Özkan piŞKİn zaman evren insan iÇİndekiler

BÖLÜM IV
UZAY-ZAMAN veya EVREN
Evreni ve zamanla olan ilişkilerini anlamak mümkün müdür?. Zamanın ve evrenin bir başlangıcı var mıdır ?, bir sonu olacak mıdır ?. Bu soruların ve daha pek çoğunun yanıtını verebilmek için uzay-zaman ve evren hakkında neler bildiğimizi toparlamaya çalışmalıyız.
Antikite evreni bugünkü evrenden çok daha küçüktü, çünkü Güneş Sistemi’yle sınırlıydı. Bu “küçük” evren bile yapısı açısından tartışmalıydı. Evrenin Güneş merkezli olduğunu Aristarque (M.Ö. 310-230) ileri sürmüş fakat büyük usta Platon’un, dinlerin de yeğlediği Yerküre merkezli görüşü tutulmuştu. Bu evrenin hiyerarşisi, Yerküre merkezli, birbirini örten Ay, Güneş, gezegenler ve sabit yıldızlar küreleri üzerine kurulmuştu; son kürenin ötesi yoktu. Bu görüş Copernic’e (1543) kadar hüküm sürmüştür. Güneş merkezli görüş kendisini yeniden kabul ettirebilmek için bir yüzyıldan fazla mücadele vermiştir. Galileo’nun Kilise ile olan sürtüşmeleri de bu periyot içindedir. Bilimsel kosmoloji de modern bilimin kurucuları Galileo ve Newton’ın çağıyla başlar. XVII yüzyıl Evren’i , Antikite Evreni’ne göre çok genişledi. Sınırı artık sabit yıldızlar küresi değildi ve sadece Güneş Sistemi’ni ilgilendirmiyordu; yıldızlar bizden sabit mesafelerde değildi, tüm uzayın derinliklerindeydi; bir merkez yoktu. Emmanuel Kant gibi bazıları daha XVIII yüzyıl sonunda başka “ada” evrenler olabileceğini öngörseler bile XIX yüzyıl sonlarında astronomların çoğunluğu Galaksimiz’in tüm evreni oluşturduğunu düşünüyordu; onun ötesinde hiçbir şey yoktu; boşluk fakat ne madde ne de yıldız.
Ancak XX yüzyıl başlarında kendi galaksimiz ve çevre galaksileri hakkında sağlıklı bilgiler edinmeye başladık. Örneğin Güneş Sistemi’mizin, her biri Güneş gibi milyarlarca yıldız içeren en az bir milyar galaksiden oluşan gözlenebilir evren içinde pek de anlam taşımayan boyutta olduğunu öğrendik. Tabii bilgi bagajımızın artması gözlem teknolojisinin gelişmesiyle paralellik sunar. Başlangıçta sadece görebildiğimiz ışıktan yararlanıyorduk; teleskopların büyütmeleri sınırlıydı. Ama artık sadece elektromanyetik ışımalardan değil, nötrinolar gibi özel kosmik ışımalardan, kuvvetli teleskoplardan, uzay sondalarından yararlanmaktayız. Yirminci yüzyıl yalnız teknolojisiyle değil kuramlarıyla da kosmoloji bilimini alt-üst ederek göreli bir karakter kazanmasını sağlamıştır. Bu yeni bakış açısı da çeşitli evren modellerini beraberinde getirmiştir. Kuantum kuramı da devreye girince evreni oluşturan parçacıkları CERN gibi araştırma merkezlerinde daha iyi tanımaya başladık. Devam eden bu büyüleyici yolculuğu ana kavramlardan itibaren tanımayı deneyelim.
Uzayı tanımlamak, anlamak, zamanı tanımlayıp ne olduğunu anlamak kadar zordur. En basit biçimde uzay boşluk mudur ?, sadece bir “hacim” veya bir “kap”mıdır ? maddi bir şey midir ? diye sorulabilir. Beklide bunun hepsidir demek daha doğru olacak. Bir şekli var mıdır ?, varsa nasıldır?. Boyutları nedir?.
Fizik, uzayı hep bir kontinium, yani hiçbir zaman bir sınıra ulaşmaksızın istenildiği kadar küçük uzunluklardan oluşmuş, olarak algıladı. Çok küçük, hatta sıfır uzunluklar kabul edilmesi büyük güçlükler doğurur. Bu güçlükleri fizikçiler “yapay” matematik yöntemlerle aşarlar. Diğer bir çalışma şekli, uzayı bir ağ gibi düşünmektir. Matematik güçlükler ortaya çıkmasın diye, bu ağın deliklerinin sayısı sonlu, sıfırdan büyük; deliklerin boyutları minimum bir boyutun altına inmemelidir. Burada da uzayın izotropluğunu (her yönde aynı olmasını) bozan önemli sorunlar vardır. Bu zorluklarda yine matematik “oyunlarla” aşılmaya çalışılır. Bütün bu çabalar, matematik ve fizik açısından uzayın bölünebilirliğinin sınırının Planck değerinin (10^-35 metre) altına inemeyeceğini göstermektedir. Bu da, anlamlı olarak tanımlanabilecek en küçük uzay bölgesini temsil eden uzunluğun kuantumu olarak düşünülebilir. Planck uzunluğundan daha küçük bir uzay boyutundan söz etmek bir anlam taşımaz.
Görelilik kuramından sonra zaman ve uzaya bakış açımız değişmiştir (değişmelidir). Zaman artık mutlak değildir, her gözlemciye göre değişebilir. Uzaklığı artık zaman ve ışık hızı ile tanımladığımız için zamanın uzaydan tamamen ayrı ve bağımsız olmadığını, fakat onunla birlikte uzay-zaman denilen bir nesneyi oluşturduğunu kabul etmeliyiz. Genel görelilik kuramının getirdiği uzay-zaman kavramı yeniliği yanında diğer yenilik bu uzay-zamanın geometrisinin deforme olabileceği, zamanla değişen bir topolojiye, eğriliğe sahip olabileceğidir. Uzay-zamanın yeni geometrisi, zaman içinde uzayın özelliklerinin her değişimini uzay-zamanın bir eğriliği olarak sunuyor. Bu yeni yaklaşımın getirisi şudur: eskiden zaman içinde bir değişim kabul edilen şey, zaman boyutunu da kapsayan genişletilmiş bir geometri içinde şimdi sadece geometrik bir etki gibi kabul ediliyor. Uzay-zamanın geometrisinden söz etmek, hem uzayın geometrisinden hem de bunun zaman içinde evriminden söz etmek oluyor. Bu çerçeve içinde, ileride ele alacağımız uzayın (evrenin) genişlemesi, uzay-zamanın geometrisinin geometrik bir görüntüsü gibi gözüküyor. Uzay geometrilerinin eğriliğine göre üç ana sınıf uzay modeli söz konusudur. Bunlar eğriliğin negatif, sıfır ve pozitif olduğu modellerdir. Pozitif eğrilikli uzay üç boyutta küreseldir. Sıfır eğrilikli uzay düzdür. Negatif eğrilikli olanlar hiperboliktir. Üç olasılık arasındaki seçim gözlemlere dayandırılmalıdır. Uzayın genişlemesi, evrenin başlangıcında olduğu düşünülen Büyük Patlama modelleri,

bu geometrilerin özelliklerine göre çeşitlidir. Bu sonuncular, uzay topolojisine göre de birbirlerinden ayrılırlar. Ayrıca kosmik genişleme yasası, uzay-zaman geometrisinin zamansı kısmını oluşturur. Genişleme, uzay düz olsa bile uzay-zamanın düz olamayacağını işaret eder.

