1001Design
330i ///M3 Design
Evrenin tarihi ve büyük ölçekli yapısı hakkındaki bir SCIENTIFIC AMERICAN makalesi yüzyıl önce neredeyse tamamen hatalı olurdu. 1908’de bilimadamları galaksimizin bütün evreni oluşturduğunu düşündüler. Ona ‘’ada evren’’, sonsuz boşluk tarafından çevrelenmiş, tek başına kalmış bir yıldızlar kümesi gözüyle baktılar. Şimdi biliyoruz ki galaksimiz, gözlemlenebilir evren içerisindeki 400 milyardan fazla olan galaksilerden bir tanesidir.. Hızlanan evren, kendi başlangıcının izlerini yok etmekte… 1908’deki bilimsel ortak görüş; evrenin statik, başı ve sonu olmayan olduğuydu. Evrenin hararetli Big Bang’le olan başlangıcından bile hiç şüphelenilmemekteydi. Big Bang’in ilk anlarındaki elementlerin sentezi ve yıldızların çekirdeklerinin içi anlaşılmamıştı. Uzayın genişlemesi ve onun maddeye karşılık olan muhtemel eğriliği hayal bile edilmemekteydi. Yaradılışın serin kızarıklık sonrasının hayalet gibi olan görüntüsü şayet bütün uzayın radyasyonla yıkandığı gerçeğinin bir onayıysa; sonsuzluğu keşfetmek için dizayn edilmiş olmayan, fakat insanlara evlerini telefonla aramalarına izin veren modern teknolojilerin gelişimini bekleyecekti.
Geçen yüzyıl içinde kozmolojiden daha fazla değişen bir zihinsel araştırma alanını düşünmek zor ve değişim bizim dünyaya nasıl baktığımızı değiştirdi. Fakat gelecekte bilim, geçmişte deneye dayalı var olmuş olan bilgiden daima daha fazlasını mı yansıtacak? Yakın zamandaki kozmik zaman birimlerindeki çalışmalarımıza göre, cevap hayır. Bilimadamları evrenin gerçek doğasını doğru anlamayı başarırken; biz evren tarihindeki tek bir devirde yaşayabiliriz. Neredeyse on sene önceki dramatik keşif, çalışmalarımızı motive etti. Astronomların iki farklı grubu, evrenin geçen beş milyar seneden fazla olan genişlemesinin izinden yola çıktılar ve onun hızlanmasının gözüktüğünü keşfettiler. Bu kozmik yerçekiminin kaynağı boş uzayla ilişkilendirilmiş olan ‘’Kara Enerjinin’’ yeni bir formu olarak düşünüldü. Bazı kuramcılar, birimiz dahil (Krauss), direkt olmayan ölçümlere dayanan bu yeni sonucun aslında gerçekleşeceğini tahmin etti, fakat fizikte önemsenen direkt gözlemlerdir. Evrenin hızlanması, boş uzayın bugün gözlemlediğimiz bütün kozmik yapılardan neredeyse üç katı kadar enerjiyi kapsamasına işaret etmektedir: Galaksiler, Galaksi Kümeleri ve Süperkümeler. İşe bakın ki; böyle bir enerji formunun evreni statik olarak devam ettirmek için olduğunu ilk kez Albert Einstein ileri sürdü. O bunu Kozmolojik Sabite olarak adlandırdı [ Lawrence M. Krauss tarafından SCIENTIFIC AMERICAN, Ocak 1999 sayısında yazılmış “Kozmolojik Anti Yerçekimi’’ makalesine bakın] Kara Enerji, evrenin geleceği üzerinde çok büyük bir etkiye sahip olacaktır. Case Western Reserve Üniversitesi’nde kozmolojist olan Glenn Starkman’la Krauss, bir kozmolojik sabiteyle evrendeki hayatın kaderi için saklı olan anlamları keşfettiler.Tahminleri iyi değil. Böyle bir evren yaşanması zor olan bir yer haline gelir.Kozmolojik Sabite, hiçbir maddenin veya radyasyonun bize