ: YAŞ ve BOYUT
Yaş ve büyüklük, canlı olan bütün varlıkları karşılaştırmada kullandığımız 2 temel kıstastır. Evren için bu kıstasların değerlendirilmesi sonucu net bir tanım, tabii ki abartı olur. Ancak bilgilerimiz de azımsanmayacak derecededir. (Sokrates amca'dan izin almışsak, sorun yok.)
Bizler, yaşadığımız ortama adapte olan, değerlendirmelerini, çıkarımlarını, vargılarını ve yargılarını da bu ortama göre yapan canlılarız. Örneğin; bir arkadaşımızı ya da herhangi birşeyi başka bir insana tarif ederken, şu ifadeleri kullanabiliyoruz: ''..benim boylarımda..'', ''..gözleri benimkilerden biraz daha açık renkli..'', ''..ağaçlar, aşağı yukarı 2 katlı bir ev boyundaydı..'' . Bütün bu analojilerde kullandığımız ilke: ''(a=b) ve (b=c) ise, (a=c)'dir.'' mantığına dayanır. İşte, Evren'i nitelerken de böyle bir ilke edinerek, kendi zaman kavrayışımızı, bir takım uzaklıkları ve boyutları ifade etmek için kullanıyoruz. Örneğin; Evren'in 13,7 milyar yıl yaşında olduğunu biliyoruz. Buradaki ''yıl'' ifadesi, esasında dünya yılı olarak kullanılır. Dünya'mızın Güneş etrafında çizdiği yörüngesini 1 kez taramasına denk gelen bu ifade şeklini, Evren'in yaşını aktarırken kullanıyoruz. Eğer Evren'in yaşını Neptün gezegeninde yaşayan süper-ileri bir bakteri kolonisi hesaplayacak olsaydı, Neptün'ün 1 yılı üzerinden hesap yapacaklardı. Ki, Neptün, Güneş etrafındaki bir turunu, 60190 dünya gününde tamamlar.
1. Evren'in Yaşının Hesaplanması
Bu işlemin kapsamını, okuduğumuz ekrandaki 3 kelimeyle sınırlı tutmamalıyız. Öncelikle bu işlem için ne gibi atılımların yapıldığı, ne gibi gereksinmeler sonunda hangi dehaların ya da yeteneklerin ortaya çıktığını tahmin edebilmeliyiz.
Evren'in yaşını hesaplamak için bilim insanları, Evren'in genişleme hızını bulmaya çalıştılar. Bunu en kısa yoldan nasıl yapabilirlerdi? Yine biz, insanlar için en kolay, belli ölçüde uzak ve en ulaşılabilir yoldan. Peki neden ''belli ölçüde uzak''? Buna birazdan değineceğiz. En yakın galaksilerin bizden hangi hızla uzaklaştıklarını ölçmek gibi bir yöntem belirlendi. İşte bu işleme talip olan deha, Edwin Hubble idi. Edwin Hubble, Evren'in genişleyişinin, belli bir düzene göre gerçekleştiğini keşfetmişti. Uzaktaki bir galaksinin bizden uzaklaşma hızı, bize olan uzaklığıyla doğru orantılıydı. Yani, bir galaksi bizden ne kadar uzaktaysa, o kadar hızlı uzaklaşıyordu. Bu da Hubble Yasası olarak bilinir.
Hubble bu durumu çok basit bir denklemle ifade etmişti. Hubble denklemine göre, galaksinin bizden uzaklaşma hızı(v), uzaklığıyla(d) Hubble sabitinin(H) çarpımına eşitti. Yani;
v=H.d
''Belli ölçüde uzak'' ifadesini açmak gerekirse; yakınımızdaki galaksilerde, bu formül işlemez. Aynı kümede bulunan galaksiler, ortak bir ağırlık merkezi çevresinde hareket ederler. Bu hareket, genelde düzenli olmaz. Örnek vermek gerekirse, Andromeda galaksisi (ki, bize en yakın galaksidir) direkt olarak üstümüze gelmektedir (2,5 milyar yıl sonra Samanyolu ile çarpışacağı öngörülüyor). İşte bu sebeple, uzaktaki galaksilere bakmak gerekiyor.