Yakınımızdaki uzay Eukleides geometrisi ile iyi tanımlanır. Ama çok küçük ölçekli ve çok büyük ölçekli uzay bundan çok farklıdır. Bu ölçeğe bağlı olarak, güncel fizik uzayın şeklini dört ölçekte ele alır. İkinci ve üçüncü ölçek geometrileri oldukça iyi anlaşılabilir. İlk ve son ölçeğinkiler ise spekülasyonlar alanıdır. Luminet (2002) bu dört sınıfı şöyle tanımlamaktadır.
1) Mikroskopik ölçekteki uzay söz konusudur (10^-33cm – 10^-18cm arası). Çok boyutlu geometri, nonkümülatif geometri ile tanımlanır. Büyük birleştirilmiş teoriler, süper yaylar, kuantik kütle çekim alanları gibi geliştirilmekte olan kuramlar için düşünülebilir. Geliştirilen birçok senaryoda uzay ve zaman üzerine bilinen geometrik kavrayışlar alt-üst olmaktadır. Örneğin süper yaylar teorisi 26’ya kadar varan ek uzaysal boyutlar getirir; nonkümülatif geometri taneli veya flu bir uzay-zaman tanımlar.
2) İkinci sınıf, deneylerin erişebildiği boyuttan (10^-18cm) Yerküre – Güneş mesafesine (10¹¹m) kadar olan, “yerel ölçekli” uzay geometrisi diye bilinen Eukleides geometrisi ile matematik olarak çok iyi tanımlanır. Uzay üç boyutludur, eğriliği yoktur. Özel görelilik söz konusu olduğunda bir zaman boyutu eklenerek Minkowski uzay-zamanı denilen dört boyutlu düz psödo-eukleideslik bir geometriye geçilir.
3) Astronomik ölçekli (Güneş Sistemi, yıldızlar, galaksiler, tüm evren) uzay. Genel görelilik ve kozmolojide uygulanan Riemann uzayının diferansiyel geometrisi söz konusudur. Uzayı şekillendiren egemen etkileşim kütle çekimdir. Uzay-zaman eukleideslik değildir. Çok çeşitli modelleri vardır. Örneğin, büyük ölçekteki eğrilik oldukça “tatlı” ve tekdüzedir; yani eğrilik sabittir. Fakat çok masif cisimler yakınında eğrilik bir noktadan diğerine çok kuvvetli şekilde değişebilir. Böyle bir geometri, küresel bir kara delik çevresindeki uzayı modellemeye çalıştığı için Schwarzschild’in adıyla anılır.
4) Topolojik ölçekli uzay, 10²⁵ metreden büyük ölçekteki uzayın global şekli sorununa eğilir. Eğrilikten kaynaklanan geometri sorunları dışında uzay-zamanın topolojisiyle ilişkili sorunlarla da ilgilenir. Bu sorunlar, ne genel görelilikte ne de yüksek enerji fiziğinin birleştirici yasalarında öngörülmüştür. Böylece “kosmik topoloji” denilen yeni bir disiplin doğmuştur. Bu uzaylara “burulmuş” uzaylar da denir. Daha öncede gördüğümüz gibi, bir olayın yerel olarak eukleideslik olup olmadığını kontrol etmek için bu uzaydaki bir üçgenin iç açılarının toplamına bakmak gerekir. Şayet toplam 180º ise eukleideslik; bu değerden büyükse hiperbolik; küçükse uzay küreseldir. Bununla beraber eukleideslik bir uzay sanıldığı kadar basit değildir. Çünkü eukleideslik bir yüzey ille de bir düzlem değildir. Bir kağıt ile bir silindir oluşturduğumuzu hatırlayın. Düz kağıtta olduğu gibi bir silindirin yüzeyindeki üçgeninde iç açıları toplamı 180º dir. Diğer bir deyişle silindir, eğriliği sıfır olan eukleideslik bir yüzeydir. Fakat silindirin günümüzdeki uzay içindeki temsili ise bir eğriliğe sahiptir. Bu tipteki bir özellik eğrilikle değil topolojiyle ilişkilidir. Kağıdı kıvırıp yapıştırırken onun yerel şeklini (eğriliğini) değiştirmedik ama global şeklini (topolojisini) kökten değiştirdik. Şimdi silindiri bükerek iki ucunu bir simit gibi birleştirebildiğimizi düşünelim. Böylece bir “torus” elde ederiz. Bu cisim her taraftan kapalı (yüzeyi sonlu), eğriliği olmayan eukleideslik bir yüzeydir. Torus üzerinde yaşayan bir bakteri, torusun üzerinde hareket edip tam turlamadıkça bunun bir yüzeyden farklı olduğunu anlamayacaktır.
Topolojik açıdan düzlemsel ve eukleideslik basit uzay “tekbağlantılıdır” (monoconnexe). Silindir, torus, hipertorus “çoklubağlantılıdır”. Teklibağlantılı uzayda herhangi iki nokta tek bir jeodezik (eğri yüzeyde “doğru” karşılığı) ile birleştirilir. Halbuki çoklubağlantılı uzayda sonsuz sayıda jeodezik iki noktayı birleştirebilir. Bu son özellik kosmolojide çoklubağlantılı uzaylara ayrı bir ilginçlik kazandırır. Gerçekten de ışık ışınları uzay-zamanda jeodezikleri takip ederler. Uzaktaki bir yıldıza baktığımızda onu bir tek doğrultuda, belirli bir uzaklıkta gördüğümüzü sanırız. Halbuki uzay çoklubağlantılı ise ışık ışınlarının yolları birden çok olabilir ve böylece tek bir yıldızı birçok yıldız gibi görebiliriz (Şekil IV.1.). Demekki uzay çoklubağlantılı ise kendimizi bir optik illüzyon içinde bulabiliriz. Evren daha büyük gözükür, gördüğümüz tüm yıldızları, galaksileri gerçekmiş gibi algılarız.

Şekil IV.1. Torus şekilli bir evrende bir galaksiden (siyah) diğer bir galaksiyi (beyaz) gözlemlemek. Işık iki jeodezik yol izleyerek geldiği için gözlemlenen galaksi çift görünür (Luminet, 2002’den).
Burulmuş evren modelleri sonlu veya sonsuz topolojik çözümler üretmeye olanak verirler. Burulmuş uzaylar ışıklı kaynakların imaj sayısını arttırarak “topolojik serap” yaratabilirler. Bazı kosmolojik seraplar astronomlar tarafından “kütle çekim serapları” adı altında bilinmektedir. Kütle çekim serapları, bir cisme bakış çizgisi üzerinde bulunan masif bir cismin uzayın eğriliğini arttırmasıyla mercek rolü oynayarak ışınları çoğaltmasından kaynaklanır. Buna karşın topolojik serap olayında başka bir cismin etkisi olmaksızın uzay mercek rolü oynar. Bu açıklamaları öğrendikten sonra, birçok kişi tarafından görüldüğü savunulan UFO’ların bu tür oyunlar olup olmadığı soruları insanın aklına geliyor. Evrenin topolojisi geliştirilen iki istatistik analiz yöntemi ile anlaşılmaya çalışılır. Birinci yöntem kosmik kristallografidir; uzak cisimlerin dağılımındaki bazı tekrarlanmaları belirlemeye çalışır. İkinci yöntem fosil ışımanın ısısının dalgalanmalarının dağılımını inceler.

