Evrenin sonsuzdan beri var olduğu fikri batı düşüncesine eski Yunan felsefesinden girmiştir. Ancak şimdi biliyoruz ki evren sonsuzdan beri var değil. Evrenimizin başlangıcı bundan 13.7 milyar yıl önce Büyük Patlama ile birlikteydi. Evrenimizin bir başlangıcı olduğu fikrini ilk olarak 1922 yılında Alexander Frieadmann ortaya attı, ünlü fizikçi Albert Einstein’ın genel görelilik kuramına göre evrenin durağan olması imkânsızdı. Frieadmann’ın bu keşfinin önemini anlayan Belçikalı Astronom Georges Lemaitre oldu. Lemaitre, Friedmann’ın hesaplarına dayanarak evrenin bir başlangıcı olduğunu ve bu başlangıçtan itibaren sürekli genişlediğini ortaya attı.
1929 yılında Edwin Hubble yaptığı keşifle bilim dünyasını sarstı. Hubble gökyüzünü tararken, yıldızlardan gelen ışığın uzaklıklarına bağlı olarak kırmızıya kaydığını keşfetti. Bunun anlamı yıldızların gözlemin yapıldığı yerden uzaklaştığıydı. Hubble çok önemli bir şey daha bulmuştu. Yıldızlar, galaksiler sadece bizden uzaklaşmıyordu. Aynı zamanda birbirlerinden de uzaklaşıyorlardı. Bu da bize evrenin genişlediğini gösteriyordu. Evren eğer genişliyorsa, zamanda geri gidildiğinde hesaplamaların sonucu tek bir noktaya gidiyordu. Bu tek noktanın patlamasıyla evren genişlemeye başlamıştı.
Friedmann, Hubble’ın keşfinden bir kaç yıl önce evrenin durağan olmadığını Einstein’ın denklemlerinden yola çıkarak tahmin etmişti. Einstein 1915’te genel görelilik teorisini oluştururken evrenin durağan olması gerektiğini düşünüyordu. Ancak denklemlerinin sonucunu kendi de fark etmiş olacak ki kozmolojik sabiti denklemlerine ekledi. Kozmolojik sabit, evrene kütle çekimi karşıtı, aynı zamanda içsel genişleme imkanı veren, evreni dengede tutan, durağan olmasını sağlayan bir sabitti. Friedmann ise tam tersine evrenin durağan olmadığını düşünerek, genel göreliliği olduğu gibi kabul etti ve açıklamaya çalıştı. Frieadmann iki öngörüde bulundu. Evrene ne yönden bakarsak bakalım aynı görünüyordu ve başka yerlerden de gözlemlesek aynı sonuca varacaktık. Bu tam olarak böyle olmasa da evrenin yapısına dair kaba bir tahmindi. Genel görelilik ve bu iki öngörü ile birlikte Frieadmann evrenin durağan olmaması gerektiğini söyledi.
1948 yılında George Gamov, George Lemaitre’nin hesapları üstüne çalıştı ve hesaplar, Büyük Patlamadan arta kalan radyasyon olması ve bu radyasyonun evrenin her yanına eşit dağılması gerektiğini gösteriyordu.
Amo Penzias ve Robert Wilson çok hassas bir dalga dedektörü geliştiriyorlardı. Ancak dedektör olması gerekenden başka sesler de topladı. Penzias ve Wilson bozukluktan şüphelendiler. Bütün olasılıkları eledikten sonra bu sesin uzayın her yönünden aynı ve çok uzaklardan geldiği kanısına vardılar. Bu keşfin yapıldığı sıralarda, Bob Dicke ve Jim Peebles mikrodalgalarla ilgileniyorlardı. Dicke ve Peebles evrenin ilk hallerinin ışığı bize ancak ulaşacağını ve evrenin genişlemesinden dolayı çok fazla kırmızıya kayacağı için görünür değil de mikrodalga şeklinde olacağını düşündüler. Penzias ve Wilson bu çalışmayı duyduktan sonra buldukları şeyin aslında kozmik fon radyasyonu olduğunu fark ettiler ve 1978’de Nobel Ödülü’nü aldılar.
2003 yılında uzaya gönderilen WMAP (Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Sondası) uydusu kozmik fon radyasyonu ile araştırmalara son noktayı koydu. WMAP Büyük Patlama’dan 379.000 yıl sonraki mikrodalga ışınım haritasını çıkardı. Friedmann’ın modeline göre galaksiler birbirlerinden uzaklaşmaktaydı ve bir kaç yıl sonra da Hubble keşfiyle bunu doğruladı.
Friedmann’ın öngörüsüne uyan üç farklı model ortaya çıktı. Birincisi evren öyle yavaş genişlemektedir ki kütle çekimi bu genişlemeyi yavaşlatıp, durduracak sonunda da çökme başlayacak. İkinci modelde kütle çekimi genişlemeyi yavaşlatabilir ancak asla durduramaz belli bir sınıra kadar genişleme hızı yavaşlattıktan sonra galaksiler, yıldızlar birbirlerinden sabit hızla uzaklaşmaya devam eder. Son olarak evrenin genişleme hızı öylesine kritik noktadadır ki kütle çekiminden dolayı genişleme hızı sürekli yavaşlar ancak asla sıfır olmaz.
Hangi senaryonun gerçekleşeceğini bilmemiz için bize gerekli olan evrenin genişleme hızı ile yoğunluğuna bağlı olan kritik değer. Evrenin genişleme hızını galaksilerin uzaklaşma hızlarına bakarak öğrenebilir. Bildiğimiz maddelerin toplamı, kritik değer için gereken yoğunluğun sadece %1’ini oluşturuyor. Maddeyle etkileşmeyen ancak galaksilere baktığımızda kütle çekimi etkisini gözlemleyebileceğimiz karanlık maddeyi de eklediğimizde yine kritik değerin sadece onda birine ulaşabiliyoruz. Bilmediğimiz başka galaksilerde başka madde formları da olabilir.
Evrenin yoğunluğu aynı zamanda onun geometrisini de belirlemektedir. Eğer evrenin yoğunluğu kritik yoğunluktan az ise evrenin genişlemesi sonsuza kadar devam edecektir ve geometrik şekli hiperboliktir. Evrenin yoğunluğu kritik yoğunluğun altında ise sonunda kütle çekimi kazanacak, evren kendi üzerine çökecektir ve geometrik şekli küre şeklinde kapalıdır. Yoğunluk kritik yoğunluğa eşit veya çok yakın ise o zaman evrenin şekli düz bir kağıt gibidir.
Gökhan Atmaca‘nın “2011 Nobel Fizik Ödülü ve Evrenin Keşfi” adlı yazısında da geçen, astronomların süpernovaları gözlemleyerek yaptıkları keşfe göre evren giderek daha hızlı bir şekilde genişliyor. Giderek hızlanan genişlemenin sebebinin kütle çekiminin tam tersi etki yapan karanlık enerji olduğu düşünülüyor.
**Bu yazı ücretsiz bilim dergisi NetBilim’in 12.sayısında yayınlanmıştır.
Hazırlayan: Ali Çiçi – Uludağ Üni. Fizik Bölümü
Kaynaklar:
- Zamanın Kısa Tarihi, Stephen W. Hawking
- Herşeyin Teorisi, Stephen W. Hawking
- http://tr.wikipedia.org/wiki/B%C3%BCy%C3%BCk_Patlama
- http://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_shape.html