Burada, v=H.d denklemindeki sembollerden, v; km/sn olarak dikine hız, d ise, milyon parsek biriminde uzaklıktır. (1 parsek = 3,26 ışık yılı) H ise, Hubble sabiti olup; 50 km/sn.milyonparsek civarındadır. Toparlarsak: bir kümenin uzaklaşma hızı, bizden uzaklığının her bir milyon parseki için 50 km/sn artış gösterir.
Yaş belirlemede kullanılan başka yöntemler de var. Ancak bu yöntemler pek duyarlı değiller. En azından Hubble sabitine dayanan yöntemlere göre. Bu sebeple, bu yöntemler daha çok, Hubble sabitiyle yapılan hesaplamaların doğrulanmasında kullanılıyor. Örneğin, yöntemlerden biri: radyoaktif elementlerin bozunmalarından yararlanmak. Bu yöntem esasında, jeolojide işimize yarıyor. Dünya'dan ve diğer yer benzeri gezegenlerden alınan kayaç örneklerini tarihlendirmek, buna en önemli örnektir. Dünya'nın en yaşlı kayaçları 3,8 milyar yıl, en yaşlı göktaşları ise 4,6 milyar yıl yaşındadırlar. Bu işlem, en yaşlı yıldızlara uygulandığında bulunan sonuçlar, Evren'in yaşının 12 ila 15 milyar yıl olduğunu gösteriyor. Başka bir yöntemde de kozmologlar, yıldız kümelerinin en yaşlılarında bulunan yıldızların yaşlarını ölçerek sonuca gitmeye çalışıyor. Burada bulunan sonuçlar da 12 milyar yıl barajını gösteriyor. Ayrıca astronomlar, Güneşimsi yıldızların ölüleri olarak değerlendirebileceğimiz, beyaz cüce denen gökcisimlerinin aşırı sıcak çekirdeklerinin yaşlarından yararlanarak da Evren'in yaşını doğrulayabiliyor. Amaç ise en yaşlı ve en soğuk olanları bulabilmek. Bunlar çok parlak olmadığından, uzaktakilerden ziyade, yakındakilere yoğunlaşılıyor. Bunların ne kadar süredir soğudukları hesaplanarak, yaşları belirleniyor. Bu yöntemin sonunda da en yaşlı beyaz cücelerden hareketle, Samanyolu'ndaki yıldızların, 10 milyar dünya yılı önce parladığı sonucu çıkıyor. Samanyolu'nun da Büyük Patlama'dan yaklaşık 2,5 milyar yıl sonra ortaya çıktığını söyleyen kozmologlar, Evren'in yaşını 12,5 milyar yıl civarında buluyorlar. Bu yöntemler geliştikçe ve evrildikçe, Evren'in yaşı daha da kesinlik kazanacak. Ancak kozmologların hepsi, hata payları ve sapmalarla beraber, Evren'in yaşını 13,7 milyar yılı olarak kabul ediyor.
2. Evren'in Büyüklüğü
Aslında bu sorunsal, Evren'in yaşı konusuyla da bağlantılıdır. Evren'in genişlemekte olduğu, 20. yüzyıl'ın başında anlaşılmıştı. En belirgin göstergelerden biriyse, yıldızların ışıklarındaki değişimdi. Tayf ölçümünün (yıldızların yaydığı ışınların frekans dağılımı) gelişmesiyle, uzaktaki galaksilerin yaydığı ışınların, olması gerekenden daha düşük enerjili olduğu anlaşıldı. İşte burada, daha önce karşılaşmış olabileceğimiz bir terim çıkıyor karşımıza: ''kırmızıya kaymış ışık''. Kozmologlar bunu, ''dalgaboyu, olması gerekenden daha uzun görünen ışık'' olarak tanımlıyorlar. Bu kırmızıya kayma olayı (yani dalga boyunun uzaması), Evren'in genişlemesinden kaynaklanır. Uzay genişlerken, ışığın dalgaboyu da uzuyor. Eğer bir ışık kaynağından çıkan ışın bize ulaşana kadar, Evren'in genişliği 4 katına çıkmışsa, ışının dalgaboyu da 4 katına çıkmış, enerjisi %25'ine inmiş demektir.