Neden Genel Görelilik Kuramına Gereksinim Var?
Einstein’ın genel görelilik kuramına uzun zaman güzel bir entelektüel yapıt gibi bakıldı. Çünkü o zamanların gerçeği ile ilişkili görülmüyordu ve yeterli deneylerle sınanmıyordu. Bugün ise tam tersidir ve pek çok kosmolojik veri ancak bu kuramın çerçevesinde anlaşılabilir ve açıklanabilir hale gelmiştir. Ayrıca bu teori, pek çok bilimsel ve pratik uygulamaları olan en ileri teknolojilerin vazgeçilemez temeli konumundadır. Bir örnek olarak GPS (global Positioning System) sistemini verebiliriz. Bu aygıt yardımıyla herhangi bir zamanda ve yerde (Dünya’da veya uzayda) bulunan bir gözlemci uzay-zaman içinde konumunu hassasiyetle belirleyebilir. Dünya kütlesi tarafından uzay-zamanın uğradığı deformasyon GPS programlarında çok önemli rol oynar. Bu kuram, zamanın akış hızının, atomik saatler taşıyan uyduların yüksekliğinde ve yeryüzeyinde farklı olacağını öngörür. Bu fark çok küçük olsa da dikkate alınmazsa, zamanla gitgide artarak kabul edilemez değerlere, hatalara ulaşır.
Genel görelilik kuramı uzay-zamanla ilgili birçok önemli değişiklik getirmiştir. Bunları Damour’un (2002) konferansından yararlanarak özetlemeye çalışalım.
Teori, uzay-zamanın krono-geometrisini katı değil “elastik” bir yapı gibi düşünülmesini söyler. Bu yapı, kütle-enerji etkisiyle yaratılır ve /veya deformasyona uğrar. Uzay-zamanın krono-geometrik elastikliğinin en basit örneği, zamanın akış hızının bir kütle etkisiyle değişmesidir. İkiz iki kardeşin birisi ovada diğeri yüksek bir dağda uzun süre yaşarsa, dağda yaşayan ovada yaşayana göre daha ihtiyardır (daha uzun zaman yaşamıştır). Diğer bir deyişle zaman, kütle-enerjiye daha yakın bir yerde daha yavaş geçiyor gibidir. Einstein kuramının uzay-zamanın elastik karakterini sergileyen öngörülerinden diğeri, krono-geometrinin “deformasyon dalgalarının” varlığıdır. C = k.ρ (C = eğrilik, ρ= kütle-enerji hacim yoğunluğu) temel denkleminden itibaren ρ’nun dağılımının yerel bir değişiminin sadece bu noktadaki eğriliği değil, uzay-zamanda diğer yerlerde de eğriliği etkileyebileceği gösterilebilir. Diğer bir deyişle, kütle-enerji dağılımındaki yerel bir değişiklik, “uzay-zaman deformasyon dalgası” yaratır ve bu dalga uzay-zamanda yayılır. Bu nedenle uzay-zamanı, yerel deformasyonu dalgalar halinde uzaklara kadar ileten “elastik” bir yapı düşlemek mümkündür. Bu dalgaların ışık hızıyla yayıldıkları matematiksel olarak gösterilebilir. Uzay-zaman alanı ile kütle çekim alanı arasındaki benzerlik nedeniyle bu dalgalara “kütle çekim dalgaları” adı da verilmektedir. Bu dalgaların şiddeti uzaklığın tersi ile orantılı olarak azalır. Her ne kadar bu tür dalgalar şimdiye kadar kanıtlanmış olmasa da, bu yönde çalışmalar sürmekte ve bu deformasyonların özellikle, birbiri etrafında dönen iki yıldız tarafından üretildikleri düşünülmektedir.
Einstein’ın elastik uzay-zamanının dikkat çekici üçüncü öngörüsü sürekli olarak uzay yaratılma olasılığıdır. Bu, “uzayın yayılması” konseptidir. Yerel olarak her an hiçbir şey kıpırdamasa da toplam göreli mesafeler artar. Genişleyen bir uzay-zamanda, zamanın “geçmesi”, yerel göreli ölçülebilir hızlar olmasa da gitgide artan uzay ayrılmaları yaratır. Evrenimizin büyük ölçekte böyle genişleyen bir uzay-zaman olduğu genel görelilik denklemini değiştirerek yorumlayan Rus fizikçi Alexander Friedmann (1922) tarafından keşfedildi. Einstein evrenin durağan olduğunu düşündüğü için denklemlerine “evren kosmolojik sabiti” denilen bir sabit sayı koymuştu. Friedmann bu sabiti devre dışı bırakmıştır. Einstein daha sonra bu hatasını hayatının en büyük hatası olarak kabul etmiştir. Böylesine bir uzay-zamanda ancak başlangıçta tüm uzayın çok sıcak ve çok yoğun bir gaz ile dolu olmasıyla açıklanabilirdi Bu açıklamayı da Gamov 1940 lı yıllarda “sıcak büyük patlama” konseptiyle yaptı. Bu model birçok gözlemle desteklenmiştir. İleride, uzayın genişlemesi ve Büyük Patlama konularında daha fazla ayrıntıyla ele alacağız.
Einstein’ın genel görelilik kuramının dikkat çekici öngörülerinden dördüncüsü elastik uzay-zamanda “kara deliklerin “ olabilirliğidir. Zaten bu görüş 1930 lu yılların sonlarında Oppenheimer tarafından kosmolojiye yerleştirilmiştir. İçi, soğuk maddenin tozu ile homojen bir şekilde dolu bir küre olsun. Newton teorisine göre, bu toz küresi kendi çekim kuvveti altında kendi üzerine çökerek uzayda sonsuz yoğunluklu bir nokta haline gelir. Halbuki Einstein teorisinde tamamen farklı bir olay gelişir. Çökerken, yani yoğunlaşırken, toz küresi, C=kρ denklemi gereği, yerel olarak ve artan bir şekilde uzay-zamanın krono-geometrik yapısını deforme eder. Bu deformasyon uzay-zaman içinde evrilerek büyür; kürenin çevresinde ve onun geleceğindeki uzay-zamanda, Poincaré-Minkowski geometrisinden çok farklı bir bölge oluşturur. Bu bölgede ışık ışınları hala ışık hızıyla hareket etmekte, fakat uzay-zamanın deforme olmuş bu bölgesinden kurtulamamaktadır. Yüzeyinden ışığın kaçamadığı, yerinde saydığı bu küreye “kara delik” adı verilmiştir. Bu cisimlerin varlığı ile ilgili kesin gözlemsel kanıtlar halen bulunmamaktadır. Fakat pek çok dolaylı işaretler evrende birçok kara deliğin varlığını düşündürmektedir. Her halde en iyi kanıt, iki yıldızın bir kara delik oluşturmak üzere birleşmesi sırasında oluşan uzay-zamanın deformasyon dalgalarının kaydedilmesiyle oluşacaktır. Kara delikler konusunu, bu konuyu uzun zamandır inceleyen Hawking’in görüşleri ışığında daha ayrıntılı ele alacağız.
Genel görelilik “sezgisel” olarak bir şey daha öngörür. Uzay sadece elastik değil, aynı zamanda “akıcıdır”. Newton’ın kuramında “katı” olan uzay, Einstein’ın teorisinde hem elastik hem akıcıdır. Bunu bir sıvıda döndürülen bir kaşığın sıvıyı peşinde sürüklemesine benzetebiliriz. Dünya, kütle enerjisiyle çevresindeki uzayı deforme etmesinden başka, kendi etrafında dönmesiyle de yakınındaki uzayı döndürür. Genel görelilik yardımıyla gelecekte elde edebileceğimiz bilgiler zengin gözükmektedir. Önce, yukarıda değindiğimiz kütle-çekim dalgalarının ve kara deliklerin varlığının kanıtlanmaları gösterilebilir. Genel görelilik, uzay sondaları aracılığıyla evrenin bilinmeyen “kara maddesinin”, “boşluğun kütle-enerji” sorununun çözümünde rol oynayacaktır.
Sanırım artık uzay-zaman kavramına evren niteliğini kazandıran “içeriğine” geçebiliriz. Kosmolojinin son kırk, elli yılda kaydettiği gelişmeler, uzay istasyonlarının sağladığı daha sağlıklı gözlemler, teorilerdeki ve sayısal simülasyonlardaki iyileşmeler sayesinde gerçekleşmiştir.