ulaşamayacağı hayali bir yüzeyin ötesinde sabit bir ‘’Olay Ufku’’ üretir. Evren, ufuğun içinde olması gerekirken; ufuğun dışarısında madde ve radyasyonla hapsedilmiş, tersyüz olmuş bir kara deliğe benzerlik göstermeye başlar. Bu bulgu, gözlemlenebilir evrenin sadece ölçülebilir miktardaki bilgiyi kapsadığı manasına da gelir. Böylece bilginin işlemden geçirilmesi (ve hayat) sonsuza dek devam etmez [‘’Evrendeki Hayatın Kaderi’’ adlı Lawrence M.Krauss ve Glenn D.Starkman tarafından SCIENTIFIC AMERICAN, Kasım 1999 sayısında yazılmış olan makaleye bakın]. Bu bilgi limiti, problem olmaya başlamadan uzun zaman önce evrendeki bütün genişleyen madde olay ufkunun dışarısına sürüklenecektir. Bu aşama, bizim Yerel Galaksiler Grubu’nun (Samanyolu, Andromeda ve yörüngede dönen cüce galaksilere ev sahipliği yapanın) tek bir muazzam yıldızlar süperkümesine çökeceğini keşfeden Abraham Loeb, Kentaro Nagamine ve daha sonra da Harvard Üniversitesi tarafından üzerinde çalışılmıştır. Diğer bütün galaksiler olay ufkunun ötesindeki ‘unutulma’ içerisinde gözden kaybolacaklardır. Bu süreç, uzun gözükebilen fakat sonsuzluğun boşluğuyla karşılaştırıldığında epey kısa olan 100 milyar sene civarını bulacaktır.
Çöken Destekler Süperkümede yaşayan uzak geleceğin astronomları evrenin tarihi hakkında neye karar vereceklerdir? Bu soru hakkında düşünmek için, Big Bang’e dayanan şimdiki anlayışımızdaki destekleri bir anımsayın. İlki, Einstein’ın Genel İzafiyet Teorisi’dir. Newton’ın evrensel Yerçekimi Teorisi, neredeyse 300 yıldır adeta bütün astronomiye bir altyapı olarak hizmet etmiştir. Newton’ın teorisi objelerin yeryüzüne ait veya galaksiye ait hareketlerini tahmin etmede mükemmel bir iş görmüştür, fakat maddenin son derece geniş olan yığınlarıyla başa çıkmada tamamen elverişsizdir. Genel İzafiyet, bu sınırlamanın altından kalkmaktadır. Einstein’ın teorisinin 1916’da basılmasından kısa bir süre sonra Hollandalı fizikçi Willem de Sitter, Einstein’ın Kozmolojik Sabitesi’ni de dahil ederek basitleştirilmiş bir evren için Genel İzafiyet Denkliklerini çözmüştür. De Sitter’ın çalışması o zamanki evrenin en geçerli olan bir görüntüsünün kopyasını yapmış olarak gözüktü: Geniş şekilde boşluk olan statik boşlukta gömülmüş bir galaksi adası. Kozmolojistler çok geçmeden bu statiğin yanlış bir yorum olduğunun farkına vardılar. Aslına bakılırsa de Sitter evreni, sonsuza dek genişlemektedir. Belçikalı fizikçi Georges Lemaître’ın da daha sonra netleştirdiği gibi; Einstein’ın denklikleri sonsuz, homojen, statik bir evrenin olanaksız olduğunu tahmin etmektedir. Evren genişlemelidir veya daralmalıdır. Daha sonra bu farkına varıştan Big Bang Teorisi olarak adlandırılacak olan doğmuştur. Bir sonraki destek 1920’lerde, astronomlar evrenin genişlemesini yakaladıklarında gelmiştir. Genişlemenin gözlemsel kanıtını sağlayan ilk kişi, yıldız spektrumlarını yakındaki galaksilerin süratlerini ölçmek için kullanan Amerikalı astronom Vesto Slipher’dı. Dünya’ya doğru ilerleyen bir yıldızdan gelen ışık dalgaları, dalgaboyunu