downloaded from KitabYurdu - downloaded from KitabYurdu.az ZAMANIN KISA TARİHİ Stephen W. Hawking A Brief History Of Time Milliyet Yayın A.Ş. ISBN 975-506-005-C İngilizceden Türkçeye

downloaded from KitabYurdu.az

downloaded from KitabYurdu.az2


ZAMANIN KISA TARİHİ

Stephen W. Hawking

A Brief History Of Time

Milliyet Yayın A.Ş.

ISBN 975-506-005-C

İngilizceden Türkçeye Çeviren:

Dr. Sabit SAY-Murat URAZ

Büyük Patlamalar Kara Delikler

Carl Sagan'ın Önsözüyle

(Arka Kapak)

CARL SAGAN'ın ÖNSÖZÜYLE

"Bedeni, tekerlekli sandalyesinin tutsağı. Ama beyni odenli hareketli ki, evrenin gizlerini günışığına çıkarabilmekiçin zamanın ve uzayın uçsuz bucaksızlığında sanki dörtnalakoşuyor."

3


TİME

"20, yüzyılın fizikçilerinin elde ettikleri sonuçlarnesnel bir biçimde değerlendirildiğinde, StephenHawking'inkiler bilim dağarcığının en önemli yerinialacaktır."

ASTRONOMY

'’Stephen Hawking fizik dünyasının ’supernova’sıolabilmek için amansız bir hastalığı yenmeyi başardı."

Yazamamasına, hatta doğru dürüst konuşamamasınakarşın, görecelik kuramından kuantum mekaniğine, bingbang’den (büyük patlama), evreni yaratan 'geometrinindansına’ sıçrayıp duruyor."

Kimothy Ferris VANITYFAIR

4


İçindekı̇ler

Yazarın Notu

Carl Sagan'ın Önsözü

1 Evreni Nasıl Görüyoruz

2 Uzay ve Zaman

3 Genişleyen Evren

4 Belirsizlik İlkesi

5 Temel Parçacıklar ve Doğanın Kuvvetleri

6 Kara Delikler

7 Kara Delikler O Kadar da Kara Değil

8 Evrenin Doğuşu ve Yazgısı

9 Zamanın Oku

10 Fiziğin Birleştirilmesi

11 Sonuç

5


Albert Einstein

Gallileo Galilei

Isaac Newton

Sözlük

6


Yazarın Notu

UZAY zaman konusunda herkesin anlayabileceği birkitap yazmaya 1982'de Harvard'da verdiğim dersler sonundakarar verdim. Daha o zaman bile evrenin ilk zamanları vekara delikleri üzerine, örneğin Steven Weinberg'ün "TheFirst Three Minutes" (İlk Üç Dakika) kitabı gibi çokiyisinden, adını anmayacağım çok kötüsüne, pek çok kitapvardı. Ama hiçbirinin, beni evrenbilimi ve tanecik kuramıüzerinde araştırmaya yönelten soruları hakkıyla elealmadığını hissettim. Evren nereden çıktı? Nasıl ve niçinbaşladı? Sonu gelecek mi, gelecekse nasıl? Bunlar hepimiziilgilendiren sorular. Ama çağdaş bilim öylesine tekniğedayalı bir duruma geldi ki, ancak çok az sayıda uzman,gereken matematik araçları uygulayabilecek kadarustalaşabiliyor. Yine de, evrenin doğuşu ve yazgısına ilişkintemel kavramlar, matematik kullanılmadan, bilimsel eğitimiolmayanların da anlayabileceği bir biçimde açıklanabilir.

Biri bana, kitaba koyduğun her denklemin satışı yarıyaindireceğini söyledi. Ben de önce tek bir denklem bilekoymamayı kararlaştırmışken, sonunda yine de bir denklem,Einstein'ın ünlü E=mc2 denklemini koydum. Umarımokuyucuların yarısını korkutup elimden kaçırmam.

ALS* ya da motor nöron hastalığına yakalanmak

7


şanssızlığı dışında başka her şeyde çok talihliyim. KarımJane'den, çocuklarım Robert, Lucy ve Timmy'den gördüğümyardım ve destek oldukça normal bir yaşam sürdürebilmemive işimde başarılı olabilmemi sağladı.

* ALS: Amyotrophic Lateral Scierosis

Kuramsal fiziği seçmiş olduğum için de yine şanslısayılırım, çünkü yalnızca sağlam kafa istiyor. Böyleliklesakatlığım önemli bir köstek olmadı. Meslektaşım bilimcilerde hepsi çok yardımcı oldular.

Meslek yaşamının ilk "klasik" aşamasında başlıcaçalışma arkadaşlarım Roger Penrose, Robert Geroch,Brandon Carter ve George Ellis idi. Bana ettikleri yardım vebirlikte yaptığımız çalışmalar için teşekkür borçluyum. Buaşamadaki çalışmalar Ellis ile 1973'te birlikte yazdığımız"The Large Scale Structure of the Spacetime" (Uzay ZamanınBüyük Ölçekteki Yapısı) adlı kitapta toplandı. Bu kitabınokuyucularına, daha fazla bilgi için o çalışmayabaşvurmalarını öğütleyemeyeceğim, hem o çok teknik hemde okunması oldukça zor. Umarım o zamandan bu yanaanlaşılması kolay biçimde nasıl yazılacağını öğrenmişimdir.

Çalışmalarımın 1974'te başlayan ikinci "tanecik"aşamasında, başlıca iş arkadaşlarım Gary Gibbons, DonPage ve Jim Hartle idi. Onlara ve bana, sözcüğün hem

8


fiziksel hem de kuramsal anlamıyla, çok büyük yardımdabulunan araştırma öğrencilerime çok şey borçluyum.Öğrencilerime ayak uydurmak gereği beni her zamandürtüklemiş ve umarım, bir dönme dolaba bağlı kalmamıönlemiştir.

Bu kitabı yazarken öğrencim Brian Whitt'den çok yardımgördüm. İlk müsveddeyi yazdığım 1985 yılında zatürnefeborusu ameliyatı olmak zorunda kaldım ve bu, iletişimdebulunmamı neredeyse olanaksız hale getirdi. Kitabıbitiremeyeceğimi sanıyordum. Ama Brian, düzeltmede banayardım etmekle kalmayıp, Sunnyvale, California'da WordsPlus şirketinden Walt Woltosz tarafından bağışlanan LivingCenter (Yaşayan Özek) adlı bilgisayarlı iletişim programınıkullanmarnı sağladı. Bununla kitaplar, makaleler yazabiliyorve yine Sunnyvale, California' da Speech Plus şirketincebağışlanan bir yapay konuşma aygıtıyla da başkalarıylakonuşabiliyorum. Konuşma aygıtı ve küçük bilgisayarıtekerlekli iskemleme David Mason taktı. Bu sistem her şeyideğiştirdi. Aslında şimdi, sesimi yitirmeden öncekindendaha iyi iletişim kurabiliyorum.

Kitabın baskıdan önceki halini gören pek çok kişidendüzeltme önerileri geldi. Özellikle Bantam Books'ta kitabıbasıma hazırlayan Pteer Fuzzardi, iyi açıklayamadığımıhissettiği noktalara ilişkin sayfalar dolusu sorular ve

9


eleştiriler yolladı. Değiştirilecek bölümlerin listesinialdığımda ne yalan söyleyeyim oldukça sinirlendim amaadam çok haklıydı. Kitabın daha iyi oluşu, eminim kiburnumu taşa sürttüğü içindir.

Yardımcılarım Colin Williams, David Thomas veRaymond Laflamme'ye, sekreterlerim Judy Fella, Ann Ralph,Cheryl Bilington ve Sue Masey ve hemşire ekibine çokminnettarım. Araştırmalarım ve sağlığım için yapılangiderleri karşılayan Gonville ve Caius College, the Scienceand Engineering Research Council ve Leverhulme,McArthur, Nuffield ve Ralp Simth vakıfları olmasaydıbunların hiçbiri gerçekleşemezdi. Hepsine çokmüteşekkirim.

Stephen W. Hawking

20 Ekim 1987

10


Önsöz

Günlük yaşantımızı, dünyaya ilişkin hemen hiçbir şeyanlamadan sürdürüp gidiyoruz. Yaşamı olanaklı kılan güneşışığını üreten düzeni, yere yapıştırarak bizi Dünya'nın uzayafırlatıp atmasını önleyen yerçekimini ya da kararlı dengesinetemelden bağlı olduğumuz yapıtaşları atomları, aklımıza bilegetirmeyiz. Çocuklar dışında (ki onlar önemli sorularısoracak kadar çok şey bilmezler) çok azımız, acaba doğaneden böyle; evren nereden çıktı ya da her zaman var mıydı;zaman bir gün gelip geri akacak, nedenler sonuçlarıizleyecek mi; ya da insanoğlunun bilebileceği şeylerin birsonu var mı diye meraklanarak zamanımızı harcarız. Öyleçocuklar var ki, kendi tanıdıklarımdan biliyorum, karadeliğin neye benzediğini, maddenin en ufak parçacığının neolduğunu, neden geleceği değil de geçmişi anımsadığımıza,ilk zamanlarda karmakarışıklık varken nasıl olup da şimdigöründüğü kadarıyla bir düzen olduğunu ve niçin bir evrenolduğunu bilmek istiyorlar.

Toplumumuzda ana babalar ve öğretmenler, bu sorularınçoğunu omuz silkerek ya da belli belirsiz dinsel deyişlerlegeçiştirme geleneğini hala sürdürüyorlar. Bazıları böylekonulardan, insan kavrayışının sınırlarını canlı bir biçimdeaçığa çıkardığı için çok rahatsızlık duyuyor.

11


Bununla birlikte bilim ve felsefeyi çoğunlukla bu türsorgulamalar ilerletmekte. Gittikçe artan sayıda yetişkin butür soruları sormak isteğinde, ara sıra şaşırtıcı yanıtlarlakarşılaşmakta. Atomlardan ve yıldızlardan eşit uzaklıktaolan bizler, araştırma ufuklarımızı, hem en küçük hem de enbüyük nesneleri kapsamına alarak genişletiyoruz.

1974 baharında, Viking uzay aracının Mars'a inmesindeniki yıl önce, ben İngiltere'de Royal Society of London'ın(Londra Kraliyet Derneği) desteğinde yapılan, dünyadışıyaşamın nasıl aranacağı sorusunu araştırma konusundaki birtoplantıdaydım. Kahve molası sırasında, çok daha büyük birtoplantının bitişik salonda yapılmakta olduğunu fark ettim vemerakımdan içeri girdim. Bir süre sonra, geleneksel birtörene tanık olduğumu anladım. Gezegenimizdeki en eskibilim kurumlarından biri olan Royal Society'ye yeni üyelerinkabul töreniydi bu. En ön sırada tekerlekli iskemlede birgenç adam, ilk sayfalarında Isaac Newton'ın imzasını taşıyanbir defteri yavaşça imzalıyordu. Nihayet bitirdiğinde biralkış koptu: Stephen Hawking (Hokin)* o zaman bile birefsane idi. Hawking şimdi Cambridge Üniversitesi'nde, çokbüyük ve çok küçüğün iki şöhretli araştırıcısı Newton vedaha sonra PAM. Dirac tarafından işgal edilen LucasianProfessor of Mathematics (Lukasgil Matematik Profesörü)makam koltuğunda oturmaktadır. Onların ardılı olarak bumakamı hak etmektedir. Elinizde tuttuğunuz, Hawking'in

12


uzman olmayanlar için yazmış olduğu bu ilk kitabı,okuyucularını çeşitli biçimlerde ödüllendirecektir: Yazarınınkafa işleyişini zaman zaman yansıtışı, kitabın geniş kapsamlıiçeriği kadar ilginçtir. Bu kitap, gökbilimin, evrenbilimin vede cesaretin ön saflarını, kolay anlaşılır bir biçimde gözönüne sermektedir..

Aynı zamanda bu, Tanrı... ya da belki de Tanrı'nınyokluğu üzerine bir kitaptır. Tanrı sözcüğü geçmektedirbirçok yerinde. Hawking, Einstein'ın "Tanrı'nın evreniyaratmada bir seçeneği var mıydı?" yolundaki ünlü sorusunuyanıtlamak için araştırmaya girmiştir. Kendisinin de açıkçabelirttiği gibi, Hawking, Tanrı'nın düşüncesini anlamayaçalışmaktadır. Bu da uğraşın sonucunu, en azından gelindiğikadarıyla, daha bir beklenilmedik yapmaktadır: uzaydakenarı, zamanda başlangıcı ya da sonu ve Tanrı'nın yapacakhiçbir şeyi olmayan bir evren.

Carl Sagan

Cornell Üniversitesi

Ithaca, New York

* Ç.N.: İsimlerin İngilizce yazılışlarının Türk alfabesine göreokunuşları parantez içinde verilmektedir.

13


1 Evreni Nasıl Görüyoruz?

Günlerden bir gün ünlü bilimci söylentiye göre BertrandRussell (Rasıl) gökbilimi üzerine söylev vermektedir.Dünyanın güneş etrafında nasıl döndüğünü, güneşin degalaksi denen uçsuz bucaksız yıldızlar kümesi etrafında nasıldevindiğini anlatır. Konuşmasının sonunda salonun enarkasında oturan ufak tefek yaşlı bir bayan ayağa kalkar ve"Bütün söyledikleriniz saçma sapan şeyler. Aslında, dünyadev bir kaplumbağanın sırtında bir tepsi gibi durmakta" der.Bilimci ise yüzünde esaslı bir gülümseme ile yanıtlar: "Peki,ya kaplumbağa neyin üstünde duruyor?". "Sen çok akıllısındelikanlı, çok akıllı" der yaşlı bayan, "Ama ondan aşağısıhep kaplumbağa!".

Evreni sonu olmayan bir kaplumbağa kulesi biçimindedüşünmek çoğumuza oldukça saçma gelir, ama neyedayanarak daha doğrusunu bildiğimizi sanıyoruz? Evreneilişkin ne biliyoruz ve nasıl biliyoruz? Evren nereden gelipnereye gidiyor? Evrenin bir başlangıcı var mıydı, var idiyseondan önce ne oldu?

Zamanın doğası nedir? Bir sonu olacak mı? Sonzamanlarda fizik biliminde, bir bölümüne teknolojideki başdöndürücü yeni gelişmelerin olanak sağladığı atılımlar uzunzamandan beri sorulagelen bu soruların bazılarına yanıt

14


verebiliyor. Bu yanıtlar güneşin etrafında dönmesi kadaraçık -ya da belki kaplumbağalar kulesi kadar saçma olabilirgünün birinde. Bunu ancak zaman ( o da her ne demekse)gösterecek.

Daha İ.Ö. 340'ta Yunanlı düşünür Aristo GökkubbeÜstüne adlı kitabında, dünyanın düz bir tepsi değil deyuvarlak bir küre olduğuna ilişkin iki geçerli sava yervermekteydi. Birincisi, Aristo, ay tutulmalarına güneş ve ayarasına giren dünyanın neden olduğunu anlamıştı. Dünyanınay üstüne düşen gölgesi, dünya ancak küresel biçimde iseher zaman göründüğü gibi küresel olabilirdi. Eğer dünya düzbir disk (yassı bir daire) olsaydı, güneş diskin özeğinin tamaltında olmadığı sürece dünyanın gölgesi bir elips (çekikdaire) gibi uzamalıydı. İkinci olarak, Eski Yunanlılaryaptıkları yolculuklardan, Kutup Yıldızının güneyde,kuzeyde gözlendiğinden daha alçakta göründüğünübiliyorlardı. (Kutup Yıldızı, Kuzey Kutbu'nun tam üzerindeolduğu için Kuzey Kutbu'ndaki bir gözlemcinin tamtepesinde görünür, ekvatordan bakan birisi için ise tamufuktadır.) Aristo, Kutup Yıldızı'nın Mısır'da ve Yunanistan'da göründüğü açıların farkından yararlanarak dünyanınçevresini 400.000 stadyum (eski bir uzunluk birimi) olarakhesaplamıştı. Bugün bir stadyumun ne uzunlukta olduğu kesinolarak bilinmiyor ama yaklaşık 190 metreye karşılık olduğusöylenebilir. Bu hesaba göre, Aristo'nun tahmini bugün kabul

15


edilen değerin iki katıdır. Yunanlıların dünyanın yuvarlakolması gerektiğine ilişkin bir üçüncü savları daha vardı:Yoksa neden ufukta gözüken bir geminin yelken direklerigövdesinden önce görünsündü?

Aristo, dünyanın durağan olduğunu; güneşin, ayın,gezegenlerin ve yıldızların da onun etrafında daireseldevinimlerde bulunduğunu sanıyordu. Dünyanın evreninözeğinde bulunduğuna ve en yetkin devinimin de daireselolduğuna, bazı gizemli nedenlerden dolayı inandığı için busonuca varmıştı. Bu düşünce İ.S. ikinci yüzyılda Ptolemy(Tolemi okunur, Batlamyus olarak da bilinir) tarafındangeliştirilerek kapsamlı bir gökbilimsel model içineoturtuldu. Özekte duran dünyamız, ayı, güneşi, yıldızları ve ozaman bilinen beş gezegeni, yani Merkür, Venüs, Mars,Jüpiter ve Satürn'ü taşıyan sekiz tane iç içe küre tarafındançevrelenmekteydi.

16


Şekil 1.1

Gezegenler, gökte gözlemlenen oldukça karmaşıkyörüngelerine uyacak biçimde, kendilerine ait kürelere bağlı

17


daha küçük daireler boyunca devinmekteydiler. En dıştakiküre, birbirine göre aynı konumu koruyan, gökyüzündebirlikte dönen ve "durağan" olarak bilinen yıldızlantaşımaktaydı. En son kürenin dışında ne olduğu ise hiçbirzaman açıkça ortaya konmamıştı ama zaten ondan ötesi,insanoğlunun gözlemleyebildiği evrenin bir parçası değildielbette.

Batlamyus'un modeli gökkubbedeki cisimlerinkonumlarını hesaplayabilmek için akla yakın doğrulukta birdizge getirmişti. Ama bu konumları doğru saptayabilmekiçin, Batlamyus ayın dünyaya uzaklığının arada bir yarıyaindiğini varsaymak zorunda kalmıştı. Bu varsayım uyarıncaayın bazen iki katı büyük görünmesi gerekirdi! Batlamyus'unkendisi de modelindeki bu çatlağı görmüştü ama yine de bumodel, herkesçe değilse de çoğu kişi tarafından kabul gördü.Durağan yıldızlar küresinin ötesinde cennet ve cehennemiçin yeterince yer bıraktığından, bu model HıristiyanKilisesi'nce de kutsal kitaba uygun evren görüşü olarakbenimsenmişti.

1514 yılında Polonyalı papaz Nicholas Copemicus(Kopemik) tarafından daha basit bir model öne sürüldü.(Kopemik, modelini ilk başta, kiliseden kafir damgasıyememek için isimsiz olarak yaydı.) Kopemik'in düşünüşünegöre güneş özekte durağan olmak üzere, dünya ve gezegenler

18


onun çevresinde dairesel yörüngelerde dönmekteydiler. Budüşüncesinin ciddiye alınması için neredeyse bir yüzyılgeçmesi gerekti. Derken iki gökbilimci Alman JohannesKepler ve İtalyan Galileo Galilei Kopemik'in kuramını,öngördüğü yörüngeler gözlemlere pek uymasa da açıkçasavunmaya başladılar. Aristocu/Batlamyusçu kurama,öldürücü darbe 1609 yılında geldi. O yıl, Galileo, henüzyeni bulunan teleskop ile geceleri gökyüzünü gözlemeyevermişti kendini. Jüpiter gezegenine baktığı zamançevresinde dönen birkaç uydu ya da ayın ona eşlik ettiğinigördü. Bu ise, Aristo ve Batlamyus'un düşündüğünün tersine,her şeyin dünya çevresinde dönmesinin gerekli olmadığıanlamına gelmekteydi. (Doğal olarak, dünyanın yine herşeyin özeğinde olduğuna, Jüpiter'in çevresindedönüyorlarmış gibi göründüklerine inanmak olanaklıydı,ama Kopemik'in açıklaması buna oranla çok daha basitti.)Johannes Kepler bu arada Kopemik'in kuramında birazdeğişiklik yaparak, gezegenlerin daire değil elips biçimindeyörüngeler izlediklerini öne sürdü. Böylelikle hesaplarsonunda gözlemlerle uyuşur duruma gelmişti.

Kepler'e göre eliptik yörüngeler, temeli olmayan veüstelik çirkin bir varsayımdı, çünkü elips, daire kadar yetkinbir geometrik şekil değildi. Eliptik yörüngelerin gözlemlereuyduğunu neredeyse şans eseri bulmasına karşın, Keplerbunu, gezegenlerin güneş çevresinde manyetik çekim kuvveti

19


ile döndüğü yolundaki açıklaması ile bir türlübağdaştıramadı. Bunun uygun bir açıklaması çok daha sonra,1687 yılında, Sir Isaac Newton (Nivtın) tarafındanyayınlanan, fiziksel bilimlerin belki de en büyük yapıtı,Philosophiae Naturalis Principia Mathematica (Matematiğinİlkelerinin Doğal Felsefesi) ile sağlandı. Newton, buyapıtında yalnızca cisimlerin uzay ve zaman içinde nasıldevindiklerine ilişkin bir kuram ileri sürmüyor, aynızamanda bunu analiz edebilmek için gerekli olan matematiğide geliştiriyordu. Buna ek olarak, Newton evrendeki bircismin, öteki her cisimce, cisimlerin kütleleri veyakınlıklarıyla orantılı bir kuvvetle çekildiğine ilişkinevrensel bir çekim yasası öne sürmekteydi. Cisimlerin yeredüşmesine neden olan da işte bu kuvvet idi. (Newton'ınbaşına düşen bir elmadan esinlendiği öyküsü ise kesinlikleuydurma. Newton'ın bu konuda söylediği yalnızca, kendisi"derin bir düşünme" anında iken bir elmanın düşmesiyle"yerçekimi kavramının zihninde uyandığıdır.) Newton kendiyasasından yola çıkarak, kütlesel çekimin, ayın dünyanınçevresinde, dünyanın ve gezegenlerin de güneşin çevresindeeliptik yörüngelerde dönmelerine neden olduğunu gösterdi.

Kopemik'in modeli Batlamyus'un göksel kürelerini veonlarla birlikte evrenin doğal sınırları düşüncesini yıktı."Durağan" yıldızlar, dünyanın kendi ekseni etrafındadönmesinin verdiği, göğü boydan boya geçiyorlarmış

20


izleniminin dışında, konumlarını değiştirmediklerinden,onları bizim güneşimize benzeyen ama ondan çok dahauzakta cisimler olarak kabullenmek doğal oldu.

Newton, çekim yasası uyarınca yıldızların birbirleriniçekmeleri gerektiğini ve bu yüzden temelde devinimsizolamayacaklarını anlamıştı. Hepsini bir noktadatoplanmaktan ne alıkoyuyordu? 1691 yılında zamanın diğerönemli düşünürlerinden biri olan Richard Bentley'ye(Bentli) yazdığı mektupta, Newton, sonlu sayıda yıldızuzayın sonlu bir bölgesi içine yayılmış ise yıldızlarıngerçekten bir noktada toplanacağını ileri sürdü. Ancak, öteyandan, sonsuz genişlikteki uzayda az çok düzgün dağılmışsonsuz sayıda yıldız bulunuyorsa, bunların toplanacağı bellibir özek olmayacağı için, sonucun böylegerçekleşmeyeceğini belirtti.

Bu tür akıl yürütme, sonsuzluktan söz ederken, karşınızaçıkabilecek bataklardan bir tanesidir. Sonsuz bir evrende hernokta özekmiş gibi görünebilir, çünkü her noktanınçevresinde sonsuz sayıda yıldız vardır. Doğru yaklaşım ise,çok daha sonraları anlaşıldığı gibi, önce yıldızların aynınoktaya çekildikleri sonlu durumu göz önüne almak, sonra dabu bölgenin dışına az çok düzgün dağılmış başka yıldızlareklediğimizde ne olacağı sorusunu sormaktır. Newton'ınyasasına göre, sonradan eklenen yıldızlar ilk baştaki

21


yıldızlara ortalama olarak hiçbir etki yapmayacağından,yıldızların yine hemen birbirleri üstüne düşmeleri gerekirdi.Bu modele ne kadar yıldız eklersek ekleyelim aynı sonucauğrayacaklardır. Bugün biliyoruz ki, kütlesel çekimkuvvetinin her zaman etkili olduğu sonsuz genişlikte statikbir evren modeli olanaksızdır.

Yirminci yüzyıl öncesi evrenin genişlemekte ya dabüzülmekte olduğunun hiç önerilmemiş olması o zamanlarıngenel düşün ortamı için ilginç bir saptama. Genel inanışagöre evren, ya sonsuzdan beri hiç değişmeyen bir durumdavarlığını sürdürmekteydi, ya da geçmişte bir anda az çokbugün gözlemlediğimiz biçimde yaratılmıştı. Böyle birinanışın nedeni, insanların sonsuzluğa ilişkin soru sormaktanürkme eğilimleri olduğu gibi, bir gün yaşlanıp ölecek olsalarbile evrenin sonsuzdan beri varolduğu ve hiç değişmedensonsuza kadar varolacağı düşüncesinin rahatlığınasığınmaları da olabilir.

Newton'ın çekim yasasının, evrenin statik olamayacağınıgösterdiğini kavrayanlar bile evrenin genişliyorolabileceğini akıllarına getirmediler. Bunun yerine çekimkuvvetini çok uzak mesafeler için itme kuvveti biçiminedönüştürerek kuramı değiştirmeye yeltendiler. Bu yenilik,gezegenlerin devinimlerini hesaplamada fazla bir değişiklikgetirmeden, yakın yıldızlar arasındaki kuvvetin uzak

22


yıldızların uyguladığı itme kuvvetiyle dengelendiği sonsuzsayıdaki yıldızın denge konumuna olanak verdi. Ama şimdibiliyoruz ki böyle bir denge kararsızdır: Eğer belli birbölgedeki yıldızlar birbirlerine azıcık yaklaşacak olsalar,aralarındaki çekim kuvveti uzak yıldızların itme kuvvetineüstün gelir ve yıldızlar birbirlerinden azıcık uzaklaşacakolsalar, bu kez itme kuvvetinin üstün gelmesiylebirbirlerinden daha da uzaklaşırlardı.

Sonsuz statik evren düşüncesine bir diğer karşı çıkış da1823 yılında bu konuya ilişkin bir makale yayınlayan Almanfilozof Heinrich Olbers'e (Olbers) atfedilir. AslındaNewton'ın çok sayıda çağdaşı bu soruna parmak basmıştı,hatta Olbers'in makalesi akla uygun karşı çıkışlar içeren tekyayın da değildi, ancak ilk kez yaygın biçimde onunkindensöz edilmiştir. Zorluk, sonsuz statik evrende hemen hemenher görüş çizgisinin bir yıldızın yüzeyinde sonlanacağındankaynaklanmaktadır. Bu yüzden bütün gökyüzünün, gece bile,güneş gibi parlak olması gerekirdi. Olbers'in karşı görüşünegöre uzak yıldızların saçtığı ışıklar dünyamıza dahaulaşmadan aradaki madde tarafından zayıflatılıyor olmalıydı.Ama bu durumda aradaki maddenin sonuç olarak ısınması veyıldızlar kadar parlıyor olması beklenmeliydi. Geceleyinbütün gökyüzünün güneş yüzeyi kadar parlak olmasıgerektiği sonucundan kaçınmanın tek yolu yıldızlarınsonsuzdan beri parlamadıklarını ama sonlu bir geçmişte

23


yakıldıklarını varsaymak oluyordu. Böylece ışığı emenmadde henüz ısınmamış ya da uzak yıldızların ışıkları henüzbize ulaşmamış olacaklardı. Bu da bizi ilk başta yıldızlarınnasıl yakıldıkları sorusuna getirir.

Evrenin başlangıcı doğal olarak bundan çok önce detartışılıyordu. İlk astronomi bilgilerine ve Yahudi-Hıristiyan-İslam inançlarına göre evren çok uzak olmayansonlu bir geçmişte başlamıştı. Böyle bir başlangıcainanmanın kaynağı, evrenin varlığını açıklamak için insanlarbir "İlk Neden" kavramının gerekli olduğunu sanmalarıydı.(Evrende her olay önceki bir olayın sonucu olarak açıklanırama evrenin kendi varlığı bu yolla ancak bir başlangıcıoluşuyla açıklanabilirdi.) Diğer bir sav da Tanrı'nın Şehriadlı kitabında Aziz Augustine tarafından ortaya kondu. İlerisürdüğüne göre uygarlık gelişirken kimin ne yaptığını vehangi tekniği geliştirdiğini anımsıyorduk. Şu halde, insanoğluve onunla birlikte evren de uzun bir süredir varolmuşolamazdı. Aziz Augustine evrenin Yaradılış tarihi olarakTevrat'a dayanarak İ.Ö. 5000 yılını kabul etti. (İlginçtir ki butarihi, arkeologların uygarlığın gerçekten başladığı çağolarak söyledikleri son Buzul çağının bitiminden -yaklaşıkİ.Ö. 10.000- o kadar uzak değildir)

Öte yandan Aristo ve diğer Yunan filozoflarının çoğu, işetanrıyı gereğinden fazla karıştırdığı için yaradılış

24


düşüncesinden hoşlanmıyorlardı. Onların inancına göreinsan soyu ve çevresindeki dünya sonsuzdan beri vardı vesonsuza değin varolacaktı. Eski düşünürler yukarıdaanlatılan uygarlığın gelişmesine ilişkin savı çoktan ele almışve buna yanıt olarak da arka arkaya gelen sellerin ya dadiğer felaketlerin insan soyunu, uygarlığın en başına tekrargeri götürdüğünü söylemişlerdir.

Evrenin zaman içinde başlangıcı ve uzay içinde sınırıolup olmadığı sorulan daha sonra filozof Immanuel Kant(Kant) tarafından 1781 yılında yayınlanan Salt DüşünceninEleştirisi adlı dev (ve anlaşılamayan) yapıtında geniş olarakincelendi. Kant bu soruları salt düşüncenin çelişkileri olarakadlandırdı. Çünkü evrenin bir başlangıcı olduğu tezi kadar,evrenin sonsuzdan beri varolduğu karşıtezine de inanmakiçin geçerli savlar olduğunu sanıyordu. Tezi savunmak içinileri sürdüğüne göre, bir başlangıcı yoksa herhangi birolaydan önce sonsuz uzunlukta bir zaman olması gerekecektiki, bunu saçma buluyordu. Karşıtezi savunmak için ilerisürdüğüne göre ise, eğer evrenin bir başlangıcı varsa ondanönce sonsuz uzunlukta bir zaman olmalıydı o halde evrenbaşlamak için niye o belirli anı seçmişti? Kant'ın tez vekarşıteze ilişkin ortaya koyduğu savlar aslında birbirininaynıydı. Her ikisi de açıkça ortaya koymadığı, evreninsonsuzdan beri varolup olmadığı sorusundan bağımsız olarakzamanın sonsuzdan beri sürüp geldiği varsayımına

25


dayanmaktaydı. Göreceğimiz gibi zaman kavramının evreninbaşlangıcından önce hiçbir anlamı yoktur. Bu noktaya ilkolarak Aziz Augustine işaret etmiştir. Augustine, Tanrı evreniyaratmadan önce ne yapıyordu diye soru soranlara, "Böylesoruları soranlara cehennemi hazırlıyordu" biçiminde yanıtvermezdi. Onun yerine zamanın, Tanrı'nın yarattığı evreninbir özelliği olduğunu, ondan önce zamanın olmadığınısöylerdi.

İnsanların çoğunun temelde statik ve değişmeyen birevrene inandıkları dönemde, evrenin bir başlangıcının olupolmadığı sorusu daha çok fizikötesi ve dinbilimi kapsamınagiriyordu. Evrenin hem sonsuzdan beri varolduğu kuramı,hem de belirli bir anda sanki sonsuzdan beri varmış gibigörünecek biçimde başlatıldığı kuramı, gözlemleri eşitgeçerlikte açıklayabiliyordu. Ama 1929 yılında EdwinHubble (Habıl) bir dönüm noktası olan gözleminigerçekleştirdi: Hangi yöne bakarsak bakaIım uzak yıldızkümeleri hızla bizden uzaklaşıyorlardı. Başka bir deyişle,evren genişliyordu. Bu demekti ki, eskiden cisimler birbirinebugün olduklarından daha yakındılar. Gerçekten de öylegörünüyordu ki, yaklaşık on ya da yirmi milyar yıl önce biranda tüm cisimler tek bir noktadaydı ve bundan dolayıevrenin yoğunluğu o anda sonsuzdu. Bu buluş, evreninbaşlangıcı sorusunu en sonunda bilimin alanına soktu.

26


Hubble'ın gözlemleri evrenin sonsuz küçüklükte vesonsuz yoğunlukta olduğu Büyük Patlama denilen bir anınvarlığını gösteriyordu. Bu koşullar altında bilimin bütünkuralları işlemez oluyor ve buna bağlı olarak geleceğeilişkin kestirimlerde bulunmak olanaksızlaşıyordu. Bu andanönce olaylar olmuş olsa bile, şimdi olanları etkileyemezdi.Hiçbir gözlemsel sonuçları olmayacağı için bu olayın varlığıgörmezlikten gelinebilir. Denebilir ki, zaman, daha öncekizamanlar tanımlanamayacağı için, büyük patlama ilebaşlamıştır. Yalnız, zamanın bu başlangıç kavramının dahaöncekilerden çok daha değişik olduğunu vurgulamak gerekir.Değişmeyen bir evrende zamanın başlangıcı evren dışı birvarlık tarafından getirilmesi gereken bir şeydir; başlangıçiçin fiziksel bir gereklilik yoktur. Tanrı'nın evreni geçmişte,sözcüğün tam anlamıyla, istediği bir anda yarattığınainanılabilir. Öte yandan, eğer evren genişliyorsa zamanınbaşlangıcı için fiziksel nedenler olabilir. Canı isteyen hâlâ,Tanrı'nın evreni büyük patlama anında, hatta daha sonraki birzamanda büyük patlama olmuş gibi, yarattığı yolundadüşünebilir, ama evrenin büyük patlamadan önceyaratıldığını varsaymak anlamsız olacaktır. Genişleyen birevren bir yaratıcının varlığını dışlamıyor ama onun bu işibecerdiği zamana ilişkin sınırlamalar getiriyor!

Evrenin doğası üzerinde konuşabilmek ve başlangıcı yada sonu olup olmadığını tartışabilmek için bir bilimsel

27


kuramın ne olduğunu açıkça bilmeniz gerekir. Kolay bir yolseçerek, bir kuramı, evrenin ya da onun sınırlı bir parçasınınmodeli ve gözlemlerimizi bu modeldeki niceliklere bağlayankurallar takımı olarak tanımlayacağım. Kuramın varlığıyalnızca aklımızın içindedir ve başkaca hiçbir gerçekliği(herhangi bir anlamda) yoktur. Bir kuram şu iki koşulusağlıyorsa iyi bir kuramdır: Olabildiğince az sayıda isteğebağlı öğeyi içeren bir modele dayanarak büyük birgözlemler sınıfını doğrulukla betimlemeli ve gelecektekigözlemlerin sonuçlarına ilişkin belirli kestirimlerdebulunabilmeli. Örneğin, Aristo'nun her şeyin toprak, hava, suve ateşten oluştuğu yolundaki kuramı birinci koşulusağlayabilecek basitlikte olmasına karşın gelecektekiolaylara ilişkin önceden belirli bir şey söylemiyordu. Öteyandan Newton'ın çekim yasası daha da basit şu modeledayanmakta: Cisimler kütle denen nicelikleri ile doğruorantılı olarak ve aralarındaki uzaklığın karesi ile tersorantılı olarak birbirlerini çekerler. Ama bu kuram güneşin,ayın ve gezegenlerin devinimlerini büyük bir doğruluklasaptayabiliyor.