EVREN VE BİLEŞENLERİ
Işıma
Evren ve içeriği üzerine bilgilerin başlıca kaynağını ışık oluşturur. Işık deyince, yüksek enerjili gamma ve X ışınlarından, düşük enerjili mikro-dalgalar ve radyo dalgalarına kadar yayılan geniş bir elektromanyetik dalgalar yelpazesi akla gelmelidir. Gözle görülebilir ışık bu iki uç arasında küçük bir alanı kaplar. Işığın taşıyıcı vektörü de foton denilen parçacıktır. Daha önce değinildiği gibi foton “istediği” zaman dalga “istediği” zaman da parçacık şeklinde davranabilmektedir. Genelde düşük enerjide, modern bir teleskopa gelen foton sayısı çok yüksektir (saniyede birçok bin) ve olaylar dalga olarak yorumlanır. Yüksek enerjide ise çok daha azdır (saniyede birkaç foton,X-ışınları ile günde birkaç foton, gamma ışınları arası), olaylar foton sözcüğü ile ifade edilir. Işığın iki ana kaynağından biri evreni oluşturan yıldızlar, galaksiler ve galaksi topluluklarının ışımalarının toplamı, diğeri evrenin ilk aşamalarına bağlı fosil ışımadır. Bir milyar ışık yılı uzaklıktaki bir galaksiyi gözlemek, onun bir mikyar yıl önce nasıl olduğunu gözlemektir. On üç milyar yıl ışık yılı mesafesindeki bir galaksiye baktığımızda onun on üç milyar yıl önceki halini görürüz. Diğer taraftan gözlenebilir evrenimizin yaşının (yani oluşumunun) on dört milyar yıl dolayında olduğunu biliyoruz. O halde on üç milyar yıl mesafedeki bir galaksi (veya yıldız) gençlik dönemindedir diyebiliriz. Demek ki, galaksilerin daha genç hallerini bizden en uzakta olanlarda görebiliyoruz. Fakat burada bir fizik yasası işleri karıştırır. Bir cismin görünen ışıltısı bu cismin uzaklığının karesiyle azalır. Örneğin, bir galaksiden on kez uzakta bulunan diğer bir galaksinin ışıltısı öncekinden yüz kez daha zayıftır; yani gözlenmesi çok daha güçtür. Bu nedenle çok büyük teleskoplara gereksinme vardır. Bunların dürbünlerinin çapları 8-10 metre olup daha fazla ışık toplarlar.
Bir galaksi milyarlarca yıldız içermesinin yanında gaz ve tozlarla da doludur. Yıldızlar arası bu tozların boyutları birkaç atomdan oluşmuş parçacıklardan mikronluk parçacıklar arasında değişir. Başlıca karbonlu ve silikatlı olan bu parçacıklar yıldızların ışınlarının büyük bir kısmını soğururlar, ısınarak kendileri ışık yayarlar. Bu nedenle evren, yıldızların olmadığı bölgelerinde bile tamamen karanlık değildir. Bu yayılan ışık, kızıl ötesi ışınlardır. Demek ki evreni incelemek için gözle görülür ışığın yanında diğer ışınlardan da yararlanılabilir. Galaksiler görülebilir ve mor ötesi ışıklarla yaydıkları enerjiden üç kez daha fazla enerjiyi kızıl ötesi ışıklarla yaymaktadırlar. Ayrıca şimdiki yaşlarının yarısına sahip olduklarında çok daha fazla kızıl ötesinde enerji yayıyorlardı. Bunun nedeni o devirde daha fazla yıldızın oluşmasından kaynaklanabilir. Galaksiler diğer galaksilerle etkileşim halindedir. Bundan üç milyar yıl önce bugünkünden daha fazla küçük galaksi vardı. Buradan hareketle küçük galaksilerin büyükler tarafından, tıpkı canlılar gibi, “yutulduğu” düşünülebilir.
Evrenin genişlemesi ve fosil ışıma olaylarını daha iyi anlayabilmemiz için Doppler etkisini açıklamalıyız. Avusturyalı Doppler 1842 yılında titreşim kaynağı ve gözlemcinin birbirlerine göre hareket etmeleri halinde ses veya elektromanyetik dalgaların frekansının değiştiğini belirledi. Bu olay Dopple etkisi olarak adlandırılır. Doppler etkisi yardımıyla araçların hız ve mesafeleri, yıldızların ve galaksilerin uzaklık ve uzaklaşma hızları hesaplanır. Bu frekans değişikliğini tren yolu kenarında duran bir gözlemcinin yaklaşan lokomotifin düdüğünün sesini tiz (frekansın artması) uzaklaşırken ise daha kalınlaştığını (frekansın azalması) fark etmesiyle vurgulayabiliriz. Olayın basit açıklamasına geçmeden önce frekansın ne olduğunu hatırlayalım. Frekans, bir titreşimin (dalganın) bir saniyedeki sayısıdır. Örneğin gözle görünür ışığın frekansı 400x10¹² (kırmızı) ile 700x10¹² (mavi) arasında değişir. Frekans değerleri ses için çok daha düşüktür. Titreşim kaynağı ile gözlemci sabit, titreşimin frekansı bir (1) olsun. Gözlemciye her saniye bir dalga ulaşıyor demektir. Frekans değişmediğinden sesin tonalitesi değişmez. Titreşim kaynağı gözlemciye doğru yaklaşsın. İkinci dalga gözlemciye daha yakın, üçüncü dalga daha da yakın mesafeden yola çıktığından, gözlemci bu dalgaları, kaynak hareketsiz olduğu durumdakinden daha kısa süre sonra algılar. Diğer bir deyişle, saniyede algılanan titreşim sayısı (frekans) gerçek frekans değerinden daha yüksektir. Titreşim ses ise ses tizleşmiştir; ışık ise ışığın rengi maviye kaymıştır. Titreşim kaynağı gözlemciden uzaklaştığında, gözlemciye bir saniyede ulaşan titreşim sayısı azalır; ses kalınlaşır; ışık kırmızıya kayar.

Fosil ışıma
Alexander Friedman’ın öğrencisi George Gamov’un tezine göre ilk evren akkor parlaklığında, çok yoğun ve çok sıcak olmalıydı. Bob Dicke ve Jim Peebles bu savdan hareketle ilk evrenin kızartısını hala görebilmemiz gerektiğini, çünkü bu ışığın evrenin çok uzak köşelerinden bize ancak erişiyor olduğunu düşünüyorlardı. Anca bu ışık evrenin genişlemesi nedeniyle o denli kırmızıya kaymış olmalıydı ki biz onu mikrodalga (frekansı düşük – 10¹⁰/s – ışık dalgası; mikrodalga fırınlarında kullanılan) olarak algılamalıydık. En büyük keşifler önceden düşünülmeden gerçekleşmişlerdir. Dicke ve Peebles’in tezinin kanıtlanması da şans eseri, mikrodalga detektörünü deneyen Arno Penzias ve Robert Wilson’a 1965’de nasip oldu. Ne gariptir ki ne Penzias ne de Wilson’un kosmoloji ile ilişkileri pek fazla değildi ve dinamik evren görüşünü kabul etmiyorlardı. Bu iki araştırıcı çok duyarlı antenlerini ayarlamaya çalışırken devamlı ve tekdüze bir artalan gürültüsüne rastladılar. Anteni hangi yöne çevirirlerse çevirsinler bu gürültüde bir değişiklik olmuyordu. İncelemeler ve çalışmalar bu gürültünün evrenin genişleme teorilerinde öngörülen bir ışımadan kaynaklandığı sonucuna götürdü. Einstein’ın bile uzun süre kabul etmekte direndiği dinamik evren düşüncesi artık iyice kanıtlanmıştı. Bu mikrodalga ışıması fosil ışıma olarak adlandırılır.
Genişleme teorilerinin her birinde, evrenin atomları tamamen iyonlaştıracak yeterince sıcak aşamalardan geçtiği öngörülür. Bu koşullar altında evren, protonlar, çekirdekler, elektronlar ve fotonlarla doludur. Fotonlarla elektronlar etkileşirler ve büyük mesafelere yayılamazlar. Bu aşamada evren fotonlar için “şeffaf” değildir; çok fazla parçacık vardır. Evren genişlediği için bu “çorba” atomların oluştuğu ısılara kadar soğur. Elektronlar çekirdeklerle etkileşime girerek atomları oluştururlar. Etkileşecek elektron kalmadığından, fotonlar ışık nitelikleriyle hareket etmeye başlarlar; evren onlar için şeffaflaşır. Fotonların bu zamanki enerjileri, evrenin ısısına karşılık gelen “kara maddenin” enerjisidir. Daha sonra, evrenin genişlemesi nedeniyle bu kara maddenin ısısı düşer. Bugün yaklaşık 2,7 Kelvin derecedir (yani -270,3ºC).Bu düşük enerjisi nedeniyle bu ışımayı mikrodalgalar ve radyo dalgaları alanında buluyoruz.

