uzayın sonuna ulaşabilir miyiz

Uzayin git gide daha derinlerine baktigimizda, acaba uzayin sonuna ya da zamanin baslangicina ulasabilir miyiz? Evrenin bir baslangici varsa, acaba nasildi? Sonu olacak mi? Tüm bunlar, kozmolojiyi, bir bütün olarak evrenin yapisi ve evrimini inceleyen astronomi dalini ilgilendiren sorulardir.



Büyük Patlama (Big Bang) Modeli
Uzayin git gide daha derinlerine baktigimizda, acaba uzayin sonuna ya da zamanin baslangicina ulasabilir miyiz? Evrenin bir baslangici varsa, acaba nasildi? Sonu olacak mi? Tüm bunlar, kozmolojiyi, bir bütün olarak evrenin yapisi ve evrimini inceleyen astronomi dalini ilgilendiren sorulardir.



Her kültür, kendine özgü bir kozmoloji icat etmistir. Aristoteles'in evreninde üzerine yildizlarin tutturulmus oldugu büyük, kristal bir küre olarak düsünülen uzayin kenarlari vardi. Ama bu evrenin ne baslangici, ne de sonu vardi.Yani duragandi. Gökyüzüne Ýliskin adli eserinde Aristoteles söyle demektedir: "En temel cisim, sonsuzdur; büyümez, küçülmez, yaslanmaz, degismez ve hareket ettirilemez". Aristoteles, tanrisal ve ölümsüz olan evrenin, temel cisim olan 'ether'den olusmasi gerektigini düsünüyordu. Hiristiyan dünya görüsü sonsuzluk kavramindan vazgeçmekle birlikte evrenin degismez oldugu fikrine sahip çikti ve sürdürdü. Bu gelenege göre evren, Tanri tarafindan yoktan var edilmis ve o günden bu yana hiç degismemistir. 1543 yilinda Dünya'nin evrenin merkezi olmayip yalnizca Günes çevresinde dönen bir gezegen oldugunu gösteren Copernicus çok seyi degistirmekle birlikte, evrenin uzaysal olarak sinirli, zamansal olarak ise sonsuz oldugu yolundaki Aristoteles inanisini degistiremedi.



1576 yilinda, Copernicus ögretisine inanan bir Ýngiliz olan Thomas Digges, yildizlari, üzerinde bulunduklari kristal küreden koparip uzaya dagitan ilk astronom oldu. 1546 yilinda dogan ve matematik egitimi gören Digges, Copernicus'un büyük eseri The Revolutionibus'un bazi bölümlerini Ýngilizce'ye çevirerek yayinladi. A Perfit Description of the Caelestiall Orbes basligiyla yayinladigi bu çeviriye Digges, yildizlarin dagilimi, özellikle de uzayin sonsuz oldugu ve yildizlarin bu sonsuz uzayda dagilmis olarak bulunduklari yönündeki kendi görüslerinin anlatildigi bir bölüm ekledi (Digges ayni zamanda daha uygulamali olan baska konularla da ilgileniyordu. Top mermilerinin yörüngeleri üzerine ilk ciddi çalismalari yapan Digges, Ýngiltere'de balistigin babasi sayilir).



Digges'ten sonra evrenin uzayda sonsuz oldugu kabul edilmistir. Bununla birlikte insanlar hala evrenin zaman içinde degismez oldugunu düsünüyorlardi. Büyük fizikçi Isaac Newton ayni problemi yüz yil kadar sonra yeniden ele aldi. Tek tek gezegenlerin hareket halinde olduklari kesindi ama çok büyük zaman araliklariyla bile bakilsa evrenin degismez oldugu düsünülüyordu.



Newton, büyük ölçekte evreni tanimlayan asil kuvvetin evrensel kütle çekim kuvveti oldugunu anladi. Bunun ötesinde, kütle çekim teorisi ile Newton, evrenin bir bütün olarak hesaplamalara dayanan modelini yapan ilk insan oldu. Bununla birlikte 1917'deki Albert Einstein'in modeline kadar böyle bir modelden söz edilmemisti. Einstein da Newton gibi genel görelilik adi verilen kütle çekim teorisini yeni gelistirmisti. Newton gibi Einstein da kozmolojideki temel kuvvetin kütle çekim kuvveti olduguna inaniyordu.