daha kısaltarak ve ışığı daha mavi yaparak sıkıştırılmıştır. Bizden uzaklaşan bir objeden gelen ışık dalgaları da dalgaboyunu daha uzatarak ve ışığı daha kırmızı yaparak uzatılmıştır. Slipher, uzak galaksilerdeki ışık dalgalarının uzunluğunu veya sıkıştırılmasını (kompresyonunu) ölçerek; onların bize doğru ilerleyip ilerlemediklerini veya bizden uzaklaşıp uzaklaşmadıklarını ve hangi hızda olduklarının kararını verebilmiştir. (O zaman astronomlar bizim ‘’galaksiler’’ olarak adlandırdığımız ışığın bulanık lekelerinin aslında bağımsız yıldızlar topluluğu olup olmadığından veya gaz bulutlarının tamamen kendi galaksimizin içinde olup olmadıklarından emin bile değildiler.) Slipher neredeyse bütün bu galaksilerin bizden uzaklaştıklarını keşfetti. Kontrolden çıkmış bir genişlemenin merkezinde duruyormuşuz gibi gözüküyordu. Evrenin genişlemesini keşfetmede ekseriyetle itibar kazanmış olan kişi Slipher değil; Amerikalı astronom Edwin Hubble’dır. (En son ne zaman Slipher Uzay Teleskobu hakkında okudunuz?!) Hubble sadece yakındaki galaksilerin süratleri hakkında değil; onların uzaklıkları hakkında da karara vardı. Onun ölçümleri onun ününü haklı çıkaracak iki sonuca önderlik etti. Öncelikle Hubble, çok uzakta olan galaksilerin aynı kendi galaksimizdeki gibi gerçekten de yıldızların bağımsız bir yığını olduklarını gösterdi. İkinci olarak, galaksilere olan uzaklık ve onların süratleri arasındaki basit bağlantıyı keşfetti. Sürat, onun bizden uzaklığıyla direkt olarak orantılıydı: Bir diğerinden iki katı kadar daha uzakta olan bir galaksi, iki katı kadar da hızlı ilerliyordu. Uzaklık ve sürat arasındaki bu bağlantı, evren genişlediğinde kesin olarak oluşan bir şeydir. Hubble’ın ölçümleri o zamandan beri kara enerjinin keşfine neden olan uzak süpernova’nın çok yakın zamandaki gözlemleriyle hassaslaşmıştır. Üçüncü destek ise 1965’de Bell Laboratuarı fizikçileri Arno Penzias ve Robert Wilson tarafından radyo parazit kaynağının izleri takip edilip yakalandığında kazara keşfedilmiş olan Kozmik Mikrodalga’nın Zayıf Işıldaması’dır. Bu radyasyon, evrenin hızla genişlemesinin ilk devrelerinden kalan bir hatıra olarak tanımlanmıştır. O evrenin sıcak ve yoğun olarak başladığına ve o zamandan beri de serinlediğine ve inceldiğine işaret etmektedir. Big Bang’in son gözlemsel desteği ise; onun sıcak, yoğun erken evrenin nükleer füzyonu (birleşmesi) için mükemmel bir yer olduğudur. Evrenin derecesi 1 milyar ila 10 milyar Kelvin olduğunda; Big Bang Nükleosentezi olarak bilinen süreçte daha hafif olan çekirdekler daha ağır olan çekirdeklerle birleşebilirler. Bu süreç evren genişledikçe ve serinledikçe yalnızca birkaç dakika için meydana gelebilir, böylece birleşme en hafif elementlerle sınırlandırılmıştır. Döteryum veya ağır hidrojende de olduğu gibi; evrendeki helyumun pek çoğu da daha sonra üretilmiştir. Helyum ve Döteryum’un ölçülen miktarları, teori için hem daha fazla kanıt hem de evrendeki proton ve nötronların miktarlarının tam hesabını sağlayıp, Big Bang’in tahminlerine uyarlar.