Evren'in genişlemesinden kaynaklanan kırmızıya kayma, Doppler etkisinin sebep olduğu kırmızıya kayma ile karıştırılmamalıdır. Günlük yaşantımızda karşılaştığımız Doppler olayında, ses kaynağı bizden uzaklaşır; uzaklaşırken ses dalgalarının boyu uzar, dolayısıyla sesi, olduğundan daha pes (kalın) duyarız. Benzer bir durum, ışık dalgaları için de geçerlidir. Işık kaynağı bizden uzaklaşırken, ışığın dalgaboyu artar. Bu iki olayın da benzer sonuçları bulunmasına karşın, kozmolojik olan kırmızıya kayma, Doppler etkisi ile aynı şey değil. Doppler etkisi daha çok, özel görelilikle ilgili bir kavram. Bu noktada özel görelilik, Evren'in genişlemesini hesaba katmaz. Kozmolojik kırmızıya kayma ise genel görelilik ile ilgilidir ve Evren'in genişlemesi, umrundadır. Yakın galaksiler için, bu iki görüş de doğru sonuçlar verir. Ancak uzak galaksiler için, Doppler etkisi tek başına yeterli değildir. Hızı, ışık hızına yaklaşan cisimlerin dalgaboyları, Doppler etkisiyle gözlemlenemeyecek kadar uzar. Eğer ki bu, uzaydaki en uzak gökcisimleri olan uzak galaksiler için doğru olsaydı, ışıklarının hızı ancak ışık hızına yaklaşmış olabilirdi. Fakat kozmolojik kırmızıya kayma, burada farklı sonuç veriyor. Galaksiler bizden, ışık hızından çok daha fazla bir hızla uzaklaşıyormuş gibi görünüyor. Kozmik fon ışıması çok daha uzun yol kat etmiş gibi görünüyor ve ışık hızının 50 katı bir hızla uzaklaşıyor gibi görünüyor.
Bütün bunlardan hareketle, gözleyebileceğimiz Evren'in sınırını belirleyen şey nedir? Eğer Evren genişlemiyor olsaydı, görebileceğimiz en uzak cisim, 13,7 milyar ışık yılı uzakta olurdu. Bu, Büyük Patlama'dan sonra ışığın almış olabileceği en büyük uzaklık olarak tanımlanırdı. Ancak uzay, içinden geçmekte olan fotonların yolculukları sırasında genişler. Bu sebeple, görebildiğimiz en uzak cisim, bunun yaklaşık 3 katı olan 46 milyar ışık yılı uzaklıkta demektir. Şu halde, soruya da şöyle bir cevap verilebilir: gözlemlenebilir Evren'in genişliği, yaklaşık 92 milyar ışık yılıdır. (46'nın 2 katı olması tesadüf değil. Biz eğer Evren'in bir ucuna bir ışın gönderirsek; diğer ucuna da göndermemiz gerekir ki, asıl genişliği hesaplayabilelim. Yani; bizim bulduğumuz değer yarıçap iken, bunu 2 ile çarpıp, çapı buluyoruz.)
Yakın zamanda, Evren'in genişleme hızının arttığı da keşfedildi. Bu, durumu daha ilginç ve kompleks bir problem haline getiriyor. Önceden kozmologlar, genişleme hızı giderek düşen bir Evren'de yaşadığımızı sanıyorlardı. Eğer böyle olsaydı, giderek daha fazla galaksi görüş alanımıza girerdi. Oysa ki her geçen gün daha hızlı genişleyen Evren'de, hiç bir zaman göremeyeceğimiz bir ''kozmik olay ufku'' var.