Fiziksel bir kuram, yalnızca bir önerme olması, yanidoğruluğunun kanıtlanamaması bağlamında, her zamangeçicidir. Deneylerin sonuçları kuramla kaç kez uyuşursauyuşsun gelecekte ortaya çıkacak bir sonucun kuramlaçelişmeyeceğinden emin olamazsınız. Öte yandan, kuramın

28


kestirimiyle ilgili tek bir çelişki bularak kuramın yanlışlığınıkanıtlayabilirsiniz. Bilim felsefecisi Karl Popper'ın (Papır)vurguladığı gibi, iyi bir kuram ilkesel gözlemler tarafındanyanlışlığı çıkarılabilen ya da doğru olmadığı kanıtlanabilenbirtakım kestirmelerde bulunabilme özelliğini taşımalıdır.Kestirmelere uyan sonuçların elde edildiği her deney ya dagözlem sonucu, kuram yaşamını sürdürür ve ona olangüvenimiz artar; ama kuramla uyuşmayan herhangi birgözlem ortaya çıkarsa, o kuramı ya bırakmalı ya dadeğiştirmeliyiz . En azından, böyle yapılması gerekir; ancakelbette gözlemci gerçekleştirilen kişinin yeteneklerindenkuşku duyabilirsiniz.

Uygulamada daha çok, yeni bir kuramın, önceki kuramınuzantısı olarak geliştirdiği ne rastlanır. Örneğin, Merkürgezegeninin çok duyarlı biçimde gözlemlenmesi, onundevinimiyle Newton'ın kütlesel çekim kuramına dayananhesaplamalar arasında küçük bir ayrımı ortaya çıkardı.Einstein’ın genel görelik kuramı Newton'ın kuramından birazdaha değişik bir devinim öngörüyordu. Newton'ın kuramınınuymadığı gözlemlere Einstein'ın kuramının uyması, yenikuramın can alıcı doğrulamalarından biriydi. Ama Newtonkuramını günlük yaşamda hala kullanıyoruz, çünküuğraştığımız olağan işlerde onun sonuçlarıyla genel görelikkuramının sonuçları arasındaki ayrım önemsenmeyecekkadar küçüktür. (Newton'ın kuramının Einstein'ınkine göre

29


büyük bir üstünlüğü de çok daha basit oluşudur!)

Bilimin sonuçta amacı, tüm evreni açıklayan tek birkuram ortaya koymaktır. Bununla birlikte çoğu bilimcininizlediği yol, sorunu ikiye bölmektir. Birincisi, bize evreninzamanla nasıl değiştiğini anlatan yasalardır. (Evreninherhangi bir zamanda ne durumda olduğunu biliyorsak, bufizik yasaları bize onun daha sonraki bir zamanda nasılolacağını söyler.) İkincisi, evrenin ilk durumunun ne olduğusorusudur. Bazılarına göre bilim yalnızca birinci bölümleuğraşmalıdır; bunlar ilk durum sorusunu fizikötesi ya dadinin konusu sayarlar. Bu kişilere göre Tanrı, her şeye gücüyeten olarak evreni dilediği gibi başlatmış olabilir. ÖyleyseTanrı, evreni yine isteğine bağlı biçimde geliştirebilirdi.Gerçekte görünen o ki, evreni, belli yasalara uyarak düzenlibir biçimde geliştirmeyi seçmiş. Şu halde ilk durumuyöneten yasaların da olduğunu varsaymak eşit ölçüde aklauygun olacaktır.

Evreni bir oturuşta açıklayacak bir kuram ortayakoymanın, çok zorlu bir uğraş olduğu açık. Bunun yerine,problemi parçalara bölüp birden çok kısmi kuramgeliştiriyoruz. Bu kısmi kuramların her biri, belli sınırlıgözlemler topluluğunu açıklarken ya da kestirimlerdebulunurken, başka niceliklerin etkilerini ya yok sayıyor ya dabirtakım sayılara indirgiyor. Bu yaklaşım tümüyle yanlış

30


olabilir. Evrendeki her bir şey başka her şeye temelde bağlıise, problemin birbirinden yalıtılmış bölümleriniinceleyerek tam çözüme ulaşmak olanaksız olabilir. Bununlabirlikte, geçmişte bu yöntemle kuşkusuz epey gelişmekaydettik. Klasik örnek yine, iki cisim arasındaki çekimkuvvetinin, cisimlerin neden yapıldıklarından bağımsızolarak, salt kütleleriyle doğru orantılı olduğunu söyleyenNewton'ın çekim yasasıdır. Böylece, güneşin vegezegenlerin yörüngelerini hesaplamak için, yapıları veiçeriklerine ilişkin kuramlara gerek kalmaz.

Bugün bilimciler, evreni iki temel kısmi kuramlabetimliyorlar -genel görelik kuramı ve tanecik mekaniği. Herikisi de bu yüzyılın ilk yarısının büyük düşünselbaşarılarıdır. Genel görelik kuramı kütlesel çekim kuvvetinive evrenin büyük ölçekteki yapısını -yani birkaç kilometrekadar küçükten başlayıp evrenin gözlemlenebilir sınırı olanmilyon kere milyon (l'den sonra yirmi dört sıfır) kilometrekadar büyüğe uzanan yapısını anlatır. Tanecik mekaniği isebir santimetrenin bin milyarda biri kadar küçük ölçektekiolaylarla uğraşır. Ne yazık ki, bu iki kuramın birbiriyleçeliştikleri bilinmektedir, yani her ikisi de doğru olamaz.Günümüz fiziğinin zor görevlerinden biri ve bu kitabın anakonusu, her iki kuramı da içine alacak bir yeni kuram"çekimin tanecik kuramı" arayışıdır. Şu anda böyle birkurama sahip değiliz ve ondan hala çok uzakta olabiliriz ama

31


kuramın taşıması gereken özelliklerden çoğunu şimdidenbiliyoruz. Ayrıca, daha sonraki bölümlerde göreceğimiz gibi,çekimin tanecik kuramının yapması gereken kestirimlereilişkin epeyce bilgimiz var.

Eğer evrenin isteğe bağlı olmadığına, ama belirliyasalarla yönetildiğine inanmıyorsanız, kısmi kuramlarıeninde sonunda evrende her şeyi açıklayabilecek eksiksiz tekbir kuramda birleştirmeniz gerekmektedir. Ama böyleeksiksiz bir birleşik kuram arayışının temelinde bir mantığaaykırılık yatmaktadır. Yukarıda ana hatları çizilen bilimselkurama ilişkin düşünceler, bizim, evreni istediği gibigözlemleyebilen ve gördüklerinden mantıksal sonuçlarçıkarabilen, özgür ve mantıklı varlıklar olduğumuzuvarsaymaktadır. Bu durumda evreni yöneten kurallara her andaha da yaklaşarak ilerleyebileceğimizi varsaymak aklauygundur. Ancak gerçekten eksiksiz bir birleşik kuram varsaolasılıdır ki bizim davranışlarımızı da belirlemektedir. Ohalde kuramın kendisi onu arayışımızın sonucunu dabelirleyecektir! Öyleyse, elde ettiğimiz verilerden niçindoğru sonuca ulaşacağımızı belirlemiş olsun? Pekala yanlışsonuçlara ulaşmamızı belirlemiş olabilemez mi? Ya dahiçbir sonuç elde edemeyeceğimizi?

Benim bu soruya verebileceğim tek yanıt Darwin'indoğal seçilim ilkesine dayanmaktadır. Kendi kendine üreyen

32


organizmaların bulunduğu herhangi bir toplulukta değişikbireylerin kalıtsal malzemelerinde ve yetiştirilmelerindefarklılıklar olacaktır. Bu ayrımlar bazı bireylerinçevrelerindeki dünyaya ilişkin daha doğru sonuçlar çıkarmave buna uygun davranmada diğer bireylerden daha yetenekliolacağı anlamına gelir. Bu bireyler yaşam savaşını dahabüyük bir olasılıkla kazanıp üreyecekler ve onların davranışkalıpları ve düşünceleri baskın olacaktır. Zeka ve bilimselbuluş dediklerimizin geçmişte, yaşam savaşında üstünlüksağladıkları hiç kuşkusuz doğrudur. Ama bunun hala geçerliolduğu pek açık değil: bilimsel buluşlarımız pekala hepimiziyok edebilir, yok etmese bile, eksiksiz birleşik kuramaerişmemiz, yaşamımızı sürdürebilme olasılığımızı pekdeğiştirmeyebilir. Ama evrenin evriminin belli kurallarauyduğu düşünülürse, doğal seçimin bize bağışladığı akılyürütme yetisinin eksiksiz birleşik kuramı bulmada ve biziyanlış sonuçlardan uzak tutmada da geçerli olacağınıumabiliriz.

Şu anda elimizde bulunan kısmi kuramlar çok uçdurumlar dışında doğru kestirmelerde bulunmada yeterliolduklarından, evrenin yüce kuramını araştırma çabalarını,uygulama açısından haklı göstermek zor görünüyor. (Benzersavların bir zamanlar görelik ve tanecik mekaniğikuramlarına karşı da kullanılmış olabileceğini ama bukuramların bugün bize nükleer enerjiyi ve mikroelektronik

33


devrimini sağlamış olduklarını kaydetmeli!) Gerçekten de,eksiksiz birleşik kuramın bulunması, soyumuzu sürdürmekteyardımcı olmayabilir. Hatta yaşam biçimimizi bileetkilemeyebilir. Ama uygarlığın şafağından bu yanainsanoğlu, olayları bağlantısız ve açıklanamaz görmektenhoşlanmamıştır. Dünyasını yöneten düzeni anlamayı şiddetlearzulamıştır. Bugün hala niye burada olduğumuzu ve neredengeldiğimizi bilmeye özlem duyuyoruz. İnsanlığın bilgi için enderin arzusu, bu sürekli arayışımız için yeterli bir nedendir.Hedefimiz de içinde yaşadığımız evreni en azındaneksiksizce betimlemektir.

34


2 Uzay ve Zaman

Kütlelerin devinimine ilişkin bugünkü düşüncelerimizGalileo ve Newton' a dayanır. Onlardan önce, kütlenin doğalolarak devinimsiz olduğunu ve ancak bir kuvvet ya da dürtütarafından devinime geçirilebileceğini söyleyen Aristo'yainanılırdı. Bu düşünceye göre, ağır bir cismin hafif bircisimden daha hızlı düşmesi gerekirdi, çünkü yere doğruçekimi daha fazla olmalıydı.

Yine Aristo geleneğine göre, evreni yöneten yasalara saltdüşünce yoluyla varılabilirdi: gözlem yoluyla doğrulamayagerek yoktu. Böylece Galileo'ya dek kimse değişikağırlıktaki cisimlerin gerçekten değişik hızlarda düşüpdüşmediğini araştırma zahmetinde bulunmadı. Galileo'nuneğik Pisa kulesinin tepesinden ağırlıklar atarak Aristo'nuninancının yanlışlığını gösterdiği söylenir. Öykünün kuşkusuzyakıştırma olması bir yana, Galileo aslında buna eşdeğer birşey yaptı: yumuşak bir eğimden değişik ağırlıkta toplaryuvarladı. Olay, ağır cisimlerin düşmesine benzer, ancaktopların hızı az olduğundan gözlemlemesi kolaydır.Galileo'nun ölçümleri, ağırlığı ne olursa olsun her cisminaynı hızda hızlandığını gösterdi. Örneğin, her on metrede birmetre alçalan bir eğimde topu bıraktığınızda, bir saniyeiçinde top yaklaşık saniyede bir metre hızla yuvarlanmaktaolur. İki saniye sonra ise saniyede iki metre hızla yuvarlanır,

35


ağırlığı ne olursa olsun. Doğal olarak kurşun ağırlık tüydendaha hızlı düşer, ama bunun nedeni tüyü yavaşlatan havadirencidir. Hava direnci az olan iki cismi, örneğin iki kurşunağırlığı bıraksanız, her ikisi de aynı hızda düşer.

Galileo'nun ölçümlerini Newton, kendi devinimyasalarına temel olarak aldı. Galileo'nun deneylerinde bircisim eğimden aşağı yuvarlanırken, hep aynı kuvvetin (kendiağırlığının) etkisindeydi ve bunun sonucu düzenli olarakhızlanmaktaydı. Şu halde kuvvetin asıl etkisi, daha öncelerisanıldığı gibi yalnızca cismi devinime geçirmek değil,cismin hızını değiştirmekti. Bu demekti ki, cisim hiçbirkuvvetin etkisi altında değilse, bir düz çizgi üzerindekidevinimini aynı hızda sürdürmeliydi. Birinci Newton Yasasıolarak bilinen bu düşünceyi Newton ilk kez, 1687' debasılan Matematiğin İlkeleri adlı kitabında açıkladı. Buyasaya göre cisim, kuvvet ile doğru orantılı olarak hızınıdeğiştirir, yani ivmelenir. (Örneğin kuvvet iki katına çıkarsaivme de iki katı büyük olur). Aynı zamanda, cismin kütlesi(yani maddesi) artarsa, ivmesi azalır. (Aynı kuvvet, kütlesiiki katı olan bir cisme kadar ivme verebilir.) Yakındanbildiğimiz bir örnek: otomobilin motoru ne kadar güçlüyse okadar çabuk hızlanır, ama daha ağır bir otomobili aynı motordaha yavaş hızlandırır.

Newton, devinim yasalarına ek olarak kütlesel çekim

36


kuvvetini belirleyen bir yasa buldu: her cisim bir ötekinikütlesiyle doğru orantılı bir kuvvet ile çeker. Buna görecisimlerden birinin (diyelim A cisminin) kütlesi iki katınaçıkarsa, iki cismin arasındaki kuvvet de iki katına çıkar. Bubeklenen bir sonuç, çünkü bu yeni A cismi, kütlesibaşlangıçtakine eşit iki cisimden oluşmuş gibi düşünülebilir.Her biri, B cismini başlangıçtaki kuvvetle çeker. Böylece Aile B arasındaki toplam kuvvet başlangıçtakinin iki katı olurve diyelim ki B cisminin kütlesi de üç kat arttı, o zamankuvvet başlangıçtakinin altı katına çıkar. Şimdi niye tümcisimlerin aynı hızda düştüğü anlaşılabilir: ağırlığı iki katıolan cisim iki katı kuvvetli bir çekimle yere doğru çekilirama kütlesi de iki katı fazladır. İkinci Newton Yasasına göre,bu iki etki birbirini götüreceği için ivme her durumda aynıkalır.

Newton'ın kütlesel çekim yasası ayrıca, cisimlerbirbirinden uzaklaştıkça çekim kuvvetinin azaldığını söyler.Bu yasaya göre bir yıldızın çekim kuvveti, yarı uzaklıktakibenzeri bir yıldızınkinin dörtte biri kadardır. Bu yasadünyanın, ayın ve gezegenlerin yörüngelerinin büyük birdoğrulukla hesaplanmasına olanak verir. Eğer yasa böyleolmayıp da yıldızın çekim kuvveti uzaklığı arttıkça dahafazla azalsaydı, gezegenlerin yörüngeleri eliptik olmazdı,gezegenler sarmal bir yörünge çizerek güneşe doğru inişegeçerlerdi. Tam tersine, daha az azalsaydı, uzak yıldızların

37


çekim kuvveti güneşinkine baskın çıkardı.

Aristo'nun düşüncesi ile Galileo ve Newton'ındüşünceleri arasındaki en büyük fark, Aristo'nun, cismi itenbir kuvvet ya da dürtü olmadıkça cismin durağan kalmayıyeğleyeceğine inanmasaydı. Özellikle dünyanın durağanolduğunu düşünüyordu. Oysa Newton'ın yasalarında belirlibir durağanlık, devinimsizlik durumu yoktur. A cismidurağan ve B cismi sabit bir hızla gidiyor denilebileceğigibi, B cismi durağan ve A cismi deviniyor denilebilir.Örneğin, dünyanın kendi etrafında ve güneş çevresindedönme hareketini bir yana bırakırsak, dünya duruyor ve birtren kuzey yönünde saatle doksan kilometre hızla gidiyor, yada tren duruyor ve dünya güneye doğru saatte doksankilometre hızla gidiyor diyebiliriz. Trenin içinde hareketeden cisimlerle yapılan deneylerde, Newton yasalarıgeçerliliklerini korurlar. Örneğin trende pingpong oynarkentopunuz, rayların kıyısında bir masadaki top gibi Newton'ınyasalarına uyar. O halde tren mi gidiyor yoksa dünya mıbilemezsiniz.

Mutlak durağan bir dayanağın olmayışı nedeniyle, farklızamanlardaki olayların uzayda aynı yerde oluştuğunubelirlemek olanaksızdır. Örneğin trendeki pinpong topumuzmasada zıplayarak aynı noktaya bir saniye ara ile çarpıyorolsun. Tren yolunda durmakta olan bir kişiye göre, top

38


masaya yirmi beş metre ara ile çarpmaktadır, çünkü birsaniyede tren o kadar yol alır. Şu halde, mutlak birdurağanlık konumu olmayışından ötürü, Aristo'nun sandığıgibi olaylar uzayda mutlak bir konuma bağlanamaz.Olayların konumu ve aralarındaki uzaklık trendeki bir kişiyegöre başka, tren yolunda duran bir kişiye göre başkadır vebirinin konumunu ötekine yeğlemek için herhangi bir nedenyoktur.

Newton mutlak konumun, ya da o zamanlar anıldığı gibimutlak uzayın yokluğundan pek kaygılanmıştı, çünkü mutlakbir Tanrı düşüncesiyle bağdaşmıyordu. Gerçekten deNewton, kendi yasalarından çıkan mutlak uzayın yokluğudüşüncesini reddetti. Bu akla uygunsuz inancı yüzündenbirçok kişi tarafından ağır eleştirilere uğradı. Bu eleştirileriçinde en dikkate değer olanı, tüm nesnelerin uzayın vezamanın bir yanılsama olduğuna inan filozof PsikoposBerkeley'den (Börkli) geldi. Ünlü Dr. Johnson'a (Cansın)Berkeley'nin bu görüşü aktarıldığında, bağırarak, "Ben onuböyle çürütürüm!" dedi ve ayak başparmağını büyük bir taşaçarptı.

Hem Aristo hem de Newton mutlak zamanı kabuletmişlerdi. Yani iki olay arasındaki zaman aralığının kesinolarak ölçülebileceğine ve iyi saatler kullanıldıkça, her kimölçerse ölçsün bu zamanı aynı bulacağına inanıyorlardı.

39


Zaman uzaydan tümüyle ayrı ve bağımsızdı. Bu görüşçoğunluğun sağduyusuna uygundu. Ancak sonraları uzay vezamana ilişkin düşüncelerimizi değiştirmek zorunda kaldık.Sağduyusal kavramlar, elma gibi, yavaş devinen gezegenlergibi şeylerle uğraşırken geçerli olsa da, ışık ya da ona yakınhızla devinen şeyler için hiç de geçerli olmuyor.

Işığın sonlu ama çok büyük bir hızla gittiği ilk olarak1676 yılında Danimarkalı gökbilimci Ole ChristensenRoemer (Römer) tarafından bulundu. Uydularının Jüpiter'ingölgesinde kalması olaylarının düzensiz olduğunugözlemledi Roemer. Demek ki uydular sabit bir hızladönmüyorlardı. Dünya ve Jüpiter, güneş etrafındayörüngelerini çizerken, aralarındaki uzaklık değişir. Roemer,Jüpiter'in uydu tutulmalarının biz Jüpiter'den uzaktaykendaha uzun sürdüğünü fark etti. Bunu, uydular bizdenuzaklaştıkça ışıklarının, bize erişebilmek için daha uzunzaman almasına bağladı. Ancak, Jüpiter’in dünyadanuzaklığındaki değişimleri ölçerken yaptığı hatalar sonucu,bugün saniyede 300.000 km olarak bildiğimiz ışık hızınısaniyede 225.000 km olarak hesaplayabildi. Bu hatayarağmen, Roemer'in ışığın sonlu hızla gittiğini kanıtlamaklakalmayıp, bu hızı ölçerek elde ettiği başarı olağanüstüydü-hele bunu Newton'ın Matematiğin İlkeleri kitabınınyayınlanmasından on yıl önce sağlamış olduğu göz önünealınırsa.

40


Işığın yayılmasını açıklayan yerinde bir kuram, ancak1865'te Britanyalı fizikçi James Clerk Maxwell'İn (Maksvel)o güne dek elektrik ve manyetik kuvvetleri tanımlayan parçaparça kuramları birleştirmeyi başarmasıyla ortaya çıktı.Maxwell'in denklemlerine göre birleşik elektromanyetikalanda dalgaya benzer çırpıntılar olabilir ve bunlar durgunsuda yayılan halkalar gibi sabit bir hızla yayılabilirdi. Budalgaların dalgaboyu (iki dalga tepesi arasındaki uzaklık)bir metreden uzun olanlarına bugün radyo dalgaları diyoruz.Daha kısa olanları mikrodalgalar (birkaç santimetre) ya dakızılötesi ışınlar (santimetrenin binde biri) olarak bilinir.Görünen ışığın dalgaboyu yalnızca santimetrenin 40milyonda biri ile 80 milyonda biri arasında değişir. Dahakısa dalgaboylular ise morötesi ışınlar, röntgen ve gamaışınlarıdır.

Maxwell'in kuramı radyo ve ışık dalgalarının belli birsabit hızla yol aldığına varıyordu. Ama Newton'ın kuramımutlak durağanlık düşüncesini ortadan kaldırdığına göre,ışık sabit bir hızla yol alıyorsa, bu hız neye göre ölçülüyorsorusunu yanıtlamak gerekiyordu. O halde her yerde, hatta"boş" uzayda bile bulunan "eser" denilen bir şeyin varlığıöne sürüldü. Işık dalgaları, ses dalgalarının havadayayılması gibi, eserde yayılıyor olmalıydı, o halde hızı daesere göre ölçülebilirdi. Esere göre değişik hızlarda devinengözlemciler, ışığın kendilerine değişik hızlarda geldiğini

41


görecekler, ama ışığın esere göre hızı değişmeyebilecekti.Özellikle, dünya güneş etrafındaki yörüngesinde eser içindeilerlerken, dünyanın devinimi yönünde (biz ışık kaynağınayaklaşırken) ölçtüğümüz ışık hızı, bu devinime dik açılardan(kaynağa göre durağanken) ölçtüğümüz ışık hızından dahafazla olmalıydı. 1887'de Albert Michelson (Maykılsın) (kidaha sonra fizik dalında Nobel ödülü kazanan ilk Amerikalıoldu) ve Edward Morley (Morli), Cleveland CaseUygulamalı Bilimler Okulu'nda büyük bir dikkatle şu deneyiyaptılar: Işığın dünyanın devinimi yönündeki hızıyla, budevinime dik açılardaki hızını karşılaştırdılar. Büyük birşaşkınlıkla ölçümlerin tıpatıp aynı olduğunu gördüler.

1887 ve 1905 yılları arasında, Hollandalı fizikçiHendrik Lorentz (Lorenz) başta olmak üzere birçok kişiMichelson-Morley deneyinin sonucunu, eserde devinirkenkısalan cisimler ve geri kalan saatlerle açıklama girişimindebulundu. Ama, 1905 tarihli ünlü makalesinde, o zamana dekİsviçre Patent Bürosu'nda isimsiz bir memur olan AlbertEinstein (Aynştayn), eser kavramının tümüyle gereksizolduğuna işaret etti, ama mutlak zaman kavramındanvazgeçilmesi ön koşuluyla. Benzer bir tez birkaç hafta sonraönde gelen bir Fransız matematikçisi Henri Poincare(Puvankare) tarafından ileri sürüldü. Einstein'ın savlarıfiziğe, bu soruna salt matematik açısından yaklaşanPoincare'ninkinden daha yakındı. Bu yeni kuramı bulma

42


şerefi çoğunlukta Einstein'a verilir ama Poincarede bukuramdan söz edilirken isminin önemli bir ölçüdegeçmesiyle anılır.

Görelik kuramı olarak bilinen bu teorinin temelönermesi, hızı ne olursa olsun, özgürce hareket eden hergözlemciye göre bilim yasalarının aynı oluşuydu. Budüşünce, Newton'ın devinim yasaları içinde de geçerliydiama şimdi kapsamı genişlemiş oluyordu. Maxwell'inkuramını ve ışık hızını da içine alarak: ne hızla gidersegitsinler tüm gözlemciler ışığın hızını aynı ölçmeliydiler. Bubasit görünen düşüncenin olağanüstü sonuçları vardır.Herhalde en çok bilinenleri, Einstein'ın ünlü denklemiE=mc2 (E enerji, m kütle ve c ışık hızı olmak üzere) ileözetlenen kütle-enerji eşdeğerliği ve hiçbir şeyin ışıktanhızlı gidemeyeceğini belirten yasadır. Enerji ve kütlenineşdeğerliği nedeniyle, deviniminden ötürü enerji kazanan birnesnenin kütlesi artar. Bir deyişle, hızını artırmak zorlaşır.Bu etki ancak ışık hızına yakın hızlarda devinen nesnelerdekendini gösterir. Örneğin ışık hızının onda birinde giden birnesnenin kütlesi durağan haldekinden ancak yüzde yarımfazladır, oysa ışık hızının onda dokuzu ile giderkenki kütlesidurağan haldekinin iki katından bile fazladır. Bir nesneninhızı ışık hızına yaklaştıkça kütlesi de o denli artar ki, hızınıbir dirhem daha artırabilmek için büyük enerji gerekir. Işıkhızına ise hiçbir zaman erişemez, çünkü ışık hızında

43


kütlesinin sonsuz olması gerekir ve kütle-enerjieşdeğerliğine göre buna erişmesi için de sonsuz enerji almışolmalıdır. Bu nedenle sıradan bir nesne, görelik kuramınagöre, ışıktan daha yavaş gitmeye mahkum edilmiştir sonsuzadek. Ancak ışık, ya da gerçek kütlesi olmayan benzeridalgalar, ışık hızında gidebilir.

Göreliğin yine olağanüstü bir başka sonucu, uzay vezaman kavramlarımızı kökten değiştirmesidir. Newtonkuramında, bir ışık darbesi bir yerden ötekinegönderildiğinde, değişik gözlemciler (zaman mutlakolduğundan) bu yolculuğun süresinde birleşirler, ama (uzaymutlak olmadığından) ışığın ne kadar yol aldığındaayrılabilirler. Işığın hızı, aldığı yolun süreye bölümüne eşitolduğu değişik gözlemciler ışık hızı için değişik sayılarbulacaklardır. Öte yandan, görelik kuramında, tümgözlemciler ışık hızını aynı ölçmek zorundadırlar. Amaönceki gibi ışığın gittiği uzaklık üzerinde anlaşamadıklarıiçin, şimdi ne kadar süre aldığında da ayrılacaklardır. (Öyleya, yolculuğun süresi, ışığın hızı -ki gözlemciler aynıolduğunda birleşiyorlar- çarpı gittiği uzaklığa -ki farklıölçüyorlar- eşittir.) Bir başka deyişle, görelik kuramı mutlakzamanın kavramının çanına ot tıkamış oluyor! Öylegörünüyor ki, her gözlemcinin, yanında taşıdığı saatleölçtüğü bir zaman ölçüsü var, ve farklı gözlemcilerintaşıdığı tıpatıp aynı saatler uyuşmayabilir.

44


Her gözlemci bir olayın oluş zamanını ve yerini birradarla ışık ya da radyo dalgaları darbesi göndererekölçebilir. Darbenin bir miktarı olaya çarparak geriye yansırve gözlemci bu yankıyı aldığı zamanı kaydeder. Olayın oluşanı, darbenin gönderilmesiyle yankının alınmasının tamortasında bir andır; olayın uzaklığı ise darbenin gidiş-dönüşsüresinde yarısı çarpı ışık hızıdır diyebiliriz. (Bu anlamdabir olay, uzayda tek bir noktada ve zaman içinde bir andagerçekleşen bir şeydir.) Bu düşünce, Şekil 2.1 'deki uzay-zaman çizgisinde gösteriliyor. Yukarıdaki işlem sonucubirbirine göre hareket eden gözlemciler, aynı olay için farklızaman ve konumlar saptayacaklardır.

45


Şekil 2.1

Herhangi bir gözlemcinin ölçümü öbürlerininkindendaha doğru değildir, ancak tüm ölçümler birbirine bağlıdır.Bir gözlemci, diğerinin bağıl hızını bildikten sonra, onun birolayı zaman ve konum açısından nasıl saptadığını kesinliklehesaplayabilir.

46


Bugün bu yöntemle uzaklıkları eskisinden daha büyük birduyarlıkla ölçebiliyoruz, çünkü zamanı daha doğruölçebilmek olanaklı. Gerçekten de şimdi bir metre, ışığın,sezyumlu bir saat ile ölçülmek üzere0,000000003335640952 saniyede aldığı yol olaraktanımlanıyor. (Bu tuhaf sayının nedeni, metrenin tarihseltanımına -yani Paris'te saklanan belli bir platin çubuğunüzerindeki iki çentiğin arasındaki uzaklığa denk düşmesi.)İstersek daha uygun bir uzaklık birimi, ışık saniyesinikullanabiliriz. Bu birim, ışığın bir saniyede kat ettiği yololarak kolayca tanımlanır. Görelik kuramından sonrauzaklığı zaman ve ışık hızı ile tanımladığımızdan, ışık hızınıher gözlemcinin aynı ölçeği (tanıma göre0,000000003335640952 saniyede bir metre) kendiliğindenizler. Michelson-Morley deneyinin de gösterdiği gibi, varlığısezilemeyen bir eser kavramına gerek kalmaz. Ancak görelikkuramı, uzay ve zaman kavramlarımızı temeldendeğiştirmeye zorluyor bizi. Zamanının uzaydan tümüyle ayrıve bağımsız olmadığını, fakat onunla birlikte uzay-zamandenilen bir nesneyi oluşturduğunu kabul etmemiz gerekiyor.

Bir noktanın uzaydaki konumunun koordinat denilen üçsayı ile tanımlanabileceği eskiden beri bilinir. Örneğin biroda içindeki bir nokta için, bir duvardan iki metre uzakta,öbür duvardan bir metre uzakta, döşemeden yarım metreyukarıda diyebiliriz. Ya da, bir noktanın enlemi ve boylamını

47


ve deniz düzeyinden yüksekliğini belirtebiliriz. İsteğimizeuygun herhangi üç koordinatı kullanmakta özgürüz, amabunların geçerliliği sınırlı olabilir. Ayın konumunu, onunPiccadilly Alanından kuzey ve batı yönlerinde çizilendoğrulara kilometre olarak uzaklığı ve denizden metre olarakyüksekliği cinsinden belirtmenin anlamı yoktur. Bunun yerinegüneşe olan uzaklığı, gezegenlerin yörünge düzlemineuzaklığı ve ay ve güneşi bağlayan çizgiyle güneş veyakındaki bir yıldızı, örneğin Alpha Centauri'yi bağlayançizginin arasındaki açıya olan uzaklığı cinsindenbelirtebiliriz. Bu koordinatlar bile güneşin yıldızkümemizdeki konumunu ya da yakındaki kümeler içindebizim kümemizin konumunu belirtmeye pek yaramazlar.Aslında, tüm evren yama gibi üst üste binen parçalartopluluğu olarak tanımlanabilir. Her parçada da, bir noktanınkonumunu saptamak için bir üçlü koordinat takımıkullanılabilir.

Bir olay, uzayda belli bir zaman ve belli bir noktada olanbir şeydir dersek, onu dört sayı, yani dört koordinat ilebelirtebiliriz. Koordinatların seçiminde yine özgürüz;bellediğimiz herhangi üç adet uzay koordinatı ile herhangibir zaman ölçüsünü kullanabiliriz. Görelikte, uzay ve zamankoordinatları arasında gerçek bir ayrım yoktur, herhangi ikiuzay koordinatı arasında gerçek bir ayrım olmadığı gibi.Ayrıca, öyle bir yeni koordinat takımı seçebiliriz ki, bu

48


takımın birinci uzay koordinatı, öncekinin birinci ve ikinciuzay koordinatlarının bir bileşimi olabilir. Örneğin,yeryüzündeki bir noktanın konumunu, Piccadilly'den kuzeyve batı yönlerinde çizilen doğrulara kilometre olarakuzaklığı ile saptamak yerine, kuzeydoğu ve kuzeybatıyönlerindeki doğrulara uzaklığı ile saptayabiliriz. Benzerbiçimde, görelikte de, önceki zaman koordinatı (saniyecinsinden) ve Piccadilly'den kuzey yönündeki doğruya olanuzaklık (ışıksaniyesi cinsinden) koordinatının toplamı olanyeni bir zaman koordinatı kullanılabilir.

Bir olayın dört koordinatını, uzay-zaman denilen dörtboyutlu bir uzayda o olayın konumunu belirtiyor olarak elealmak yararlıdır. Ancak dört boyutlu bir uzayı kafadacanlandırmak olanaksızdır. Şahsen ben üç boyutlu bir uzayıbile göz önüne getirmekte fevkalade zorluk çekiyorum! Amayeryüzü gibi iki boyutlu uzayları (yüzeyleri) kağıt üzerindeçizmek kolaydır. (Dünyanın yüzeyi iki boyutludur, çünküüzerindeki herhangi bir noktayı iki koordinatını, enlemini veboylamını vererek belirleyebiliriz.) Ben de genelliklezamanın yukarı doğru ilerlediği ve uzaysal boyutlardanbirinin yatay olarak gösterildiği şekiller kullanacağım. Öbüriki uzay koordinatı ya konu dışı olacak ya da onlardan biriniperspektif olarak vereceğim. (Şekil 2.1 gibi şekillere, uzay-zaman çizgesi denir.) Örneğin Şekil 2.2'de zaman yukarıdoğru yıllarla, uzaklık ise yatay olarak, güneşten Alpha

49


Centauri'ye çizilen doğru üzerinde kilometrelerleölçülmekte. Güneş ve Alpha Centauri'nin uzay-zamaniçindeki yolları, çizgenin solunda ve sağındaki düşeyçizgilerle gösterilmekte. Güneşten çıkan bir ışık ışınıköşegen bir yol izleyerek dört yılda Alpha Centauri'ye varır.

Şekil 2.2

Daha önce gördüğümüz gibi, Maxwell'in denklemleri

50


kaynağın hızı ne olursa olsun ışığın hızının aynı olacağınıöngörmüştü ve bu, duyarlı ölçümlerle doğrulanmıştı.Buradan şu çıkarsama yapılabilir: uzay da bir noktadan bellibir anda bir ışık darbesi yayınlandığında, zaman geçtikçe budarbe, büyüklüğü ve konumu kaynağın hızından bağımsız birışık küresi biçiminde yayılır. Milyonda bir saniye sonra ışık,300 metre yarıçaplı bir küre oluşturacak biçimde yayılmışolur; milyonda iki saniye sonra yarıçap 600 metreye çıkar veböylece sürer gider. İçine bir taş atılmış durgun suyunyüzündeki genişleyen halkalar gibi, küreler de zamanlabüyürler. Durgun suyun iki boyutlu yüzeyi ve bir zamanboyutunun oluşturduğu üç boyutlu model göz önünegetirilirse, genişleyerek ilerleyen halkalar, zirvesi taşın suyadüştüğü nokta olan bir koninin yüzeyini çizerler (Şekil 2.3).

51


Şekil 2.3

Benzer biçimde, bir olaydan yayılan ışık, dört boyutluuzay-zamanda üç boyutlu bir koni oluşturur. Bu koniye, oolayın gelecekteki ışık konisi denir. Aynı şekilde geçmiştekiışık konisi denilen öteki koniyi de çizebiliriz. (Şekil 2.4). Bukoni ise o olaya ışığı erişebilen geçmişteki olaylarıtanımlar.