Hızlanan kozmik genişleme, Big Bang Teorisi’nin üç gözlemsel desteğini sarsmaya başlıyor: Galaksilerin birbirlerinden uzakta olan hareketi, Kozmik Mikrodalga Arkaplan Radyasyonu, hidrojen ve helyum gibi hafif kimyasal elementlerin izafi miktarları. BUGÜN üç desteğin hepsi önemlidir.Yakın olanlar daha sıkı çekerlerken (mavi oklar), uzak galaksilerin bizden uzaklaştıklarını görüyoruz (kırmızı oklar); arkaplan radyasyonu uzayı kaplamakta; ve kozmik gaz Big Bang’de erken üretilmiş kimyasal karışımı büyük ölçüde muhafaza etmektedir. MİLYARLARCA YIL SONRA yakındaki galaksiler birbirinin içine karışıp kaybolmuş ve uzak olanlar da gözden kaybolmuşlar. Arkaplan radyasyonun tespit edilemez şekilde etkisi azalmış (dilüe edilmiş). Yıldızların birden çok jenerasyonu, orijinal kimyasal karışımı bozmuş.
Geleceğin bilimadamları bundan 100 milyar sene sonra gökyüzüne dikkatle baktıklarında ne görecekler? Teleskoplar olmadan aşağı yukarı bugün biz ne görüyorsak, onu görecekler: Galaksimizin yıldızlarını. En büyük ve en parlak olan yıldızlar kendi nükleer yakıtlarını yakıp bitirmiş olacaklar, fakat daha küçük olan bol miktardaki yıldızlar geceleri gökyüzünü hâlâ ışıklandıracaklar. Büyük farklılık, bu geleceğin bilimadamları bizim galaksimizin dışındaki galaksileri yakalamak için teleskoplarını geliştirdiklerinde meydana gelecektir. Onlar hiçbirini görmeyecekler! Yakındaki galaksiler bir büyük galaksiyi oluşturmak için Samanyolu’nun içine karışıp kaybolmuş olacak ve gerçekte bütün diğer galaksiler olay ufkunun ötesine kaçarak çoktan gitmiş olacaklar. Uzak galaksilerin ortadan yok olması anında olan birşey değil, yavaş yavaş olandır. Bu galaksilerin Kırmızı Rotasyonu onlar ufka yakınlaştıklarında son derece geniş hale gelir. Krauss ve Starkman; bu Kırmızı Rotasyonun en yüksek enerji kozmik ışınlarının bile çok kırmızı rotasyon yapma sonucunda dalga boylarının ufuğun büyüklüğünden daha geniş olacağı bir zamanda, yani 10 trilyon yılda, akıl ermez bir şekilde 10 üzeri 53’e artıp 100 milyar senede bütün galaksiler için 5,000’i geçeceğini hesaplamışlardır. Bu objeler daha sonra hakikaten ve tamamen bize görünmez olacaklardır. Bunun sonucunda Hubble’ın bu çok önemli genişleyen evren keşfi, ‘tekrarı olmayan’ hale gelecektir. Evrendeki bütün genişleyen madde gözle görülür bir biçimde ufuğun ötesinde ortadan kaybolmuş olacaktır ve arta kalanlar da yıldızlar kümesinin çekimsel olarak bağlı bir parçası haline gelecektir. Geleceğin astronomları için bu gözlemlenebilir evren; 1908’in ‘’ada evrenine, muazzam büyük yıldızlar yığınına, boş uzayla çevrilmiş statik, başı ve sonu olmayanına’’ yakından benzerlik gösterecektir. Kendi deneyimimiz, bir veriye sahip olduğumuz zaman bile doğru kozmolojik modelin o kadar bariz olmadığını göstermektedir. Örneğin 1940’lardan 1960’ların ortalarına kadar gözlemsel kozmolojinin büyük yapısının sadece Hubble’ın genişleyen evren keşfine dayanmasıyla; bazı astrofizikçiler başı ve sonu olmayan evren fikrini yeniden ortaya atmışlardır: Evren genişledikçe maddenin yaratıldığı değişmeyen-hal evrenini. Böylece evren bir bütün olarak zamanla gerçekten değişmemektedir. Bu fikir geleceği olmayan zihinsel bir fikir olarak ispat edilmiştir, fakat uygun gözlemsel verinin eksikliğinde gelişebilen bir tür yanlış görüşü göstermektedir. Geleceğin astronomları Big Bang’in kanıtını daha başka nerede araştırabilirler? Kozmik Mikrodalga Arkaplan (Kozmik Fon Radyasyonu), evrenin dinamizmini derinlemesine araştırmalarına izin verecek midir? Ne yazık ki, hayır. Evren genişledikçe, arkaplan radyasyonunun dalga boyları yayılır ve radyasyon daha da dağılmış hale gelir. Evren 100 milyar yaşına geldiğinde, mikrodalga radyasyonun zirvedeki dalga boyları mikrodalgalar yerine radyo dalgalarına uyumlu hale gelerek metre ölçeğinde olacaklardır.Radyasyonun yoğunluğu bir trilyonun katsayısıyla seyreltilmiş olacaktır ve belki de asla gözükmeyebilir.