Genel görelilik, madde ve enerjinin kütle çekimini nasil ürettigini, buna karsilik madde ve enerjinin kütle çekimine nasil tepki verdigini anlatan oldukça karmasik ve matemetiksel bir teoridir. Bir bütün olarak evren teorisiyle ilgili zor denklemleri çözebilmek amaciyla Einstein, iki basitlestirici varsayim yapmisti: Evren zamanla degismez ve madde evrende düzgün bir biçimde dagilmistir. Her ne kadar Einstein'in baslangiç varsayimlari ile ilgili gözlemsel hiçbir kanit yoksa da, Einstein bu varsayimlarin tatminkar sonuçlar verecek ölçüde gerçege yakin olduklarina inaniyordu. Einstein'in sonuçtaki "kozmoloji modeli" duragan ve homojendi.



Çok geçmeden, baska kozmoloji modellerinin de olasi oldugu ortaya çikti. 1922 yilinda Alexander Friedmann, zamanla degisen evreni tanimlayan bir kozmoloji modeli olan duragan olmayan evren modelini ortaya atti. Bir Rus matematikçi ve meteorolog olan Friedmann, ise Einstein'in çekim teorisi ile basladi ama homojenlik varsayimini kabul ederken duraganlik varsayimini sorgulamaya açti. Hollandali astronom Wilhelm de Sitter'in de dedigi gibi, ne kadar büyük bir teleskopla
bakarsak bakalim evreni görüsümüz bir fotograf karesinden baska bir sey degildir, dolayisiyla da evrenin uzun dönemli davranislari konusunda çok az fikir verir. Friedmann, genel görelilik denklemlerinin baska çözümünü buldu. Bu çözüme göre evren, yogunlugu son derece yüksek bir durumdan baslayarak zaman içinde genisliyordu.



Friedmann'in kozmoloji modeline göre ilk patlamadan sonra genislemeye baslayan evren gittikçe daha daginik bir duruma geliyordu. Bu kozmoloji modeline 'büyük patlama' modeli adi verildi. 1923 yilinda Friedmann'in evrimlesen modelinin elestirisinde Einstein, Friedmann'in hesaplamalarinin matematiksel geçerliligini kabul etmekle birlikte, bunlarin gerçek evrene uygulanabileceginden kuskuda oldugunu bildirdi. Teorik fizikte, baslangiç kosullarina bagli olarak bir denklem setine birden fazla çözüm bulunmasi oldukça sik rastlanan bir seydir; bu nedenle Aristoteles, Copernicus ve Newton gibi Einstein da evrenin duragan olduguna inanmaya devam etti. Bununla birlikte ne Friedmann'in ne de Einstein'in baslangiç varsayimlari ampirik olarak sinanabilirdi. O zamanlar her iki görüs dogrultusunda da deneysel kanit hemen hemen yok gibiydi. Einstein ve Friedmann, evren teorilerini kagit üzerinde üretmislerdir.



1929 yilinda durum kökten degisti. O yil, teleskopla gözlem yapan Amerikali astronom Edwin Hubble, evrenin genislemekte oldugunu kesfetti. Galaksiler sürekli olarak birbirlerinden uzaklasiyorlardi.



Gerçekte Hubble teleskopla baktiginda galaksilerin birbirlerinden uzaklastigini görmedi; böyle hareketleri dogrudan görmek için milyonlarca yil gerekir. Hubble, Doppler kaymalarina bakarak galaksilerin hareket ettigi sonucuna vardi: Galaksilerin renkleri tayfin kirmizi ucuna dogru kayiyordu. 'Kirmiziya kayma' olarak bilinen bu kayma, uzaklasma hareketinin bir sonucudur. Bütün galaksiler Samanyolu'ndan uzaklasiyordu. Aslinda birçok kozmik bulutsunun kirmiziya kaymalari 1900'lerde Arizona'daki Lowell Gözlemevi'nde çalisan Vesto Slipher tarafindan ölçülmüstü. Hubble'in Slipher'in çalismasina ekledigi tek sey, Cepheid yildizlarini kullanarak uzaklasan galaksilerin uzakliklarini saptamak oldu. Hubble, galaksilerin uzakliklarinin, uzaklasma hiziyla dogru orantili oldugunu kesfetti. Baska bir deyisle, bir galaksinin bize olan uzakligi bir baska galaksinin iki katiysa, uzaklasma hizi da iki kati oluyordu. Bu sonuç, her yönde düzgün olarak genisleyen bir evren için beklenen bir sonuçtu.