52


Şekil 2.4

53


Şekil 2.5

P olayının geçmişteki ve gelecekteki ışık konileri uzay-zamanı üç bölgeye ayırır (Şekil 2.5). Olayın mutlak geleceği,P'nin gelecekteki ışık konisi içindeki bölgedir. Mutlakgelecek, P'deki olaydan etkilenmesi olanaklı tüm olaylarıiçerir. P'nin ışık konisinin dışındaki olaylara, P'dengönderilen işaretler erişemez, çünkü hiçbir şey ışıktan hızlıgidemez. O halde P'de olup biten, dışarıdaki olaylarınumurunda bile değildir. P'nin mutlak geçmişi ise geçmişteki

54


ışık konisi içinde kalan bölgedir. Bu da, ışık hızıyla ya dadaha yavaş giden işaretleri P'ye ulaşabilen tüm olaylarıiçerir. O halde P'deki olayı etkileyebilecek tüm olaylardır.P'nin mutlak geçmişi. Belli bir anda, P'nin geçmişteki ışıkkonisi uzay bölgesinin her yerinde olup bitenler bilinirseP'de olacak olay önceden bilinebilir. P'nin geçmişteki vegelecekteki ışık konisi içinde bulunmayan uzay-zamanbölgesine "öteyer" denir. Öteyer'deki olaylar P'deki olaydanne etkilenirler, ne de onu etkilerler. Örneğin tam şu andagüneş sönüverse, şu anda dünyada olup bitenler bundan hiçetkilenmezlerdi, çünkü güneşin sönmesi olayının öteyerindebulunacaklardı (Şekil 2.6). Bu olaydan, ancak güneşten bizeışığın erişmesi için gereken sekiz dakikanın sonundahaberimiz olacaktı. Çünkü o zaman dünyadaki olaylar,güneşin sönmesi olayının gelecekteki ışık konisi içinegireceklerdi. Benzeri biçimde, şu anda evrendeki uzakyerlerde ne olduğunu bilemiyoruz: görebildiğimiz uzak yıldızkümelerinden bize gelen ışık onları terk edeli milyonlarcayıl oldu. Görebildiğimiz en uzak nesneden gelen ışık yolaçıkalı neredeyse sekiz milyar yıl geçti. Yani evrenebaktığımızda onun geçmişteki durumunu görmekteyiz.

55


Şekil 2.6

1905'te Einstein ve Poincare'nin yapmış oldukları gibi,kütlelerin birbirini çekmesi olayı konu dışı bırakıldığında,"özel görelik kuramı"na varırız. Uzay-zamandaki her olayiçin bir ışık konisi (olaydan çıkan ışığın-zaman içindeolanaklı tüm yollarının toplamı) çizebiliriz. Işığın hızı herolayda ve her yönde aynı olduğu için, ışık konilerinin hepsiaynı biçimde ve aynı yönde olacaktır. Bu kuram Ayrıcahiçbir şeyin hızlı gidemeyeceğini söylüyor. Bu demektir ki,herhangi bir nesnenin uzay ve zaman içinde aldığı yol,

56


üzerinde olan her olayın ışık konisi içinde bir doğru ilegösterilmelidir (Şekil 2.7)

Şekil 2.7

Özel görelik kuramı, ışık hızının her gözlemciye göreaynı gözükmesini (Michelson-Morley deneyi ile kanıtlandığıgibi) ve ışık hızına yakın bir hızla seyreden şeylere neolduğunu açıklamada çok başarılıydı. Ama nesnelerinbirbirlerini aralarındaki uzaklığa bağlı olarak çektiklerini

57


söyleyen Newtoncı çekim kuramı ile bağdaşmıyordu. Bunagöre, nesnelerden biri harekete geçirildiğinde, ötekiüzerindeki kuvvet anında değişirdi. Ya da bir başka deyişle,çekimin etkisi, özel görelik kuramının gerektirdiği gibi ışıkhızıyla ya da daha yavaş değil de sonsuz hızda yol almalıydı.Einstein 1908 ve 1914 yılları arasında özel görelikle tutarlıbir çekim kuramı bulmak için birkaç başarısız girişimdebulundu. Sonunda 1915'te bugün genel görelik kuramıdediğimiz düşünceyi ortaya attı.

Einstein şu devrimci öneride bulundu: kütlesel çekim,öbür kuvvetler gibi bir kuvvet değildi ve aslında uzay-zamanın o güne dek sanıldığı gibi düz olmayıp da içindekikütle ve enerjinin dağılımından dolayı eğri, ya da "çarpık"olmasının sonucuydu. Dünya gibi cisimler kütlesel çekimdenilen kuvvetin etkisi altında eğri yörüngeler çizmekdurumunda kalmak yerine, aslında eğri uzayda doğruya enyakın, jeodezik denilen bir yol izlerler. Jeodezik iki komşunokta arasındaki en kısa (ya da en uzun) yoldur. Örneğin,yeryüzü iki boyutlu bir eğri uzaydır. Dünya yüzündejeodeziğe büyük daire denir ve iki nokta arasındaki en kısayoldur. (Şekil 2.8). Jeodezik iki havalimanı arasında en kısarota olduğundan, havayolu uçuş görevlisi pilotun bu rotadauçmasını sağlar. Genel göreliğe göre cisimler dört boyutluuzay-zamanda her zaman doğru çizgiler üzerinde gitmelerinekarşın, üç boyutlu uzayımızda bize eğriler çiziyorlarmış gibi

58


görünür. (Bu, tepeli bir arazi üzerinde uçan uçağı izlemekgibidir. Uçak üç boyutlu uzayda düz bir çizgi izlediği halde,iki boyutlu yeryüzüne düşen gölgesi eğri büğrü bir yol izler.)

Şekil 2.8

Güneşin kütlesi uzay-zamanı öyle bir biçimde büker ki,dünya dört boyutlu uzay-zamanda düz bir yörünge izlemesinekarşın, bize üç boyutlu uzayda dairesel bir yörünge üzerindegidiyormuş gibi gözükür. Gerçekten de, gezegenlerin genelgöreliğe dayanarak hesaplanan yörüngeleri Newtoncı çekimkuramına göre hesaplanılanın hemen hemen aynısıdır. Ancak

59


güneşe en yakın gezegen Merkür, güneşin çekiminden en çoketkilendiği ve oldukça çekik bir yörüngeye sahip olduğu için,genel görelik hesaplarına göre elips yörüngesinin uzunekseni, güneş merkezine göre yaklaşık on bin yılda birderece dönüyor olmalıdır. Bu küçücük etki 1915'ten önce degözlenmiş olup, Einstein'ın kuramını gözlemle doğrulayan ilksonuçlardan biridir. Son yıllarda radar ile öbür gezegenlerinyörüngelerinde de, Newtoncı hesaplamalardan küçük küçüksapmalar ölçülmüş ve bunlar genel göreliğin hesaplarınauygun bulunmuştur.

Işık ışınları da uzay-zamanda jeodezikleri izlemekzorundadır. Yine, uzay eğridir demek, ışık uzayda bir doğruizler gibi görünmeyecek demektir. O halde genel görelik,ışığın çekim alanlarınca büküleceğini öngörür. Örneğin, bukuram uyarınca, güneşin yakınındaki noktaların ışık konileri,güneşin kütlesinin etkisiyle güneşe doğru hafifçebükülmelidir. Bu demektir ki uzak bir yıldızdan gelen ışıkgüneşin yakınından geçerken küçük bir açıyla sapacak vedünyadaki bir gözlemciye göre yıldızın başka bir konumdagörünmesine neden olacaktır (Şekil 2.9). Doğal olarak,yıldızın ışığı her zaman güneşin yakınından geçiyorsa ışıksapıyor mu yoksa yıldız gerçekten gördüğümüz yerde mi,anlamamız olanaksızdır. Ama dünya güneş etrafındadönerken, değişik yıldızlar güneşin arkasından dolanıyorgibi gözükürler ve ışıkları sapmaya uğrar. O halde

60


gökyüzündeki konumları öbür yıldızlara göre değişiyormuşgibi görünür.

Şekil 2.9

Bu etkiyi gözlemek olağanüstü zordur, çünkü güneşinparlaklığı, gökyüzünde güneşe yakın yıldızları gözlemeyiolanaksızlaştırır. Ancak, güneş tutulması sırasında güneşinışığını ay engellediğinde gözlem olanaklıdır. Einstein'ın

61


ışığın sapması öngörüsü hemen 1915'te sınanmadı, çünküBirinci Dünya Savaşı sürmekteydi. Ancak 1919'da birİngiliz araştırma grubu Batı Afrika'da güneş tutulmasınıgözleyerek ışığın, kuramın öngördüğü gibi, gerçekten güneştarafından saptırıldığını gösterebildi. Bir Alman kuramınınBritanyalı bilginlerce kanıtlanması, savaş sonrası iki ülkeiçin büyük bir uzlaşma çabası olarak övüldü. Ne tuhaftır ki,keşif sırasında çekilen fotoğrafların sonradan incelenmesisonucu, yapılan hataların, ölçmek istenilen etki kadar büyükolduğu anlaşıldı. Ölçümler ya büyük bir şans eseri denkgelmişti, ya da bilimde zaman zaman rastlanan bir "varılacaksonucun önceden bilinmesi" olayı idi. Neyse ki ışığınsapması olayı, daha sonra çok sayıda gözlemlerle kusursuzbir biçimde doğrulandı.

Genel göreliğin bir başka öngörüsü de, dünya gibi büyükbir kütle yakınında zamanın daha yavaş geçer gibigözükeceğiydi. Bunun nedeni ışığın enerjisi ve frekansı (yanisaniyedeki ışık dalgalarının sayısı) arasındaki bağıntıdır:enerji arttıkça, frekans da yükselir. Işık dünyanın çekimalanından uzaklaştıkça, enerji yitirir ve frekansı azalır. (Budemektir ki, bir dalga tepesinden ötekine olan uzaklık artar.)Yukardan bakan birine göre, aşağıdaki olaylar daha yavaşgelişmektedir. B u öngörü 1962' de bir su kulesinin tepesineve dibine yerleştirilen çok duyarlı saatler aracılığıylasınandı. Yeryüzüne daha yakın olan kulenin dibindeki saatin,

62


genel göreliğe tam bir uygunlulukla geri kaldığı görüldü.Yeryüzünden değişik uzaklıklarda bulunan saatlerinhızlarındaki ayrılık, uydulardan gelen işaretlere dayalı çokduyarlı seyir sistemlerinin ortaya çıkmasıyla, bugün büyükbir pratik önem taşımaktadır. Genel göreliğin öngörüleridikkate alınmadan hesaplanan rotada kilometrelerce hatayapılmış olabilir.

Newton'ın devinim yasaları uzayda mutlak konumdüşüncesine son verdi. Görelik kuramı ise mutlak zamanıçöpe attı. Bir çift ikiz düşünelim. Diyelim ki ikizlerden biridağın tepesinde yaşasın, ötekisi deniz düzeyinde. İlk ikizikincisinden daha çabuk yaşlanacaktır, yani yenidenkarşılaştıklarında, öbüründen daha yaşlı olacaktır. Buörnekte yaş farkı çok az olur, ama ikizlerden biri ışık hızınayakın hızdaki bir uzay gemisiyle uzun bir yolculuğa çıksa bufark çok daha büyük olabilir. Döndüğünde, Dünya'da kalanikizinden çok daha genç olduğu görülür. Bu, ikizlerparadoksu olarak bilinir, ama insan, kafasından mutlakzaman düşüncesini atarsa bu paradoks ortadan kalkar.Görelik kuramında biricik bir mutlak zaman yoktur, bununyerine herkesin, nerede olduğuna ve nasıl devindiğine bağlıolarak işleyen kendi özel zaman ölçüsü vardır.

1915'ten önce uzay ve zaman, olayların olup bittiği, amaiçinde olanlardan etkilenmeyen değişmez bir arenaydı. Bu,

63


özel görelik kuramı için de doğruydu. Cisimler deviniyor,kuvvetler itiyor ve çekiyor fakat zaman ve uzay bunlardanhiç etkilenmeden sürüp gidiyordu. Zamanın ve uzayın sonsuzgeçmişten sonsuz geleceğe sürüp gittiğini düşünmek doğaldı.

Oysa genel görelik kuramında durum oldukça değişiktir.Uzay ve zaman artık değişime açık niceliklerdir: bir cisimdevinince ya da bir kuvvet etkisini gösterince uzayın vezamanın eğriliği değişir. Öte yandan, uzay-zamanın yapısıcisimlerin devinimini ve kuvvetlerin işleyişini etkiler. Uzayve zaman bu etkileme ile kalmayıp evrende olup biten herşeyden de etkilenir. Uzay ve zaman kavramları olmadan nasılevrendeki olaylardan söz edemiyorsak, genel görelikte de,evrenin sınırları dışında bir uzay ve zamandan söz etmekanlamsızdır.

Daha sonraki on yıllarda, bu yeni uzay ve zaman anlayışıevrene ilişkin görüşümüze kökten değişiklikler getirdi.Temelinde değişmeyen, varolan ve varolmayı sürdürecekolan bir evren görüşü, artık geriye dönmemek üzere yerinidinamik, geçmişte sonlu bir zaman öncesi başlamış vegelecekte sonlu bir zaman sonra bitebilecek, genişleyen birevren kavramına bıraktı. Bu devrim gelecek bölümünkonusunu oluşturuyor. Yıllar sonra, bu, benim kuramsalfizikteki çalışmamın da başlangıç noktası oldu. RogerPenrose (Peroz) ve ben gösterdik ki, Einstein'ın genel

64


görelik kuramı, evrenin bir başlangıcının olmasını gerektirirve de olası bir sonunun.

65


3 Genişleyen Evren

Bulutların ve ayın olmadığı bir gecede gökyüzünebaktığınız zaman göreceğiniz en parlak cisimler büyük birolasılıkla Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn gezegenleriolacaktır. Bir de, güneşe benzeyen ama çok daha uzaktasayısız yıldızlar göreceksiniz. Bu durağan yıldızlarınbazıları gerçekte, dünya güneş etrafında döndükçekonumlarını birbirlerine göre azıcık değiştiriyormuş gibigörünür, yani aslında hiç de durağan değildir! Bunun nedenibize göreceli olarak yakın olmalarıdır. Dünya güneşetrafında döndükçe onları daha uzak yıldızların önündedeğişik konumlarda görürüz. Ne mutlu bir rastlantıdır ki,böylelikle bu yıldızların bize olan uzaklıklarını doğrudanölçebiliyoruz: Bize yakınlıkları oranında daha çokdeviniyormuş gibi görünürler. En yakın yıldız, ProximaCentauri, dünyadan dört ışıkyılı (ışığın ondan dünyayaulaşması yaklaşık dört yıl sürüyor) ya da yaklaşık otuz yedimilyon kere milyon kilometre uzaklıktadır. Çıplak gözlegörünen diğer yıldızların çoğunun bizden uzaklığı birkaç yüzışık yılıdır. Karşılaştıracak olursak bizim güneşimiz toputopu sekiz ışık dakikası uzaklıktadır! Görülebilen yıldızlarbütün gökyüzüne dağılmış gibidir ama özellikle Samanyoludediğimiz bir kuşakta yoğunlaşmışlardır. 1750 kadar eskitarihlerde bile bazı gökbilimciler Samanyolu görüntüsünün,

66


görülebilen yıldızların çoğunun şimdi sarmal yıldız kümesidediğimiz tek bir disk benzeri kümelenme içinde olmasıylaaçıklanabileceğini önermekteydiler. Bundan yalnızca birkaçon yıl süren Sir William Herschel (Hörsıl) adında birgökbilimci, sayısız yıldızın konumlarını ve bize olanuzaklıklarını bıkıp usanmadan kataloglayarak budüşüncesine destek sağladı. Yine de bunun kesin olarakkabullenilmesi ancak içinde bulunduğumuz yüzyılınbaşlarına rastlar.

Evrene bugünkü bakış açımız ise ancak Amerikalıgökbilimci Edwin Hubble'ın (Habıl) yıldız kümemizinevrendeki tek galaksi olmadığını gösterdiği 1924 yılındabiçimlenmeye başladı. Gerçekten de aralarına uçsuzbucaksız boşluklar bulunan çok sayıda başka yıldız kümelerivardır. Hubble'ın bunu kanıtlaması için, bizden çok uzak olanve bu yüzden yakın yıldızlardan farklı biçimde durağanmışgibi görünen bu kümelerin uzaklıklarını ölçmesigerekiyordu. Yıldız kümelerinin durağanmış gibi görünmesiHubble'ı ölçüm için dolaylı yöntemler kullanmaya zorladı.Şöyle ki, bir yıldızın görünen parlaklığı iki ögeye dayanır:ne kadar ışık yayınladığı (ışıltısı) ve bizden ne kadar uzakolduğu. Yakın yıldızların görünen parlaklığını ve uzaklığınıölçerek ışıltısını hesaplayabiliriz. Tersinden giderek, diğerkümelerdeki yıldızların ışıltısını biliyorsak, görünenparlaklığını ölçerek uzaklığını çıkartabiliriz. Hubble, bize

67


ölçüm yapabileceğimiz kadar yakın belli bir tür yıldızlarınher zaman aynı ışıltıda olduklarını kaydetti; şu halde başkabir yıldız kümesinde bu tür yıldızlar bulabilirsek, aynıışıltıda olduklarını varsayarak o yıldız kümesinin uzaklığıhesaplayabilirdik. Eğer bu işlemi aynı kümeden çok sayıdayıldız üzerinde uygulanıp aynı uzaklığı elde ediyorsaksonuçtan yeterince emin olabiliriz.

Edwin Hubble bu yolla dokuz değişik yıldız kümesininuzaklığını hesapladı. Bugün biliyoruz ki bizim kümemiz,modern teleskoplarla görülebilen, her biri yüz bin milyonyıldız içeren yüz bin milyon yıldız kümesinden yalnızca birtanesidir. Şekil 3.1, başka bir yıldız kümesinden bizimkümemize bakan birinin göreceğini düşündüğümüz biçimdebir sarmal yıldız kümesini göstermektedir. Bir uçtan bir ucayaklaşık yüz bin ışık yılı uzunluğunda ve yavaş yavaş dönenbir yıldız kümesinin içinde yaşamaktayız; sarmalkollarındaki yıldızlar, kümenin özeği etrafında birkaç yüzmilyon yılda ancak bir kez dönerler. Bizim güneşimiz sarmalkollardan bir tanesinin iç kenarına yakın, sıradan, ortabüyüklükte, sarı renkte bir yıldızdır. Hiç şüphesiz, dünyanınevrenin özeği kabul edildiği Aristo ve Batlamyuszamanından bu yana epey yol kat ettik!

68


Şekil 3.1

Yıldızlar o kadar çok uzaktadır ki, bize ancak toplu iğnebaşı kadar görünürler. Onların büyüklüklerini ve biçimlerinigöremeyiz. Öyleyse birbirinden farklı türde yıldızları nasılayırt edebiliyoruz? Yıldızların büyük çoğunluğu için,gözlemleyebildiğimiz tek bir ayırt edici özellik vardır:yayınladıkları ışığın rengi. Newton, güneş ışığının üçgenprizma biçiminde bir camdan geçirildiğinde, aynıgökkuşağında olduğu gibi, bileşimindeki renklere(spektrumuna ya da renk yelpazesine) ayrıştığını bulmuştu.Bir teleskopu, bir yıldız ya da yıldız kümesi üzerine

69


odaklayarak, onlardan gelen ışığın renk yelpazesini benzerbiçimde gözlemleyebiliriz. Değişik yıldızların değişik renkyelpazeleri vardır, ama yelpazedeki renklerin göreceliparlaklıkları, kızılkor bir cisimden yayınlanan ışıktabulunması beklenenin aynısıdır. (Gerçekten de, ışıkgeçirmeyen bir cismin kızılkor durumda iken yayınladığıışığın renk yelpazesi-ışık spektrumu-yalnızca cismin sıcaklıkderecesine bağlıdır. Yani, bir yıldızın sıcaklığını, ışığınınrenk yelpazesine bakarak belirleyebiliriz.) Dahası,yıldızların renk yelpazelerinde belli bazı renklerin eksikolduğunu ve bu eksik renklerin yıldızdan yıldıza değiştiğinibulmaktayız. Her kimyasal elementin kendine özgü belli birrenk takımını soğurduğunu bildiğimiz için, bu renkleri belirlibir yıldızın yelpazesinde eksik olan renklerle karşılaştırarako yıldızın atmosferinin hangi elementlerden oluştuğunukesinlikle saptayabiliriz.

1920'lerde gökbilimciler öbür kümelerdeki yıldızlarınrenk yelpazelerine bakmaya başladıklarında çok tuhaf birşeyle karşılaştılar: kendi kümemizin yıldızlarında olduğugibi onlarda da kendine özgü eksik renk takımları vardı, amabu renklerin hepsi göreceli olarak aynı oranda kırmızıyadoğru kaymışlardı. Bunun ne demek olduğunu anlayabilmekiçin önce Doppler etkisini bilmeliyiz. Daha öncedeğindiğimiz gibi görünen ışık, elektromanyetik alandakidalgalanmalardan, yani dalgalardan oluşur. Işığın frekansı

70


(yani saniyedeki dalga sayısı), saniyede dört yüz milyon keremilyondan saniyede yedi yüz milyon kere milyona değişenson derece büyük bir sayıdır. İnsan gözünün renk diyegördüğü, kırmızı renk en düşük, mavi renk en yüksek olmaküzere ışığın değişik frekanslarıdır. Örneğin bir yıldız gibibizden sabit uzaklıkta bir ışık kaynağının sabit frekansta ışıkdalgaları yayınladığını düşünelim. Açıktır ki, bize ulaşanışığın frekansı yayınlanan ışığın frekansının aynısı olacaktır.(Yıldız kümesini çekim kuvveti belirgin bir fark yaratacakkadar etkili değildir.) Şimdi de ışık kaynağının bize doğruhareket ettiğini düşünelim. Kaynak yeni bir dalgayayınladığında dalga tepesi bize bir öncekinden daha yakınolacaktır, böylece bu yeni dalga tepesinin bize ulaşmasıyıldızın durağan olduğu durumdan daha kısa sürecektir. Buise bize ulaşan iki dalga tepesi arasında geçen sürenin,yıldızın durağan olduğu durumdakinden daha az olduğu, yanisaniyede bize ulaşan dalga sayısının (frekansın) daha yüksekolduğu anlamına gelmektedir. Benzer biçimde, yıldız bizdenuzaklaşıyorsa, gözlemlediğimiz dalgaların frekansı dahadüşük olacaktır. Bu olayı ışık bağlamında göz önünealdığımızda, bizden uzaklaşan yıldızların ışığının yelpazesikırmızıya, bize yaklaşan yıldızların renk yelpazesi isemaviye kayacaktır. Doppler etkisi denen, frekans ile hızarasındaki bu ilişki ile her gün karşılaşmaktayız. Yoldangeçen bir arabayı dinleyin; araba yaklaşırken motorunun sesidaha tiz (yüksek bir frekansa karşılık) gelir, bizi geçip

71


uzaklaştıkça da sesin tınısı düşer, yani motorun sesikalınlaşır. Işık ve radyo dalgalarının davranışı birbirinebenzer. Gerçekten de polis, taşıtların hızını onlardanyansıyan radyo dalgalarının frekansını ölçerek saptarkenDoppler etkisinden yararlanmaktadır.

Hubble, bizimkinden başka yıldız kümelerinin varlığınıkanıtladıktan sonra zamanını onların uzaklıklarını ve renkyelpazelerini kataloglamakla geçirdi. O zamanlar çoğu kişi,yıldız kümelerinin oldukça gelişigüzel bir biçimdegezindiklerini, bundan dolayı kırmızıya kaymış yelpazelerkadar maviye kaymış yelpazeler de bulunacağınıbeklemekteydi. Ama yıldız kümelerinin çoğunun kırmızıyakaymış olduğunun bulunması oldukça şaşırtıcı oldu: hemenhepsi bizden uzaklaşmaktaydı! Hubble'ın 1929'dayayınladığı bir bulgusu ise bundan daha da şaşırtıcıydı: biryıldız kümesinin kırmızıya kayma miktarı bile gelişigüzeldeğildi, bizden olan uzaklığı ile doğru orantılıydı. Ya dabaşka bir deyişle yıldız kümesi ne kadar uzakta iseuzaklaşma hızı da o oranda fazlaydı! Bu da, evrenin,herkesin daha önce düşündüğü gibi statik olamayacağı,yıldız kümeleri arasındaki uzaklığın sürekli artmasıylaaslında genişlemekte olduğu anlamına gelmektedir.

Evrenin genişlemekte olduğunun ortaya çıkarılışıyirminci yüzyılın en büyük düşünsel devrimlerinden biridir.

72


Bugünden geçmişe bakıldığında kimsenin bunu neden dahaönce akıl etmediğine şaşmamak elde değil. Newton vediğerleri statik bir evrenin kütlesel çekim etkisiyle zamanlabüzülmeye başlayacağını kestirmeliydiler. Şimdi, evrenindurağan olmayıp genişlemekte olduğunu varsayalım.Genişleme oldukça yavaş ise, çekim kuvveti sonundagenişlemenin durmasına ve evrenin büzülmeye başlamasınaneden olurdu. Ama evrenin genişlemesi belli bir hızınüstünde ise, çekim hiçbir zaman onu durdurmaya yetecekkadar kuvvetli olamaz ve evren sonsuza değin genişlerdi. Bubiraz yeryüzünden uzaya bir roket fırlatılmasına benzer. Eğerroketin hızı düşükse yerçekimi sonunda onu durdurupdünyaya geri düşmesine neden olur. Öte yandan eğer roketinhızı belli bir niceliğin (yaklaşık saniyede on bir kilometre)üstündeyse yerçekimi onu geri çekecek kadar kuvvetliolamayacak ve roket dünyadan sonsuza dek uzaklaşacaktır.Evrenin bu davranış biçimi, Newton'ın çekim kuramından ondokuzuncu, on sekizinci, hatta on yedinci yüzyıldaçıkartılabilmeliydi. Ama statik evren inancı o denligüçlüydü ki, yirminci yüzyıla dek yıkılmadan dayanabildi.Einstein bile, 1915'te genel görelik kuramı üzerindeçalışırken, evrenin statik olduğundan o kadar emindi ki, busonucu olası kılmak üzere denklemlerine "evrenbilimselsabit" denen bir sayı katarak kuramında değişiklikler yaptı.Einstein karşıçekim kuvveti diye diğer kuvvetlerebenzemeyen, belli bir kaynaktan çıkmayan, ama uzay-zaman

73


dokusu içerisine yapay olarak yerleştirilmiş bir kuvvetortaya attı. Uzay-zamanının, yapısından gelme bir genişlemeeğilimi olduğunu, bunun da evrendeki maddenin birbiriniçekmesini tam olarak karşılayarak evrenin statik olmasınayol açtığını savunuyordu. Görülüyor ki, Einstein ve diğerfizikçiler genel görelik kuramının evrenin statik olmadığısonucunu çıkarmasını görmezlikten gelirken, yalnızca birkişi, Rus fizikçi ve matematikçi Alexander Friedmann(Fridman) genel görelik kuramını tam olarak değerlendirmişve evrenin genişlemekte olduğu sonucunu çıkarmıştı.

Friedmann, evrene ilişkin çok basit iki varsayımdan yolaçıktı: hangi yöne bakarsak bakalım evrenin aynı görüneceğive evreni başka herhangi bir noktada gözlemlerken de bunundoğru olacağı. Yalnızca bu iki düşünceden kalkınarak,Friedmann evrenin statik olmasını beklemememiz gerektiğinigösterdi. Gerçekten de, 1922 yılında Friedmann, EdwinHubble'ın birkaç yıl sonra bulacağı şeyi önceden kesinolarak bilebilmişti!

Şurası açık ki, evrenin her yönden aynı göründüğüvarsayımı gerçekte doğru değildir. Örneğin, daha öncegördüğümüz gibi, kümemizdeki diğer yıldızlar geceleyingökyüzünde Samanyolu dediğimiz belirgin bir ışık kuşağıoluşturur. Ama uzak yıldız kümelerine bakarsak, aşağı yukarıher yönde aynı sayıda oldukları söylenebilir. Demek ki

74


evren, yıldız kümeleri arasındaki uzaklıklara oranla dahabüyük bir ölçekle gözlendiğinde ve küçük ölçeklerde ortayaçıkan farklar göz önüne alınmadığında kabaca her yöndeaynıymış gibi ele alınabilir. Uzun bir süre bu düşünüş,Friedmann'ın varsayımını -gerçek evrene kaba bir yaklaşımolarak- doğrulamaya yetti. Ama yakın geçmişte,Friedmann'ın varsayımının evrenin son derece doğru birbitimi olduğu gerçeği şans eseri ortaya çıktı.

1965 yılında, New Jersey'deki Bell TelefonLaboratuarında Amo Penzias (Penziyıs) ve Robert Wilson(Vilsın) adında iki fizikçi son derece duyarlı bir mikrodalgadetektörünü deniyorlardı. (Mikrodalgalar aynı ışık gibidirama frekansı çok daha düşüktür -yalnızca saniyede on binmilyon dalga civarında). Penzias ve Wilson detektörün,beklediklerinden fazla gürültü toplamasından endişeduymaktaydılar. Gürültü belirli bir yönden geliyor gibi dedeğildi. İlk önce detektör üzerinde kuş pislikleri buldular,başka olası bozukluklar olup olmadığına baktılar, ama kısabir sürede bunların olayın nedeni olamayacağını anladılar.Gürültü atmosfer içinden geliyor olsaydı, detektör dimdikgökyüzüne çevrildiğinde gürültünün en aza inmesigerektiğini biliyorlardı, çünkü ışık ışınları atmosfer içindeufuk çizgisinden doğru gelirken, tam tepeden geldiklerindendaha uzun yol katederler. Oysa bu fazladan gürültü, detektörhangi yöne doğrultulursa doğrultulsun aynıydı; şu halde

75


atmosferin dışından gelmesi gerekiyordu. Ayrıca, gece,gündüz ve bütün yıl boyunca değişmiyor, dünyanın kendiekseni etrafında ve güneşin çevresinde dönmesinden hiçetkilenmiyordu. Bu da göstermekteydi ki, mikrodalga ışımasıGüneş Sisteminin ve hatta yıldız kümemizin ötesindengelmekteydi; yoksa, dünyanın devinimi detektörü değişikyönlere doğrulttukça bu gürültüyü değiştirmesi gerekirdi.Gerçekten de gözlemlenebilen, bütün evreni katederek bizeulaşmış olması gerektiğini bildiğimiz ışıma her yönde aynıolduğu için, evren de her yönde, ama büyük ölçekte, aynıolmalıydı. Şimdi biliyoruz ki, hangi yöne bakarsak bakalımbu gürültü hiçbir zaman on binde birden fazla değişmez;bundan dolayı Penzias ve Wilson farkında olmadanFriedmann'ın birinci varsayımının olağanüstü kesin birkanıtını bulmuşlardı.

Aşağı yukarı aynı zamanlarda, yakındaki PrincetonÜniversitesi'nde Bob Dicke (Dik) ve Jim Peebles (Pibıls)adlı iki Amerikalı fizikçi daha, mikrodalgalara ilgigösteriyorlardı. (Bir zamanlar Alexander Friedman'ınöğrencisi olan) George Gmow'un (Gamov) ilk evrenin akkorparlaklığında, çok sıcak ve yoğun olduğu yolundaki savıüzerinde çalışmaktaydılar. Dicke ve Peebles'ın tezine göreilk evrenin bu kızartısını hâlâ görebilmemiz gerekirdi, çünkübu ışık evrenin çok uzak köşelerinden bize ancak erişiyorolmalıydı. Ancak bu ışık, evrenin genişlemesi nedeniyle

76


kırmızıya o denli kaymış olmalıydı ki, şimdi biz onumikrodalga olarak algılamalıydık. Dicke ve Peebles tam buışımayı aramaya hazırlanırken Penzias ve Wilson onların buçabasını duyup, aranan şeyi zaten bulmuş olduklarını farkettiler. Bundan dolayı, Penzias ve Wilson'a 1978 yılındaNobel Ödülü verildi. (Bırakın Ganow'u, Dicke ve Peeblesbile bunu biraz zor hazmetmiş olmalı.)

İlk bakışta, evrenin her yönden aynı göründüğüne ilişkintanıtlar sanki bizim evrende özel bir yerimiz varmışizlenimini vermektedir. Yani, tüm diğer yıldız kümelerinibizden uzaklaşıyor olarak gözlüyorsak evrenin özeğindeolduğumuzu düşünebiliriz. Ama, değişik bir açıklama da şu:evren başka bir yıldız kümesinden bakıldığında da aynıgözükebilir. Bu daha önce gördüğümüz gibi Friedmann'ınikinci varsayımıdır. Bu varsayımın doğruluğunu ya dayanlışlığını gösterecek hiçbir bilimsel tanıtımız yok. Bunaalçakgönüllüğümüz nedeniyle inanıyoruz: evrenin başkanoktalardan değil de yalnızca bizim bulunduğumuz yerdenher yönden aynı görünmesi çok tuhaf olurdu! Friedmann'ınmodelinde bütün yıldız kümeleri birbirlerindenuzaklaşmaktadır. Bu durum, yüzeyi benekli bir balonunşişirilmesine benzemektedir. Balon şiştikçe herhangi ikibenek arasındaki uzaklık artar ama hiçbir benek içingenişlemenin özeğidir diyemeyiz. Üstelik, benekler arasıuzaklık arttıkça uzaklaşma hızı da artacaktır. Benzer biçimde

77


Friedmann'ın modelinde de iki yıldız kümesinin birbirindenuzaklaşma hızı aralarındaki uzaklıkla doğru orantılıdır. Bumodel bir yıldız kümesinin kırmızıya kayma miktarının, aynıHubble'ın gözlemlerinde bulduğu gibi, bizden olanuzaklığına bağlı olduğunu öngörmekteydi. Friedmann'ınçalışması, modelinin başarısına ve Hubble'ın gözlemleriniönceden kestirmesine karşın, Amerikalı fizikçi HowardRobertson (Rabırtsın) ve Britanyalı matematikçi ArthurWalker'in (Vokır), Hubble'ın evrenin düzgün biçimdegenişlemesi olayını bulmasının ardından, benzer modellergeliştirdiği 1935 yılında dek Batı dünyasında bilinmiyordu.

Friedmann'ın kendisi yalnızca bir tanesini bulmuşolmakla birlikte, onun iki temel varsayımına uyan üç değişiktürde model vardır. Birinci modelde (Friedmann'ın bulduğu)evrenin genişlemesi yıldız kümeleri arasındaki çekimkuvvetinin genişlemeyi yavaşlatıp, sonunda durdurmayayeteceği kadar yavaştır. Yıldız kümeleri daha sonrabirbirlerine doğru hareket etmeye başlar ve evrenbüzülür. Şekil 3.2 birbirine komşu iki yıldız kümesiarasındaki uzaklığın zaman ilerledikçe nasıl değiştiğinigöstermektedir. Sıfırdan başlayıp en üst bir değereulaşmakta, sonra yine sıfıra inmektedir. İkinci tür çözümdeevren o denli hızlı genişlemektedir ki, çekim kuvveti onubiraz yavaşlatsa da hiçbir zaman durduramaz. Şekil 3.3, bumodel de yıldız kümeleri arasındaki uzaklığın artışını

78


göstermektedir. Uzaklık sıfırdan başlamakta, ancak yıldızkümeleri giderek kararlı bir hızla birbirlerindenuzaklaşmaktadır. Son olarak, evrenin büzülmeyi ancakönlemeye yetecek bir hızla genişlediğine varan üçüncü birçözüm vardır. Şekil 3.4'de gösterildiği gibi, bu durumda dauzaklık sıfırdan başlayarak sonsuza dek artar. Ama yıldızkümelerinin birbirinden ayrılma hızı, hiçbir zaman sıfıradüşmese bile gittikçe azalır.

Şekil 3.2

79


Şekil 3.3

Şekil 3.4

Birinci tür, Friedmann modelinin kayda değer birözelliği, modeldeki evrenin uzay içinde sonsuz olmadığı,

80


ama uzayın da herhangi bir sınırının olmadığıdır. Çekim okadar kuvvetlidir ki, uzay bükülerek, dünya yüzeyiniandıracak biçimde, kendi üzerine kapanmıştır. Dünya yüzeyiüzerinde belli bir yönde gidildiğinde hiçbir zaman aşılamazbir engelle karşılaşılmaz ya da bir kenardan aşağı düşülmez,sonunda başlanılan yere geri dönülür. Friedmann'ın birincimodelinde uzay tıpkı böyledir, ama dünyanın yüzeyi gibi ikiboyutlu olmayıp, üç boyutludur. Dördüncü boyut zaman dasonludur, başı ve sonu olan bir çizgi gibi. Daha ileride,genel görelik kuramı ile tanecik mekaniğinin belirsizlikilkesi bir araya getirildiğinde uzayın ve zamanın her ikisininde herhangi bir sınır ya da kenar olmaksızın sonluolabileceğini göreceğiz.