Bu ışımada saptanan çok küçük sapmalar ısıdaki çok küçük dalgalanmalara bağlıdır. Fotonların tayfındaki bu dalgalanmalar da, elektronların çekirdeklerle birleşerek atomları oluşturdukları sırada elektronların dağılımının tam tekdüze olmadığını işaret eder. Diğer bir deyişle, evren hemen hemen tekdüzeydi, ama tamamen değil. Elektron dağılımındaki bu düzensizlikler daha sonra galaksilere ve galaksi topluluklarına dönüştüler. Böylece, kosmolojik kara maddenin ısısının dalgalanmalarını ölçmek başlangıçtaki elektron yoğunluğunun (dağılımının) dalgalanmalarını ölçmek anlamındadır. Isı dalgalanmalarının incelenmeleri, daha duyarlı ölçümlere kadar, şimdilik evrenimizin düz tipten olduğunu söylüyor.

Çoğunlukla söylendiğinin aksine fosil ışıma Büyük Patlama olayına bağlı değildir. Başlangıç patlamasından daha sonra, 380.000 yıl sonra oluşmuştur. COBE (Cosmic Backround Explorer) uydusunun tasarımcılarından olan astrofizikçi George Smoot 1992’de, uydu verileriyle elde edilen İlkel evrenin “fotoğrafını” büyük heyecanla “Dini inançlı kişiler için Tanrı’nın yüzünü görmek gibi bir şey” diye tanıtmıştı. Daha sonraki kitabında (1994) Smoot, Büyük Patlama öncesinden gelen kosmosun DNA’sının bu “fotoğrafta” yansıtılmış olabileceğinden söz eder. Günümüzde Bogdanov kardeşler (2010) kosmolojideki gelişmeleri ve kendi görüşlerini “Tanrı’nın Yüzü” adlı kitaplarında popülarize etmişlerdir.
Bu fosil ışımanın ve imajının ne olduğunu ve ne anlamlar taşıdığını veya taşıyabileceğini gözden geçirelim.

Fosil ışımanın ne olduğunu anlamak için kara madde (kara cisim) kavramına geri dönmemiz gerekiyor. Yapılan kütle hesapları, uydu verileri evrenin maddelerinin (yıldızlar, galaksiler…) sadece % 4’ünün bildiğimiz maddeden (atomlardan) yapılı olduğunu işaret eder. Dörtte bir kısım ise atom kökenli olmayan kara cisim; geri kalan hemen hemen ¾’lük kısım ise “kara enerji” olarak kabul edilmektedir. Ne yazık ki hiç kimse bu kara enerjinin ne, ne olduğunu ne de nereden geldiğini bilmemektedir. Sadece kara enerjinin evrenin genişlemesini hızlandırdığı düşünülmektedir.

Sıcak bir cisim elektromanyetik enerji yayar, yayılan enerjinin miktarı ve dalga boyu cismin sıcaklığıyla bağıntılıdır. Yüksek sıcaklıklarda titreşimin dalga boyu kısa, frekansı ve enerjisi yüksektir. Diğer bir deyişle, kıpkırmızı olmuş bir demir parçası, akkor olmuş demirden daha soğuktur; görünür ışık yayamayacak kadar soğuk olan demir ise hala düşük frekanslı kızılötesi ışıma yaymaktadır. Ne var ki gözlemlenen ışıma, kuramların (istatiksel mekanik ve elektromanyetizma kuramları) öngördüğünden farklıydı. Öngörülerde bulunabilmek için kuramcılar, sanal ve ideal bir örnek kullandılar. Kusursuz bir ışıma soğurucusu veya yayıcısına “kara cisim” dediler. Ne var ki bu talihsiz bir tanımlamadır, çünkü kara cisim pekala sıcaklıktan kıpkırmızı ya da beyaz olabilir. Yayılan ışımanın tayfında çok kısa dalga boylarında (yüksek frekanslarda) ve çok uzun dalga boylarında (düşük frekanslarda) çok az ışıma vardır. Enerjinin büyük kısmı orta frekanslarda yayılır. Cisim ısındıkça, tayf eğrisinin tepesi kısa dalga boylarına kayar; yani kızılötesinden kızıla, maviye, morötesine; fakat çok kısa dalga boylarında daima bir kesiklik olur. Buradaki sorunu Planck, Boltzman’ın istatiksel mekanik denklemlerinden yararlanarak çözdü ve kara cisim ışımasının denklemini ortaya koydu.

Tekrar fosil ışımaya geri dönelim. COBE uydusu Dünya çevresindeki, 900.000 kilometre yükseklikteki yörüngesinden 1989’da gönderdiği sinyallerin NASA tarafından yorumlanması şöyleydi. “Fosil ışımanın tayfı, hemen hemen mükemmel bir kara cisim tayfı” gibidir. Elde edilen fosil ışıma imajı bir ısı haritasından başka bir şey değildir. Bu ısı çok düşük olup, mutlak sıfırın 2,7 Kelvin derecesi üstündedir. Kara cismin diğer anlamı, “ilk ışığın” hemen hemen tamamen termik dengede olduğudur. Tam denge hali, standart modelin öngördüğü gibi tam Büyük Patlamada vardır. Bir (1) Planck zamanı kadar süren ilk ve en önemli denge, Bogdanov kardeşler için Büyük Patlama’dan önce ne olup bittiğinin sırrını içerir.

Fosil ışımanın, diğer bir deyişle bebe evrenin “fotoğrafının” gerçekleştirilmesi ve tanıtılmasını ele alalım.

1989’da COBE ile başlayan daha sonra gitgide daha performan WMAP (2001, Wilkison Map) ve Planck (2009) uzay sondalarının görevlerinin başlıcası evrenin en uzak artalanının “fotoğraflanması”dır. Mümkün olan tüm açılarda, bir seneye yakın poz süreleriyle büyük bir sabırla gerçekleştirilen fotoğraflardır. Bu fotoğraflar sayesinde evrenin ilk zamanlarının haritasına sahip oluyoruz (Şekil IV.2.). Penzias ve Wilson bu harita imajını yeryüzündeki mikrodalga antenleriyle gerçekleştirmişlerdi.

Şekil IV.2. Planck uzay sondasının fosil ışıma “haritası”.

Uyduların, sondaların “fotoğraf makinesi”, kosmik artalanın en küçük ısı farklılıklarını kaydeden mikrodalga radyometreleridir. Elips şeklindeki bu imaj üzerinde görülenler şunlardır. Geniş bir alanı kaplayan koyu mavi renkli bölge; sağa sola dağılmış, renkleri gök maviden mor ve kırmızıya değişen lekeler. Bu renk farklılıkları ilk ışıktaki çok küçük ısı değişikliklerini yansıtırlar. Kırmızı renkli alanlar birazcık daha sıcak, mavi alanlar birazcık daha soğuktur. Astronomlar biraz daha sıcak alanların galaksilerin başlangıçları olabileceğini düşünmektedir. Isı dalgalanmalarının nedeni olarak tam Büyük Patlama sırasındaki “boşluktaki” kütle çekim dalgaları düşünülmüştü; ama ileride göreceğimiz gibi Hawking’in bu konudaki fikri farklıdır.