Hubble'in gözlemleri bir yandan çok açik bir biçimde Fiedmann'in duragan olmayan modelinin Einstein'in duragan modeline göre üstünlügünü ortaya çikarirken, öte yandan da Hubble'in gözlemleri görünüse göre her iki bilim adaminin da öne sürdügü temel varsayimi dogruluyordu: Evren hemen hemen homojendir. Yalnizca evren eger homojense galaksilerin uzaklasma hizlari uzakliklari ile dogru orantili olabilir. Dahasi, homojen evren her noktanin diger noktalardan farkli olmadigi anlamina gelir. Nasil sisen bir balonun, balon yüzeyinde bir genisleme merkezi yoksa, evren de genisliyor olmasina karsin bir genisleme merkezi yoktur. Bir balonun yüzeyine her biri bir galaksiyi temsil eden noktalar koydugumuzu düsünelim. Balon siserken herhangi bir noktadan bakildiginda diger noktalarin uzaklastigi görülecektir. Hiçbir nokta merkez degildir.



Eger galaksilerin uzaklasma hizlari uzakliklari ile dogru orantiliysa, bütün galaksiler için hizin uzakliga orani sabit olmalidir. Hubble sabiti adi verilen bu oran evrenin su andaki genisleme hizini vermektedir. En duyarli ölçümlere göre su andaki genisleme hizi ile evrenin boyutlari yaklasik 10 milyar yil içinde iki katina çikacaktir. Daha kesin konusmak gerekirse, birbirlerinden uzakta bulunan iki galaksinin aralarindaki uzaklik, yaklasik 10 milyar yil sonra iki katina çikacaktir.



Zaman geçtikçe galaksiler birbirlerinden uzaklasiyorlar. Dolayisiyla geçmiste birbirlerine daha yakin olmalari gerekiyor. Eger evren filmini geriye dogru oynattigimizi düsünürsek, galaksiler gittikçe birbirlerine yaklasarak kalabaliklasacaklar. Geçmiste öyle bir an olacak ki evrendeki bütün madde, yogunlugu sonsuz olan bir noktaya sikismis durumda bulunacak. Astronomlar bu durumun gerçeklesmis oldugu zamani hesaplayabiliyorlar: Günümüzden 10-20 milyar yil önce. Bu ana 'büyük patlama' adi veriliyor. Büyük patlamadan önce ne oldugu, halen teorik fizikçiler arasinda yogun tartisma konusu.



1930'larda, astronomlar evrenin yasini ilk kez hesapladiklarinda, bunu Dünya'mizin yasiyla karsilastirmislardi. Daha önce söz edildigi gibi, 1910'larda baslayan uranyum filizinin radyoaktif tarihlendirme çalismalarina göre Dünya'nin yasi yaklasik olarak 4.5 milyar yildir. Dünya'nin ve Günes'in olusumu ile ilgili tüm teoriler, Dünya'nin yasinin, evrenin yasinin yüzde onu ile yüzde doksani arasinda bir yerlerde olmasi gerektigini belirtiyorlar. Baska bir deyisle, yeryüzündeki kayalarin yaslarini saptayan bilim adamlari, evrenin yasinin 5.5 milyar ile 50 milyar yil arasinda olmasi gerektigini söylüyorlar. Galaksilerin hareketlerini gözleyen baska bilim adamlari da evrenin yasini 10-20 milyar yil arasinda buluyorlar. Bu ikisi birbirinden çok farkli ölçümler. Bulunan yas araliklarinin kesismesi ise büyük patlama modeli lehinde çok kuvvetli bir kanit. Bununla birlikte surasini da unutmamak gerekir ki kozmoloji, astronominin tüm dallari, hatta bütün bilimler, uzay ve zamanin en uç kesismelerini gerektirirler. Her ne kadar çok genis kesimlerce tutulduysa da büyük patlama modeli henüz çok az sayida gözlemsel testlerden geçmis durumdadir.



Dünya'nin yasiyla karsilastirma testinden sonraki iki önemli test, evrenin kimyasal yapisi yüzde 74 hidrojen, yüzde 24 helyum, yüzde 2 agir elementler ve kozmik fon isinimi adi verilen ve tüm uzayi kaplayan düzgün radyo dalgalaridir.