Evrenin çevresinin boydan boya dolaşıp başlanılannoktaya ulaşılması bilimkurgucular için iyi bir malzeme olsada, daha bu tur tamamlanmadan evrenin çökerek yenidensıfıra ineceği gösterilebildiğinden, uygulamada bir yararıyoktur. Evren sıfıra inmeden başladığınız noktayavarabilmeniz için ışıktan daha hızlı gitmeniz gerekir ki, buolanaksızdır.

Friedmann'ın genişleyen ve büzülen birinci tür evrenmodelinde uzay, dünyanın yüzeyi gibi kendi üstünekapanıktır. Şu halde sonlu boyuttadır. Sonsuza dekgenişleyen ikinci tür modelde uzay daha değişik bir biçimde,

81


bir semer gibi bükülüdür. Bu durumda uzay sonsuzdur. Sonolarak, kritik hızla genişleyen üçüncü Friedmann modelindeuzay düzdür (bundan dolayı yine sonsuzdur).

Acaba hangi Friedmann modelini evreni doğrubetimliyor? Evren sonunda genişlemeyi durdurup büzülmeyemi başlayacak yoksa sonsuza dek genişleyecek mi? Busoruyu yanıtlamak için evrenin şimdiki genişleme hızını veortalama yoğunluğunu bilmeliyiz. Eğer yoğunluk genişlemehızı ile belirlenen kritik bir değerin altındaysa, çekimkuvveti genişlemeyi durdurmak için güçsüz kalacaktır. Eğeryoğunluk kritik değerin üstündeyse çekim kuvveti gelecekteevrenin genişlemesini durdurup çökmesine neden olacaktır.

Evrenin şimdiki genişleme hızını, diğer yıldızkümelerinin bizden uzaklaşma hızlarını Doppler etkisiyleölçerek belirleyebiliriz. Bu çok kesin bir doğrulukla eldeedilebilir. Ama yıldız kümeleri arasındaki uzaklıklar ancakdolaylı yollarla ölçülebildiğinden o kadar iyibilinememektedir. Bu yüzden bütün bildiğimiz evrenin herbir milyar senede yüzde beş ile on arası genişlediğidir.Evrenin bugünkü ortalama yoğunluğuna ilişkin sayıdakibelirsizlik daha da fazladır. Kendi kümemizde ve ötekikümelerde gördüğümüz bütün yıldızların kütlelerinitopladığımızda, öngörülen en düşük genişleme hızı için bile,genişlemeyi durdurmaya yetecek kütle miktarının yüzde

82


birinden azını elde ederiz. Yıldız kümemiz ve diğer yıldızkümeleri içinde doğrudan göremediğimiz ama varlığınıyıldızların yörüngelerini etkilemelerinden anladığımız büyükmiktarda "kara madde" olması gerek. Ayrıca, yıldızkümelerinin çoğu demetler gibi bir arada bulunur ve benzerbiçimde bu kez yıldız kümelerinin devinimlerine etkisinden,yıldız kümesi demetleri arasında da, kara maddenin varlığınıçıkarmaktayız. Bütün bu kara maddeyi topladığımız zamanbile, genişlemeyi durdurmaya yetecek kütlenin ancak yüzdeonunu elde ederiz. Bununla birlikte, daha farkındaolmadığımız ve evrenin ortalama yoğunluğunu, genişlemeyidurdurmaya yetecek kritik değere çıkartacak, evren içindedüzgün dağılmış başka tür bir maddenin var olma olasılığınıgöz ardı edemeyiz. Şu halde, bugünkü kanıtlar evrenin büyükbir olasılıkla sonsuza dek genişleyeceğine işaret ediyorsada, şundan da eminiz ki, evren günün birinde çökecekse bile,en azından on milyar senedir genişlemekte olduğundan, bu,on milyar seneden önce gerçekleşmeyecektir. Bundan boşyere endişelenmemeliyiz: o zamana dek insanoğlu GüneşSistemi'nin dışında koloniler kurmamışsa, sönen güneşimizlebirlikte çoktan yok olup gitmiş olacaktır!

Friedmann'ın bütün çözümleri, geçmişte bir zamanda (onila yirmi milyar yıl önce) yıldız kümeleri arası uzaklığınsıfır olması gerektiği özelliğini taşırlar. Büyük patlama diyeadlandırdığımız o anda, evrenin yoğunluğu ve uzay-zaman

83


eğriliği sonsuz olmalıydı. Matematik sonsuz sayılarla tamanlamıyla uğraşamadığından, (Friedmann'ın çözümlerinindayandığı) genel görelik kuramı, evrende artık kendisinin deişlemediği bir nokta olduğunu öngörür. Böyle bir noktayamatematikçiler tekil nokta (ya da tekillik) derler. Aslındabütün bilim kuramlarımız uzay-zamanın düzgün ve hemenhemen düz olduğu varsayımına dayanmışlardır ve bu yüzdenuzay-zamanın eğriliğinin sonsuz olduğu büyük patlama tekilnoktasında geçerliklerini yitirirler. Bu demektir ki, büyükpatlamadan önce olaylar olsa bile daha sonraki olaylarıbelirlemek için kullanılamazlar, çünkü büyük patlama anındahesaplarımız geçersizdir. Benzer biçimde, büyük patlamadanyalnızca bu yana olup biten her şeyi bilsek bile, ondan önceolanları bulmamıza olanak yoktur. Büyük patlamadan öncekiolayların, bizi ilgilendirdiği kadarıyla hiçbir sonucu yokturve bu yüzden evrenin bilimsel modelinde yer alamazlar. Şuhalde onları modelin dışında bırakarak zaman büyükpatlamayla başlamıştır demeliyiz.

Birçok insan zamanın bir başlangıcı olduğu düşüncesiniilahi kudrete şamar patlattığı için sevmez. (Öte yandan,Katolik Kilisesi büyük patlama modelini kavrayıp 1951yılında, onun İncil'le uyum içinde olduğunu resmen açıkladı.)Büyük patlama sonucundan kaçınmaya yönelik pek çokgirişimde bulunduğuna şaşmamalı. En yaygın biçimdebenimsenen öneri, kararlı durum kuramıydı. Nazi işgalindeki

84


Avusturya'dan kaçan Hermann Bondi ve Thomas Gold adlıiki sığınak ile, onlarla birlikte savaş sırasında radarıngeliştirilmesi üzerinde çalışan Fred Hoyle (Hoyı), adlı birBritanyalı tarafından 1948'de ortaya atılmıştı. Bu düşünceyegöre, yıldız kümeleri birbirinden uzaklaştıkça aralarındakiboşluklarda yaratılan yeni maddeden sürekli olarak yeniyıldız kümeleri oluşmaktaydı. Bu yüzden evren kabaca herzaman ve uzayın her noktasından aynı görünmekteydi.Kararlı durum kuramı, sürekli madde yaratılmasını hesabakatmak için genel görelik kuramında ufak değişikliklergerekiyordu ancak maddenin yaratılma hızı o kadar düşüktüki, (yaklaşık kilometre küp başına yıldız bir parçacık)deneylerle çelişkiye düşmüyordu. Bu kuram birincibölümdeki ölçütlere göre iyi bir kuramdı: basitti vegözlemlerle sınanabilecek belirli öngörülerde bulunuyordu.Bu öngörülerden biri, evrende ne zaman ve nereye bakarsakbakalım yıldız kümeleri ya da benzeri maddelerin sayısının,belli herhangi bir uzay oylumunda aynı olacağıdır. 1950'lerinsonlarında ve 1960'ların başlarında Cambridge'de MartinRyle (Rayı) önderliğinde (o da Bondi, Gold ve Hoyle ilebirlikte savaş sırasında radar üzerinde çalışmıştı) bir grupgökbilimci tarafından dış uzayın radyo dalga kaynaklarıtarandı. Cambridge grubu bu kaynakların çoğunun yıldızkümemizin dışında bulunması gerektiğini ve zayıfkaynakların sayısının kuvvetli kaynakların sayısından çokdaha fazla olduğunu ortaya çıkardı. Güçsüz kaynakları uzak

85


kaynaklar, güçlü kaynakları yakın kaynaklar olarakyorumladılar. Böyle olunca, birim uzay oylumu başınauzaktakilere göre daha az sayıda birbirine benzer yakınkaynak bulunmalıydı. Bu ise, evrenin başka yerlerinden dahaaz sayıda kaynak bulunduran büyükçe bir bölgesininözeğinde olduğumuz anlamına gelmekteydi. Başka biryoruma göre kaynaklar geçmişte, radyo dalgaları bize doğruyola çıktıkları zaman, şimdi olduklarından sayıca dahafazlaydı. Her iki açıklama da kararlı durum kuramınınöngörüleriyle çelişmekteydi. Dahası, 1965 yılında Penziasve Wilson'ın mikrodalga ışımayı bulmaları evrenin geçmişteçok daha yoğun olduğunu gösterdi. Bu durumda, kararlıdurum kuramının terk edilmesi gerekti.

Büyük patlama ve buna bağlı olarak zamanın birbaşlangıcı olduğu sonucundan kaçınmak için bir başkaaçıklama 1963 yılında Rus bilimcileri Evgenii Lifshitz(Lifşitz) ve Isaac Khalatnikov'dan (Halatnikov) geldi.Önerdiklerine göre büyük patlama, gerçek evrenin yalnızcabir yaklaşımı olan Friedmann modellerinin bir tuhaf özelliğiolabilirdi. Belki de, gerçek evrene kabaca benzeyen bütünmodeller arasında, Friedmann'ınki büyük patlama tekilliğiniiçeren tek modeldi. Friedmann'ın modellerinde yıldızkümeleri giderek birbirleriden uzaklaşırlar -bu yüzdengeçmişte bir zamanda hepsinin aynı yerde bulunması pekşaşırtıcı değildir. Ama gerçek evren de yıldız kümeleri

86


yalnızca birbirlerinden uzaklaşmakla kalmazlar -başkayönlerde hızlara da sahiptirler. Bu yüzden hepsinin aynınoktada bulunmuş olması için aslında hiçbir neden yoktur;birbirlerine yakın olmuş olmaları yeterlidir. Şimdigenişleyen evren belki bir büyük patlama tekilliğinin değilde, daha önceki bir büzülme aşamasının sonucudur; evrenküçülmeyi sürdürdükçe içindeki parçacıklar birbirlerineyapışıp kalmış olmayıp, birbirlerinin yakınından geçipuzaklaşarak evrenin bugünkü genişlemesini doğurmuşolabilir. O zaman evrenin bir büyük patlamayla ortaya çıkıpçıkmadığını nasıl öğrenebiliriz? Lifshitz ve Khalatnikovevrenin, kabaca Friedmann'ın modellerine benzeyen ama buarada gerçek evrendeki düzensizlikler ve yıldız kümeleriningelişigüzel hızlarını da göz önüne alan modelleriniincelediler. Yıldız kümeleri artık birbirlerinden dosdoğruuzaklaşıyor olmasa bile bu tür modellerin bir büyükpatlamayla başlayabileceğini gösterdiler, ama bunun yineancak yıldız kümelerinin belli bir biçimde devindiği bazıkuraldışı modeller için geçerli olabileceğini eklediler.Büyük patlama tekilliğini içeren bir tek Friedmann modelinekarşılık bu tekilliğini içermeyen sonsuz sayıda benzermodeller olabileceğinden, büyük patlamanın gerçekolmadığı sonucuna varmamız gerektiğini ileri sürdüler. Amadaha sonra, yıldız kümelerinin özel bir biçimde devinmesigerekmediği, Friedmann modeline benzer, çok daha geneltürde, tekillik içeren modeller olduğunun farkına vardılar.

87


Bu yüzden savlarını 1970'te geri çektiler.

Lifshitz ve Khalatnikov'un çalışması, genel görelikkuramı doğruysa evrenin bir tekil noktası, bir büyük patlamaanı olabileceğini gösterdiği için değerlidir. Ama şu can alıcısoruyu yanıtsız bırakmıştır: genel görelik kuramı, evrenin birbüyük patlama anı, zamanın başlangıcı olması gerektiğiniöngörüyor mu? Bunun yanıtı 1965 yılında Britanyalımatematikçi ve fizikçi Roger Penrose'un kökten farklı biryaklaşımından geldi. Işık konilerinin genel göreliğe göredavranışları ile kütlesel kuvvetin her zaman çekici olmasınıbirlikte kullanarak, Penrose kendi çekim kuvveti altındaçöken bir yıldızın, yüzeyi sonunda sıfıra inen bir bölgeiçinde kalacağını gösterdi. Bu bölgenin yüzeyi sıfıra indiğiiçin oylumu da sıfıra inmeliydi. Yıldızın içindeki maddenintümü sıfır oylumda bir bölgeye sıkışacağı için maddeninyoğunluğu ve uzay-zamanının eğriliği sonsuz olacaktı. Başkabir deyişle, kara delik diye bilinen uzay-zaman bölgesiiçinde bir tekil nokta bulunmaktadır.

İlk bakışta Penrose'un sonucu ancak yıldızlarauygulanabilir gibi görünüyordu; evrenin tümünün geçmişindebir büyük patlama tekilliği olup olmadığı sorusuna ilişkinherhangi bir şey söylemiyordu. Penrose bu teoremi ortayakoyduğunda, ben doktora tezim için çaresizce konu bulmayaçalışan bir araştırma öğrencisiydim. Bu olaydan iki yıl önce,

88


halk arasında Lou Gehrig hastalığı diye bilinen ALS ya damotor nöron hastalığı teşhisi konulmuş ve bana ancak bir ikiyıl daha yaşayabileceğim söylenmişti. Bu koşullar altındadoktora tezine başlamanın pek bir anlamı yoktu -bitirinceyedek yaşayacağımı sanmıyordum. Ama iki yıl geçmiş vedurumum pek de kötüleşmemişti. Aslında işim iyi gitmeyebaşlamış, Jane Wilde (VayId) adında çok hoş bir kızla danişanlanmıştım. Ama evlenebilmek için bir işe, iş için dedoktora derecesine gerek vardı.

1965 yılında Penrose'un, çekim kuvvetiyle çöken hercismin, sonunda bir tekil noktaya ulaşması gerektiğinianlatan teoremini okumuştum. Kısa bir süre sonra,Penrose'un teoreminde, çökme genişlemeye dönüşecekbiçimde zamanın yönü tersine döndürüldüğünde, şimdikievren büyük ölçekte Friedmann modeline kabaca uyduğusürece, teoremin koşullarının hala geçerli olacağını farkettim. Penrose'un teoremi çökmekte olan her yıldızın bir tekilnoktada sonlaması gerektiğini göstermişti; zamanın akışınıntersine çevrildiği durumda ise Friedmann modelini benzeri,her genişleyen evrenin bir tekil noktadan başlamasıgerektiğini gösterdi. Teknik nedenlerden dolayı Penrosekuramı, evrenin sonsuz büyüklükte olmasını gerektiriyordu.Bu yüzden bunu, evren ancak çöküşü önleyecek hızlagenişliyorsa tekilliğin varolacağını kanıtlamak içinkullanabilirdim (çünkü yalnızca bu tür Friedmann modelleri

89


sonsuz büyüklükteydi).

Bundan sonraki birkaç yıl içinde tekil noktalarınvarlığını kanıtlayan bu teoremlerden, bu ve diğer teknikkoşulları kaldıracak yeni matematik yöntemler geliştirdim.Sonuç, 1970'te Penrose ile birlikte yayınladığımız, genelgöreliğin doğruluğu ve evrenin gözlemlediğimiz kadarmadde içermesi koşuluyla bir büyük patlama tekilliğininolmuş olması gerektiğini kanıtlayan makale oldu.çalışmamıza çok karşı çıkışlarda bulunuldu. Bunların birbölümü, bilimsel determinizme Marksçı bağlılıklardan ötürüRuslardan; bir bölümü de, tümüyle çirkin tekillikdüşüncesinin, Einstein'ın kuramının güzelliğini bozduğunuileri sürenlerden geldi. Ama bir matematik teoremi üzerindefazla tartışılamaz. Sonunda çalışmamız yaygın kabul gördüve böylece bugün hemen herkes evrenin büyük patlamaylabaşladığını varsayıyor. Belki biraz komik gelecek ama benbu arada düşüncemi değiştirmiş olduğumdan şimdi diğerfizikçileri evrenin başlangıcında bir tekillik olmadığınainandırmaya çalışıyorum -ilerideki bölümlerde göreceğinizgibi tanecik etkileri hesaba katıldığında bu tekillik yokolmaktadır.

Bu bölümde, insanoğlunun binlerce yıl içinde oluşanevren görüşünün yarım yüzyıldan kısa bir süre içinde nasıldeğiştiğini gördük. Hubble'ın evrenin genişlediğini buluşu ve

90


evrenin uçsuz bucaksızlığında kendi gezegenimizinönemsizliğinin ayırdında varışımız yalnızca bir başlangıçtı.Deneysel ve kuramsal kanıtlar dağ gibi üst üste yığıldıkçaevrenin zaman içinde bir başlangıcı olması gerektiğidüşüncesi gün geçtikçe açıklık kazandı ve sonunda 1970'tePenrose ve ben, Einstein'ın genel görelik kuramınadayanarak bunu kanıtladık. Bu kanıt genel göreliğin eksik birkuram olduğunu gösteriyordu: evrenin nasıl başladığınıanlatamazdı, çünkü kendisi de içinde olmak üzere tümfiziksel kuramların evrenin başlangıcında işlemeyeceğiniöngörüyordu. Ancak genel görelik kendisini yalnızca kısmibir kuram olarak ortaya koyuyor. O halde tekillikteoremlerinin gerçekte bize gösterdiği şu: evrenin ilkzamanlarında öyle bir an vardı ki, evren, yirminci yüzyılınbir diğer kısmı kuramının, tanecik mekaniğinin ele aldığıküçük ölçekteki etkilerin gözden uzak tutulamayacağı kadarküçüktü. İşte 1970'lerin başlarında, evreni anlama yolundakiarayışımızı olağanüstü büyüklerin kuramından olağanüstüküçükleri kuramına yöneltmek zorunda kaldık. TanecikMekaniği denen bu kuramı bundan sonraki bölümdeanlatacağız; dikkatimizi iki kısmi kuramı çekimin tanecikkuramı adı altında birleştirme çabalarına çevirmeden önce.

91


4 Belı̇rsı̇zlı̇k İlkesı̇

Bilimsel kuramların, özellikle Newton'ın çekimyasasının başarısı, on dokuzuncu yüzyılın başında Fransızbilimcisi Marki Laplace'ı (Laplas) evrenin tümüylebelirlenir olduğu savına vardırdı. Laplace'ın önerdiğinegöre, öyle bir bilimsel yasalar takımı olmalıydı ki, yalnızcabir an için evrenin tümünün durumunu bilirsek evrende olupbitecek her şeyi hesaplayabilirdik. Örneğin, güneşin vegezegenlerin bir andaki hızlarını ve konumlarını biliyorsak,Güneş Sistemi'nin başka zamanlardaki durumunu Newton'ınyasalarını kullanarak hesaplayabilirdik. Bu bağlamdabelirlenirlik oldukça açık gözüküyor ama Laplace bununlakalmayıp insan davranışları da içinde olmak üzere her şeyehükmeden benzeri yasaların varolduğunu ileri sürdü.

Bilimsel belirlenirlik öğretisine, Tanrı'nın dünya işlerinekarışma özgürlüğüne saldırıda bulunduğu için pek çok kişişiddetle karşı çıktı. Yine de, bu yüzyılın başına dek biliminolağan bir varsayımı olarak kaldı. Bu inancın terk edilmesigereğinin ilk göstergesi, Britanyalı bilimciler Lord Rayleigh(Reyli) ve Sir James Jeans'ın (Ciyns) sıcak bir nesnenin, yada yıldız gibi bir cismin sonsuz bir hızda enerji yaydığınıileri sürmeleri oldu. O zaman inandığımız yasalara göresıcak bir cisim her frekansta eşit bir biçimdeelektromanyetik dalgalar (radyo dalgaları, görünen ışık ya

92


da röntgen ışınları gibi) yaymalıydı. Örneğin sıcak bir cisim,frekansları saniyede bir ile saniyede iki milyon dalgaarasındaki dalgalarla yaydığı enerjinin aynısını, frekanslarısaniyede iki ile üç milyon dalga arasındaki dalgalarla dayayacak. Ama saniyedeki dalga sayısı sınırsız olduğunagöre, yayılan toplam enerji sonsuz olacak demek.

Gülünçlüğü apaçık bu sonuçtan kaçınmak için Almanbilimcisi Max Planck (Plank) 1900'de ışık, röntgen ışınlarıve öbür dalgaların herhangi bir sıklıkta değil de, ancaktanecikler diye adlandırdığı belli paketlerle yayılabileceğiniöne sürdü. Ayrıca, her taneciğin, dalgaların frekansıyükseldikçe artan belli bir enerjisi vardı. Buna göre,yeterince yüksek bir frekansta, tek bir taneciği yaymak içinbile oldukça fazla enerji gerekecek ve böylece yüksekfrekanslarda dalga yayını azalacak, yani cisim ancak sonlubir hızda enerji yitirecekti.

Tanecik varsayımı, sıcak cisimlerden yayılan ışımanınhızını gayet güzel bir biçimde açıklıyordu. Ama buvarsayımın belirlenirliğe etkisi, 1926'da bir başka Almanbilimcisi Werner Heisenberg (Heyzenberg) ünlü belirsizlikilkesini ortaya koyuncaya dek anlaşılamadı. Bir parçacığıngelecekteki konumunu ve hızını hesaplayabilmek için şuandaki konumunun ve hızının kesin olarak ölçülebilmesigerekir. Bunu yapmanın en kolay yolu parçacığa ışık

93


tutmaktır. Işık dalgalarının bir bölümü parçacığa çarpıpsaçılacak ve buradan parçacığın konumu saptanacaktır.Ancak parçacığın konumu, ışığın iki dalga tepesi arasındakiuzaklıktan daha küçük bir hata ile saptanamayacağından,parçacığın konumunu daha kesin ölçmek için daha kısa dalgaboylu ışık kullanmak gerekir. Şimdi, Planck'ın tanecikvarsayımına göre, alabildiğine küçük nicelikte ışıkkullanamayız; en az bir adet tanecik kullanmak zorundayız.Bu tek tanecik dokunduğu parçacığın hızını öncedenbilinemeyecek bir biçimde değiştirecektir. Üstelik, konumudaha kesin ölçebilmek için daha kısa dalga boylu ışıkgerekecek ve bundan dolayı tek bir taneciğin enerjisi dahada yüksek olacaktır. O halde parçacık daha fazlaetkilenecektir. Başka deyişle, parçacığın konumunu dahakesin ölçmek için uğraştığınızda, hızını daha hatalı ölçüyorolacaksınız, ya da tersine. Heisenberg gösterdi ki, parçacığınkonumundaki belirsizlik ile parçacığın hız çarpı kütlesindekibelirsizliğin çarpımı, Planck sabiti olarak bilinen belli birnicelikten asla küçük olamaz. Ayrıca, bu sınır koşulu,parçacığın konumunun ya da hızının hangi yolla ölçülmekistendiğine ya da parçacığın türüne bağlı değildir:Heisenberg'in belirsizlik ilkesi dünyanın temel, kaçılamazbir özelliğidir.

Belirsizlik ilkesi, dünyaya bakış açımıza ta derindendokunur. Aradan elli yıldan fazla zaman geçmiş olmasına

94


karşın, etkileri çoğu düşünürce kavranamamış olup halabüyük tartışma konusudur.

Belirsizlik ilkesi, Laplace'ın bir bilim kuramı düşünün,tamamıyla belirlenebilir bir evren modelinin ölüm çanınıçaldı: eğer evrenin şu andaki durumu bile kesin bir biçimdeölçülemiyorsa, gelecekteki olayları doğru hesaplamak hiçmümkün olamazdı! Yine de, hiç bozmadan evrenin şu andakikonumunu gözlemleyebilecek bir doğaüstü varlık için,olayları tümüyle belirleyen bir yasalar takımı olduğunudüşünebiliriz. Ancak, bu türden evren modelleri bizölümlere pek ilginç gelmiyor. En iyisi Occam'ın traş bıçağıdenilen tutumluluk ilkesini kullanıp, kuramıngözlemlenemeyen yönlerini kesip atmak. Bu yaklaşımHeisenberg, Erwin Schroedinger (Şrödinger) ve Paul Dirac'ı(Dirak) 1920'lerde mekaniği belirsizlik ilkesi temelindeyeniden ele alıp tanecik mekaniği denilen yeni bir kuram ileaçıklamaya götürdü. Bu kuramda parçacıkların iyi tanımlı,ayrı ayrı, ama kesin ölçülmeyen konumları ve hızları yoktu.Bunun yerine, konum ve hızın bileşimi olan bir tanecikdurumu vardı.

Genel olarak, tanecik mekaniği bir gözlem için tek vekesin bir sonuç öngörmez. Bunun yerine, birtakım olasısonuçlar öngörür ve her birinin ne kadar olası olduğunusöyler. Yani, başlangıç durumları aynı bir sürü benzeri

95


sistem için aynı ölçüm yapıldığında, ölçümün sonucu birbölüm için A, başka bir bölüm için B, vb bulunur. Sonucunyaklaşık kaçta kaçının A ya da B olacağı hesaplanabilir, amaherhangi bir ölçümün kendine özgü sonucu öncedenbilinemez. Tanecik mekaniği böylece bilime kaçınılmaz birbilinemezlik ya da gelişigüzellik öğesi sokmaktadır. Einsteinbuna şiddetle karşı çıktı, bu düşüncenin gelişmesinde önemlibir payı bulunduğu halde. Tanecik kuramına katkısındandolayı Einstein'a Nobel ödülü verildi. Buna karşın Einsteinevrene şansın hükmettiğini asla kabul etmedi; duyguları şuünlü deyişle özetlenebilir: "Tanrı zar atmaz." Oysa öbürbilimcilerin çoğu, tanecik mekanikliğini kabul etmeyanlısıydılar, çünkü deneylere tamamen uymaktaydı.Gerçekten de, oldukça başarılı bir kuram olarak modernbilim ve teknolojinin neredeyse tümünün temelinioluşturmaktadır. Televizyon ve bilgisayar gibi elektronikaygıtların temel ögeleri olan transistorlar ve tümleşikdevrelerin işleyişini, modern kimya ve biyolojinin temeliniona borçluyuz.Tanecik mekaniğini henüz uygun bir biçimdeiçine alamayan yalnızca iki fizik bilimi alanı, çekim veevrenin büyük ölçekte yapısı, kaldı.

Işık, dalgalardan oluşmuş olsa bile, Planck'ın tanecikvarsayımı bize, bazı yönleriyle ışığın parçacıklardanoluşmuş gibi davrandığını söylüyor: ışık yalnızca paketler,ya da tanecikler biçiminde yayınlanabilir ve soğurulabilir.

96


Aynı biçimde, Heisenberg'in belirsizlik ilkesi deparçacıkların bazı yönleriyle dalgalar gibi davranacaklarınıanlatıyor: parçacıkların kesin bir konumları yoktur ama bellibir olasılık çerçevesinde "dağınık" durumdabulunmaktadırlar. Tanecik mekaniği kuramının dayalı olduğubu tümüyle yeni matematik temeli, gerçek dünyayı artıkparçacıklar ve dalgalar boyutunda açıklamaz; yalnızcagözlemlerimiz bunlarla açıklanabilir. Tanecik mekaniğindedalgalar ve parçacıklar arasında böyle bir ikilik vardır: bazıdurumlarda parçacıkları dalgalar olarak ele almak, öbürdurumlarda ise dalgaları parçacıklar olarak ele almakelverişli olmaktadır. Bunun önemli bir sonucu, iki dalga yada parçacık takımı arasında "girişim" denilen olayıngözlemlenebilmesidir. Yani, bir dalga dizisinin tepeleri öbürdalga dizisinin çukurlarına denk gelir. O zaman bu iki dalgadizisi beklendiği gibi birbirlerine eklenip daha kuvvetli birdalga oluşturacaklarına, birbirlerini yok ederler (Şekil 4.1).Işık girişiminin bilinen bir örneği, sabun köpükleri üzerindegörülen renklerdir.

97


Şekil 4.1

Bu renklerin nedeni, ışığın, köpüğü oluşturan ince sutabakasının her iki tarafından yansımasıdır. Beyaz ışıkta,hepsi değişik renkli, ışık dalgaları bulunur. Bazı dalgaboyları için, dalga boylu, yani değişik renkli, ışık dalgalarıbulunur. Bazı dalga boyları için sabun tabakasının birtarafından yansıyan dalgaların tepeleri öbür tarafındanyansıyan dalgaların çukurlarına denk düşer. Bu dalgaboylarına karşılık olan renkler yansıyan ışıkta bulunmaz,böylece ışık renkli gözükür.

98


Şekil 4.2

Girişim olayı parçacıklarda da gözlenir, tanecikmekaniğinin ortaya koyduğu ikilikten ötürü. İyi bilinen birörnek "iki yarık" denilen deneydir (Şekil 4.2). Üzerinde

99


birbirine koşut iki dar yarık bulunan bir bölme düşünelim.Bölmenin bir yanına belli bir renkte (yani belli bir dalgaboyunda) bir ışık kaynağı konmuş olsun. Işığın çoğu bölmeyiaydınlatacak ama az bir bölümü de yarıklardan geçecektir.Bölmenin öbür yanından yeterince uzağa bir perde konmuşolsun. Perdenin üzerindeki herhangi bir noktaya, her ikiyarıktan da ışık dalgaları gelecektir. Ancak, genel olarak,ışığın kaynaktan perdeye kat ettiği yol her iki yarık içindeğişik olacaktır. Bu demektir ki yarıklardan çıkan dalgalarperdeye vardıklarında aynı fazda olmayacaklardır: bazıyerlerde birbirlerini yok edecekler, bazılarında isekuvvetlendireceklerdir. Sonuç, kendine özgü bir açık-koyugirişim çizgileri şeklidir.

Olağanüstü olan şey, ışık kaynağı yerine belli bir hızıolan (yani belli uzunluktaki dalgalara karşılık olan)parçacıklar, örneğin elektronlar kullanıldığında tıpatıp aynıgirişim çizgilerinin elde edileceğidir. Olay daha da bir tuhafgörünebilir, çünkü tek bir yarık durumunda girişim yerineperdenin üzerinde elektronların düzgün bir dağılımı eldeedilir. Bir yarık daha açmanın yalnızca perdenin hernoktasına düşen elektron sayısını artıracağını düşünmekdoğal olabilir, oysa girişim nedeniyle, aslında bu sayı bazıyerlerde azalır. Elektronlar yarıklara tek tek gönderilseler,her biri ya bir yarıktan ya da ötekinden geçecek ve böylecegeçtiği yarıktan başka bir tane daha yokmuş gibi davranacak

100


-perdede düzgün bir dağılıma yol açacaktır. Ancak gerçekte,elektronlar tek tek bile gönderilseler girişim çizgileri ortayaçıkmaktadır. O halde her bir elektron her iki yarıktan da aynıanda geçiyor olmalı!

Tanecikler arasındaki girişim olayı, kimya ve biyolojinintemel birimi ve bizim ve çevremizdeki her şeyin oluştuğuyapı taşı olan atomların yapısını anlamamızda bir dönümnoktasıdır. Bu yüzyılın başlarında, atomların güneş etrafındadönen gezegenler gibi, artı elektrik yüklü bir çekirdeketrafında dönen eksi elektrik yüklü elektronlardan oluştuğudüşünülüyordu. Güneş ve gezegenler arasındaki kütleselçekim kuvvetleri nasıl gezegenleri yörüngede tutuyorsa, artıve eksi yüklerin arasındaki çekimin de elektronlarıyörüngelerinde tuttuğu sanılıyordu. Bu düşüncenin sorunu,tanecik mekaniğinden önceki mekanik ve elektrik yasalarınagöre, elektronların enerji yitirerek sarmal bir yörüngedealçalıp çekirdeğin üzerine düşeceğinin gerekmesiydi. Bu da,atomun ve dolayısıyla tüm maddelerin çökerek büyük birhızla müthiş bir yoğunluk durumuna geleceği demekti. Busoruna karşı bir çözüm Danimarkalı bilimci Niels Bohr(Bor) tarafından 1913 yılında bulundu. Bohr, elektronlarınçekirdekten herhangi bir uzaklıkta değil de, öncedensaptanmış belli uzaklıklarda yörüngede kalabilecekleriniortaya attı. Ayrıca, belli bir uzaklıkta ancak bir ya da ikielektronun dönebileceği de varsayılırsa, bu, atomun çökmesi

101


sorununu çözmüş olurdu; çünkü elektronlar olsa olsaçekirdeğe en yakın olan en az enerjili yörüngeyi dolduracakkadar alçalabileceklerdi.

Bu model, çekirdeği etrafında dönen, bir tek elektronuolan, yapısı en basit hidrojen atomunu pek güzel açıklıyordu.Fakat daha karmaşık atomlara nasıl uygulanacağı pek de açıkdeğildi. Üstelik sınırlı bir "olanaklı" yörüngeler takımıdüşüncesi fazla keyfilik taşıyordu. Yeni tanecik mekaniğikuramı bu zorluğu ortadan kaldırdı. Çekirdek etrafındadönen elektronun, hızına bağlı bir dalgaboyuna sahip birdalga olarak düşünülebileceğini ortaya koydu. Bazıyörüngelerin uzunluğu, elektronun dalgaboyunun tam katına(kesirsiz olarak) denk düşmekteydi. Bu yörüngeler boyuncadalga tepeleri her dönüşte aynı noktada oluyor ve dalgalarböylece kuvvetleniyordu; bu yörüngeler Bohr'un olanaklıyörüngelerinin karşılığı oluyordu. Fakat uzunlukları dalgaboyunun tam katı olmayan öteki yörüngelerde, her dalgatepesi elektronlar döndükçe eninde sonunda bir dalga çukurutarafından yok edilecekti; bu yörüngeler olanaksızsayılıyordu.

Parçacık/dalga ikiliğini kafada canlandırmanın güzel biryolu Amerikan bilimcisi Richard Feynman (Feynmın)tarafından ortaya konan "geçmişler toplamı" denilenyöntemdir. Bu yaklaşımda, taneciksiz klasik kuramdaki gibi

102


parçacıkların uzay-zamanda tek bir geçmişleri ya da yollarıolduğu varsayımı yoktur. Bunun yerine, bir parçacığın A'danB'ye her olası yoldan gittiği varsayılır. Her yola ilişkin ikisayı bulunur: birincisi dalganın büyüklüğünü, ikincisi iseçevrimdeki konumunu (yani tepede mi çukurda mı olduğunu)gösterir. A'dan B'ye gitme olasılığı, tüm yollar içindalgaların toplamı alınarak bulunur. Genel olarak, bir komşuyollar takımı karşılaştırılırsa, fazlar, ya da konumlar çokfarklı olacaktır. Bu demektir ki, bu yollara ilişkin dalgalarçoğunlukla birbirlerini tümüyle yok edeceklerdir. Oysa bazıkomşu yollar takımı için fazlar, yoldan yola pekdeğişmeyecek ve bu yollara ilişkin dalgalar yokolmayacaktır. İşte bu yollar, Bohr'un olanaklı yörüngelerinekarşılıktır.