Yaş belirlemede kullanılan başka yöntemler de var. Ancak bu yöntemler pek duyarlı değiller. En azından Hubble sabitine dayanan yöntemlere göre. Bu sebeple, bu yöntemler daha çok, Hubble sabitiyle yapılan hesaplamaların doğrulanmasında kullanılıyor. Örneğin, yöntemlerden biri: radyoaktif elementlerin bozunmalarından yararlanmak. Bu yöntem esasında, jeolojide işimize yarıyor. Dünya'dan ve diğer yer benzeri gezegenlerden alınan kayaç örneklerini tarihlendirmek, buna en önemli örnektir. Dünya'nın en yaşlı kayaçları 3,8 milyar yıl, en yaşlı göktaşları ise 4,6 milyar yıl yaşındadırlar. Bu işlem, en yaşlı yıldızlara uygulandığında bulunan sonuçlar, Evren'in yaşının 12 ila 15 milyar yıl olduğunu gösteriyor. Başka bir yöntemde de kozmologlar, yıldız kümelerinin en yaşlılarında bulunan yıldızların yaşlarını ölçerek sonuca gitmeye çalışıyor. Burada bulunan sonuçlar da 12 milyar yıl barajını gösteriyor. Ayrıca astronomlar, Güneşimsi yıldızların ölüleri olarak değerlendirebileceğimiz, beyaz cüce denen gökcisimlerinin aşırı sıcak çekirdeklerinin yaşlarından yararlanarak da Evren'in yaşını doğrulayabiliyor. Amaç ise en yaşlı ve en soğuk olanları bulabilmek. Bunlar çok parlak olmadığından, uzaktakilerden ziyade, yakındakilere yoğunlaşılıyor. Bunların ne kadar süredir soğudukları hesaplanarak, yaşları belirleniyor. Bu yöntemin sonunda da en yaşlı beyaz cücelerden hareketle, Samanyolu'ndaki yıldızların, 10 milyar dünya yılı önce parladığı sonucu çıkıyor. Samanyolu'nun da Büyük Patlama'dan yaklaşık 2,5 milyar yıl sonra ortaya çıktığını söyleyen kozmologlar, Evren'in yaşını 12,5 milyar yıl civarında buluyorlar. Bu yöntemler geliştikçe ve evrildikçe, Evren'in yaşı daha da kesinlik kazanacak. Ancak kozmologların hepsi, hata payları ve sapmalarla beraber, Evren'in yaşını 13,7 milyar yılı olarak kabul ediyor.
2. Evren'in Büyüklüğü
Aslında bu sorunsal, Evren'in yaşı konusuyla da bağlantılıdır. Evren'in genişlemekte olduğu, 20. yüzyıl'ın başında anlaşılmıştı. En belirgin göstergelerden biriyse, yıldızların ışıklarındaki değişimdi. Tayf ölçümünün (yıldızların yaydığı ışınların frekans dağılımı) gelişmesiyle, uzaktaki galaksilerin yaydığı ışınların, olması gerekenden daha düşük enerjili olduğu anlaşıldı. İşte burada, daha önce karşılaşmış olabileceğimiz bir terim çıkıyor karşımıza: ''kırmızıya kaymış ışık''. Kozmologlar bunu, ''dalgaboyu, olması gerekenden daha uzun görünen ışık'' olarak tanımlıyorlar. Bu kırmızıya kayma olayı (yani dalga boyunun uzaması), Evren'in genişlemesinden kaynaklanır. Uzay genişlerken, ışığın dalgaboyu da uzuyor. Eğer bir ışık kaynağından çıkan ışın bize ulaşana kadar, Evren'in genişliği 4 katına çıkmışsa, ışının dalgaboyu da 4 katına çıkmış, enerjisi %25'ine inmiş demektir.