Kimyasal elementlerin miktarlarının gözlemleri kozmolojistleri Big Bang bilgisinin uzak geleceğine yönlendirir mi? Cevap muhtemelen bir kez daha hayırdır. Big Bang Nükleosentezi’ni derinlemesine araştırma kabiliyetimizdeki problem, döteryum ve helyum miktarlarının 14 milyar sene önce üretildiklerinden beri çok fazla değişim geçirmediklerine dayanmaktadır. Örneğin erken evrende üretilen helyum, toplam maddenin yüzde 24’ünü oluşturur. Yıldızlar birleşme (füzyon) reaksiyonlarında şüphesiz olarak helyum üretseler de; onlar bu miktarı artık azıcık yüzdeden daha fazlasına yükseltmişlerdir. Ann Arbor’daki Michigan Üniversitesi’nden astronomlar Fred Adams ve Gregory Laughlin, bu çok küçük miktarın yıldızların pek çok jenerasyonlarından sonra yüzde 60’a kadar artabileceğini ileri sürdüler. Uzak gelecekteki bir gözlemci, başlangıçtan beri var olan helyumu yıldızların daha sonraki jenerasyonlarında üretilen helyum tarafından aşırı miktara dönüştürülmüş olarak bulacaktır. Şu anda Big Bang Nükleosentezi’nin en temiz olan derinlemesine araştırması döteryumun miktarıdır. Başlangıçtan beri var olan döteryum miktarının en iyi ölçümleri; kara delikler tarafından güçlendiği düşünülen aşırı miktarda uzak ve aydınlık yol gösteren sinyaller ve galaksi dışındaki yıldızsı gökcisimleri tarafından arkadan aydınlatılmış hidrojen bulutlarının gözlemlerinden gelmektedir. Fakat, evrenin uzak geleceğinde hem bu hidrojen bulutları hem de galaksi dışındaki yıldızsı gökcisimleri olay ufkunun ötesine geçmiş ve görünümden sonsuza kadar kaybolmuş olacaklardır. Yalnızca Galaktik Döteryum gözlemlenebilir olabilir. Fakat yıldızlar döteryuma zarar vereceklerdir ve azı ayakta kalacaktır. Geleceğin astronomları döteryumu gözlemleseler bile; onu Big Bang’e bağlamayabilirler.Bugün gözlemlenmiş döteryumun en azından bir kısmının muhtemel kaynağı olan yüksek-enerji kozmik ışınları içeren nükleer reaksiyonlar daha inandırıcı olabilirler. Hafif elementlerin gözlemsel miktarı hararetli Big Bang için herhangi direkt bir kanıt sağlamayacaksa da; o herşeye rağmen gelecek kozmolojinin bir asır önceki asılsız kozmolojisinden farklı bir bakış açısı gösterecektir. Nükleer fiziğin bilgisini geliştiren astronomlar ve fizikçiler, yıldızların nükleer yakıtı yaktıklarının doğru kararına varacaklardır. Eğer daha sonra (doğru olmayan bir şekilde) gözlemledikleri bütün helyumun daha önceki jenerasyonda üretilmiş olduğunun sonucuna varırlarsa; evrenin yaşı üzerindeki daha yüksek limiti koyabileceklerdir. Bu bilimadamları böylece doğru olarak galaktik evrenin ebedi olmadığını fakat sonu olan bir yaşa sahip olduğunun sonucunu çıkaracaklardır. Buna rağmen gözlemledikleri maddenin orijini esrarengizlikte saklı kalacaktır.