Somut matematik biçime konan bu düşüncelerle, dahakarmaşık atomlara ve hatta birden çok çekirdek etrafındadönen elektronların bir arada tuttuğu atomlardan oluşanmoleküllere ilişkin olanaklı yörüngeleri hesaplamak oldukçabasit bir işleme dönüştü. Moleküllerin yapısı vebirbirleriyle reaksiyonları tüm kimya ve biyolojinin temelinioluşturduğundan, tanecik mekaniği, ilkesel olarak,çevremizde görebildiğimiz hemen her şeyi, belirsizlikilkesinin çizdiği sınırlar içinde hesaplamamıza olanaksağlar. (Ancak, uygulamada içinde birkaç taneden fazlaelektron bulunan dizgeler için gereken hesaplar öylesine

103


karmaşıktır ki, bunu yapamayız.)

Einstein’ın genel görelik kuramı evrenin büyük ölçektekiyapısına hükmediyor gibidir. Klasik olarak adlandırılan birkuramdır; yani tanecik mekaniğinin belirsizlik ilkesinihesaba katmaz, öteki kuramlarla tutarlı olabilmek içingerekse bile. Gözlemlerle herhangi bir çelişkiyedüşmemesinin nedeni, normal olarak algıladığımız kütleselçeki alanlarının çok zayıf oluşudur. Ancak, daha önce sözüedilen tekillik teoremleri, en az iki durumda, kara deliklerdeve büyük patlamada, çekim alanının çok şiddetli olacağınaişaret ediyor. Böylesi şiddetli alanlarda, tanecik mekaniğininetkileri önemli olmalı. Böylece, bir anlamda, klasik genelgörelik, sonsuz yoğunlukta noktalar öngörmekle aslındakendi yıkılışının haberini veriyor, nasıl ki klasik (yanitaneciksiz) mekanik, atomların sonsuz yoğunluğa çökeceğiniileri sürerek kendi yıkılışını öngördü. Henüz genel göreliğive tanecik mekaniğini birleştiren tam, tutarlı bir kuramımızyok, ama böyle bir kuramın taşıması gereken özelliklerin birbölümünü biliyoruz. Bunların kara delikler ve büyükpatlama için ne anlama geldiğini kitabımızın daha ileribölümlerinde göreceğiz. Ama şimdilik, yakın zamanlardaki,doğanın öbür kuvvetlerine ilişkin anlayışlarımızı tek birtanecik kuramında birleştirme çabalarına dönelim.

104


5 Temel Parçacıklar ve Doğanın Kuvvetleri

Aristo, dünyadaki bütün maddenin dört temel elementten;hava, toprak, ateş ve sudan oluştuğuna inanıyordu. Buelementlere iki kuvvet etki etmekteydi: yerçekimi yanitoprağın ve suyun batma eğilimi ve uçuculuk yani hava veateşin yükselme eğilimi. Evrenin içeriğinin madde vekuvvetlerce bu şekilde bölünmesi bugün halakullanılmaktadır.

Aristo maddenin sürekli olduğuna inanıyordu, yani, birmadde parçasını sürekli olarak istediğimiz kadar küçükparçalara bölebilir, hiçbir zaman daha küçük parçayabölünemeyecek madde taneciği ile karşılaşamazdık. Bununyanı sıra Demokritus gibi birkaç Yunanlı da maddenin küçüktaneciklerden oluştuğunu ve her şeyin çok sayıda değişikatomdan yapıldığını savunuyorlardı. (Atom sözcüğüYunancada "bölünemez" demektir.) Bu tartışma çağlar boyuiki taraf arasında gerçek bir kanıt olmadan sürüp gitti, ta ki1803 yılında Britanyalı kimyacı ve fizikçi John Dalton'un(Daltın) kimyasal bileşiklerin her zaman belli oranlardagerçekleşmesinin atomların molekül denen birimlerioluşturmak üzere bir araya gelmesiyle açıklanabileceğiniişaret etmesine kadar. Yine de bu iki düşünce akımıarasındaki tartışma atomcuların lehine bu yüzyılın ilkbaşlarına dek bir sonuca bağlanamadı. Bu konuya ilişkin en

105


önemli fiziksel kanıtlardan biri Einstein tarafından sağlandı.Einstein 1905 yılında, özel görelik kuramı üzerindekimakalesinden birkaç hafta önce yazdığı başka bir makalede,sıvılardaki küçük toz parçacıklarının Brown (Bravn)devinimi olarak bilinen düzensiz ve gelişigüzelhareketlerinin, sıvı moleküllerinin toz parçacıkları ileçarpışmasından doğabileceğini belirtti.

Daha o zamanlar, atomların bölünmez olduğuna ilişkinkuşkular ortaya çıkmaya başlamıştı. Bundan birkaç yıl önceCambridge'deki Trinity College'ın üyesi olan J.J. Thomson(Tamsın) kütlesi, en hafif atomun kütlesinin binde birindenaz olan, elektron diye bir maddenin varlığını göstermişti.Bunu göstermek için bugünkü televizyon resim tüpünebenzeyen bir düzenek kullandı: sıcak bir metal fitilden çıkanelektronlar eksi yüklü oldukları için fosfor kaplı bir ekranadoğru elektrik alanı etkisiyle hızlandırılıyordu. Thomson,bunlar ekrana çarptıkları zaman ışık parıltılarının yayıldığınıgözledi. Kısa bir süre sonra, bu elektronların, atomlarınkendi içlerinden çıktığı anlaşıldı. Ve 1911 yılında Britanyalıfizikçi Ernest Rutherford (Radırfırd) maddeyi oluşturanatomların gerçekten bir iç yapıları olduğunu gösterdi:atomlar, etrafında elektronların döndüğü, son derece küçük,artı yüklü çekirdeklerden oluşmaktaydılar. Rutherford busonucu, radyoaktif atomlarca yayınlanan artı yüklü alfaparçacıklarının atomlarla çarpıştığında nasıl saptırıldığını

106


inceleyerek çıkardı.

ilk önceleri, atom çekirdeğinin elektronlar ve değişiksayıda proton denen artı yüklü parçacıklardan oluştuğusanılıyordu. Proton, maddeyi oluşturan temel yapı taşısanıldığı için Yunanca "birinci" anlamına gelen sözcüktenalınmıştır. 1932 yılında, Rutherford'un Cambridge'den birarkadaşı olan James Chadwick (Cedvik) çekirdekte,protonla aynı kütleye sahip ama elektrik yükü olmayannötron adlı başka bir parçacığın bulunduğunu keşfetti.Chadwick bu buluşundan dolayı Nobel ödülünü kazandı veGonville ve Caius College'a başkan seçildi (şimdi benimbulunduğum okul). Daha sonra diğer meslektaşlarıyla olananlaşmazlıklardan dolayı buradan istifa etti. Harpten dönengenç öğretim görevlilerinin, bir sürü yaşlı öğretimgörevlisini uzun süredir tuttukları mevkilerden oylamayoluyla uzaklaştırmalarından beri okulda tatsız biranlaşmazlık süregelmekteydi. Bu benim dönemimdenönceydi; ben okula, bu tatsızlıkların sona ermek üzereolduğu, benzer anlaşmazlıkların Nobel ödülü sahibi SirNevilI Mott'u (Mat) istifaya zorladığı 1965 yılında katıldım.

Yirmi yıl önceye kadar proton ve nötronların temelparçacıklar oldukları sanılıyordu, ama protonların hızladiğer proton ve elektronla çarpıştıkları deneyler, onlarındaha da küçük parçacıklardan yapıldıklarını gösterdi. Bu

107


parçacıklara, bu konuda yaptığı çalışmalarla 1969 Nobelödülünü kazanan Caltech'li fizikçi Murray GellMann(Gelman) tarafından kuvark adı verildi. Kuvark sözcüğününkendi başına hiç bir anlamı yoktur. Kaynağı James Joyce'dan(Coys) bilmeceli bir alıntıdır: "Mastır Mark için üç kuvark."

Kuvarkların değişik türleri vardır: aşağı, yukarı, garip,meftun, alt ve üst olarak adlandırılan en az altı "çeşni"kuvark olduğu düşünülmektedir. Her çeşni üç değişik"renkte" olabilir: kırmızı, yeşil, mavi (Bu nitelemenin saltsınıflandırma için olduğunu vurgulamak gerekir. Kuvarklargörünen ışığın dalga boyundan çok daha küçüktür ve buyüzden bildiğimiz anlamda bir renkleri yoktur. Öylegörülüyor ki, çağdaş fizikçiler yeni parçacık ve fizikselolayları adlandırırlarken hayal güçlerini öncekilerden dahaçok kullanıyorlar, kendilerini artık Yunancaylakısıtlamıyorlar!) Bir proton ya da nötron her renkten bir taneolmak üzere üç kuvarktan oluşmuştur. Protonda iki yukarıkuvark ve bir aşağı kuvark bulunur; bir nötronda ise iki aşağıve bir yukarı kuvark vardır. Diğer kuvarklardan (garip,meftun, alt ve üst) yapılmış başka parçacıklar yaratabilirizama bunların kütleleri çok büyük olacağı için hızla proton venötrona dönüşürler.

Şimdi biliyoruz ki, ne atomlar, ne de onların içindeki

108


proton ve nötronlar bölünemez değillerdir. O zamansorulması gereken soru şu olmakta: gerçek temel parçacıklar,yani diğer başka her şeyin yapıldığı temel yapı taşlarınelerdir? Işığın dalga boyu bir atomdan çok daha büyükolduğu için atomun içini, ona bakarak görmeyi bekleyemeyiz.Çok daha küçük dalga boylu bir şey kullanmak zorundaolduğumuz açık. Geçen bölümde gördüğümüz gibi, tanecikmekaniği bize parçacıkların aslında dalga olduğunu veparçacığın enerjisi yükseldikçe dalga boyunun küçüldüğünüsöylemektedir. Bu yüzden sorumuzun yanıtı, elimizin altındane kadar çok parçacık enerjisi olduğuna bağlıdır, çünkü nekadar küçük ölçeğe bakabileceğimizi ancak bu belirler. Buparçacık enerjileri genellikle elektronvolt adı verilen birbirimle ölçülür. (Thomson'un elektronlarla yaptığıdeneylerde, elektronları hızlandırmak için elektrik alanınıkullandığını görmüştük. Bir elektronun, bir voltluk elektrikalanından kazandığı enerjiye bir elektronvolt denir.) Ondokuzuncu yüzyılda, insanların parçacık enerjileri olarakancak yanma gibi kimyasal tepkimelerden doğan birkaçelektronvoltu bildikleri zamanda, atomların en küçük birimoldukları sanılıyordu. Rutherford'un deneyinde, alfaparçacıklarının milyonlarca elektronvolt düzeyindeenerjileri vardı. Daha yakın geçmişte, elektromanyetikdalgaları kullanarak parçacıklara önce milyonlarca, sonramilyarlarca elektronvoltluk enerji bindirmeyi öğrendik.Artık, yirmi yıl önce temel parçacık sandıklarımızın, daha da

109


küçük parçacıklardan oluştuklarını biliyoruz. Daha yüksekenerjilere doğru çıktıkça, acaba bunların daha da küçükparçacıklardan yapıldığını bulabilir miyiz? Bu, hiç kuşkusuzolanaklıdır, ama doğanın temel yapı taşları bilgisine sahipolduğumuza ya da ona çok yakın olduğumuza ilişkin bazıkuramsal nedenler gerçekten elimizde bulunmaktadır.

Geçen bölümlerdeki dalga/parçacık ikiliğini kullanarak,evrendeki her şeyi, ışık ve çekim de içinde olmak üzere,parçacıklar yoluyla betimleyebiliriz. Parçacıkların "dönme"denen bir özelliği vardır. Dönmenin ne olduğunu kavramanınbir yolu, parçacıkları bir eksen etrafında dönen topaçlar gibidüşünmektedir. Yalnız bu biraz yanıltıcı olabilir, çünkütanecik mekaniği ne göre parçacıkların kesin tanımlıeksenleri olamaz.

110


Şekil 5.1

Bir parçacığın dönmesi derken ne kastettiğimiz, aslındao parçacığın değişik yönlerden nasıl göründüğüdür. 0-dönmeli bir parçacık noktaya benzer; hangi yönden bakarsakbakalım aynı görünür (Şekil 5.1-a). Öte yandan, 1-dönmeliparçacık oka benzer; değişik yönlerden değişik görünür

111


(Şekil 5.1 b). Ancak tam bir tur (360 derece)döndürüldüğünde ilk görüntüsünü alır. 2-dönmeli birparçacık ise iki uçlu oka benzer (Şekil 5.1-c). Yarım tur(180 derece) döndürüldüğünde aynı görünür.

Benzer biçimde daha yüksek dönmeli parçacıklar bir tamturun daha küçük kesirleri kadar döndürüldüklerinde aynıgörünürler. Buraya kadar her şey apaçık gibi ama şaşırtıcıbir gerçek şu ki, bazı parçacıklar tam bir tur döndürüldüklerizaman bile aynı görünmezler. Bunun için iki tam turdöndürülmeleri gerekir! Böyle parçacıklara 1/2-dönmeliparçacık denir.

Evrende bilinen bütün parçacıklar iki sınıfa ayrılabilir:evrendeki maddenin tümünü oluşturan 1/2 dönmeliparçacıklar ve daha sonra göreceğimiz gibi, maddeparçacıkları arasındaki kuvvetleri doğuran 0, 1, ve 2-dönmeli parçacıklar. Madde parçacıkları Pauli'nin dışlamailkesi denen bir ilkeye uyarlar. Bu ilke 1925 yılındaWolfgang Pauli (Pauli) adında bir Avusturyalı fizikçitarafından bulundu. Bu buluşuyla 1945 yılında Nobelödülünü kazanan Pauli her şeyiyle bir kuramsal fizikçiydi:aynı şehirde bulunmasının bile yapılan deneyin yanlışsonuçlanmasına yol açtığı söylenir! Pauli'nin dışlamailkesine göre iki benzer parçacık aynı duruma sahipolamazlar, yani belirsizlik ilkesinin tanımladığı sınırlar

112


içinde hem aynı konumda, hem de aynı hızda bulunamazlar.Dışlama ilkesi, madde parçacıklarının 0, 1 ve 2-dönmelikuvvet parçacıkları etkisi altında kalarak neden çok yoğunbir konuma çökmediklerini açıkladığı için çok önemlidir:şöyle ki, eğer madde parçacıkları birbirine çok yakınkonumdalarsa, aynı hıza sahip olamayacakları için aynıdurumda uzun süre kalamayacaklardır. Eğer dünya, dışlamailkesi olmadan yaratılsaydı kuvarklar, birbirinden ayrı vekesin tanımlı proton ve nötronları oluşturamazdı. Proton venötronlar da elektronlarla birlikte atomları oluşturamazdı.Hepsi, oldukça düzgün, yoğun bir "çorba" oluşturmak üzerebir araya çökerdi.

Elektronun ve diğer 1/2-dönmeli parçacıkların uygun birtanımı, 1928 yılında Paul Dirac tarafından, buna ilişkin birkuram ortaya konana dek yapılamamıştı. Paul Dirac dahasonra Cambridge Üniversitesi Matematik bölümündeLukasgil Profesörlüğe yükseldi (bir zamanlar Newton'ın,şimdi de benim sahip olduğum unvan). Dirac'ın kuramı,tanecik mekaniği ve genel görelik kuramının her ikisiyle deuyumlu olan kendi türünden ilk kuramdı. Elektronun neden1/2 dönmeli olduğunu, yani neden tam bir turdöndürüldüğünün de aynı görünmediğini ama ancak iki tamtur döndürüldüğünde aynı göründüğünü matematiksel olarakaçıklamaktaydı. Bu kuram, elektronun, karşıelektron ya dapozitron denen bir ortağının bulunması gerektiğini de

113


kestirmekteydi. Pozitronun 1932 yılında keşfi, Dirac'ınkuramını doğrulayarak, onun 1933 yılında Nobel fizik ödülüalmasına yol açtı. Şimdi her parçacığın birleşerek yokolacağı bir karşıparçacığı olduğunu biliyoruz. (Kuvvettaşıyan parçacıkların karşıparçacıkları ise kendileriyleaynıdır.) Karşıparçacıklardan oluşmuş karşı dünyalar vekarşıinsanlar olabilir. Ama karşıkendinizle karşılaştığınızzaman sakın el sıkışmayın, yoksa her ikiniz de bir ışıkparıltısı içinde yok olursunuz! Etrafımızda nedenkarşıparçacıktan daha çok parçacık olduğu sorusu çokönemlidir; ona bu bölümde tekrar döneceğim.

Tanecik mekaniğinde madde parçacıkları arasındakikuvvet etkileşimlerinin 0, 1, ve 2 gibi tam sayı dönmelikuvvet parçacıkları tarafından taşındığı var sayılır. Olayşöyle açıklanabilir: elektron ya da kuvark gibi bir maddeparçacığı, bir kuvvet taşıyan parçacık yayınlar. Buyayınlamanın tepkisi madde parçacığının hızını değiştirir.Kuvvet taşıyan parçacık daha sonra bir başka maddeparçacığı ile çarpışır ve onun tarafından soğurulur. Buçarpışma ikinci parçacığın hızını değiştirir, sanki iki maddeparçacığı arasında bir kuvvet varmış gibi.

Kuvvet taşıyan parçacıkların önemli bir özelliği dışlamailkesine uymamalarıdır. Bu, değiş tokuş edilen kuvvetparçacığı sayısının sınırsız olduğu, böylece çok büyük

114


kuvvetleri doğurabilecekleri anlamına gelir. Kuvvet taşıyanparçacıkların kütlelerinin büyük olması durumunda, onlarıyayınlayıp, uzun mesafeler boyunca değiş tokuş etmek zorolur. Böyle durumlarda taşıdıkları kuvvetler, kısamenzillidir. Öte yandan, kuvvet taşıyan parçacıkların kendikütleleri yoksa uzun menzilli olabileceklerdir. Maddeparçacıkları arasında değiş tokuş edilen kuvvet taşıyanparçacıklara, parçacık detektörü tarafındanalgılanamadıkları için "gerçek" parçacıktan farklı olarak"sezilgen" parçacıklar denir. Onların varolduklarınıölçülebilir etkiler yarattıkları için biliyoruz, yani onlarısezebiliyoruz: madde parçacıkları arasındaki kuvvetleridoğuruyorlar. 0, 1, ve 2-dönmeli parçacıklar bazı koşullaraltında gerçek parçacıklar gibi varolup doğrudanalgılanabilirler. O zaman bize, bir klasik fizikçinin dalgadiyeceği türden, örneğin ışık ya da çekim dalgası gibigörünürler. Madde parçacıkları birbirleriyle kuvvet taşıyansezilgen parçacıklar değiş tokuş ederek etkileştikleri zamankuvvet taşıyan parçacıklar yayınlanabilir. (Örneğin, ikielektron arasındaki elektriksel itme, hiçbir zamanalgılanamayan sezilgen fotonlardan dolayıdır; amaelektronlardan biri diğerinin yakınından geçecek olursa, ışıkdalgası biçiminde algılayacağımız gerçek fotonlaryayınlanabilir. )

Kuvvet taşıyan parçacıklar, taşıdıkları kuvvetin

115


büyüklüğüne ve etkileşim yaptıkları parçacıklara göre dördeayrılabilirler. Yalnız bunun yapay bir bölünme olduğunuvurgulamak gerekir. Kısmi kuramların oluşturulması içinuygun gelebilir ama bundan daha derin bir anlamaranmamalıdır. Çoğu fizikçiler, eninde sonunda bu dörtkuvveti tek bir kuvvetin değişik görünüşleri olarakaçıklayabilecek bir kuram bulmayı ümit etmektedirler.Gerçekten, bugün çoğuna göre fiziğin asıl amacı budur.Yakın geçmişte, bu dört değişik kuvvetten üçünü birleştirmeküzere başarılı adımlar atıldı; bunları bu bölümdeanlatacağım. Dördüncüsünün, yani çekim kuvvetininbirleştirilmesini ise daha sonraya bırakacağız.

Bu dört kuvvetin ilki çekim kuvvetidir. Bu kuvvetevrenseldir, yani her parçacık, kütlesi ve enerjisine bağlıolarak ondan etkilenir. Çekim kuvveti, dört kuvvetin içindebüyük farkla en zayıf olanıdır; o kadar zayıftır ki, eğer şu ikiönemli özelliği olmasaydı onu hiç duymazdık; büyükuzaklıklardan etki edebilir ve hiçbir zaman itici olmaz. Budemektir ki, dünya ve güneş gibi iki büyük cismin tek tekparçacıkları arasındaki çok zayıf çekim kuvvetleri birbiriüzerine eklenerek çok belirgin kuvvetler doğurabilir. Diğerüç kuvvet ya kısa menzillidir ya da bazen çekici bazen iticioldukları için birbirlerinin etkisini yok ederler. Çekimalanına tanecik gözlükleri arkasından bakarsak, iki maddeparçacığı arasındaki çekim kuvvetinin graviton denen 2-

116


dönmeli bir parçacık tarafından taşındığını zihnimizdecanlandırabiliriz. Bu parçacığın kendine özgü bir kütlesiolmadığı için taşıdığı kuvvet çok uzun menzillidir. Dünya ilegüneş arasındaki çekim kuvveti, bu iki cismi oluşturanparçacıkların aralarında graviton değiş tokuşu olarakgörülebilir. Değiş tokuş edilen parçacıklar gerçekolmamalarına karşın ölçülebilir bir etki yaratırlar-dünyanıngüneş çevresinde dönmesine neden olurlar!

Gerçek gravitonlar klasik fizikçi deyimiyle çekimalanlarını doğururlar. Bunlar o kadar zayıftır ki, henüzalgılanamamışlardır.

Kuvvetlerin ikincisi, elektron ve kuvark gibi elektrikyüklü parçacıklarla etkileşen ama graviton gibi yüksüzparçacıklarla etkileşmeyen elektromanyetik kuvvetidir. Bukuvvet çekim kuvvetinden çok daha büyüktür: örneğin, ikielektron arasındaki elektromanyetik kuvvet, aralarındakiçekim kuvvetinden yaklaşık bir milyon kere milyon (1'densonra 42 sıfır) büyüktür. Ayrıca, elektrik yükü, artı ve eksiolmak üzere iki türlüdür. İki artı yük arasındaki ve iki eksiyük arasındaki kuvvet iticidir, ama değişik tür yüklerarasında bu kuvvet çekici olur. Dünya ya da güneş gibibüyük bir cisim yaklaşık eşit sayıda artı ve eksi yük içerir.Böylece, tek tek parçacıklar arasındaki çekici ve iticikuvvetler birbirlerini hemen hemen götürürler ve geriye çok

117


küçük bir elektromanyetik kuvvet kalır. Buna karşın, atom vemoleküllerin küçük dünyasında baskın olan, elektromanyetikkuvvettir. Atom çekirdeğindeki eksi yüklü elektronlarla artıyüklü protonlar arasındaki elektromanyetik çekim, kütleselçekim kuvvetinin dünyayı güneş etrafında döndürmesinebenzer biçimde, elektronların atom çekirdeği etrafındadönmesine neden olur. Elektromanyetik çekimi, foton denençok sayıda yüksüz 1- dönmeli sezilgen parçacığın değiştokuş edilmesi olarak kafamızda canlandırabiliriz.Yinelersek, karşılıklı değiştirilen bu fotonlar sezilgenparçacıklardır. Ancak, bir elektron bulunabileceğiyörüngelerden birini terk edip, çekirdeğe yakın bir diğerinegeçerse, enerji ortaya çıkar ve bir gerçek foton yayınlanır.Bu, uygun bir dalgaboyunda ise insan gözüyle ya da fotoğraffilmi gibi bir foton detektörü ile algılanabilir. Benzerbiçimde, gerçek bir foton, bir atomla çarpışacak olursa,yakın yörüngedeki bir elektronu daha uzak bir yörüngeyekaydırabilir. Bu olay sırasında enerjisi kullanılan fotonsoğurulur.

Üçüncü kategori, radyoaktiviteyi doğuran ve bütün 1/2dönmeli madde parçacıklarına etkiyen ama foton ya dagraviton gibi parçacıklara etkilemeyen zayıf çekirdekkuvveti denen kuvvetidir. Zayıf çekirdek kuvveti 1967 yılınakadar tam olarak anlaşılmamıştı, taki Londra ImperialCollege'dan Abdus Salam (Salam) ve Harvard'dan Steven

118


Weinberg (Vaynbörg), bu etkimeyi elektromanyetik kuvvetlebirleştiren kuramları, tıpkı Maxwell'in bundan yüz yıl önceelektrik ve manyetizma kuvvetlerini birleştirmesi gibi,ortaya atıncaya dek. Salam ve Weinberg fotona ek olarak,topluca "kütleli vektör boson"lar olarak bilinen ve zayıfkuvveti taşıyan ve üç değişik tür daha 1-dönmeli parçacıkolduğunu önerdiler. Bunlara W + (dabılyu artı), W- (dabılyueksi), ZO (ze sıfır), dendi ve her birisinin yaklaşık 100 GeVkütlesi vardı. (GeV kısaca gigaelektronvolt ya da bir milyarelktronvolt demektir). Weinberg-Salam kuramı kendiliğindenbakışım bozulması denen bir özellik gösterir. Yani, düşükenerji düzeylerinde birbirinden tamamen farklıymış gibigörünen parçacıklardır. Yüksek enerjilerde bütün buparçacıklar benzer biçimde davranırlar. Bu biraz, ruletmasasındaki rulet bilyesinin davranışına benzer. Yüksekenerjilerde (rulet tekerleği hızla döndürüldüğünde) bilyeesas olarak tek bir biçimde davranır-tekerleğin etrafındadöner durur. Ama tekerlek yavaşladıkça bilyenin enerjisiazalır ve sonunda tekerlekteki otuz yedi tane bölümden biri‐ne düşer. Başka bir deyişle, düşük enerjilerde bil yeninbulunabileceği otuz yedi değişik durum vardır. Eğer,herhangi bir nedenle, bilyeyi sadece düşük enerjilerdegözlemleyebiliyorsak değişik bilye olduğu sonucunuçıkarabiliriz!

Weinberg-Salam kuramına göre, 100 GeV'un çok

119


üstündeki enerjilerde bu üç yeni parçacık ve fotonlar aynıbiçimde davranırlar. Buna karşın daha çok karşılaştığımızdüşük enerji düzeylerinde ise parçacıklar arasındaki bubakışım bozulur. W+, W- ve Zo, büyük kütleler edinerektaşıdıkları kuvvetlerin menzilini düşürürler. Weinberg veSalam bu kuramı ortaya attıkları zaman onlara pek inananolmadı. Parçacık hızlandırıcıları da henüz, W +, W - ve Zoparçacıklarının oluşturmak için gerekli 100 GeV enerjidüzeylerine ulaşabilecek kadar güçlü değillerdi. Ama,bundan sonraki on yıl içinde kuramın düşük enerji düzeyleriiçin kestirdikleri deneylerle o kadar güzel uyuştu ki, Salamve Weinberg'e, elektromanyetik ve zayıf çekirdekkuvvetlerini birleştiren benzer kuramları öneren Harvard'lıSheldon Glashow (Glaşov) ile birlikte 1979 Nobel fiziködülü verildi. Nobel komitesi 1983 yılında, CERN'de(Avrupa Çekirdek Araştırma Merkezi) fotonun üç kütleliortağının, öngörülen kütleleri ve öbür özellikleri ile uyuşanbiçimde ortaya çıkarılışıyla, yapmış olabileceği biryanlışlıktan dolayı duyacağı büyük bir utançtan kurtarıldı.Birkaç yüz fizikçiden oluşan bir ekibe önderlik ederek bubuluşu gerçekleştiren Carlo Rubbia'ya (Rubia), kullanılankarşıparçacık depolama sistemini geliştiren CERNmühendisi Simon van der Meyer (Vandenmeyr) ile birlikte1984 Nobel ödülü verildi. (Bugünlerde deneysel fizikdallarında kendini göstermek en tepede olmadıkça çok zor!)

120


Dördüncü kuvvet, proton ve nötronların içindekikuvarkları birbirine bağlayan ve proton ve nötronları atomçekirdeğinde bir arada tutan güçlü çekirdek kuvvetidir. Bukuvvetin, gluon denen ve ancak kendisi ve kuvarklarlaetkileşen diğer bir 1-dönmeli parçacık tarafından taşındığısanılıyor. Büyük çekirdek kuvvetinin "kapatma" denen tuhafbir özelliği vardır: buna göre parçacıklar birbirlerine, herzaman renksiz sonuçlanacak birleşimlerle bağlanırlar.Örneğin, bir kuvark hiçbir zaman kendi başına bulunamaz,çünkü o zaman bir renginin olması gerekir (kırmızı, yeşilveya mavi). Bunun yerine, kırmızı bir kuvark, bir yeşil birmavi kuvarkla gluonlar dizisiyle bağlanır (kırmızı+yeşil+mavi=beyaz). Böyle bir üçlü, proton ya da nötronuoluşturur. Başka bir olası diziliş de kuvark ve karşıkuvarkçiftinden oluşur (kırmızı+karşıkırmızı veya yeşil +karşıyeşilveya mavi+karşımavi= beyaz). Böyle bileşimlerin ortayaçıkardıkları parçacıklara meson denir. Kuvarklar vekarşıkuvarklar birbirlerini yok ederek elektron ve diğerparçacıklara dönüşeceklerinden dolayı mesonlarkararsızdırlar. Kapatma ilkesi, benzer biçimde gluonların datek başlarına bulunmalarına izin vermez, çünkü onların darenkleri vardır. Gluonlar, bu yüzden ancak beyaz rengidoğuracak renk topluluğu içinde bulunabilirler. Böyle birtopluluk, yapışkantop denen kararsız bir parçacığı oluşturur.

121


Şekil 5.2

Yüksek enerjili bir proton ve karşıproton çarpışarak,hemen hemen özgür bir çift kuvark oluşturur.

Kapatma ilkesinin kuvark ya da gluonların yalın biçimdegözlemlenmesine izin vermemesi, kuvark ve gIuonparçacıkları kavramının tümünü biraz fizikötesi yapıyor.Ama güçlü çekirdek kuvvetinin sonuşmaz özgürlük denenöyle bir başka özelliği vardır ki , kuvark ve gluonkavramlarına kesinlik kazandırmaktadır. Olağan enerjidüzeylerinde güçlü çekirdek kuvveti gerçekten çokkuvvetlidir ve kuvarkları birbirine sıkıca bağlar. Buna karşın

122


büyük hızlandırıcılarla yapılan deneylerin gösterdiğine göreyüksek enerjilerde bu kuvvet çok zayıflar ve bundan dolayıkuvark ve gluonlar sanki özgür parçacıklarmış gibidavranmaya başlarlar. Şekil 5.2 yüksek enerjili proton vekarşıproton arasındaki çarpışmayı gösteren bir fotoğraftır.Bu çarpışma sonucu özgür sayılabilecek birkaç kuvarkyaratılmış ve resimde görülen izlerin oluşmasına yolaçmıştır.

Elektromanyetik kuvvet ile zayıf çekirdek kuvvetininbaşarılı bir biçimde birleştirilmesi, bu iki kuvvetin güçlüçekirdek kuvvetiyle birleştirilip, büyük birleşik kuram(BBK) diye adlandırılan yeni bir kuram oluşturmaçabalarına yol açtı. Buna verilen isim oldukça abartmalıdır:sonuçta ortaya çıkan kuramlar ne o kadar büyüktür, ne de,çekim kuvvetini kapsamadıkları için, tamamen birleşiktir.Değerleri önceden kuramdan çıkartılamayan ama yapılandeneylere uyacak biçimde seçilmiş önemli sayıdaparametreyi içerdikleri için, kuram olarak eksiksiz dedeğillerdir. Her şeye rağmen, bunlar eksiksiz bir birleşikkurama doğru atılmış adımlar olabilir. BBK'ların dayandığıtemel düşünce şudur: yukarıda sözü edildiği gibi, büyükçekirdek kuvveti yüksek enerjilerde zayıflar. Öte yandan,elektromanyetik ve zayıf kuvvetler, sonuşmaz özgürolmadıkları için yüksek enerjilerde kuvvetlenirler. Büyükbirleşim enerjisi denen belli birçok yüksek enerji düzeyinde

123


bu üç kuvvet eşitlenir, böylece tek bir kuvvetin değişikgörünümleri olarak yorumlanabilirler. BBK'lar, bu enerjidüzeylerinde kuvark ve elektron gibi 1/2-dönmeli değişikparçacıkların temel olarak birbirinin aynı olacağını, böylecebir başka birleşmenin daha elde edileceğini kestirmekteler.

Büyük birleşim enerjisinin değeri pek bilinmiyor ama enazından milyon kere milyar GeV olması gerektiği tahminediliyor. Bugünkü kuşak parçacık hızlandırıcıları,parçacıkları birbirleriyle ancak yüz GeV düzeyindeçarpıştırabilmekte ve bunu birkaç bin GeV düzeyineçıkaracak makineler planlanmaktadır. Ama parçacıklarıbüyük birleşim enerjisine çıkarabilecek kadar güçlü birmakinenin güneş sistemi kadar büyük olması gerektiğinibiliyoruz, üstelik bugünkü ekonomik ortamda buna malikaynak bulmak da pek olanaklı değil. Bu yüzden büyükbirleşim kuramları doğrudan laboratuarlarda sınayamıyoruz.Elbette aynı elektromanyetik ve zayıf kuvvet kuramlarındaolduğu gibi, bu kuramın da sınanabilecek düşük enerjilisonuçları bulunmaktadır.

Bunların içinden en ilginci, sıradan maddeninçoğunluğunu oluşturan protonların kendiliğinden karşıelektron gibi daha hafif parçacıklara dönüşebileceğininkuram tarafından öngörülmesidir. Böyle bir olayıngerçekleşebilmesinin nedeni, büyük birleşim enerjisi

124


düzeyinde bir kuvarkla karşıelektron arasında bir ayrımolmamasıdır. Protonun içindeki üç kuvarkın normal olarakkarşıelektronlara dönüşecek enerjileri yoktur ama belirsizlikilkesine göre bu enerjilere kesin bir değerbiçemeyeceğimizden, arada sırada bir tanesi bu geçimisağlamaya yetecek kadar enerji kazanabilir. O zaman protonbozunur. Bir kuvarkın bu iş için yeterli enerji kazanmaolasılığı o kadar düşüktür ki, en azından bir milyon keremilyon kere milyon kere milyon kere milyon yıl (1'den sonraotuz sıfır) beklememiz gerekir. Bu ise büyük patlamadan buyana geçen yaklaşık on milyar yıldan (1'den sonra on sıfır)çok daha uzun bir süredir. Bundan dolayı kendiliğindenproton bozunmasının hiçbir zaman deneysel olaraksınanamayacağı düşünülebilir Ama, çok sayıda protoniçeren büyük miktarda maddeyi gözlemleyerek bozunmayıalgılama olasılığını artırabiliriz. (Eğer, örneğin 1'den sonraotuz bir tane sıfır sayıda proton, bir yıl süresincegözlemlenebilirse, en basit BBK'a göre birden fazla protonbozunmasının algılanması beklenir.)

Buna benzer birkaç deney sürdürülmüş ama hiçbirindeproton ya da nötron bozunmasının belirgin kanıtı olacak birsonuç alınamamıştır. Deneylerden bir tanesi sekiz bin ton sukullanarak Ohio'daki Morton tuz madenindegerçekleştirilmiştir. (Böylece kozmik ışınların neden olduğu,proton bozunmasıyla karıştırılabilecek diğer olaylardan

125


kaçınılmak istenmiştir.) Deneyde kendiliğinden protonbozunmasına hiç rastlanmadığı için, protonun olası yaşamsüresinin on milyon yıldan (1'den sonra otuz bir sıfır) dahafazla olması gerektiği sonucu çıkartılabilir. Bu, en basitBBK'ın kestirdiği yaşam süresinden daha uzundur; amabiçilen yaşam süresinin daha da uzun olduğu daha ayrıntılıkuramlar da vardır. Hele onları sınamak için daha da büyükmiktarda madde içeren daha duyarlı deneyler gerekecektir.