Evren'in genişlemesinden kaynaklanan kırmızıya kayma, Doppler etkisinin sebep olduğu kırmızıya kayma ile karıştırılmamalıdır. Günlük yaşantımızda karşılaştığımız Doppler olayında, ses kaynağı bizden uzaklaşır; uzaklaşırken ses dalgalarının boyu uzar, dolayısıyla sesi, olduğundan daha pes (kalın) duyarız. Benzer bir durum, ışık dalgaları için de geçerlidir. Işık kaynağı bizden uzaklaşırken, ışığın dalgaboyu artar. Bu iki olayın da benzer sonuçları bulunmasına karşın, kozmolojik olan kırmızıya kayma, Doppler etkisi ile aynı şey değil. Doppler etkisi daha çok, özel görelilikle ilgili bir kavram. Bu noktada özel görelilik, Evren'in genişlemesini hesaba katmaz. Kozmolojik kırmızıya kayma ise genel görelilik ile ilgilidir ve Evren'in genişlemesi, umrundadır. Yakın galaksiler için, bu iki görüş de doğru sonuçlar verir. Ancak uzak galaksiler için, Doppler etkisi tek başına yeterli değildir. Hızı, ışık hızına yaklaşan cisimlerin dalgaboyları, Doppler etkisiyle gözlemlenemeyecek kadar uzar. Eğer ki bu, uzaydaki en uzak gökcisimleri olan uzak galaksiler için doğru olsaydı, ışıklarının hızı ancak ışık hızına yaklaşmış olabilirdi. Fakat kozmolojik kırmızıya kayma, burada farklı sonuç veriyor. Galaksiler bizden, ışık hızından çok daha fazla bir hızla uzaklaşıyormuş gibi görünüyor. Kozmik fon ışıması çok daha uzun yol kat etmiş gibi görünüyor ve ışık hızının 50 katı bir hızla uzaklaşıyor gibi görünüyor.
Bütün bunlardan hareketle, gözleyebileceğimiz Evren'in sınırını belirleyen şey nedir? Eğer Evren genişlemiyor olsaydı, görebileceğimiz en uzak cisim, 13,7 milyar ışık yılı uzakta olurdu. Bu, Büyük Patlama'dan sonra ışığın almış olabileceği en büyük uzaklık olarak tanımlanırdı. Ancak uzay, içinden geçmekte olan fotonların yolculukları sırasında genişler. Bu sebeple, görebildiğimiz en uzak cisim, bunun yaklaşık 3 katı olan 46 milyar ışık yılı uzaklıkta demektir. Şu halde, soruya da şöyle bir cevap verilebilir: gözlemlenebilir Evren'in genişliği, yaklaşık 92 milyar ışık yılıdır. (46'nın 2 katı olması tesadüf değil. Biz eğer Evren'in bir ucuna bir ışın gönderirsek; diğer ucuna da göndermemiz gerekir ki, asıl genişliği hesaplayabilelim. Yani; bizim bulduğumuz değer yarıçap iken, bunu 2 ile çarpıp, çapı buluyoruz.)
Yakın zamanda, Evren'in genişleme hızının arttığı da keşfedildi. Bu, durumu daha ilginç ve kompleks bir problem haline getiriyor. Önceden kozmologlar, genişleme hızı giderek düşen bir Evren'de yaşadığımızı sanıyorlardı. Eğer böyle olsaydı, giderek daha fazla galaksi görüş alanımıza girerdi. Oysa ki her geçen gün daha hızlı genişleyen Evren'de, hiç bir zaman göremeyeceğimiz bir ''kozmik olay ufku'' var.
3. Evren'deki Yerimiz
En yakınımızdaki galaksilerin dışında kalan galaksilerin bizden uzaklaşması, Galileo öncesi insanların Dünya-merkezli Evren modellerini akıllara getirebilir. Esasında, Evren'in bilinen bir merkezi yok. İster burada, ister Andromeda'da, isterse Kedi Gözü Bulutsusu'nda olsun, Evren tüm gözlemcilere aynı görünür. Kozmologlar bu ilkeye, ''kozmolojik ilke'' diyorlar. Durumu da, ''kabaran kek'' modeliyle açıklıyorlar. Pişerken kabarmakta olan bir kek düşünün. İçindeki üzümlerin hepsinin görüşleri, birbirleriyle aynıdır: diğer tüm üzümler, kendilerinden uzaklaşıyordur.
