Anasayfa
Latest images
Üye Ol Mutlu Ol
Sorunlar
Büyük Patlama (Big Bang)
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.
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.