Kendiliğinden proton bozunmasını gözlemlemek sonderece zor olmasına karşın, varlığımızın ta kendisi, evreninbaşlangıcında en doğal durum olarak düşünülebileceğimizkuvarkların karşıkuvarklardan daha fazla olmadığı ilkdurumdan, protonların, ya da daha temelde kuvarklarınoluştuğu geriye doğru bir sürecin sonucu olabilir. Dünyaüzerindeki madde başlıca, kendileri kuvarklardan oluşanproton ve nötronlardan oluşmuştur. Fizikçilerin büyükparçacık hızlandırıcılarını kullanarak ortaya çıkarttıklarınındışında, karşıkuvarktan oluşmuş karşıproton ya dakarşınötron hiç yoktur. Kozmik ışınlardan elde ettiğimizkanıtlara göre, bu yıldız kümemizdeki bütün madde içingeçerlidir: yüksek enerjili çarpışmalarda ortaya çıkan azsayıda parçacık karşıparçacık çiftlerinin dışında karşıprotonya da karşınötronlara rastlanmaz. Eğer yıldız kümemizdegeniş karşımadde bölgeleri bulunsaydı, parçacıkların, karşı‐parçacıklarla çarpışarak birbirlerini yokedecekleri ve

126


yüksek enerjiyle ışıyacakları iki bölge arasındaki sınırlardanbüyük miktarda ışıma gözlemlememiz gerekirdi.

Diğer yıldız kümelerindeki maddenin proton venötrondan mı, yoksa karşıproton ve karşınötrondan mıoluştuğuna ilişkin elimizde doğrudan kanıt yok, ama birindenbiri doğru olmalı. Yine çarpışmalardan dolayı çok miktardaışıma gözlemlememiz gerekeceği için tek bir yıldızkümesinde ikisinin karışımının olmasını bekleyemeyiz. Şuhalde, tüm yıldız kümelerinin, karşıkuvark yerinekuvarklardan oluştuklarına inanıyoruz: bazı yıldızkümelerinde madde, bazılarında ise karşımadde olması pekakla yatkın değil.

Niçin, karşıkuvarklardan çok daha fazla sayıda kuvarkolması gerekiyor? Niçin her ikisinden de eşit sayıdabulunmuyor? Aslında sayılarının eşit olmayışı, bizimaçımızdan çok talihli bir olay, yoksa bütün kuvark vekarşıkuvarklar birbirilerini yok ederek, geriye madde yerineışıma dolu bir evren bırakırlardı. O zaman ne bir galaksi, nebir yıldız, ne de üzerinde insan yaşamının serpileceği birgezegen ortaya çıkamazdı. Neyse ki BBK'lar, evren eşitsayıda kuvark ve karşıkuvarklarla başlamış olsa bile,kuvarkların şimdi niye daha çok olduğunu bize açıklıyorlar.Gördüğümüz gibi, BBK'lar yüksek enerjilerde kuvarklarınkarşı-elektronlara dönüşebileceğini söylemekteler. Ayrıca

127


geriye doğru süreçlere de, yani kuvarkların elektronlara,elektron ve karşıelektronların, kuvark ve karşı kuvarklaradönüşmesine izin verirler. Evrenin daha ilk başlarında,parçacık enerjilerinin, son derece yüksek ısıdan dolayı butür dönüşümlere yol açacak denli yüksek olduğu bir zamanvardı. Ama bu niçin kuvarkların karşıkuvarklardan daha çokolmasına yol açsın? Bunun nedeni fizik yasalarınınparçacıklar ve karşıparçacıklar için aynı olmamasındayatmaktadır.

1956 yılına kadar fizik yasalarının, C, P, T denenbakışımların her birine uyduğu sanılıyordu. C-bakışımı fizikyasalarının parçacık ve karşıparçacıklar için aynı olduğuanlamına gelmektedir. Pbakışımı, yasaların her durum veonun aynadaki görüntüsü için aynı olmasıdır (eksenietrafında sağa dönen bir parçacığın aynadaki görüntüsü soladönen bir parçacıktır). T-bakışımı ise, bütün parçacık vekarşıparçacıkların devinim yönlerini değiştirirseniz dizgeninbaşlangıç anlarına dönüleceği anlamına gelir; yani zamanınileri ya da geri akış yönünde fizik yasaları aynıdır.

1956'da TsungDai Lee (Li) ve Chen Ning Yang (Yan)adlı iki Amerikalı zayıf kuvvetin P-bakışımına uymadığınıileri sürdüler. Başka bir deyişle, zayıf kuvvetin evreni,aynadaki görüntüsünün gelişmesinden daha değişik birbiçimde geliştirmesi gerekmekteydi. Aynı yıl bir

128


meslektaşları Chien-Shiun Wu (Vu), bu önermenindoğruluğunu kanıtladı. Bunu, radyoaktif atomlarınçekirdeklerini manyetik alanda aynı yönde dönecek biçimdedizerek ve elektronların belli bir yönde diğer yönden dahaçok yayınlandıklarını göstererek gerçekleştirdi. Bunu izleyenyıl, Lee ve Yang'a düşüncelerinden dolayı Nobel Ödülüverildi. Daha sonra, zayıf kuvvetin Cbakışımına da uymadığıbulundu. Yani, karşıparçacıklardan oluşmuş bir evreninbizimkinden daha değişik davranması gerekmekteydi. Yinede, zayıf kuvvet CP-bileşik bakışımına uyar gibigörünüyordu. Yani her parçacık kendi karşıparçacığı ile yerdeğiştirirse, evren aynadaki görüntüsü gibi gelişmeliydi!1964 yılında, J.W. Cronin (Kronin) ve Val Fitch (Fiç) adlıiki Amerikalı, K-meson denen parçacıkların bozunmasınınCP-bakışımına bile uymadığını gösterdiler. Cronin ve Fitchsonuç olarak, bu çalışmalarından dolayı 1980 yılında NobelÖdülü'nü aldılar. (Evrenin bizim sandığımız kadar basitolmadığını gösterenlere ne kadar da çok Nobel Ödülüvermiş!)

Hem tanecik mekaniğine, hem de göreliğe uyan yasalarınCPTbileşik bakışımına da uyması gerektiğini belirten birmatematiksel teorem vardır. Başka bir deyişle, eğerparçacıklar karşıparçacıklar ile yer değiştirir, evreninaynadaki görüntüsü alınır ve zamanın da yönü değiştirilirseevrenin aynı şekilde davranması gerekir. Buna karşın,

129


Cronin ve Fitch gösterdiler ki, parçacıklar ilekarşıparçacıklar yer değiştirir, daha sonra evrenin aynadakigörüntüsü alınır fakat zamanın yönü değiştirilmezse, evrenindavranış biçimi aynı olmaz. Şu halde, zamanın yönüdeğiştirilirse fizik yasaları da değişmelidir, çünkü bu yasalarT-bakışımına uymazlar.

Şurası kesin ki, ilk evren T-bakışımına uymuyordu:zaman ileri doğru aktıkça evren genişlemektedir, eğer geriyeaksaydı evren büzülecekti. T-bakışımına uymayan kuvvetlerolduğu için, evren genişledikçe bu kuvvetlerin, elektronlarınkarşıkuvarklara dönüşmesinden daha çok karşıelektronlarınkuvarklara dönüşmesini gerektirdiği sonucu ortaya çıkar. Ozaman, evren genişleyip soğudukça karşıkuvarklar,kuvarklardan daha çok kuvark olduğu için, geriye bir miktarkuvark kalacaktır. Bugün gördüğümüz ve bizi oluşturanmadde işte budur. Öyleyse bizim varlığımızın ta kendisi, saltniteliksel olsa bile, büyük birleşik kuramların birdoğrulaması olarak görülebilir; belirsizlikler öyledir ki,geriye kalan kuvarkların sayısını kestirmek, hatta geriyekalanların kuvark mı yoksa karşıkuvark mı olacağınısöylemek olanaksızdır. (Geriye kalanlar karşıkuvark olsaydı,kuvarklara karşıkuvark, karşıkuvarkalara da kuvark deyipişin içinden çıkardık).

Büyük birleşik kuramlar kütlesel çekim kuvvetini

130


içermezler. Bunun pek o kadar önemi de yoktur, çünkükütlesel kuvvet o kadar zayıftır ki, temel parçacıklar ya daatomlarla uğraşırken onun etkisi çoğu kez yok sayılabilir.Ama, hem uzun menzilli ve hem de hiçbir zaman çekicioluşu, etkilerinin üst üste ekleneceği anlamına gelir. Buyüzden, yeterince çok sayıda parçacık için kütlesel çekimkuvveti diğer kuvvetlerden baskın olabilir. Evrenin evriminibelirleyenin kütlesel çekim kuvveti olmasının nedeni budur.Yıldız büyüklüğündeki nesneler için bile kütlesel kuvvetinçekimi diğer kuvvetlere baskın çıkarak yıldızın kendi üstüneçökmesine neden olabilir. Benim 1970'lerdeki çalışmamböyle yıldız çökmelerinden oluşan kara delikler ve onlarınetrafındaki yoğun kütlesel çekim alanı üzerindeodaklanmıştı. Bizi tanecik mekaniğinin ve genel göreliğinbirbirlerini nasıl etkilediklerinin ilk ipuçlarına, daha ilerideçekimin tanecik kuramına kısa bir göz atışa götürecek olanişte buydu.

131


6 Kara Delikler

"Kara delik" terimi oldukça yenidir. İlk kez 1969'daAmerikalı bilimci John Wheeler (Whillır) tarafından, en aziki yüzyıl öncesine dayanan bir düşüncenin görsel tanımıiçin ortaya atılmıştır. O eski zamanlarda ışığa ilişkin ikikuram vardı: biri Newton'ın desteklediği, ışığınparçacıklardan oluştuğu yolundaki kuram, öteki ise dalgakuramı. Şimdi her iki kuramın da doğru olduğunu biliyoruz.Tanecikler mekaniğinin dalga/parçacık ikiliğine göre, ışıkhem dalga hem de parçacık olarak ele alınabilir. Işığındalgalardan oluştuğu yolundaki kurama göre, kütlesel birçekim kuvveti etkisi altında ışığın nasıl davranacağı açıkdeğildir. Ama ışık, parçacıklardan oluşmuşsa, bir topgüllesi, roket ya da gezegenler gibi çekimden etkilenmesinibekleyebiliriz. İlkin ışık parçacıklarının sonsuz hızda gittiğive böylece çekim kuvvetinin onları yavaşlatamayacağıdüşünüldü, ancak Roemer'in ışığın sonlu hızda gittiğinibulmasıyla çekimin önemli bir etkisi olacağı ortaya çıktı.

Bu varsayım üzerine, Cambridge'de hoca olan JohnMichell (Miçıl) 1738'te Londra Krallık Derneği'nin FelsefeYazışmaları dergisindeki makalesinde, yeterince kütlesi olanyoğun bir yıldızın, ışığın ondan kaçamayacağı şiddette birçekim alanı olacağına işaret etti. Yıldızın yüzeyindençıkacak herhangi bir ışık, daha pek çok uzaklaşmadan

132


yıldızın kütlesel çekimiyle geri dönecekti. Michell, butürden çok sayıda yıldız olabileceğini öne sürdü. ışıklarıbize ulaşamayacağından onları göremesek de kütleselçekimlerini algılayabilecektik. Böyle nesnelere bugün karadelik diyoruz çünkü gerçekten ve uzayda kara boşluklaronlar. Benzeri bir sav, birkaç yıl sonra Fransız bilimcisiMarki Laplace tarafından, anlaşıldığı kadarıyla Michell'danbağımsız olarak öne sürüldü. Çok ilginçtir ki bu, Laplace'ınDünyanın Düzeni adlı kitabının yalnızca ilk iki basımındayer aldı. Laplace, daha sonraki basımlardan bunu çıkardı;belki de bir deli saçması olduğuna karar vermiştir. (Ayrıcaışığın parçacık kuramı on dokuzuncu yüzyılda gözden düştü;her şey dalga kuramıyla açıklanabilecek gibiydi ve dalgakuramına göre ışığın çekim kuvvetinden etkileneceği pekaçık değildi.)

Aslında, Newton'ın çekim kuramında ışığı top gülleleriolarak ele almak pek de tutarlı değil, çünkü ışığın sabit birhızı var. (Yeryüzünden yukarı doğru attığımız top güllesiyerçekimi etkisiyle yavaşlayacak ve sonunda durup geridüşecektir; oysa bir foton, yukarı doğru sabit bir hızlagideduracaktır. O halde Newtoncıl çekim, ışığı nasıl oluyorda etkilemiyor?) Kütlesel çekim kuvvetinin ışığıetkilemesini açıklayan tutarlı bir kuram, Einstein 1915'tegenel göreliği ortaya atıncaya dek bulunamadı. Hele,kuramın büyük yıldızlara ilişkin öngörülerinin

133


anlaşılabilmesi için daha çok zaman geçmesi gerekti.

Bir kara deliğin nasıl oluşabileceğini anlamak için, ilkinbir yıldızın yaşam döngüsüne ilişkin bilgi edinmemizgerekir. Bir yıldızın oluşumu, büyük bir miktar gaz(çoğunlukla hidrojen gazı) kütlesel çekim kuvveti etkisindekendi üstüne çökmesiyle başlar. Gaz kütlesi büzüştükçe,atomları gittikçe daha sık ve daha büyük hızlarla birbirlerineçarpar ve böylece gaz ısınır. Sonunda gaz öyle sıcak olur ki,hidrojen atomları çarpışınca sıçrayacakları yerde birleşerekhelyum atomları oluştururlar. Denetim altında patlatılan birhidrojen bombasına benzeyen bu reaksiyonda salınan ısı,yıldıza parlaklığını verir. Bu fazladan ısı aynı zamanda gazınbasıncını artırarak, çekim kuvvetini dengeler ve gazınbüzüşmesi durur. Bu, biraz balonu andırır-balonugenleştirmek isteyen içindeki havanın basıncı ile balonuküçültmek isteyen lastiğin gerilimi arasında bir denge vardır.Yıldızlar, çekirdek reaksiyonu ısısının kütlesel çekimidengelediği bu kararlı durumda çok uzun süre kalırlar.Ancak giderek yıldız hidrojen ve öteki çekirdek yakıtlarınıharcayıp bitirir. Bunun nedeni ise, yıldız ne kadar büyükse,bununla orantılı olan kütlesel çekim kuvvetini dengelemekiçin o kadar çok sıcaklığa gerek duyar. Ve sıcaklığı yüksektutmak için de yakıtını daha çabuk harcar. Güneşimizin dahayaklaşık beş milyar yıl yetecek kadar yakıtı var herhalde,ama daha büyük yıldızlar yakıtlarını evrenin yaşından çok

134


daha az bir sürede, yüz milyon yılda bitirebilirler. Yıldızınyakıtı bitince soğumaya ve büzüşmeye başlar. İşte o zamanbaşına ne geleceği ancak 1920'lerin sonunda anlaşılabildi.

1928 yılında Hindistanlı öğrenci SubrahmanyanChandrasekhar (Candrasekard), Cambridge'de genel görelikuzmanı olan Britanyalı gökbilimci Sir Arthur Eddington'ın(Edingtın) yanında doktora yapmak üzere İngiltere’ye yelkenaçtı. (Bazı tanıklara göre, 1920'lerin başında bir gazeteciEddington'a, duyduğuna göre, dünyada genel görelikkuramından anlayan yalnızca üç kişi olduğunu söylemiş.Eddington önce bir duraklamış, sonra da "Üçüncünün kimolduğunu anımsamaya çalışıyorum" demiş). Hindistan'danyolculuğu sırasında Chandrasekhar, bir yıldızın yakıtınıkullanıp bitirdikten sonra, kendi çekimiyle çökmeden ayaktadurabilmesi için ne büyüklükte olması gerektiğinihesaplamaya çalıştı. Düşüncesi şuydu: yıldız küçülünce,madde parçacıkları birbirlerine çok yaklaşırlar ve Paulidışlama ilkesine göre, hızları birbirinden çok farklıolmalıdır. Bu da parçacıkları birbirinden uzaklaştırır veyıldızı genleştirmeye çalışır. Şu halde yıldız, yaşamının dahaönceki döneminde kütlesel çekimi ısı ile dengelediği gibi,kütlesel çekimi bu kez dışlama ilkesinden doğan itimlidengeleyerek kendini sabit bir çapta tutabilir.

Fakat Chandrasekhar, dışlama ilkesinin sağlayabileceği

135


itimin de bir sınırı olacağının farkına vardı. Görelik kuramı,yıldızın içindeki madde parçacıklarının hızları arasındakifarkı ışık hızıyla sınırlıyordu. Bu demekti ki, yıldızyoğunlaşınca dışlama ilkesinin neden olduğu itim, kütleselçekimden az olacaktı. Chandrasekhar, kütlesi güneşinkininbir buçuk katından fazla olan soğuk bir yıldızın kendi çekimkuvvetine karşı duramayacağını hesaplayarak buldu. (Bukütle Chandasekhar sınırı olarak bilinir.) Benzeri birbulguya, hemen hemen aynı zamanlarda Rus bilimcisi LevDavidovich Landau (Lando) vardı.

Bu, büyük yıldızların yazgısının sonuna ilişkin önemliönermeler getiriyordu. Kütlesi Chandasekhar sınırınınaltında ise, yıldız büzülmeyi durdurup sonunda yarıçapıbirkaç bin kilometre ve yoğunluğu santimetre küp başınaonlarca ton olan bir "beyaz cüce" durumunda kararkılabilecekti. Beyaz cüce, maddesindeki elektronlarınarasındaki dışlama ilkesi itimiyle ayakta durur. Bu beyazcüce yıldızlardan pek çok sayıda gözlemleyebiliyoruz. tıkbulunanlardan biri de geceleri gökyüzünün en parlak yıldızıSirius'un çevresinde dönen bir yıldız.

Landau, yıldız için bir başka olanaklı son durumolacağına işaret etti. Bu durumda yıldız, güneşinkinin bir ikikatı kütleye sahip olmakla birlikte, beyaz cüceden çok dahaküçük olacaktı. Böyle bir yıldız, elektronlar arasında değil

136


de nötron ve protonlar arasındaki dışlama ilkesi itimisayesinde ayakta duracaktı. Bundan ötürü nötron yıldızıolarak adlandırılan bu yıldızın çapı yalnızca 30 kilometrekadar ve yoğunluğu da santimetreküp başına on milyonlarcaton olacaktı. Bu öngörüde bulunulduğu zamanlarda, uygun birgözlem yöntemi olmadığı için nötron yıldızları ancak çoksonraları ayırt edilebildiler.

Öte yandan, kütleleri Chandrasekhar sınırının üstündeolan yıldızlar yakıtlarının sonuna geldiklerinde çok büyükbir sorunla karşı karşıyaydılar. Bazı durumlarda yapatlayarak ya da yeterince maddeyi fırlatıp atarak kütlelerinisınırın altına düşürecekler ve böylece çekimsel çöküntüafetini savuşturmuş olacaklardı; ancak bunun yıldız ne denlibüyük olursa olsun böyle olacağına inanmak pek zordu. Birkez, yıldız fazla kilolarını atması gerektiğini neredenbilecekti? Haydi her yıldız çöküntüden kaçınmak içinyeterince kütleden kurtulmayı becermiş olsun, bir beyaz cüceya da nötron yıldızına, sınırın üstüne çıkaracak kadar kütleeklediğinizde ne olacaktı? Çökerek sonsuz yoğunluğa mıulaşacaktı? Eddington bu önerme karşısında dehşete düştüve Chandrasekhar'ın sonuçlarına inanmayı reddetti.Eddington'ın düşüncesine göre bir yıldız nokta kadarküçülüveremezdi. Çoğu bilimcilerin görüşü de bu yöndeydi.Einstein bile yazdığı bir makalede yıldızların sıfırbüyüklüğe inemeyeceğini ileri sürdü. Öteki bilimcilerin,

137


özellikle eski öğretmeni ve yıldızların yapısı üzerinde enbaşta gelen bilirkişi Eddington'ın saldırganlığı,Chandrasekhar'ı bu konu üzerinde çalışmaktan vazgeçirdi .Dikkatini yıldız kümelerinin devinimi gibi başka gökbilimisorunlarına yöneltti. Ama 1983 'te kendisine verilen Nobelödülü hiç olmazsa bir ölçüde, soğuk yıldızların sınır kütlesiüzerindeki bu ilk çalışmalarından ötürüydü.

Chandrasekhar dışlama ilkesinin, kütlesi Chandrasekharsınırından fazla olan bir yıldızın çökmesinidurduramayacağını gösterdi. Ama böyle bir yıldıza genelgörelik uyarınca ne olacağı sorusunu ilk kez 1939'da gençAmerikalı Robert Oppenheimer (Opınhaymır) yanıtladı.Ancak vargıları, o günün teleskopları ile ayırt edilebilecekgözlemsel sonuçlar olamayacağını öneriyordu. Sonra İkinciDünya Savaşı araya girdi ve Oppenheimer'ın kendisi atombombası projesine gark oldu. Savaştan sonra çekimselçöküm büyük ölçüde unutuldu, çünkü bilimciler atom veçekirdeği ölçeğinde olup bitenlere daldılar. Ancak1960'larda çağdaş teknolojinin uygulanması sonucugökbilimsel gözlemlerin sayıca ve kapsamca artmasıyla,büyük ölçekli gökbilimi ve evrenbilimi sorunlarına ilgiyeniden uyandı. Oppenheimer'ın çalışmaları da birçok kişitarafından yinelendi ve daha ileri götürüldü.

Openheimer'ın çalışmasından edindiğimiz görüş bugün

138


şöyle açıklanabilir: yıldızın kütlesel çekim alanı, ışıkışınlarının uzay-zaman içindeki yollarını, yıldızınvarolmadığı duruma göre, değişikliğe uğratır. Uçlarındanyayılan ışık demetlerinin uzay ve zaman içinde izlediği yolugösteren ışık konileri, yıldızın yüzeyine yaklaşınca içeriyedoğru bükülürler. Bu güneş tutulması sırasında gözlemlenenuzak yıldızlardan gelen ışığın sapmasında görülür.

139

downloaded from KitabYurdu.az140


Şekil 6.1

Yıldız büzüştükçe, yüzeyi yakınındaki çekim alanıgittikçe şiddetlenir ve ışık konileri daha çok bükülürler. Buda ışığın yıldızdan kaçmasını zorlaştırır ve uzaktaki birgözlemciye göre ışık daha sönük ve kızılımtrak görünür.Sonunda yıldız belli bir kritik çapın altına düşünceyüzeydeki çekim alanı o denli şiddetli ve ışık konisi o denlibükük olur ki, artık ışık kaçamaz (Şekil 6.1), Görelikkuramına göre hiçbir şey ışıktan hızlı gidemeyeceğinden,eğer ışık kaçamıyorsa, hiçbir şey kaçamaz; her şey, kütleselçekimin etkisiyle geriye döner. O halde öyle birtakımolaylar, uzay-zamanının öyle bir bölgesi vardır ki, ondankaçılıp uzaktaki bir gözlemciye ulaşılamaz. Bugün kara delikdediğimiz işte böyle bir bölgedir. Kara delikten çıkmayı kılpayı başaramayan ışık ışınlarının yollarının kesiştiği sınıraise olay ufku denir.

Bir yıldızın çökerek kara bir delik oluşturmasını izlerkenne göreceğinizi anlayabilmeniz için, görelik kuramındamutlak bir zaman olmadığını anımsamanız gerekir. Yıldızınüzerindeki birine göre zaman, uzaktaki birine göre olandanbaşkadır, yıldızın kütlesel çekim alanı nedeniyle. Diyelim kiçöken bir yıldızın üzerinde, onunla birlikte çökmekte olangözüpek bir astronot, kolundaki saatten, yıldızın etrafında bir

141


yörüngede dönmekte olan uzay gemisine her saniye bir işaretgönderiyor. Belirli bir saatte, örneğin tam 11'de, yıldız,kütlesel çekim alanının artıp hiçbir şeyin kaçamayacağıkritik çapın altına inecek ve astronotun işaretleri gemiyeulaşamayacak olsun. Saat 11'e yaklaştıkça, uzay gemisindebekleşen arkadaşları astronottan art arda gelen işaretlerarasındaki sürenin gittikçe uzadığını fark edecekledir. Amabu uzama 10:59:59'dan önce pek az olacaktır. Astronot'un00:59:58 işareti ile, saat bir saniyeden biraz fazla bir süregeçecek ama 11:00 işareti için arkadaşlarının sonsuza dekbeklemeleri gerekecektir. Yıldızın yüzeyinden 10:59:59 ile11:00 arasında astronotun saatinden çıkan ışık, uzaygemisinden görüldüğü kadarıyla sonsuz bir zaman aralığınayayılmış olacaktır. Ardışık dalgaların uzay gemisinevarışları arasındaki süreler uzadıkça uzayacak, ve böyleceyıldızın ışığı gittikçe daha sönük ve daha kırmızıgözükecektir. Sonunda yıldız o kadar sönük bir durumagelecektir ki, uzay gemisinden görülemeyecek ve ardındakalan yalnızca bir kara delik olacaktır. Oysa yıldız, karadeliğin yörüngesinde dönmeyi sürdüren uzay gemisine aynıçekim kuvvetini uygulamayı sürdürecektir.

Ancak bu senaryo tümüyle gerçekçi değil, şu sorundanötürü: Yıldızın yerçekimi uzaklıkla azalır; şu halde gözüpekastronotumuzun kafasını etkileyen çekim kuvveti, ayaklarınıetkileyenden her zaman daha azdır. Kuvvetler arasındaki fark

142


astronotumuzu makarna gibi çekip uzatacak ya da ikiyebölecektir, daha yıldız olay ufkunun oluştuğu kritik çapaulaşamadan! Yine de, kara delikleri oluşturmak üzerekütlesel çekim çökümüne uğrayabilecek, örneğin yıldızkümelerinin merkez bölgeleri gibi, çok daha büyük nesnelerbulunduğuna inanıyoruz. Bunların üstündeki bir astronot karadelik oluşumundan önce parçalanmayacaktır. Hatta, kritikçapa erişirken hiçbir tuhaflık duymayacak ve dönüşüolmayan noktayı geçtiğinin bile farkında olmayabilecektir.Ancak çökme birkaç saat daha ilerledikçe, kafası ve ayaklarıarasındaki çekim farkı yine o denli şiddetli olacaktır ki,parçalanmaktan kurtulamayacaktır.

Roger Penrose ile birlikte 1965 ve 1970 arasındayaptığımız çalışmalar gösterdi ki, genel görelik kuramınagöre kara deliğin içinde sonsuz yoğunlukta bir tekillik veuzay-zaman eğriliği olması gerekir. Bu, zamanınbaşlangıcındaki büyük patlamaya benzer; yalnız bu, çökencisimle birlikte astronot için de zamanın sonu olacaktır. Butekillikte bilim yasaları ve geleceği kestirebilme olanağımızyokolacaktır. Ama kara deliğin dışında kalan bir gözlemci buhesaplayabilme başarısızlığından etkilenmeyecektir, çünkütekillikten ne ışık ne de başka herhangi bir şey onaulaşamayacaktır. Bu olağanüstü gerçek karşısında RogerPenrose, 'Tanrı çıplak bir tekil noktadan utanır" tümcesiyleözetlenebilecek kozmik sansür önermesini ortaya attı. Bir

143


başka deyişle, çekimsel çökümün oluşturduğu tekillikler,ancak, dışarıdaki gözlerden bir olay ufkunun ardındanamuslu bir biçimde gizlenebilecekleri, kara delikler gibiyerlerde olabilirler. Tam anlamıyla, buna zayıf kozmiksansür önermesi denir. Kozmik sansür, kara deliğin dışındakalan gözlemcileri tekillik bölgesinde hesaplanabilirliğinyokolmasının acı sonuçlarından korur, ama deliğe düşenzavallı bahtsız astronot için bir şey yapamaz.

Genel görelik denklemlerinin bazı çözümlerine göreastronotumuzun çıplak tekilliği görmesi olanaklıdır. Tekilliğeçarpacağına, bir dehlizden geçerek evrenin bir başkabölgesinde bulabilir kendini. Bu, uzay ve zamanda yolculukiçin büyük fırsatlar yaratacak gibiyse de ne yazık ki buçözümlerin tümü de son derece kararsızdır, yani, en küçükbir dış etki, örneğin bir astronotun varlığı durumudeğiştirebilir. Böylece astronot tekilliğe çarpıncaya, yanisonu gelinceye dek onu göremez. Bir başka deyişle, tekillikdaima astronotun geleceğinde kalır, asla geçmişinde olamaz.Kozmik sansür önermesinin kuvvetli anlatımı ise şunubelirtir: Gerçekçi bir çözümde, tekillikler ya tümüylegelecektedirler (çekimsel çökümdeki tekillikler gibi), ya datümüyle geçmiştedirler (büyük patlama gibi). Sansürönermesinin şu ya da bu biçimde geçerli oluşuna büyük umutbağlanmaktadır, çünkü böylece çıplak tekilliklerin yakınındageçmişe yolculuk yapılabilecektir. Bu bilimkurgu yazarları

144


için pek güzelse de, herkesin yaşam güvenliğini ortadankaldırabilir. Biri geçmişe dönüp, daha siz doğmadanannenizi babanızı öldürebilir!

Kaçılması olanaksız uzay-zaman bölgesinin sınırı olanolay ufku kara deliği çevreleyen tek yönlü bir zar gibidir.Gafil astronotlar gibi şeyler ufuk olayından geçip kara deliğedüşebilirler ama hiçbir şey olay ufkundan geçerek karadelikten çıkamaz. (Unutmayın ki olay ufku, kara deliktençıkmaya çabalayan ışığın uzay-zamanda izlediği yoldur, vehiçbir şey ışıktan hızlı gidemez.) Olay ufku için Dante'nin(Dante) cehennemin kapısında söyledikleri geçerlidir: "Eyburadan içeri giren, tüm umudunu geride bırak." Olayufkundan içeri düşen herkes ve her şey, kısa bir süredesonsuz yoğunluk bölgesine ve zamanın sonuna ulaşır.

Genel görelik kuramı, devinen ağır cisimlerin, uzayıneğriliği içinde ışık hızıyla yol alan dalgalanmalar biçimindekütlesel çekim dalgaları yayınına neden olacağınıöngörmektedir. Bunlar elektromanyetik alanındalgalanmaları olan ışık dalgalanmalarına benzer fakat ayırtedilmeleri çok daha zordur. Işık gibi, kendisini yayınlayannesnelerden enerji alıp götürürler. Şu halde büyükkütlelerden oluşmuş bir sistemin zamanla durağanlıkta kararkılması beklenilir, çünkü her türlü devinimin enerjisi, çekimdalgalarının yayınlanmasıyla uzaklaşıp gidecektir. (Suya

145


atılan mantar gibi; mantar önce iner çıkar, ama yayılanhalkalar enerjisini uzağa taşıdıkça devinimi azalır vesonunda durağanlaşır.) Örneğin, dünyanın güneş etrafındakiyörüngede dönmesi çekim dalgaları üretir. Enerji yitimininetkisiyle dünyanın yörüngesi değişecek, gittikçe güneşeyaklaşacak ve sonunda dünya güneşe çarpıp duracaktır.Dünya ve güneş örneğinde enerji yitiminin hızı çokdüşüktür-küçük bir elektrikli ısıtıcıyı çalıştırmaya ancakyeter. Bu demektir ki, dünyanın güneşe çarpması için dahayaklaşık milyon kere milyon kere milyon kere milyar yıl var,şimdiden endişelenmeye gerek yok! Dünyanınyörüngesindeki değişiklik gözlenemeyecek denli azdır, amaaynı etki son birkaç yıl içinde PSR-1913+16 sistemindegözlendi. (PSR, "pulsar" yani düzenli radyo dalgalarıyayınlayan özel bir nötron yıldızı türüdür.) Bu sistem birbirietrafında dönen iki nötron yıldızından oluşur. Çekimdalgaları yayınlanması sonucu yitirilen enerji, iki yıldızınbirbirlerine yaklaşmalarına neden olur.

Bir kara delik oluşturmak üzere olan yıldızın çekimselçökümü sırasında devinimler çok daha çabuk olacağından,enerjinin taşınma hızı da çok daha fazla olacaktır. Şu haldeyıldızın durağanlığa ulaşması için çok zaman geçmesigerekmeyecektir. Bu son aşama nasıl bir şey olacaktır?Bunun, yıldızı oluşturan bileşik yapıya yalnızca kütlesi vedönme hızı değil, yıldızın içindeki gazların karmaşık

146


devinimlerine- bağlı olacağı düşünülebilir. Ve kara deliklerde çöküp onları oluşturan cisimler kadar çeşitliyse, karadeliklere ilişkin genel önergelerde bulunmak çok zorolabilir.

Ancak 1967'de kara deliklere ilişkin çalışmalar(Berlin'de doğup Güney Afrika'da büyümüş ve doktoraderecesini İrlanda'da almış) Kanadalı bilimci Werner Israel(İzriyıl) tarafından kökten değişikliğe uğratıldı. Israel,dönmeden duran kara deliklerin genel görelik kuramına göreçok basit yapıda olmaları gerektiğini gösterdi. Kara delik,çapı kütlesine bağlı olan tam bir küre biçimindeydi vekütleleri eşit olan herhangi iki kara delik birbirinin tıpatıpaynı olmalıydı. Hatta, Einstein denklemlerinin 1917'den beribilinen, Karl Schwarzschild (Şvartzşild) tarafından genelgörelik kuramının ortaya çıkışından kısa bir süre sonrabulunmuş bir özel çözümü ile tanımlanabilirdi. İlkin birçokkişi, Israel'in kendisi bile, kara delik tam bir küreolduğundan, ancak tam küre biçiminde bir cismin çökmesiyleulaşabileceğini savundu. Gerçek bir yıldız -tam bir küreolamayacağına göre- çökünce olsa olsa bir çıplak tekillikoluşturabilirdi.

Ancak, Israel'in bulduğu sonuçların, özellikle RogerPenrose ve John Wheeler tarafından savunulan bir başkayorumu vardı. Bu yorumda, yıldızın çöküşü sırasındaki hızlı

147


devinimlerin, yaydığı çekim dalgalarıyla yıldızı gittikçe tambir küreye benzeteceği ve böylece durağan hale gelinceyıldızın tam bir küre olacağı savlanıyordu. Bu görüşe göre,dönmeyen herhangi bir yıldız, biçimi ve iç yapısı ne denlikarmaşık olursa olsun, çekimsel çöküm sonunda, çapıyalnızca kütlesine bağlı tam bir küresel kara delikte sonbulacaktı. Daha sonra yapılan hesaplar da bu görüşüdoğruladı ve kısa bir sürede herkesçe benimsendi.

Israel'in bulduğu sonuç yalnızca dönmeyen yıldızlardanoluşan kara delikler içindi. 1963'te Roy Kerr (Kör) adlı birYeni Zelandalı, dönen kara delikleri tanımlayan genelgörelik denklemlerine bir çözümler takımı buldu.Büyüklükleri ve biçimleri yalnızca kütleleri ve dönme hızınabağlı olan bu "Kerr" kara delikleri, değişmeyen bir hızdadönmekteydiler. Dönme hızı sıfırsa kara delik tam kürebiçiminde olacaktı; bu çözüm Schwarzschild'in çözümününaynıydı. Dönme hızı sıfırdan farklıysa, kara delik (dünya vegüneş) ekvatorun yakınında şişkin olacaktı ve dönüş hızıarttıkça şişkinlik de artacaktı. lsrael'in sonucunun kapsamınadönen kara delikleri de içine alacak biçimde genişletmeküzere, çöküp bir kara delik oluşturan herhangi bir cismineninde sonunda Kerr çözümü ile belirlenen durağan birdurumda karar kılacağı böylece varsayıldı.