Güneş Sistemi, Samanyolu Galaksisi'nde bulunur. Samanyolu Galaksisi ise, Yerel Küme'nin, yani bizim galaksimizin de içinde bulunduğu galaksiler kümesinin bir parçası olan, çubuklu sarmal türde bir galaksidir. ''Çubuklu sarmal türde bir galaksi'' ne anlama gelir? Eğer bir galaksinin çekirdeği uzununa bir çubuk şeklindeyse ve kolları sarmal biçimliyse bu galaksi, çubuklu sarmal galaksi türüne aittir. Samanyolu, gözlemlenebilir Evren'deki milyarlarca gökadadan sadece bir tanesidir. Samanyolu Galaksisi'nin merkezinde bulunan çubuk formundaki yıldız yoğunlaşmasının iki ucundan logaritmik spiral şeklinde uzanan iki ana kol ve yardımcı kollar, galaksinin genel formunu oluşturur. Bu görüş, Spitzer Uzay Teleskobu'ndan alınan bilgilerle kuvvetlendirilmiştir. Orion kolu, Samanyolu Galaksisi'nin küçük sarmal bir koludur. Güneş Sistemi ve dolayısıyla Dünya, Orion kolu'nun içinde bulunur. Güneş Sistemi'nin, Samanyolu Galaksisi'nin merkezine olan uzaklığı, 30.000 ışık yıllık bir mesafedir.
En yakınımızdaki galaksilerin dışında kalan galaksilerin bizden uzaklaşması, Galileo öncesi insanların Dünya-merkezli Evren modellerini akıllara getirebilir. Esasında, Evren'in bilinen bir merkezi yok. İster burada, ister Andromeda'da, isterse Kedi Gözü Bulutsusu'nda olsun, Evren tüm gözlemcilere aynı görünür. Kozmologlar bu ilkeye, ''kozmolojik ilke'' diyorlar. Durumu da, ''kabaran kek'' modeliyle açıklıyorlar. Pişerken kabarmakta olan bir kek düşünün. İçindeki üzümlerin hepsinin görüşleri, birbirleriyle aynıdır: diğer tüm üzümler, kendilerinden uzaklaşıyordur.
Güneş Sistemi, Samanyolu Galaksisi'nde bulunur. Samanyolu Galaksisi ise, Yerel Küme'nin, yani bizim galaksimizin de içinde bulunduğu galaksiler kümesinin bir parçası olan, çubuklu sarmal türde bir galaksidir. ''Çubuklu sarmal türde bir galaksi'' ne anlama gelir? Eğer bir galaksinin çekirdeği uzununa bir çubuk şeklindeyse ve kolları sarmal biçimliyse bu galaksi, çubuklu sarmal galaksi türüne aittir. Samanyolu, gözlemlenebilir Evren'deki milyarlarca gökadadan sadece bir tanesidir. Samanyolu Galaksisi'nin merkezinde bulunan çubuk formundaki yıldız yoğunlaşmasının iki ucundan logaritmik spiral şeklinde uzanan iki ana kol ve yardımcı kollar, galaksinin genel formunu oluşturur. Bu görüş, Spitzer Uzay Teleskobu'ndan alınan bilgilerle kuvvetlendirilmiştir. Orion kolu, Samanyolu Galaksisi'nin küçük sarmal bir koludur. Güneş Sistemi ve dolayısıyla Dünya, Orion kolu'nun içinde bulunur. Güneş Sistemi'nin, Samanyolu Galaksisi'nin merkezine olan uzaklığı, 30.000 ışık yıllık bir mesafedir.
Hubble Yasası'ndan söz etmiştik. İşte bu ''Üzümlü kek'' modeli de bu yasaya uyar. Herhangi iki üzüm, birbirlerine ne kadar uzaksa birbirlerinden o kadar hızlı uzaklaşırlar. Kim bilir; belki de bir üzümlü kekte yaşıyoruz... Ve bir gün gelecek,yenileceğiz. Hem de kekin en sevilen kısmı olarak.
0 yorum:
Yorum Gönder
Not: Yalnızca bu blogun üyesi yorum gönderebilir.