Bu haritanın çok ince incelemeleri, çok küçük ısı farklılıklarının belirlediği “kırışıklıkları, çizgileri” ( Smoot’a göre zamanın kırışıklıkları) ortaya koyar. Bu çiziklerin nereden kaynaklandıkları, bu ilk ışık içinde nasıl ortaya çıktıkları halen gizemini koruyan bir konudur. Farklı renkli lekelerle beraber bu çiziklerin, günümüzdeki evren yapılarının geçmişteki önizleri olduğu düşünülmektedir. COBE’dan sonra fırlatılan çok daha performan ve duyarlı WMAP ve PLANCK ile evren hakkındaki veriler ve bilgiler kesinleşmekte ve ayrıntılanmaktadır. Bunlara birkaç satırbaşını vermekle yetinelim. Evrenin yaşını daha iyi biliyoruz (13.750.000.000 ± 120.000.000 yıl). Fosil ışıma haritası daha ayrıntılı ve net. Evrenin şekline yaklaşım daha iyi : küresel olabilmesi dışlanmadan düz. Büyük Patlama’dan sonra evrenin bir anda gerçekleşen önemli genişlemesinin (enflasyon) izleri bulundu. Sonuç olarak denilebilir ki, son büyük gelişmelere karşın yanıtlanması gereken daha pek çok soru, doğrulanması ya da reddedilmesi gereken pek çok sav bulunmaktadır.

Genişleyen Evren ve Büyük Patlama
XX yüzyılın başlarına kadar evrenin statik olduğu, hatta galaksimizin tüm evreni oluşturduğu düşünüldüğü gibi ezelden ebede kadar var olacağına inanılıyordu. Einstein bile kendi teorisini yorumlayan Friedmann ve Lemaitre’in evrenin genişlediği sonucunu bir türlü kabul edemiyordu. Edwin Hubble’ın (1924) gözlemleri evrenin Saman Yolu’ndan çok çok ötelere yayıldığını gösterdi. Böylece evren, bugün ne kadar olduğunu bilmediğimiz çok çok büyük boyutlara ulaşmış oldu. Aynı araştırıcı, kendinden önceki araştırıcıların ve kendisinin gözlem ve verilerinden yararlanarak 1929’da, uzak galaksilerin birbirinden uzaklaştığını ve uzaklaşma göreli hızının bu galaksilerin bize olan uzaklıklarıyla orantılı olduğunu gösterdi ve Hubble yasası denilen eşitliği ortaya koydu: v = H x d (v uzak galaksinin kaçış hızı, d galaksinin uzaklığı, H Hubble orantısal değeri olup 1 saniyede ve 1 megapersec’de – 1 megapersec = 3 milyon ışık yılı mesafe- 60 kilometreye eşittir).

Hubble, elde ettiği sonuca, daha önce değindiğimiz Doppler etkisi denilen frekans ile hız arasındaki ilişki ile ulaşmıştır. Hubble, galaksilerin uzaklıklarını ve renk tayflarını (yelpazelerini) kaydetti. O zamanlar sanıldığı gibi galaksiler gelişigüzel dolaşıyor olsaydı kırmızıya kaymış tayflar kadar maviye kaymış tayflarda olacaktı. Ama galaksilerin çoğunun ışık tayfı kırmızıya kaymıştı. Hemen hepsi bizden uzaklaşıyordu ve daha da şaşırtıcı olan galaksi ne kadar uzakta ise uzaklaşma hızı da o kadar fazlaydı. Hubble’ın bulgusu, evrenin statik olmayıp genişlemekte olduğunu kanıtlamıştır. Aslında Newton’ın kütle çekim kuramından evrenin genişlemekte olduğu çıkarsanmalıydı, fakat statik evren inancı çok güçlü olduğundan bu konuya kafa yorulmamıştı. Burada hemen bir yıldızın, galaksinin bizden uzaklığının nasıl ölçüldüğüne küçük bir parantez açmamız gerekiyor.

Bir yıldızın görünen parlaklığı iki parametreye bağlıdır: yayınladığı ışık miktarı (ışıltı) ve uzaklığı. Parlaklık aynı zamanda uzaklığın karesiyle ters orantılıdır. Yakın yıldızların görünen parlaklığını ve uzaklığını ölçerek ışıltısını hesaplayabiliriz. Tersinden giderek diğer galaksilerdeki yıldızların ışıltısını biliyorsak, görünen parlaklığını ölçerek uzaklığını çıkarabiliriz. Böylece galaksimizin bir uçtan diğer uca yaklaşık 100.000 ışık yılı uzunluğunda, sarmal, yavaş yavaş dönen bir yıldız kümesi olduğunu biliyoruz. Yıldızları da birbirinden yayınladıkları ışığın rengiyle ayıt ediyoruz. Yıldızların renk tayfında bazı renkler noksandır; böylece o yıldızın atmosferindeki eksik olan elementleri anlayabiliriz.

Hubble yasası evrene yaş verilmesini de sağlar. Bu yaşı belirlemede birinci kuşak yıldızlar topluluğunun yaşından ve toryum, uranyum gibi radyoaktif elementlerin bozunmasından da yararlanılır. Her üç yöntemle elde edilen yaşlar bir birlerine yakın değerlerde olup 13,7 milyar yıl dolayındadır.

Hubble’ın bulgularından önce evrenin genişlediğini savunan Friedmann’ın modelinde evren şişirilen bir balona benzetilebilir. Balon şiştikçe üzerindeki lekeler (galaksiler, yıldızlar) arasındaki uzaklık da artmaktadır. Bu cisimler uzay içinde hareket etmiyorlar, ama uzayın kendisi genişliyor. Böylece bir akarsuyun ağaç parçalarını taşıması gibi galaksileri sürüklüyor. Nasıl ki ağaç parçaları kendilerini taşıyan suya göre hareketsiz veya başka bir deyişle onunla beraber hareket ediyorsa galaksiler için de durum budur. Uzayın böyle bir akıntısı doğrudan görülmese de genel görelilik böyle bir olayı öngörüyor ve uzayın genişlediğini söylüyor. Ve gözlem sonuçları da bu öngörüyle uyuşuyor.
Genişleme modelinde üç olasılık söz konusudur. Galaksiler arası çekim kuvveti genişlemeyi yavaşlatıp sonunda durduracak, sonra da evren büzülecek, küçülecektir. Bu olasılıkta çekim kuvvetli olduğundan uzay bükülerek kendi üzerine kapanmıştır. Böyle bir uzayda aynı yönde gidilse (ışıktan çok daha hızlı) başlangıç noktasına geri dönülür. Evrenin boyutu sonludur ama sınırsızdır. İkinci olasılıkta, genişleme o kadar hızlıdır ki çekim kuvveti onu yavaşlatsa da hiçbir zaman durduramaz, genişleme sonsuza devam eder. Bu uzay bir semer şeklindedir ve sonsuzdur. Üçüncü olasılıkta genişleme hızı çekim kuvvetinden biraz üstündür, genişleme gitgide azalarak devam eder. Uzay düzdür dolayısıyla sonsuzdur. Bu modellerden hangisinin daha gerçekçi olduğunu bilebilmemiz için evrenin şimdiki genişleme hızını ve evrenin yoğunluğunu bilmemiz gerekir. Eğer yoğunluk genişleme hızı ile belirlenen kritik bir değerin altındaysa genişleme sonsuza devam edecek; altındaysa bir zaman sonra evren kendi üzerine çökecektir. Genişleme hızını Doppler etkisiyle kesin hesaplayabiliriz, ama galaksiler arası uzaklıkların ölçümünde bu kesinlik yoktur. Bu yüzden bütün bildiğimiz evrenin bir milyar yılda % 5-10 arasında genişlediğidir. Levha Tektoniği kavramında Dünya’mızında bu sürede aynı miktarda genişlemiş olması (200 milyon yılda % 2) ilginçtir. Evrenin ortalama yoğunluğu hakkındaki belirsizlik daha da büyüktür. Görebildiğimiz bütün yıldızların kütlelerini topladığımızda, öngörülen en düşük genişleme hızını durduracak kütle miktarının % 1’inden azını elde ediyoruz. Bu nedenle doğrudan göremediğimiz fakat varlığını yıldızların yörüngelerini etkilemesinden anladığımız büyük miktarda “kara madde” olmalıdır. Bugünkü veriler evrenin büyük bir olasılıkla sonsuza dek genişleyeceğini işaret ediyor. Bir gün küçülüp çökecek olsa bile, 10 milyar yıldır genişlediğine göre 10 milyar yıldan önce çökmeyecek deyip rahatlayalım.