1970'de Cambridge'de araştırma yapan öğrencinin ve

148


çalışma arkadaşım Brandon Carter (Kartır) bu varsayımıkanıtlamak için ilk adımı attı. Yerinde dönen bir karadeliğin, fır fır dönen bir topaç gibi bir bakışım ekseni varsa,boyutu ve biçiminin yalnızca kütlesi ve dönme hızına bağlıolacağını gösterdi. Daha sonra 1971'de ben, aynı yerdedönen bir kara deliğin gerçekten bir bakışım eksenibulunacağını kanıtladım. Son olarak 1973'te Londra'da KingsCollege'dan David Robinson (Rabinsın) Carter'la benimsonuçlarımızı kullanarak varsayımın doğruluğunu gösterdi;böylece bir kara delik gerçekten de Kerr çözümü olmalıydı.Böylece; çekimsel çökümden sonra kara delik düzgün birdönme deviniminde karar kılmalıydı. Ayrıca, büyüklüğü vebiçimi çökerek onu oluşturan cismin doğasına değil, yalnızcakütlesi ve dönme hızına bağlı olmalıydı. Bu sonuç "Karadeliğin saçı yoktur" deyişiyle bilinir oldu. "Saçsızlık"kuramı uygulamadan büyük önem taşımaktadır, çünküolanaklı kara delik çeşitlerini büyük ölçüde sınırlamaktadır.Böylece içinde kara delik olabilecek nesnelerin ayrıntılımodeli yapılabilecek ve modellerin öngörüleri, gözlemlerlekarşılaştırılabilecektir. Bu, aynı zamanda, çöktüğü zamancisme ilişkin özelliklerin hemen hepsinin yiteceği anlamınagelir. Çünkü daha sonrasında cisme ilişkin ölçebileceğimizşeyler, topu topu kütlesi ve dönme hızıdır. Bunun öneminigelecek bölümde göreceğiz .

Kara delikler, gözlemlerle doğruluğu tanıtlanmadan önce

149


bir matematiksel model olarak ayrıntılı bir kuramıngeliştirildiği, bilim tarihinde sayılı bir iki olaydan biridir.Gerçekten de bu, kara deliklere karşı çıkanların başlıca savıolmuştur. Tanıtı yalnızca, doğruluğu kuşkulu genel görelikkuramına dayalı hesaplar olan nesnelere nasıl olur dainanılabilirdi? Ancak 1963'te Palomar Gözlemevindegökbilimci Maarten Schmidt (Şmit) 3C273 adlı radyodalgaları kaynağı (yani 3. Cambridge radyo kaynaklarıkataloğunda 273 numaralı kaynak) yönünde zayıf bir yıldızsıcismin kırmızıya kaymasını ölçtü. Kütlesel bir çekimalanının neden olamayacağı denli büyüktü ölçtüğü, kütleselbir kırmızıya kayma olayıydı. Cisim o denli büyük ve bize odenli yakın olmalıydı ki, Güneş Sistemi'ndeki gezegenlerinyörüngelerini bozması gerekirdi. Bu, kırmızıya kaymanınevrenin genişlemesinden ötürü olduğunu akla getiriyordu,demek ki nesne çok. uzaklardaydı. Ve o kadar uzaktangörülebilmesi için de çok parlak, ya da bir başka deyişle,müthiş miktarda enerji yayıyor olmalıydı. Böylesine büyükmiktarda enerji üretebilecek düzenek, yalnızca tek biryıldızın çökmesi değil, ama bir yıldız kümesinin özekbölgesinin tamamı olsa gerekti. Kırmızıya kaymaları büyükolan çok sayıda benzeri "kuvasar" yani yıldızsı nesnelerbulunmuştu. Ama hepsi de çok uzaktaydı ve bundan ötürükara deliklerin kesin kanıtı için gözlenmeleri oldukça zordu.

1967'de Cambridge'de araştırma öğrencisi Jocelyn Bell

150


'in (Bel) gökyüzünde düzenli radyo dalgası darbeleriyayınlayan nesneler bulmasıyla, kara deliklerin varlığı ileilgili yeni umutlar uyandı. Önce Bell ve denetçisi AntonyHewish (Huviş) yıldız kümesindeki bir yabancı uygarlıklailetişim kurmuş olabileceklerini sandılar! Gerçekten debuluşlarını açıkladıkları seminerde, buldukları ilk dörtkaynağa LGM 1-4 (Little Green Men -Küçük Yeşil Adamlar)adlarını koyduklarını anımsıyorum. Ancak sonunda herkesgibi onlar daha az romantik bir vargıya ulaştılar: pulsar adıverilen bu nesneler aslında, manyetik alanları ve kendileriniçevreleyen maddeler arasındaki karmaşık etkileşimdendolayı radyo dalgası darbeleri yayınlayan döner nötronyıldızlarıydı. Bu, uzay kovboy öyküleri yazanlar için kötühaberdi ama o zamanlar kara deliklere inanan sayılı kişilerolan bizler için umut vericiydi. Nötron yıldızlarının varlığıiçin ilk olumlu kanıttı bu. Nötron yıldızının çapı 30 kmkadar, yani yıldızın kara delik durumuna geldiği çapınyalnızca birkaç katıdır. Yıldız büzülerek bu denliküçülebilmişse, başka yıldızların daha da küçülüp kara delikolacaklarını beklemek pek de mantıksız olamazdı.

Tanımı gereği hiçbir ışık yaymayan bir kara deliği ayırtetmeyi nasıl bekleyebilirdik? Bu biraz kömürlükte kara kediaramak gibi değil mi? Neyse ki bir yolu var. John Michell'in1783'teki öncü makalesinde işaret ettiği gibi, kara delik,yakınındaki nesnelere çekim kuvvetini uygulamayı sürdürür.

151


Gökbilimciler, iki yıldızın kütlelerinin çekimiyle birbirietrafında döndüğü pek çok sistem gözlemlemişlerdir. Bununyanı sıra, görünmez bir arkadaşın etrafında dönen tek birgörünür yıldızın oluşturduğu sistemler de gözlemlenmiştir.Elbette bundan hemen bu arkadaşın bir kara delik olduğusonucuna varılamaz; belki de görünemeyecek denli sönük biryıldızdır. Ancak bu sistemlerden bazısı, Cygnus X-1 (SignısEks-van) (Şekil 6.2) adlı olanı gibi, aynı zamanda şiddetliröntgen ışını kaynağıdır. Bu olgunun en iyi açıklaması, birmiktar maddenin görünen yıldızın yüzeyinden saçıldığıdır.Bu madde (küvet deliğinden akan su gibi) sarmal birdevinim ile görünmeyen arkadaşa doğru ilerlerken çokısınarak röntgen ışınları yayınlar (Şekil 6.3). Bumekanizmanın işlemesi için görünmeyen nesne, bir beyazcüce, nötron yıldızı ya da kara delik gibi çok küçükolmalıdır. Görünen yıldızın gözlemlenen yörüngesinden,görünmeyen nesnenin kütlesinin olanaklı alt sınırıbelirlenebilir. Cygnus X-1 örneğinde, bu güneşin kütlesininyaklaşık altı katıdır ki Chandrasekhar'ın sonuçlarına göre,görünmeyen nesnenin beyaz cüce olabilmesi için çokfazladır. Nötron yıldızı olabilmesi için bile çok fazla birkütledir bu. Şu halde, kara delikten başka bir şey olamaz.

Cygnus X-1'i kara deliksiz olarak açıklayan başkamodeller de var ama bunların tümü de fazla zorlamayadayanıyor. Öyle ki, kara delik, gözlemlerin gerçekten tek

152


doğal açıklaması, Bununla birlikte, Kaliforniya TeknolojiEnstitüsü'nden Kip Thorne (Tom) ile Cygnus X-1'in deaslında bir kara delik içermediği üzerine iddiaya girdim! Bubenim için bir tür sigorta. Kara delikler üzerinde buncaçalışmam, varolmadıkları ortaya çıkarsa tümüyle boşagidecek. Ama o zaman da iddiayı kazanmış olacak ve"Private Eye" dergisinin* dört yıllık aboneliğiyleavunacağım. Eğer kara delikler gerçekten var ise Kip bir yıl"Penthouse" okuyacak. iddiaya tutuştuğumuz 1975 yılındaCygnus'ın kara delik olduğundan yüzde seksen emindik.Bugünlerde yüzde doksan beş emin olduğumuzusöyleyebilirim, ama iddia henüz sonuçlanmadı.

* Ç.N: İngiltere'de bir mizah dergisi

153


Şekil 6.2

Fotoğrafın ortasına yakın görülen iki yıldızdan parlakolanı, Cygnus X-1. Bu yıldızın, birbiri etrafında dönen

normal bir yıldız ile bir kara delikten oluştuğu sanılıyor.

Cygnus X-1 sistemindeki gibi, yıldız kümemizde veMagellan Bulutları adı verilen iki komşu yıldız kümesinde,birçok kara delik daha bulunduğu konusunda kanıtlarımız davar şimdi. Ancak kara deliklerin sayısı şüphesiz çok dahafazla olmalı. Evrenin uzun geçmişinde çok sayıda yıldızçekirdek yakıtını tüketip çökmek durumunda kalmış olmalı.Hatta kara deliklerin sayısı, yalnızca bizim yıldız

154


kümemizde yaklaşık yüz milyar olan görülebilen yıldızlarınsayısından daha fazla olabilir. Bu denli çok sayıda karadeliğin neden olduğu fazladan kütlesel çekim, yıldızkümemizin niçin bu hızda dönmekte olduğunu açıklayabilir;görünen yıldızların kütlesi bunu açıklamak için yeterli değil.Buna ek olarak, yıldız kümemizin özeğinde, kütlesigüneşimizinkinin yaklaşık yüz bin katı olan çok büyük birkara delik bulunduğuna ilişkin elimizde bazı kanıtlar var.Kümedeki yıldızlardan bu kara deliğe fazla yaklaşanlar, uzakve yakın bölümleri arasındaki kütlesel çekim kuvvetlerininfarkından dolayı parçalanacaklardır. Bunların kalıntıları veöteki yıldızlardan atılan gazlar kara deliğe doğrudüşeceklerdir. Cygnus X1'de olduğu gibi, gaz, bir sarmalboyunca ilerlerken ısınacaktır, ama o örnektekinden daha az.Röntgen ışınları yayınlayacak denli sıcak olmasa dakümemizin özeğinden geldiği gözlemlenen çok yoğun radyodalgaları ve kızılötesi ışınlar kaynağının nedeniniaçıklayabilir.

Kuvarsarların özeğinde de kütleleri güneşinkininyaklaşık yüz milyon katı olan benzeri ama daha büyük karadeliklerin bulunduğu düşünülmektedir. Ancak bu korkunçkütleli kara deliklere düşen madde, bu cisimlerin yaydığımüthiş enerji miktarını açıklayabilecek ölçüde güç kaynağısağlayabilir. Madde kara deliğe sarmal bir devinimleyaklaşırken onu da aynı yönde döndürür ve dünyanınki gibi

155


bir manyetik alan oluşturmasına neden olur. Düşen maddetarafından kara delik yakınında çok yüksek enerjiliparçacıklar üretilir. Manyetik alan o denli şiddetlidir ki, buparçacıkları, kara deliğin dönme ekseni doğrultusunda, yanikuzey-güney kutuplarından dışarıya doğru, fışkırmalardaodaklaştırır. Bu fışkırmalar gerçekten de birçok yıldızkümesinde ve kuvarsarlarda gözlenmiştir.

Bu arada güneşten daha az kütleli kara deliklerolabileceği de düşünülmeli. Böylesi kara delikler çekimselçökümle oluşmuş olamazlar, çünkü kütleleri Chandrasekharsınırının altındadır; az kütleli yıldızlar çekirdek yakıtlarınıbitirdiklerinde bile kendilerini çekim kuvveti karşısındaayakta tutabilirler. Böylesi az kütleli kara delikler olsa olsaçok yüksek dış basınç altında maddenin sıkışarak müthişyoğunluğa ulaşmasıyla oluşabilirler. Bu türden koşullar çokbüyük bir hidrojen bombasıyla ortaya çıkabilir. Fizikçi JohnWheeler'ın bir zamanlar yaptığı hesaba göre, dünyadaki tümokyanuslardaki suyun tümü ağırlaştırılıp kullanılabilse,özeğindeki maddeyi kara delik yaratacak denlisıkıştırabilecek bir hidrojen bombası yapılabilir. (Elbettebunu gözlemleyebilecek kimse kalmaz!) Daha gerçekçi birolasılık da bu az kütleli kara deliklerin evrenin ilkzamanlarındaki yüksek sıcaklık ve basınç altında oluşmuşolabilecekleri. Kara delikler bu biçimde, ancak evren o ilkzamanlarda tam düzgün ve düzenli değilse oluşabilirler.

156


Çünkü ancak ortalamadan daha yoğun, küçük bir bölüm buyolla sıkışıp kara delik durumuna gelebilir. Birtakımdüzensizlikler olmuş olmalı, yoksa evrendeki madde,yıldızlar ve yıldız kümeleri biçiminde kümelenmiş olmayıpbu çağda bile hala tam düzgün dağılmış olurdu.

Yıldız ve yıldız kümelerinin varlıklarının nedeniniaçıklamak, gerekli düzensizliğin önemli sayıda, "erken" karadelikler oluşumuna yol açıp açmadığına, açıkçası evrenin ilksıralarındaki koşulların ayrıntılarına bağlıdır. Buna göre,bugünkü erken kara deliklerin sayısını saptayabilirsek,evrenin en önceki aşamalarına ilişkin büyük ölçüde bilgiedinmiş oluruz. Kütleleri bir milyar ton (yani büyük birdağın kütlesi) kadar olan erken kara delikler, ancak başkagörünen maddeler ya da evrenin genişlemesi üzerindekiçekimsel etkileri ile ayırt edilebilirler. Bununla birlikte,gelecek bölümde öğreneceğimiz üzere kara delikler pek dekara değildirler; bir sıcak cisim gibi ışırlar ve ufak olduklarıölçüde daha çok ışırlar. Yani mantığa aykırı olarak, ufakkara delikler, büyüklerden daha kolay ayırt edilebilir!

157


Şekil 6.3

158


7 Kara Delikler O kadar Da Kara Değil

1970'ten önce genel görelik üzerinearaştırmalarım büyük patlama tekilliği olupolmadığı sorusu üzerine yoğunlaşmıştı.Aynı yılın Kasım ayında bir gece, kızımLucy'nin doğumundan kısa bir sonra yatağayatmaya hazırlanırken kara deliklerüzerinde düşünmeye başladım.Sakatlığımdan dolayı bu oldukça yavaşsüren bir iş olduğu için, düşünmeyezamanım çoktu. O tarihlerde uzay zamaniçindeki hangi noktaların kara delikleriniçinde, hangilerinin kara delikler dışındaolduğuna ilişkin kesin tanımlar yoktu. Karadelikleri, bugün de genellikle kabul edilen,kendilerinden çok uzaklaşmanın olanaksızolaylar kümesi biçiminde tanımlamadüşüncesini Roger Penrose ile daha önce

159


tartışmıştım. Yani, kara deliğin sınırı olanolay ufku, kara delikten uzaklaşmayıbaşaramayıp, sonsuza değin kenarındadolaşan ışık ışınlarının uzay-zamaniçindeki yollarından oluşmaktadır (Şekil7.1). Bu birazcık, polisten kaçarken biradım önde olmayı becerip, ama ondan birtürlü kurtulamamaya benzer!

160


Şekil 7.1Aniden, bu ışık ışınlarının yollarının

birbirine hiçbir zaman yaklaşamayacağınıfark ettim. Eğer yaklaşsalardı eninde

161


sonunda birbirleri içine geçmelerigerekirdi. Polisin ters yönde kaçanbirisiyle karşılaşmasına benzeyen birdurum -her ikinizde yakalanırdınız! (Ya dabu durumda dolaşıyor olamazlardı.) Buyüzden olay ufkundaki ışık ışınları herzaman birbirine koşut ya da birbirindenuzaklaşacak biçimde devinmeliydi. Bunugörmenin başka bir yolu, olay ufkunu, yanikara deliğin sınırını, bir gölgenin kenarı,kaçınılmaz kıyamet gölgesinin sınırı olarakkafada canlandırmaktır. Güneş gibiuzaktaki bir kaynağın düşürdüğü gölgeyebaktığımızda, kenarlardaki ışık ışınlarınınbirbirlerine yaklaşmadıklarını görürsünüz.

Olay ufkunu, yani kara deliğin sınırını,oluşturan ışık ışınları birbirlerine hiçyaklaşamıyorsa, olay ufkunun alanı aynıkalabilir ya da zamanla artabilir, ama hiçbir

162


zaman azalamaz, çünkü bu ışık ışınlarındanen azından bir bölümünün, birbirlerineyaklaşması gerektiği anlamına gelir.Aslında, ne zaman bir madde ya da birışıma kara deliğin içine düşse, alanınartması gerekir (Şekil 7.2). Ya da iki karadelik çarpışıp tek bir kara delik oluşturmaküzere kaynaşsa, ortaya çıkan kara deliğinolay ufkunun alanı, ilk kara deliklerin olayufku alanlarının toplamından ya dahabüyük ya da ona eşit olur (Şekil 7.3). Olayufku alanının bu azalmama özelliği, karadeliklerin olası davranış biçimleri üzerineönemli bir kısıtlama koymaktaydı.Bulgumdan dolayı o kadar heyecanlandımki, o gece doğru dürüst uyuyamadım. Ertesigün Roger Penrose'u telefonla aradım.Düşüncelerime katıldı. Aslında, sanırım,alanın bu özelliğinin zaten farkındaydı.

163


Ama onun kullandığı kara delik tanımıbiraz farklıydı. Kara deliğin sınırının vedolayısıyla alanının, kara delik zamanladeğişmeyen bir durumda kaldıkça, her ikitanıma göre aynı olacağının farkınavarmamıştı.

164


Şekil 7.2

165


Şekil 7.3Kara deliğin alanının azalmama özelliği,

166


entropi adı verilen ve bir dizgenindüzensizliğini ölçmekte kullanılan fizikselniceliği çok andırmaktadır. Eşyalar kendihallerine bırakıldıkları zamandüzensizliklerinin artacağı herkesin herzaman gözlemlediği bir olaydır. (İnsan,evinde onarım yapmayı bırakmayagörsün)Düzensizlikten düzen yaratabilir, (Örneğinevi boyayabilirsiniz), ama bu gayret ya daenerji harcanmasını gerektireceği içineldeki düzenli enerjinin miktarını azaltır.

Bu düşünce, daha kesin olarak ortayakonduğu biçimiyle, termodinamiğin ikinciyasası olarak bilinir.

Bu yasa, kapalı bir dizgenin entropisininher zaman artacağını ve iki dizgebirleştirildiğinde, birleşik iki düzenintoplam entropisinin, tek tek dizgelerinentropilerinin toplamından fazla olacağını

167


belirtir. Örnek olarak, bir oda içindeki gazmolekülleri dizgesini göz önüne alalım.Moleküller sürekli olarak birbirleriyleçarpışan ve odanın duvarlarına vurupyansıyan küçük bilardo topları gibidüşünülebilir. Gazın ısısı arttıkçamoleküller daha hızlı devinir, bu yüzdenduvarlara daha sık ve kuvvetli çarparlar,böylece dışarıya doğru daha çok basınçuygularlar. Moleküllerin ilk önce bir bölmeile odanın sol yanında toplandığınıvarsayalım. Bölme aradan kaldırıldığında,moleküller dağılıp odanın her iki yarısınayayılma eğiliminde olacaklardır. Dahasonra, şans eseri, hepsi sağ tarafta ya dayeniden sol tarafta toplanabilir, ama çokbüyük bir olasılıkla kutunun her ikiyarısına eşit olarak dağılacaklardır. Böylebir durum, moleküllerin hepsinin odanın

168


sol yanında olduğu ilk durumdan daha azdüzenli, yani daha çok düzensizdir. Şuhalde gazın entropisini arttığınısöyleyebiliriz. Benzer biçimde birindeoksijen diğerinde azot molekülleri bulunaniki kutuyu alalım. İki kutuyu birleştiriparadaki bölmeyi kaldırırsak oksijen ve azotmolekülleri karışmaya başlayacaktır. Dahasonraki bir zamanda en olası durum, her ikikutuya oldukça düzgün yayılmış oksijen veazot karışımıdır. Bu durum kutuların ilkayrı durumlarından daha az düzenli birdurumdur ve bu yüzden entropisi dahafazladır.

Termodinamiğin ikinci yasasını fiziğindiğer yasalarından, örneğin Newton'ınçekim yasasından ayıran değişik birözelliği vardır, çoğu durumda geçerliolmasına karşın, geçerli olmadığı durumlar

169


da olanaklıdır. Birinci odamızdaki gazmoleküllerinin, ileri bir zamanda odanınbir yarısında toplanma olasılığımilyonlarca da birdir ama sıfır değildir,yani olabilir. Yakınımızda bir kara delikolsaydı termodinamiğin ikinci yasasınakarşı gelmenin daha kolay bir yolu olurdu:Kara delikten içeri, gaz dolu oda gibi bolentropili biraz madde atıverin; O zaman,kara deliğin dışındaki maddenin toplamentoripisi azalacaktır. Ama hala denebilirki, kara deliğin içindeki entropiyi dekatarsak, toplam entropi azalmamıştır; amakara delikten içeri bakamadığımız için,içinde ne kadar entropi olduğunubilemeyiz. Kara deliğin, kendi dışındakigözlemcilerin entropisini belirleyebileceğive entropi taşıyan bir madde içine düştüğüzaman entropisi artan bir özelliği olsaydı

170


çok hoş olurdu. Yukarıda anlatılan, karadeliğin içine madde düştükçe olay ufkununalanının arttığı buluşundan sonra,Princeton'dan Jacob Bekenstein(Bekınstayn) adı bir araştırma öğrencisi,olay ufkunun alanının, kara deliğinentropisinin bir ölçüsü olduğunu önesürdü. Entropi taşıyan madde karadeliklerin dışındaki maddenin toplamentropisi ve ufukların alanı hiçbir zamanazalmayacaktı.

Bu öneri, termodinamiğin ikinciyasasının zorlanmasını birçok durumdaönler gibi gözüküyordu. Buna karşın çokdaha büyük bir çarpıklığı vardı. Eğer birkara deliğin entropisi varsa o zaman ısısıda olmalıdır. Belli bir bir ısısı olan bircismin de belli miktarda ışıması, yaniradyasyon yayması gerekir. Hepimiz biliriz

171


ki, bir demir çubuk ateş üzerindeısıtıldığında kıpkırmızı parlar ve ışır, doğalolarak daha düşük ısılardaki cisimler deışırlar, ama ışımanın miktarı çok az olduğuiçin normal olarak fark edemeyiz. Buışıma, termodinamiğin ikinci yasasınınzorlanmaması için gereklidir. Bu yüzdenkara deliklerin de ışımaları gerekecekti.Ama tanımları gereği, kara delikler hiçbirşey yayınlamamalıdır. Şu halde, bir karadeliğin olay ufkunun alanını, o kara deliğinentropisi olarak yorumlanamayacağıanlaşılıyordu. 1972'de, Jim Bardem(Bardiyn) adlı bir Amerikalı meslektaşımve Brandon Carter ile birlikte, entropi ileolay ufkunun alanı arasında birçokbenzerlik olmasına karşın, yukarıdadeğindiğim gibi bu olasılığı yokeden birzorluğu olduğunu belirten bir makale

172


yayınladım. Kabul etmeliyim ki, bumakaleyi yazmamda olay ufkununBekenstein'a duyduğum kızgınlığın kısmende olsa payı vardı. Ama sonundabeklemediği bir biçimde de olsa, temeldehaklı olduğu ortaya çıktı.

1973 yılının Eylül ayında Moskova'yıziyaret ederken, kara delikleri YakovZeldovich (Zeldoviç) ve AlexanderStarobinsky (Starobinski) adlı iki Sovyetuzmanla tartıştım. Kendi eksenlerietrafında dönen kara deliklerin tanecikmekaniğinin belirsizlik ilkesine göreparçacık üretip yayınlamaları gerektiğinebeni ikna ettiler. Savlarına fiziksel temeldenedenlerden dolayı katıldım, yoksa buyayınlamayı hesapladıkları matematikselyöntemi pek beğenmemiştim. Bu yüzdenoturup kendim daha iyi bir matematiksel

173


yöntem geliştirdim ve bunu 1973Kasımının sonunda Oxford'da resmiolmayan bir seminerde açıkladım. Henüzyayınlamanın gerçekten ne kadar olacağınısaptamamıştım. Zeldovich veStarobinsky'nin kendi etrafında dönen karadeliklerden bekledikleri ne eşit bir ışımamiktarı bulacağımı sanıyordum. Ama,hesabı yaptığım zaman kendi etraflarındadönmeyen kara deliklerin bile kararlı birhızla parçacık yaratıp yayınlamalarıgerektiği sonucunu şaşırarak veöfkelenerek buldum. İlk önce buyayınlamanın, kullandığım yaklaşımlardanbirinin geçersiz olduğunu gösterdiğinisandım. Bekenstein'in bunu haber alıp halahoşlanmadığım kara deliklerin entropisidüşüncesini daha hararetle desteklemektekullanacağından korkuyordum. Bununla

174


birlikte, üzerinde daha çok düşündükçeyaklaşımlarının doğru olması gerektiğineinandım. Ama beni en sonunda ikna edenşey, yayınlanan parçacıkların ışıkyelpazesinin sıcak bir cisminkiyle aynıolduğunu, ve kara deliğin termodinamiğinikinci yasasının zorlanmasını tamönleyecek bir hızla parçacık yayınladığınınortaya çıkması oldu. O zamandan beri busaptamalar başka kişilerce de değişikbiçimlerde tekrarlandı. Hepsi de, karadeliklerin, ısısı kütlesine bağlı olarak, yanidaha büyük kütle daha düşük ısıya karşıgelmek üzere, bir sıcak cisim gibi parçacıkve ışıma yayınlaması gerektiğinidoğrulamaktalar.

Nasıl oluyor da olay ufkunun içindenhiçbir şeyin dışarıya kaçamayacağınıbildiğimiz halde, bir kara delik parçacık

175


yayınlar gibi gözüküyor? Bunun yanıtı,tanecik kuramının bize söylediğine göre,parçacıkların kara deliğin içinden değilfakat kara deliğin olay ufkunun hemendışındaki "boş" uzaydan geldikleribiçimindedir. Bunu şu şekildeanlayabiliriz: "Boş" diye düşündüğümüzuzay tamamen boş olamaz çünkü o zamaniçindeki çekim ya da elektromanyetik alangibi bütün alanların tam tamına sıfır olmasıgerekirdi. Bir alanın değeri ve zamanladeğişim hızı bir parçacığın konumu ve hızıgibidir: belirsizlik ilkesinin dediğine göre,bunlardan birisi daha büyük doğruluklabilindiğinde diğerini bilme doğruluğuazalır. Bu yüzden, boş uzayda alan,kesinlikle sıfır olarak saptanamaz, çünkü ozaman, alanın hem kesin bir değerini (sıfır)hem de kesin bir değişim hızının (bu da

176


sıfır) olması gerekecektir. Alanın değerindeçok az bir belirsizlik değeri, ya da tanecikdalgalanmaları olması zorunludur. Budalgalanmalar, zaman zaman birlikte ortayaçıkan, birbirinden ayrılan ve daha sonrayeniden bir araya gelip birbirini yok edenışık ya da çekim parçacık çiftleri olarakdüşünülebilir. Bunlar, güneşin çekimkuvvetini taşıyan parçacıklar gibi sezilgenparçacıklardır: gerçek parçacıklardan farklıolarak parçacık detektörü ile doğrudanalgılanamazlar. Bununla birlikte, atomlarıniçindeki elektron yörüngelerindeki küçükenerji değişimleri gibi, dolaylı etkilerikuramsal değerlere son derece yakındoğrulukla ölçülebilmektedir. Belirsizlikilkesi, elektron ya da kuvark gibi maddeparçacıklarının da sezilgen çiftleriolacağını öngörür. Yalnız bu durumda, çifti

177


oluşturanlardan bir tanesi parçacık, diğeriise karşıparçacık olacaktır (ışık ve çekiminparçacık ve karşıparçacıkları birbiriyleaynıdır).

Enerji yoktan yaratılamayacağı için,parçacık/karşıparçacık çiftinioluşturanlardan birinin artı enerjiye,diğerinin de eksi enerjiye sahip olmasıgerekir. Eksi enerjisi kısa ömürlü birsezilgen parçacık olmaya mahkumdur,çünkü normal koşullar altında gerçekparçacıkların her zaman artı enerjilerivardır. Bu yüzden ortağını arayıp onunlabirleşerek yok olmak zorundadır. Gerçekbir parçacığın enerjisi büyük bir cismeyakınken, aynı cisimden uzaktaolduğundan daha azdır, çünkü onu, cisminçekiminden kurtarıp uzak bir noktayagötürmek için ek enerji gereklidir. Normal

178


olarak parçacığın enerjisi hala artı kalırama bir kara deliğin çekim alanı o denlikuvvetlidir ki, uzak noktadaki bir gerçekparçacığın bile eksi enerjisi olabilir. Şuhalde, eksi enerji bir sezilgen parçacığın,eğer bir kara delik varsa, onun içine düşüpgerçek parçacığa ya da karşı parçacığadönüşmesi olanaklıdır. Sezgin parçacık budurumda ortağı ile birleşip yok olmakzorunda da değildir. Yüzüstü bırakılmışortağı da benzer biçimde bir kara deliğiniçine düşebilir. Ya da, artı enerjili olduğuiçin, kara deliğin yakınından gerçekparçacık ya da karşıparçacık olarakkaçabilir (Şekil 7.4). Uzaktan bakan birgözlemciye bu sanki kara delik parçacıkyayınlıyormuş gibi görünecektir. Kara delikküçüldükçe, eski enerjili parçacığın gerçekparçacık olmadan önce alacağı yol

179


kısalacağı için, kara deliğin parçacıkyayınlama hızı artar ve görünen ısısı ortayaçıkar.

Kara deliğin dışarıya doğru yayınlandığıartı enerjili ışımanın, eski enerji yüklüparçacıkların kara deliğin içine doğruakmasıyla dengelenmesi gerekir. Einstein'ınE=mc2 denklemine göre (E enerji m kütleve c ışık hızı), enerji kütleyle doğruorantılıdır. Şu halde kara deliğin içinedoğru eksi enerji akışı onun kütlesiniazaltır. Kara deliğin kütle yitirmesiyle olayufkunun alanı daralır; ama kara deliğinentropisindeki bu azalma, yayınlananışımanın entropisi ile fazlasıyla karşılanır.Böylece termodinamiğin ikinci yasasıhiçbir zaman zorlanmamış olur.

180


Şekil 7.4Ayrıca, bir kara deliğin kütlesi azaldıkça

ısısı yükselecektir. Bu yüzden, kara delikkütle yitirdikçe ısı yayınlama hızı artacak,

181


sonuç olarak daha büyük hızla kütleyitirecektir. Kara deliğin kütlesi son dereceküçüldüğünde ne olacağı ise pek açıkdeğildir, ama en akla yakın tahminmilyonlarca hidrojen bombasına eşdeğerkorkunç bir son patlamayla tamamen yokolacağıdır.

Kütlesi güneşten birkaç kez büyük birkara deliğin ısısı mutlak sıfırdan ancak birderecenin on milyonda biri kadar fazladır.Bu, evreni dolduran mikrodalgaışımasından çok daha düşüktür (mutlaksıfırın yaklaşık 2,7 derece üstü). Buyüzden böyle kara deliklersoğurduklarından daha az yayınlarlar. Eğerevrenin yazgısı sonsuza değingenişlemekse mikrodalga ışıma ısısısonunda böyle bir kara deliğinkinin dealtına düşecek ve o zaman kara delik kütle

182


yitirmeye başlayacaktır. Ama o zaman bile,ısısı o denli düşük olacaktır ki, tamamenyokolması milyon kere milyon kere milyonkere milyon kere milyon kere milyon keremilyon kere milyon kere milyon keremilyon kere milyon (1'den sonra altmış altıtane sıfır) yıl sürecektir. Bu, evrenin on yada yirmi milyar yıl (1 ya da 2'den sonra ontane sıfır) olan yaşından çok daha fazladır.Diğer yandan, altıncı bölümde sözüedildiği gibi, erken kara delik denen veevrenin çok erken evresindekidüzensizliklerin çökmesiyle ortaya çıkandaha küçük kütleli kara deliklerbulunabilir. Böyle kara deliklerin ısısınınçok daha yüksek olması ve çok dahayüksek bir hızla ışımaları gerekir. İlkkütlesi bir milyar ton olan böyle bir erkenkara deliğin yaşam süresi, yaklaşık

183


evreninkine eşittir. Daha az kütleye sahiperken kara deliklerin şimdiye kadar çoktanyok olmuş olmaları gerekir, ama kütlesibundan biraz daha fazla olanların halaröntgen ya da gama ışınları gibi ışımayayıyor olmalılar. Röntgen ya da gamaışınları, ışık dalgalarına benzer ama dalgaboyları çok daha kısadır. Böyle deliklere"kara" demek doğrusu biraz haksızlıkoluyor: aslında bembeyaz olup, on binmegavatlık bir güçle enerji yaymaktadırlar.

Bu tip kara deliklerden bir tanesi,gücünü dizginleyebilirsek on tane büyükenerji üreteci çalıştırabilir. Bu işigerçekleştirmek, elbette çok zordur. Böylebir kara deliğin kütlesi, bir dağın,santimetrenin milyonda birinin milyondabirine, yani bir atom çekirdeğinin içerisinesıkıştırılmış kütlesine eşittir. Bu kara

184


deliklerden bir tanesine dünya yüzeyindesahip olsaydınız, dünyanın yüzeyini delip,özeğine düşmesini engelleyecek hiçbir şeyolamazdı; sonunda yerin özeğinde duranadek, yeryüzünün bir o yanına bir bu yanınasalınmayı sürdürdü. Bu yüzden, enerjisinikullanmak üzere onu yerleştirebileceğimizen uygun yer ancak dünyanın çevresindebir yörüngedir; onu bu yörüngeyegetirmenin tek yolu da, eşeğin önüne iplehavuç tutmak gibi, önünde daha büyük birkütleyle onu çekmek olurdu. Bu, pekuygulanabilir bir öneri gibi gözükmekte; enazından yakın gelecek için.

185


Şekil 7.5Erken kara deliklerin enerjilerini

dizginleyemesek bile, hiç olmazsa onlarıgözlemleme şansımız ne kadardır? Bu karadeliklerin, yaşam sürelerinin çoğu boyuncayayınladıkları gama ışımasını aramak

186


bunun bir yolu olabilir. Çok uzaktaoldukları için, tek tek ışımaları zayıf olsabile, toplam ışımayı algılamak olanaklıdır.Gerçekten de böyle gama ışınlarınıalgılamaktayız: Şekil 7.5 gözlemlenenışıma yeğinliğinin frekansla (saniyedekidalga sayısıyla) nasıl değiştiğinigöstermektedir. Bununla birlikte, bugözlemlediğimiz ışımanın erken karadeliklerden geliyor olması gerekmediğigibi, büyük bir olasılıkla başka süreçlerdenkaynaklandığı söylenebilir. Şekil 7.5'tekinoktalı çizgi, erken kara deliklerin birışıkyılı oylumunda ortalama 300 tanebulunması durumunda, gama ışınlarıyeğinliğinin frekansla nasıl değiştiğinigöstermektedir. Şu halde denebilir ki, gamaışınlarının gözlemlenmesi erken karadeliklerin varlığı için olumlu bir kanıt

187


değildir, ama bu tür kara deliklerinsayısının bir ışıkyılı oylumunda ortalama300'den fazla olamayacağını bize kesinliklesöyler. Bu sınır, erken kara deliklerin,evrendeki maddenin en fazla milyondabirini oluşturabileceği anlamına gelir.