Büyük patlama modeline göre hem evrenin temel kimyasal yapisi, hem de kozmik fon isinimi evrenin bugünkünden çok farkli oldugu uzun zaman önce biçimlenmistir. Eger kozmik evrim filmimizi gene geriye dogru oynatirsak, evren büzülür, galaksiler gittikçe birbirlerine yaklasirlar ve sonunda yildizlar ve galaksiler kendilerine özgü kimliklerini yitirirler. Evrendeki madde, bir gazi andirmaya baslar. Evren gittikçe büzülerek yogunlastikça kozmik gazin sicakligi da gittikçe artmaya baslar. Sicaklik 10000 santigrat dereceye ulastiginda, elektronlar atomlarindan kaçip kurtulmaya baslar. Daha yüksek sicakliklarda ise atom çekirdekleri proton ve nötronlara ayrisir. Evrenin dogum ani olan büyük patlama yaklastikça, sicaklik artmaya devam eder. Sicaklik 10 trilyon dereceye ulastiginda proton ve elektronlar kuark adi verilen üç temel parçaciga bölünürler.



Þimdi baslangiçtan itibaren zaman içinde ileriye dogru gittigimizi düsünelim. Büyük patlamadan yaklasik 0.00001 saniye sonra kuarklar birleserek proton ve nötronlari olusturdular. En basit ve hafif kimyasal element olan hidrojenin çekirdeginde yalnizca bir proton bulunur. Bu süre içerisinde baska hiçbir kimyasal elementin bulunabilmesi mümkün degildir. Diger tüm kimyasal elementler iki veya daha fazla atom-alti parçacigin biraraya gelip kaynasmasiyla ortaya çikar ki evrenin baslangiç asamasindaki yogun sicaklik kosullarinda böyle kaynasmalar gerçeklesemezdi. Evren genisledikçe sogudu. Baslangiçtan birkaç dakika sonra sicaklik milyar derece mertebesine düstü. Bu kritik sicakliklarda proton ve nötronlar, aralarindaki nükleer kuvvetler nedeniyle birlesmeye basladilar. Teorisyenlerin 1960'lar ve 1970'lerde yaptiklari hesaplara göre, döteryum, helyum ve lityum bu sirada olusmus olmalilar. Bu tür ilk hesaplar 1964 yilinda Cambridge Üniversitesi'nden Fred Hoyle ve Roger Tayler ile Moskova Kozmik Arastirma Enstitüsü'nden Yakov B. Zel'dovich tarafindan yapildi. Princeton'dan James Peebles, Kaliforniya Teknoloji Enstitüsü'nden Robert Wagoner ve arkadaslari ile Chicago Üniversitesi'nden David Schramm ve arkadaslari da daha ileri düzeyde hesaplar yaptilar. Bu teorik hesaplarin sonuçlari, gözlemsel olarak saptanan hidrojen, helyum, lityum ve döteryum miktarlari ile dikkat çekici bir uyum içindedir (Karbon, oksijen, ve demir gibi tüm diger elementler çok daha sonralari, yildizlar tarafindan üretilmislerdir). Bu uyum büyük patlama modelini destekleyen bir baska kanittir.



Yeni dogmus ve dolayisiyla çok sicak olan evren, kozmik fon isinimini da üretmis olmalidir. 1948 yilinda ilk kez George Washington Üniversitesi'nden Ralph Alpher, George Gamow ve Robert Herman tarafindan yapilan ve 1965 yilinda bagimsiz olarak Princeton'dan Robert Dicke ve James Peebles tarafindan tekrarlanan teorik hesaplar, büyük patlamanin üzerinden henüz yalnizca birkaç saniye geçtigi siralarda uzayda kara cisim isinimi adi verilen özel bir cins isinimin üretilmis olmasi gerektigini gösterdi. Kara cisim isinimi, isinimin sicakligina karsilik gelen tek bir parametre tarafindan belirlenir. Teorik olarak kara cisim isinimi evrenin ilk anlarinda, uzayda düzgün olarak üretilmis ve evren 300000 yil yasina gelip de atom çekirdekleri biraraya gelerek atomlari olusturuncaya kadar atom-alti parçaciklar tarafindan saçilmaya devam etmis olmalidir. Zaten bu noktadan sonra, maddeyle hiç etkilesmeyen isinim uzayda yayilmasini sürdürmüstür. Evren genisledikçe isinimin dalgaboyu büyümüs ve günümüzde isinimin dalgaboyu radyo dalgalarina karsilik gelen bir degere, sicakligi da mutlak sifirin üzerinde yaklasik 3 dereceye kadar düsmüstür. Bir önceki bölümde söz edildigi gibi, bu isinim bir raslanti sonucu 1965 yilinda kesfedilmisti. Son yillarda veri toplayan COBE uydusu, kozmik fon isiniminin özelliklerinin büyük patlama teorisinin öngördügü özellikler oldugunu dogruladigindan, bu teoriyi destekleyen bir kanit daha elde edilmis oldu.