Böyle bir genişlemenin şimdi olagitmesi önceleri daha küçük bir “hacimden” yola çıkılmış olmasını kendiliğinden düşündürür.Evrenin bir başlangıcı olduğunu söyleyen Friedmann’dan cesaret bulan Belçikalı papaz Lemaitre 1931’de “İlkel Atom Hipotezi” adı altında görüşlerini açıklar; evrenin başlangıcını havai fişek patlamasına benzetir. Ne gariptir ki Lemaitre’in görüşü yine papaz olan St. Augustin’in 354 yılında söylediği ile tam bir paralellik içindedir: “Evren zaman içinde doğmamıştır, fakat zamanla beraber doğmuştur”. Yine ne gariptir ki Büyük Patlama (Big Bang) sözcüğünün istemeyerek isim babası İngiliz astronom Fred Hoyle olmuştur. Kendisi bu görüşe karşı olup, bir tartışma sırasında alay etmek amacıyla nedir bu Big Bang ? tümcesini ağzından kaçırmıştır. Gerek kosmik gözlemlerin etkisi gerekse nükleer fiziğin 1940 larda gelişmesi ile Büyük Patlama görüşü gitgide artan taraftar buldu ve modellemeleri yaygınlaştı. Hocası Friedmann’ın genişleme düşüncesine “sıcak” Büyük Patlama ile başlanıldığı görüşünü ekleyen George Gamov doktora öğrencisi Ralph Alpher’e tez konusu olarak elementlerin ilk nükleosentezini (“atom sentezini) incelemesini önermişti. Alpher’in çalışmaları (1948), hidrajen ve helyumun Big Bang’dan önceki ilk beş dakikada oluştuğunu ve daha sonra bir daha gerçekleşmediğini ortaya koydu. Bugün, döteryum, helyum ve lityum gibi hafif elementler dışındakilerin bu aşamada oluşacak yeterli uzun süreye sahip olmadıklarını biliyoruz. Onlar daha sonra yıldızların termonükleer “fırınlarında” üretildiler. İlk ortaya atıldığında büyük bir heyecan yaratan Büyük Patlama teorisi 1950’li yılların başlarında çekiciliğini kaybetmeye başlar. Açık seçik bir kanıt ortaya konulamamış, spekülatif senaryolar üretilmiştir. İkinci Dünya savaşı sonunda siyaseten iki kutuplu Dünya’nın bölünmüşlüğünün bilim dünyasına yansımasını unutmamalıyız. Bir taraftan komünist dünya bilimcilerinin kuramı Katolik Kilisesi’nin yardakçılığıyla suçlaması, diğer taraftan liberal dünyanın, Fred Hoyle, Arthur Eddington gibi nüfuzlu bilim adamlarının bitmek tükenmek bilmez saldırıları bu “unutulmuşluğu” hazırlamıştır. Genişlemeye artık pek kimse inanmamakta, Büyük Patlamaya kanıtsız, uyduruk bir hipotez olarak bakılmaktadır. Bu unutulmuşluk 1960’lı yılların ortasına, Penzias ve Wilson’ın 1965’de evrenin ilk ışığının izlerini buluncaya kadar sürecektir.

Maddenin Oluşumu
Evren sadece ışıma değildir, evren aynı zamanda maddedir. Yıldızlar, galaksiler uzun zamandan beri biliniyor; fakat hesap tutmuyor. Halen keşfedilmeyen önemli miktarda başka madde de var. Newton yasalarından beri cisimlerin ivmeleri ile kütleleri arasındaki ilişki olduğu biliniyor. Güneş’in kütlesi arttırılabilseydi Dünya onun etrafında daha hızlı dönerdi. Tersine, Dünya-Güneş mesafesi, Dünya’nın onun etrafında dönme hızı bilinirse Güneşin kütlesi hesaplanabilir. Bir galaksiler topluluğu için de aynı şey söz konusudur. Bir topluluk içinde galaksilerin hızı biliniyorsa topluluğun kütlesi hesaplanabilir. Diğer yandan, parlaklıklarından itibaren galaksilerin kütlesi bilinir. Bu iki tahmini karşılaştırmak hiç de zor değildir. Yalnız bir problem ortaya çıkmaktadır. Dinamik yasayla bulunan kütle, parlaklıkla bulunandan 10 kez daha büyüktür. Ayrıca, galaksilerin yıldızları aracılığıyla bulunan kütlelerine göre bu galaksiler çok hızlı dönmektedir. O halde evrenin kütlesinin hemen hemen % 90’ını temsil eden gizli bir kütle (madde) vardır. Yıldızlar, galaksiler parlak, dikkat çekici cisimler olsalar da evrenin çok küçük parçasını temsil ederler. O halde bu gizli madde nedir?.
Astrofizikçiler elli senedir araştırıyorlar. Önce yıldızlar arası gaz ve tozlar bulundu; fakat galaksilerin kütlesinin ancak onda biri kadardı. Galaksi topluluklarında galaksiler arası gaz bir ortam düşünüldü. Çok seyrek çok sıcak bir gazın varlığı anlaşıldı, fakat bu da yetersizdi. Jüpiter’in büyüğü gibi ve yoğunluğu düşük yıldızlar araştırıldı; bulundu ama yine yetmiyordu. Halen araştırılıyor. Parçacık fizikçileri işe karıştı, onlarda bilinmeyen parçacıklar araştırıyorlar. Kütle çekimi ve kuantum mekaniğini birleştirmeyi deneyen “süpersimetrik” teoriler yeni tür parçacıklar olabileceğini öngörse de, kendisi hakkında bilgi olmayan parçacıkları aramak pek de kolay değil. Şimdilik araştırmalar sonuçsuz. Bu kara maddenin doğası hala bir gizem.
Genişleme nedeniyle kosmik madde gitgide büyüyen hacimlerde yer alır. Yani, fizik yasalarına göre seyrelir ve soğur. Bu seyrelme ve soğumayla beraber yavaş yavaş bir yapılanma gelişir. Geriye, başlangıca gittikçe bunun tersi olmalıdır. Yani evren geçmişte daha sıcak, daha derişik ama daha az yapılanmıştı. Bu yapılanma (atomlar, moleküller, gezegenler, yıldızlar, galaksiler) İlkel evrende yoktu. Big Bang modelleri, fizik yasalarını uygulayarak evrenin evrimini inşa etmeye çalışır. Bu evrimde iki devir ayırt edilir. İlkel evren ilk bir milyon seneye karşılık gelir. Maddenin oluşumu devri ise çok daha uzun, yaklaşık 14 milyar yıl sürmüştür.
Bu iki devir arasındaki sınır bir geçişle, tekrar düzenlenme, birleşme denilen önemli bir olayla çizilir. İlkel evren elektromanyetik ışımaya karşı opaktı (geçirimsizdi). Bu devir hakkında doğrudan hiçbir şey gözlemlenemeyecektir. Büyük Patlama modellerinde olduğu gibi fizik yasaları uygulanarak sadece bir şema çizilebilir. Bu devir boyunca önce temel parçacıklar, sonrada bazı hafif atom çekirdekleri üretilmiştir. Tekrar düzenleme devrine geçişte ilk atomlar oluştu. İlkel evren, enerjisi maddenin enerjisinden çok yüksek olan elektromanyetik ışıma “hamamı” idi. Bugün ise madde enerjisi ışıma enerjisinden 1000 kez daha yüksektir. Atomlar henüz oluşmadıklarından, birkaç atom çekirdeği dışında, ilkel evrende bir yapılanma yoktu.

Tekrar düzenlenme evrenin şeffaflaşması ile başlar. Diğer bir deyişle gözlemlerimiz bu devirle başlar. Tekrar düzenlenme ilginç bir olaydır. Çünkü, bugün her yönde etrafımızda izlediğimiz kosmik ışıma bu olayla yayıldı. Kendimizi, radyo dalgalarından oluşmuş, parlak ışıltılı, çok büyük ve tekdüze bir kürenin merkezinde gibi hissediyoruz. Bu yüzeyin ötesi, ışığın sonlu hızı nedeniyle gözlemlenemez, opak evrendir. Bu “öte evren” tanımlaması hem uzaysı hem de zamansı bir anlam taşır. En son gözlemler bu ışımanın şiddetinin tüm yönlerde aynı olduğunu göstermiştir. Bu da bu ışımanın sadece Büyük Patlama modelleri çerçevesinde gerçekleşmiş olabileceğini destekleyen kuvvetli argümanlardan biridir. Bu ışıma çok tekdüze olması dışında çok özel bir enerji dağılımıyla özellik sunar. Bu özel enerji, fizikçilerin yakından tanıdığı, termik dengeyi işaret eden “kara cisim” tayfıdır. Kosmolojik artalan ışıması olarak gözlemlenen bu enerji, evrenin uzak geçmişinde termik denge halinde olduğunu gösterir. Bu durum zaten Big Bang modellerinde öngörülmektedir. Tekrar düzenlenmeden sonra evren madde çağına girer, bugünkü haline gitgide benzemeye başlar. Elektromanyetik etkinliği azalırken madde önem kazanır. Evren “seyrelir”, soğur ve organize olmaya başlar. Yer yer atomlar, moleküller, tozlar oluşur. Bu cisimlerin bir kısmı, her yerde bulunan ve başlıca hidrojen olan gazla birleşerek galaksileri, yıldızları, gezegenleri, galaksi topluluklarını meydana getirir.

Evrenin Evrimi
Evrendeki değişimlerin, Büyük Patlama anından zaman uzaklıklarına göre sıralandırılmaları adet haline gelmiştir.
-Büyük Patlama’dan 1 saniye sonra.

Isı yaklaşık 10¹⁰ dereceye düşmüş olmalıdır. Evren çoğunlukla foton, elektron ve nötrinolardan ve bunların karşı parçacıklarından; bir miktar proton ve nötrondan oluşur. Evren genişlemeye devam edip sıcaklık düştükçe çarpışmalar azalır ve çarpışmaların neden olduğu elektron/karşı elektron (pozitron) çiftlerinin oluşma hızı birbirlerini yok etme hızının altına düşer. Böylece elektron ve karşı elektronların çoğu birbirini daha çok foton oluşturacak şekilde yok edecek ve geriye az sayıda elektron kalacaktır. Birbirleriyle ve diğer parçacıklarla çok az etkileşimde bulunan nötrino ve karşı nötrinolar ise yok olmayacaklardır. O halde bugün de var olmalıdırlar. Günümüze kadar enerjileri çok azalmış olduğundan onları doğrudan gözlemleyip evrenin çok sıcak aşamasını kanıtlayamıyoruz. Nötrinolar, ileri sürüldüğü gibi az bir kütleye sahip bile olsalar onları dolaylı biçimde ayırt edebilirdik. Nötrinolar, evrenin ileride çöküşüne neden olabilecek kütlesel çekimi olan “kara maddenin” bir biçimi olabilirlerdi.

-Büyük Patlama’dan 100 saniye sonra.

Sıcaklı en sıcak yıldızların içinin sıcaklığı olan 10⁹ dereceye düşer. Bu sıcaklıkta proton ve nötronlar artık çekirdek kuvvetinden kaçacak enerjiyi yitireceklerinden atomun çekirdeğini oluşturmak üzere birleşmeye başlarlar. Oluşan döteryum çekirdekleri başka proton ve nötronlarla birleşerek lityum, berilyum elementlerini oluştururlar. Sıcak ilk aşamaya ilişkin evren tablosu Gamov, Alpher ve Bethe (1948) tarafından ileri sürüldü. Bu sava göre, çok sıcak aşamanın fotonlar şeklindeki ışıması bugün de var olmalıydı ama sıcaklığı düşmüş olmalıydı (mutlak sıfırdan /-273ºC/ birkaç derece yüksek olarak). Penzias ve Wilson’ın 1965’de buldukları bu ışımaydı. Günümüzde, uyduların ve uzay sondalarının gönderdiği verilerle bu ışımanın Büyük Patlama’dan 380.000 yıl sonra gerçekleştiğini öğrenmiş bulunuyoruz.

-Büyük Patlama’dan sonraki birkaç saat içinde.

Helyum ve diğer elementlerin oluşumu durur ve bir milyon yıl boyunca evrende genişleme dışında pek bir şey olmaz. Sıcaklık birkaç bin dereceye düşünce elektronlar ve çekirdekler arası elektromanyetik çekim ile atomlar oluşur.

-Büyük Patlama’dan 1 milyon yıl sonra.

Genişleme ve soğuma sürecek ama ortalamadan biraz daha yoğun bölgelerde çekim kuvvetinin daha fazla olması nedeniyle çökmeler olacaktır. Çöken bölgelerin dışındaki maddelerin kütlesel çekimi onları döndürmeye başlar; çöken bölge küçüldükçe dönme hızlanır. Böylece, kütlesel çekimi dengelemeye yetecek hızla dönen ve disk şeklinde galaksiler doğmuş olur. Zamanın ilerlemesiyle galaksilerdeki hidrojen ve helyum gazları kendi kütlelerinin çekimi altında çökerek küçük bulutlara dönüşecek; bunların büzülmesiyle içlerindeki atomların çarpışması, dolayısıyla gazların sıcaklığı artacak ve çekirdek kaynaşması reaksiyonları başlayacaktır. Böylece helyum, karbon ve oksijen gibi daha ağır elementlere dönüşecektir. Oluşan yıldızın merkezine yakın bölgelerinde çökmelerle nötron yıldızı veya kara delik gibiçok yoğun duruma geçmeler olası görülüyor. Yıldızın dış bölgeleri bazen parlaklığıyla galaksideki diğer yıldızları bastıran korkunç bir süpernova patlaması ile dağılacaktır. Yıldızın ömrünün sonuna doğru oluşan ağır elementlerin bir kısmı galaksideki gaza eklenip bizim Güneş’imizde olduğu gibi bir sonraki kuşak yıldızların hammaddesine katkıda bulunacaktır. Güneş’imiz, eski süpernovaların kalıntılarını içeren, dönen bir gaz bulutundan 5 milyar yıl önce oluşmuş ikinci ya da üçüncü kuşak bir yıldızdır. O buluttaki gazın çoğu ya güneşin oluşumuna gitti ya da uçup uzaklaştı, ağır elementlerin küçük bir miktarı (% 2) bir araya gelerek bugün Güneş’in etrafında dönen, aralarında Dünya’mızında bulunduğu gezegenleri oluşturdu.

Kara Delikler
Işığın parçacık kuramıyla açıklandığı yıllarda John Michell 1738’de yeterince kütlesi olan bir yıldızın kendisinin kuvvetli kütle çekimiyle kendisinden kaynaklanan ışınları bırakmayacağını, bir şekilde hapsedeceğini ileri sürdü. Işıkları bize ulaşamayacağından böyle yıldızları görmesek de kütlesel çekimlerini algılayabilecektik. Bu nesnelere bugün