Erken kara deliklerin böylesineseyrekliği, yalın bir gama ışın kaynağıolarak gözlemleyebileceğimiz yakınlıktabir tanesinin bulunma olasılığını çokdüşürür gibi gözükmektedir. Öte yandan,herhangi bir madde, erken kara deliklerikendisine doğru çekeceğinden, yıldızkümeleri içinde ya da etrafında daha sıkbulunmaları gerekmektedir.Gözlemlediğimiz gama ışınları, her birışıkyılı oylumu başına ortalama 300 taneerken kara delik bulunabileceğinibelirtmesine karşın, kendi yıldız

188


kümemizin içinde ne sıklıklabulunduklarına ilişkin hiçbir şeysöylemiyor. Diyelim ki, bunların sayısıortalamadan bir milyon kere fazla olsun;bu durumda bize en yakın kara delik, aşağıyukarı bilinen en uzak gezegen Plutouzaklığında, yani bir milyar kilometrekadar uzaklıkta bulunmalıdır. Bir karadeliğin bu uzaklıktan ışımasını, on binmegavat gücünde bile olsa algılamak çokzordur. Bir erken kara deliğigözlemlediğimizden emin olabilmek için,aynı yönden, akla yatkın bir zaman süresiboyunca, örneğin bir hafta süresince,birkaç gamma ışını taneciğinin algılanmasıgerekir. Yoksa, pekala başka bir kaynaktangeliyor olabilirler. Planck'ın tanecikilkesinin bize söylediğine göre, gama ışınıtaneciğinin enerjisi yüksektir, çünkü bu

189


ışınların frekansı çok yüksektir. Buyüzden, on bin megavat güç yayınlamakiçin çok sayıda gama taneciğine gerekbulunmaz. Pluto mesafesinden gelebilecekbirkaç taneciği gözlemlemek için şimdiyekadar yapılmış gama ışını detektörlerininen büyüğünden daha da büyük bir gamadetektörüne gereksinim vardır. Ayrıca,gama ışınları atmosferi delemediği için budetektörün uzayda kurulması zorunludur.

Doğal olarak, Pluto kadar yakındabulunan bir kara delik yaşam süresininsonuna ulaşıp patlayacak olsaydı, bunualgılamak çok kolay olurdu. Ama, karadelik son on ya da yirmi milyar yıldıryayınlamada bulunuyorsa, yaşam süresininsonuna geçmişteki ya da gelecekteki birkaçmilyon yıl yerine, önümüzdeki birkaç yıldaerişmesi olasılığı oldukça küçüktür! Bu

190


yüzden, araştırma paranız suyunuçekmeden, az da olsa patlamayı görmeşansınız olmasını istiyorsanız, bir ışık yılıuzaklığındaki patlamaları algılayacak biryol bulmanız gerekmektedir. B u durumdabile patlamadan doğacak birkaç gama ışınıtaneciğini algılamak için büyük bir gamadetektörüne gereksinim duyma sorunundankurtulamazsınız. Buna karşın, bu durumdabütün parçacıkların aynı yönden bir zamanaralığında gözlemlemek, aynı patlamadankaynaklandıkları güvencesini verdiği içinyeterlidir.

Erken kara delikleri saptayabilecekgama detektörlerinden biri de dünyayıkuşatan atmosferdir. (Zaten, daha büyükbir detektör yapmamız olanaklı gibi değil!)Yüksek enerjili bir ışın taneciği,atmosferdeki atomlara çarptığı zaman

191


elektron ve pozitron (karşıelektron) çiftlerioluşturur. Bunlar da diğer atomlarlaçarpıştıklarında başka elektron ve pozitronçiftleri ortaya çıkarırlar; böylece elektronyağmuru denen olay ortaya çıkar. Sonuçta,Cerenkov (Cerenkof) ışıması denen birçeşit ışık görünür. Şu halde, gecelerigökteki ışık parlamalarına bakarak gamaışını darbelerini algılamak olanaklıdır.Elbette, şimşek düşen uydu ya dayörüngedeki uydu artıklarından yansıyangüneş ışınları gibi, gökte ışık parlamalarıyaratabilecek başka olaylar da vardır. Gamaışını darbelerini, birbirinden oldukça uzakiki ya da daha fazla yerde aynı andagözlemleyerek, bu gibi etkilerden ayırtetmek olanaklıdır. Buna benzer biraraştırma Dublin'li iki bilimci, Neil Porter(Portır) ve Trevor Weekes (Vikıs)

192


tarafından Arizona'daki teleskoplarıkullanarak gerçekleştirilmiştir. Bubilimciler değişik sayıda parlamalargörmüş olmalarına rağmen, hiçbirisi erkenkara delikten kaynaklanan gama ışınıdarbeleri olarak belirlenememiştir.

Erken kara delikler için araştırmalarolumsuz sonuçlansa bile, ki öylegörünüyor, bize yine de evrenin ilkevrelerine ilişkin önemli bilgilersağlayacaktır. Eğer evren başlangıçtakarmakarışık ve düzensiz, ya da maddeninbasıncı düşük idiyse, şimdikigözlemlerimizle saptanan sınırdan dahaçok sayıda erken kara deliğin ortaya çıkmışolması beklenebilirdi. Gözlemlenebilirsayıda erken kara deliklerin yokluğu iseancak, başlangıçta çok yüksek basınçlı veson derece tekdüze bir evrenle

193


açıklanabilir. Kara deliklerin ışıyacağı düşüncesi, bu

yüzyılın iki büyük kuramının, genel görelikve tanecik mekaniğinin, her ikisine detemelden dayanarak yapılan öngörülerin ilkörneğiydi. İlk başta "Nasıl olur da karadelik bir şey yayınlayabilir?" görüşünüaltüst ettiği için çok tepki gördü. Oxfordyakınlarındaki Ruther-ford-Appletonlaboratuvarlarındaki bir konferansta,hesaplarımın sonuçlarını açıkladığımzaman büyük kuşkuyla karşılandım.Konuşmanın sonunda, toplantınınyöneticisi, Londra Kings College'dan JohnG. Taylor (Teylor), anlattıklarımın tümününsaçma sapan şeyler olduğunu ileri sürdü.Bu konuda bir de makale yayınladı. Amadaha sonra, John Taylor da dahil olmaküzere birçok kişi, genel görelik ve tanecik

194


mekaniği düşüncelerimiz doğru olduğusürece, kara deliklerin bir sıcak cisim gibiışımaları gerektiği sonucuna katıldılar.Henüz bir erken kara delik bulmayıbecerebilmiş olmamamıza rağmen,bulmamız halinde onun büyük miktardagama ve röntgen ışınları yayacağına ilişkinoldukça yaygın bir düşünce birliği var.

Kara deliklerden yayılan ışımanınvarlığı, çekimsel çökmenin bir zamanlarsandığımız gibi son ve geri çevrilemez birolay olmadığını üstü kapalı bir şekildesöyler. Kara deliğe, bir astronot düşecekolursa kütlesi artacak ama sonuçta artankütleye eşdeğer bir enerji evrene ışımabiçiminde geri verilecektir. Astronot biranlamda "yeniden çevrime" girecektir.Astronot kara deliğin içinde uzayıpkopacağından herhangi bir kişisel zaman

195


kavramına sahip olamayacağı için, bu çeşitölümsüzlük pek bir işe yaramayacaktır!Kara delik tarafından evrene geri verilenparçacıklar bile genellikle astronotuoluşturan parçacıklardan farklıdır:astronotunun yaşayacak tek özelliği,kütlesi ve enerjisi olacaktır

Kara delikten yayınlanan ışımayıhesapladığım zaman kullandığımyaklaşımlar, kara delik bir gramdan dahafazla kütleye sahip olduğu sürece doğrusonuçlar vermeli. Bununla birlikte, buyaklaşımlar, kara deliğin yaşam süresisonunda kütlesi çok küçüldüğünde artıkişlemez olacaktır. Bu durumda en olasısonuç, kara deliğin, içindeki astronotu veeğer gerçekten varsa tekilliği deberaberinde götürerek, en azından evreninbize ait köşesinden yokolup gitmesidir. Bu

196


tanecik mekaniğinin, genel göreliktarafından ileri sürülen tekillikleri ortadankaldırabileceğinin ilk göstergesidir.Bununla birlikte, benim ve başkalarının1974 yılında kullandığımız yöntemler,"tanecik çekiminde tekillikler olabilir mi?"türünden sorunları yanıtlamaya yeterlideğildi. Bu yüzden 1975'ten sonra, RichardFeynmann'in (Faynmın) geçmişlerintoplamı düşüncesine dayanarak, tanecikçekimi için daha güçlü yaklaşımlar bulmaüzerinde çalışmaya başladım. Buyaklaşımımın, evrenin başlangıcı vegeleceğine, ve astronotumuz gibi içindebulunanların sonuna ilişkin ortayakoyduğu yanıtlar bundan sonraki ikibölümde anlatılacaktır. Belirsizlikilkesinin, kestirimlerimizin kesinliğine birsınır koymasına karşın, aynı zamanda uzay-

197


zaman tekilliğinde görünen temelbelirsizlikleri de ortadan kaldıracağını bubölümlerde göreceğiz.

198


8 Evren'in Doguşu Ve Yazgısı

Einstein'ın genel görelik kuramı, tek başına, uzay-zamanının büyük patlama tekilliğinde başladığını ve (tümevren çöktüyse) büyük çatırtı tekilliğinde ya da, (yıldız gibiyerel bir bölge çökseydi) bir kara deliğin içindeki birtekillikte sona ereceğini öngörmekteydi. Deliğe düşen tümmaddeler tekillikte yitecek, ve yalnızca kütlelerinin çekimetkisi dışarıda duyulacaktı. Öte yandan, tanecik etkilerihesaba katıldığında, maddenin kütlesi ve enerji sonundaevrene geri dönecek ve kara delik, içindeki tekillikle birliktebuharlaşıp uçarak sonunda yokolacak gibi görünüyordu.Tanecik mekaniğinin büyük patlama ve büyük çatırtıtekillikleri üzerinde de bu ölçüde çarpıcı bir etkisi olabilirmiydi? Kütlesel çekim alanlarının tanecik etkileri yoksayılamayacak denli kuvvetli olduğu ilk ve sonaşamalarında, evrende neler olup bitmekte? Evreningerçekten bir başlangıcı var mı? Ya da bir sonu? Varsanasıl?

1970'lerde başlıca çalışma konum kara deliklerdi, ama1981'de Vatikan'da Cizvitlerin düzenlediği bir evrenbilimikonferansında iken evrenin doğuşu ve yazgısına ilişkin ilgimyeniden uyandı. Katolik Kilisesi Galileo ile uğraşırken,güneşin dünya etrafında döndüğünü ilan ederek bilimsel birsoruya ilişkin hükümde bulunmakla kötü bir yanlış yapmıştı.

199


Yüzyıllar sonra, şimdi ise, evrenbilimi konusunda akıldanışmak için birtakım uzmanlar çağırmaya karar vermiş.Konferansın sonunda, katılanlara papanın huzurunda bulunmaayrıcalığı tanınmıştı. Orada Papa bize, evrenin büyükpatlamadan sonraki evrimi üzerinde çalışmamızın yerindeolacağını, ancak büyük patlamanın kendisinisoruşturmamamızı, çünkü onun Yaradılış anı, yani Tanrı'nınişi olduğunu söyledi. O zaman biraz önce konferanssırasında verdiğim konuşmanın konusundan haberdarolmayışına çok sevindim. Çünkü konuşmam, uzay-zamanınsonlu ama sınırsız olabileceği, yani başlangıcının, yaradılışıanının olmadığı konusundaydı. Ölümünden tam 300 yıl sonradoğmuş olmanın da biraz etkisiyle kendimi kuvvetleözdeşleştirdiğim Galileo'nun yazgısını paylaşmakistemiyordum!

Tanecik mekaniğinin evrenin doğuşu ve yazgısını nasıletkileyebileceğine ilişkin düşüncelerimizi açıklayabilmekiçin önce, evren tarihini yaygın olarak benimsenen "sıcakbüyük patlama modeli"ne dayanarak anlatmam gerek. Bu,evrenin ta büyük patlamaya giderek Friedmann'ın modeliylebetimlendiğini varsayar. Böylesi modellerde evrengenişledikçe içindeki her madde ya da ışımanın soğuyacağıortaya çıkar. (Evrenin büyüklüğü iki katına çıktığındasıcaklığı yarıya düşer.) Sıcaklık kabaca parçacıklarınortalama enerjisinin -ya da hızının- bir ölçüsü olduğuna göre

200


evrenin bu soğumasının, içindeki maddeye büyük etkisiolacaktır. Çok yüksek sıcaklıklarda parçacıklar sağa solaöyle hızlı devineceklerdir ki, elektromanyetik ya da çekirdekkuvvetlerinden ötürü birbirlerine olan çekimden kendilerinikurtaracaklardır. Ama parçacıklar soğudukça birbirleriniçekip üst üste yığılmaya başlayacaklardır. Ayrıca, evrendevarolan parçacıkların türleri de sıcaklığa bağlı olacaktır.Yeterince yüksek sıcaklıklarda, parçacıkların enerjisi odenli yüksektir ki, çarpıştıklarında çok değişikparçacık/karşıparçacık çiftleri oluşur -ve bu yeni oluşanparçacıkların bazısı karşıparçacığa dokunarak yok olsa da,üreme yokolmayı geçecektir. Ama daha düşük sıcaklıklarda,çarpışan parçacıkların enerjisi daha az olacağındanparçacık/karşıparçacık çiftleri daha yavaş oluşacak- ve yokolma hızı oluşma hızını geçecektir.

Tam büyük patlama anında evrenin sıfır büyüklükte vebu nedenle sonsuz sıcaklıkta olduğu düşünülür. Ama evrengenişleyince ışımanın sıcaklığı düşer. Büyük patlamadan birsaniye sonra yaklaşık on milyar dereceye düşmüş olmalı.Bu, güneşin özeğindeki sıcaklığın yaklaşık bin katıdır amabu denli yüksek sıcaklıklara hidrojen bombası patlamasındaerişilebilir. Bu anda evren çoğunlukla foton, elektron ve(yalnızcı zayıf kuvvet ve kütlesel çekimden etkilenen hafifparçacıklar olan) nötrinolardan ve bunların karşıparçacıklarından, bir miktar da proton ve nötrondan oluşur.

201


Evren genişlemeyi sürdürüp sıcaklık düştükçe çarpışmalarınneden olduğu elektron/karşıelektron çiftlerinin oluşma hızı,birbirlerini yoketme hızının altına düşecektir. Böylelikleelektron ve karşıelektronların çoğu birbirini daha çok fotonoluşturacak biçimde yokedecek ve geriye az sayıda elektronkalacaktır. Nötrino ve karşınötrinolar ise birbirlerini yokedemeyeceklerdir, çünkü bu parçacıklar birbirleriyle vebaşka parçacıklarla çok az etkileşimde bulunurlar. O haldebugün de varolmaları gerekir. Onları gözlemleyebilsekevrenin bu çok sıcak ilk aşaması için iyi bir kanıt olurdu. Neyazık ki bugüne dek geçen zaman içinde enerjileri onlarıdoğrudan gözlemlemeye yetmeyecek denli aza inmişolacaktır. Ancak, nötrinolar kütlesiz olmayıp, 1981'deRusya'da yapılmış olup doğrulanamayan bir deneyinönerdiği gibi az bir kütleye sahip iseler onları dolaylı birbiçimde ayırt edebiliriz: daha önce sözü geçen ve evreningenişlemesini durdurup yeniden çöküşüne neden olabilecekkütlesel çekimi olan "kara madde"nin bir biçimiolabilirlerdi.

Büyük patlamadan yaklaşık yüz saniye sonra sıcaklık birmilyar dereceye, yani en sıcak yıldızların içinin sıcaklığınadüşecekti. Bu sıcaklıkta proton ve nötronlar güçlü çekirdekkuvvetinden kaçmaya yetecek enerjiyi yitirecek ve bir protonve bir nötron içeren döteryum (ağır hidrojen) atomununçekirdeğini oluşturmak üzere birleşme ye başlayacaklardı.

202


Döteryum çekirdekleri de başka proton ve nötronlarlabirleşerek, iki proton ve iki nötron içeren helyumçekirdekleri ve az miktarda da daha ağır lityum ve berilyumelementleri oluşturacaktı. Sıcak büyük patlama modelindenproton ve nötronların yaklaşık dörtte birinin, helyumçekirdeği ve az miktarda ağır hidrojen ile başka elementleredönüşmüş olacağı hesaplanabilir. Nötronların geri kalanıbozunarak normal hidrojen atomların çekirdeği olanprotonlara dönüşür.

Sıcak bir ilk aşamaya ilişkin bu evren tablosu ilk kezöğrencisi Ralph Alpher (Alfer) ile 1948'de yazdığı ünlümakalesinde bilimci George Gamow tarafından ortayakondu. Gamow'un oldukça keskin bir mizah anlayışı vardı.Çekirdek bilimcisi Hans Bethe'yi (Bethe) ikna edip onunismini de makaleye koyarak, makaleyi yazanlar listesini"Alpher, Bethe ve Gamow" yaptı; Yunan abecesinin ilk üçharfi olan alfa, beta ve gamma'ya benzesin diye. Bu, evreninbaşlangıcı üzerine bir makale için pek de uygundu! Bumakalede evrenin çok sıcak ilk aşamalarındaki ışımanın(fotonlar biçiminde) bugün hala varolması gereğini amasıcaklığının mutlak sıfırdan (eksi 273 derece) yalnızcabirkaç derece yukarıya kadar düşmüş olacağı yolundakiolağanüstü öngörüde bulundular. Penzlas ve Wilson'un1965'te buldukları işte bu ışımaydı. Alpher, Bethe veGamow makalelerini yazdıkları sırada proton ve nötronların

203


çekirdeksel reaksiyonlarına ilişkin fazla şey bilinmiyordu.Bundan dolayı ilk evrendeki elementlerin orantılarına ilişkino zamanki hesaplar oldukça hatalıydı ama bu hesaplarıbugünkü bilginlerimizin ışığında yinelediğimizdegözlemlediğimizle çok iyi uyuşan sonuçlar elde ediyoruz.Ayrıca, evrende niye bu denli fazla miktarda helyumolduğunu başka türlü açıklamak çok zor. Şu haldegörüşümüzün, en azından büyük patlamanın bir saniyesonrasından bu yana, doğru olduğundan kuşkumuz yok.

Büyük patlamadan sonraki birkaç saat içinde helyum vediğer elementlerin oluşumu duracaktır. Ve bundan sonraki birmilyon yıl kadar sürede, evren pek bir şey olup bitmeden,yalnızca genişlemeyi sürdürüyor olacaktır. Sıcaklık giderekbirkaç bin dereceye düşünce elektronlar ile çekirdekler,aralarındaki elektromanyetik çekime dayanacak enerjiyiyitirerek birleşip atomları oluşturmaya başlayacaktır. Evrenbir bütün olarak genişlemeyi ve soğumayı sürdürecek amaortalamadan biraz yoğun bölgelerde çekimsel kuvvetin dahafazla oluşu nedeniyle genişleme yavaşlamış olacaktır. Bu,bazı bölgelerin genişlemeyi durdurup çökmeye başlamasınayol açacaktır. Bu bölgeler çökerken, dışındaki maddelerinkütlesel çekimi olanları hafifçe döndürmeye başlayabilir.Çöken bölge küçüldükçe dönmesi hızlanacaktır -buzpatencisinin, buz üstünde dönerken kollarını içe büküncedönüşünün hızlanması gibi. Sonunda bölge yeterince

204


küçülünce, kütlesel çekimi dengelemeye yetecek bir hızdadönecek ve bu yolla disk biçiminde galaksiler doğmuşolacaktır. Dönme hareketini başlatamayan öteki bölgeler iseeliptik galaksi denilen oval biçimde nesnelerioluşturacaklardır. Bunlarda bölgenin çöküşünün durmanedeni, galaksinin tümü dönmediğine göre, tek tekparçalarının, galaksinin özeği etrafında dönmesi olacaktır.

Zaman ilerledikçe galaksilerdeki hidrojen ve helyumgazları, kendi kütlelerinin çekimi altında çöken küçükbulutlara bölüneceklerdir. Bulutlar büzüldükçe veiçlerindeki atomlar birbiriyle çarpıştıkça gazın sıcaklığıartacak ve giderek çekirdek kaynaşması reaksiyonubaşlatacak kadar ısınacaktır. Reaksiyon sonucu hidrojendaha fazla helyuma dönüşecek ve açığa çıkan ısı, basıncıyükselterek bulutları daha fazla büzülmekten alıkoyacaktır.Güneşimize benzer bir yıldız olarak, hidrojeni yakıphelyuma dönüştürerek çıkan enerjiyi ısı ve ışık biçimindeyayacak ve bu kararlı durumda çok uzun sürekalabileceklerdir. Daha kütleli yıldızlar daha kuvvetli olankütlesel çekimlerini dengeleyebilmek için daha sıcak olmakzorundadırlar. Bu da çekirdek kaynaşması reaksiyonunu odenli hızlandım ki, bu yıldızlar hidrojenlerini yüz milyon yılkadar kısa bir sürede bitirirler. O zaman biraz büzüleceklerve ısınmaları arttıkça bu kez helyumu karbon ya da oksijengibi daha ağır elementlere dönüştürmeye başlayacaklardır.

205


Ancak bundan, daha fazla enerji açığa çıkmayacak ve karadeliklerle ilgili bölümde anlatıldığı üzere bir bunalımavarılacaktır. Daha sonra ne olacağı ise tümüyle açık değilama yıldızın özeğine yakın bölgelerin çökerek nötron yıldızıya da kara delik gibi çok yoğun bir duruma gelecekleri olasıgörünüyor. Yıldızın dış bölgeleri bazen parlaklığıylakümedeki öteki yıldızları bastıran korkunç bir süpernovapatlaması ile savrulacaktır. Yıldızın ömrünün sonuna doğruoluşan ağır elementlerin bir bölümü galaksideki gazaeklenmiş olacak ve bir sonraki kuşak yıldızlarınhammaddesine katkıda bulunacaktır. Bizim kendi güneşimizbu daha ağır elementlerden yüzde iki oranında içerir, çünküo da eski süpernovaların kalıntılarını içeren dönen bir gazbulutundan beş milyar yıl kadar önce oluşmuş ikinci ya daüçüncü kuşak bir yıldızdır. O buluttaki gazın çoğu ya güneşinoluşumuna gitti ya da uçup uzaklaştı, ama ağır elementlerinküçük bir miktarı bir araya gelerek bugün güneşin etrafındadönen cisimleri, aralarında dünyamızın da bulunduğugezegenleri oluşturdu.

Dünya ilk önceleri çok sıcaktı ve atmosferi yoktu.Zamanla soğudu ve kayalardan çıkan gazlardan bir atmosferedindi. Bu ilk atmosfer, içinde yaşayabileceğimiz gibideğildi. içinde oksijen yerine bulunan çok sayıda başka gazvardı, örneğin hidrojen sülfit (çürük yumurtaya kokusunuveren gaz) bizim için çok zehirlidir. Bununla birlikte bu

206


koşullar altında serpilebilen ilkel başka yaşam biçimlerivardır. Bunların, atomların irimoleküller denen daha büyükyapılar oluşturacak biçimde rastgele birleşmesi sonucuokyanuslarda gelişmiş oldukları düşünülüyor. Bunlarokyanustaki başka atomları da aynı yapılarda bir arayagetirme yeteneğini taşıdıklarından kendilerini üretipçoğalacaklardı. Kimi durumlarda üremede hatalar olacaktı.Bu hatalar çoğunlukla yeni irimolekülün kendiniüretememesi ve sonunda yitip gitmesi ile sonuçlanacaktı.Ancak bazı hatalar ise kendilerini üretmekte daha çokyetenekli yeni irimolekülleri oluşturacaktı. Böylece oluşanyeni irimoleküller bu üstünlükleri ile başlangıçtakiirimoleküllerin yerine geçme eğiliminde olacaklardı. Buyolla, gittikçe daha da karmaşık kendini üretenorganizmaların gelişimi yönünde ilerleyen bir evrim sürecibaşlatılmış olacaktı. ilk ilkel yaşam biçimleri hidrojensülfatı da içeren değişik maddeleri kullanıp oksijensalıyordu. Bu, atmosferi yavaş yavaş değiştirerek bugünkübileşimine getirdi ve balıklar, sürüngenler, memeliler ve ensonunda insan ırkı gibi daha ileri yaşam biçimleriningelişmesine olanak tanıdı.

Çok sıcak başlayan ve genişledikçe soğuyan bu evrentablosu bugün elimizdeki gözlemsel kanıtlara uyuyor. Yinede, birtakım önemli sorular yanıtsız kalıyor.

207


1. Evren başlangıcında niçin öylesine sıcaktı?

2. Evren büyük ölçekte niye o kadar düzgün? Uzaydakiher noktadan ve her yönde niye aynı gözüküyor? Özellikle,değişik yönlere baktığımızda, zemindeki mikrodalgaışımasının sıcaklığı niçin yaklaşık aynı? Bu biraz sınıftakiöğrencilerin sınav kağıtlarını değerlendirmeye benziyor.Hepsinin yanıtı tıpatıp aynı ise birbirlerinden kopyaçektiklerinden emin olabilirsiniz rahatça. Ama yukardabetimlenen modelde büyük patlamadan sonra ışığın biryerden ötekine ulaşması için yeterince zaman olmayacaktır,evrenin ilk evrelerinde bölgeler birbirlerinden çok uzakdeğilse de. Görelik kuramına göre bir bölgeden ötekine ışıkgidemiyorsa başka hiçbir bilgi gidemez. Bundan dolayıevrenin ilk evrelerinde başka başka bölgelerin aynısıcaklıkta olmalarının, belirsiz herhangi bir nedenle aynısıcaklıkla başlamaları dışında başka herhangi bir yoluolamaz.

3. Evren, niçin çöken modellerde sonsuza dek genişleyenmodelleri ayıran kritik hıza çok yakın bir hızla genişlemeyebaşladı, öyle ki şimdi, on milyar yıl sonra bile, hala kritikhıza yakın bir hızla genişlemekte? Büyük patlamadan birsaniye sonraki genişleme hızı, yalnızca yüz bin milyarda biroranında az olsaydı bile, evren daha bugünkü büyüklüğüneerişmeden çökmüş olurdu.

208


4. Evrenin büyük ölçekte çok düzgün ve tekdüze olduğugerçeğine karşın, yıldızlar ve yıldız kümeleri gibi yereldüzensizlikler var. Bunların ilk zamanlarda bir bölgedenötekine yoğunluğun biraz farklı oluşundan kaynaklandığıdüşünülüyor. Peki, yoğunluğun bu düzensiz değişimininkaynağı neydi?

Genel görelik kuramı kendi başına bu özellikleriaçıklayamaz ve de bu soruları yanıtlayamaz, çünkü büyükpatlama tekilliğinde evrenin sonsuz yoğunlukta olduğuöngörülür. Tekillikte genel görelik ve tüm diğer fizikyasaları geçerliliğini yitirir, tekillikten ne çıkacağıkestirilemez. Daha önce açıklandığı gibi, bu demektir ki;büyük patlama ve ondan önceki olaylar kuramınkapsamından çıkarılıp atılabilir, çünkü gözlemlerimizüzerinde hiçbir etkileri olamaz. Uzay -zamanının bir sınır-büyük patlamada bir başlangıcı olacaktır.

Bilim, evrenin, herhangi bir anda durumunu biliyorsakdaha sonra nasıl ilerleyeceğini, belirsizlik ilkesininbelirlediği sınırlar içinde söyleyebilen bir yasalar takımıortaya çıkarmış durumda. Bu yasalar aslında Tanrı tarafındanbuyurulmuş olsa da öyle görülüyor ki Tanrı o andan sonrahiç işe karışmadan, evreni yasalarına uygun biçimdegelişmeye bırakmış. Ama evrenin ilk durumunu ya dabaşlangıç koşullarını nasıl seçmiş? Zamanın başlangıcındaki

209


"sınır koşulları" neydi?

Buna, Tanrı evrenin ilk durumunu, anlamayıumamayacağımız nedenlerle seçti biçiminde bir yanıtverilebilir. Her şeye gücü yeten varlığın gücü kuşkusuz bunada yeter ama böylesine anlaşılmaz bir biçimde başlattıysaevreni, niçin anlayabileceğimiz yasalara uyarakevrimlemeye bıraktı? Bilim tarihi tümüyle olayların keyfi birtarzda oluşmayıp, tanrısal olsun olmasın belli bir kuruludüzeni yansıttığının yavaş yavaş farkına varılışıdır. Budüzenin yalnızca yasalar için değil, evrenin ilk durumunubelirleyen uzay-zamanın sınırındaki koşullar için de geçerliolduğunu varsaymak çok doğal olacaktır. Hepsi de yasalarauyan, ilk koşulları değişik çok sayıda evren modelibulunabilir. Evrenimizi tanımlayacak belli bir ilk durumu vedolayısıyla bir modeli seçmemiz için bir ilke olmalı.

Aradığımız ilke, düzensiz sınır koşullarında olabilir. Bukoşullar, açıkça belirtmeden evrenin ya sonsuz büyüklükteolduğunu, ya da sonsuz sayıda evren bulunduğunuvarsayarlar. Düzensiz sınır koşulları altında, büyükpatlamadan sonra uzayın belirli bir bölgesini belirli birdurumda bulmanın olasılığı ile aynı bölgeyi başka herhangibir durumda bulmanın olasılığı, bir anlamda aynıdır; aynıevrenin ilk durumu tamamen gelişigüzel seçilmiştir. Bu,evrenin ilk evrelerde büyük bir olasılıkla düzensiz ve

210


karmakarışık olduğu anlamına gelir, çünkü evrenin düzensizve karmakarışık bulunabileceği durumlar, düzenli ve düzgünbulunabileceği durumlardan sayıca çok daha fazladır. (Herdurum eşit olasılıkta ise, evrenin düzensiz ve karmakarışıkdurumda başlaması daha olasıdır, çünkü bu durumlar dahaçoktur). Böylesine düzensiz ilk koşulların, bugün büyükölçekte böylesine düzgün ve düzenli evrenimizin çıkışnoktası olabileceğini kavramak çok zor. Ayrıca, böyle birmodeldeki düzensiz yoğunluk değişimlerinin gama ışınıgözlemlerinden saptanan üst sınırdan çok daha fazla sayıdaerken kara deliğin oluşumuyla sonuçlanması beklenirdi.

Evren eğer gerçekten sonsuz büyüklükteyse, ya da sonsuzsayıda evren varsa bir yerlerde düzgün ve düzenli birbiçimde başlamış birtakım büyük bölgelerin bulunmaolasılığı da vardır. Bu biraz, çok bilinen, maymun sürüsünündaktiloların başında habire tuşlara basması öyküsünebenziyor. Maymunların yazdıklarının hemen hepsi saçmasapan olsa da tamamen rastgele bir biçimde ve tamamenşans eseri Shakespeare'in (şekspir) sonelerinden biri ortayaçıkacaktır. Benzeri biçimde evren bağlamında, şans eseridüzgün ve düzenli bir bölgede yaşıyor olabilir miyiz? ilkbakışta bu oldukça zayıf olasılıkta görünebilir, çünküböylesine düzgün bölgeler düzensiz ve karmakarışıkbölgelerden çok daha az sayıdadır. Ama, ancak düzgünbölgelerde yıldız kümeleri oluşabileceğini ve koşulların

211


kendimiz gibi karmaşık, kendini üretebilen ve "Evren niçinböyle düzgün?" sorusunu sorabilen organizmaların gelişimiiçin uygun olabileceğini düşünelim. Bu, "Evreni böylegörmemizin nedeni varlığımızdır" tümcesiyle deaçıklanabilecek "insancı" dediğimiz ilkenin uygulandığı birörnektir.

İnsancı ilkenin iki yorumu vardır; zayıfı ve güçlüsü.Zayıf insancı ilke, uzayda ve/veya zamanda sonsuz ya daçok, büyük bir evrende, zeki yaratıkların gelişimi içingereken koşulların ancak uzayda ve zamanda sınırlı, bellibölgelerde sağlanacağını belirtir. Bundan dolayı bubölgelerdeki zeki yaratıklar evrende bulundukları yerinkendi varlıkları için gereken koşulları sağladığınıgözlemlediklerinde şaşırmayacaklardır. Zengin bir kişininvarlıklı mahallerde yoksul görmesini andırır biraz bu.

Zayıf insancı ilkenin kullanıldığı bir örnek, büyükpatlama olayının niçin yaklaşık on milyar yıl önce olduğunun"açıklaması"dır. Zeki varlıkların evrimleşmesi için yaklaşıko kadar süre gerekir. Yukarıda açıklandığı gibi, önce ilkkuşak yıldızlar oluşmalıydı. Bu yıldızlar baştaki hidrojen vehelyumun bir bölümünü bizim anamaddemiz olan karbon veoksijen gibi elementlere dönüştürdüler. Sonra, yıldızlarsüpernova biçiminde patladılar ve döküntüleri aralarındaşimdi yaklaşık beş milyar yaşında olan güneş sistemimizin

212


de bulunduğu diğer yıldız ve gezegenleri oluşturdu.Dünyanın varoluşunun ilk bir iki milyar yılı içinde sıcaklıkherhangi karmaşık bir varlığın gelişimi için çok yüksekti.Sonraki üç milyar kadar yıl, basit organizmalardan zamanıbüyük patlamaya dek ölçme yetisinde varlıklara doğruyavaşça ilerleyen biyolojik evrim sürecine ancak yetti.

Zayıf insancı ilkenin geçerliğini ya da yararlığını çok azkişi sorgular. Ancak bazıları daha ileri gidip ilkenin güçlüyorumunu öneriyorlar. Bu yoruma göre, her biri kendi ilkdurumuna ve belki de kendi bilim yasaları takımına sahipçok sayıda değişik evrenler ya da tek bir evrenin çok sayıdadeğişik bölgeleri vardır. Bu evrenlerin çoğunda koşullarkarmaşık organizmaların gelişimine uygun olmayacaktır;yalnızca bizimki gibi bazı evrenlerdeki zeki yaratıklargelişip şu soruyu sorabileceklerdir: "Evren niçingördüğümüz gibi?" O zaman yanıt basittir. Başka türlüolsaydı, biz burada olmazdık!

Bilim yasaları, şimdi bildiğimiz biçimiyle, elektronunelektrik yükünün niceliği ve proton ve elektronunkütlelerinin oranı gibi pek çok temel sayı içerir. En azındanşimdilik, bu sayıların değerlerini kuramdançıkarsayamıyoruz -ancak gözlemlerden bulabiliyoruz.Bunların hepsini çıkarsayabileceğimiz tam bir birleşikkuramı bir gün ortaya koyabileceğimiz gibi, aslında hepsi

213


evrenden evrene ya da tek bir evrenin içinde değişiyorolabilir. Şaşılası gerçek ise bu sayıların değerlerininyaşamın gelişimini olanaklı kılmak için çok ince ayaredilmiş gibi gözükmesi. Örneğin, elektronun elektrik yüküazıcık değişik olaydı yıldızlar ya da hidrojen ve helyumuyakamayacak, ya da patlamayacaktı. Doğal olarak, bilim‐kurgu yazarlarının bile daha düşlemediği, güneş gibi biryıldızın ışığına ya da yıldızlara yapılıp yıldız patlayıncauzaya saçılan ağır kimyasal elementlere gereksinimduymayan, başka zeki yaratıklar varolabilir. Yine de, şurasıaçık ki, bu sayıların herhangi bir zeki yaratığın gelişiminolanaklı kılabilecek değerleri, sınırlı belli aralıklariçindedir. çoğu değer takımları, çok güzel olsalar da bugüzelliğe bakıp hayran kalacak kimsenin olmayacağıevrenlere yol açacaktır. Bu, Yaradılış'ta ve bilim yasalarınınseçiminde tanrısal bir ereğin kanıtı olarak, ya da güçlüinsancı ilkenin bir desteği olarak görülebilir.

Evrenin gözlemlenen durumunun bir açıklaması olarakgüçlü insancı ilkeye çeşitli yönlerden karşı çıkılabilir. İlkin,bu başka başka evrenlerin hangi anlamda varolduklarısorulabilir. Eğer gerçekten birbirlerinden ayrıysalar, birbaşka evrende olup bitenlerin kendi evrenimizdegözlemlenebilecek bir sonucu olamaz. O halde, tutumlulukilkesini kullanıp onları kuramdan kesip atabiliriz. Öteyandan, tek bir evrenin başka başka bölgeleri iseler bilim

214


yasaları her bölgede aynı olmalıdır, yoksa bir bölgelerarasındaki ayırım yalnızca ilk durumları arasında olacak veböylece güçlü insancı ilke kuvvetini yitirerek zayıf insancıilkeye dönüşecekti.

Güçlü insancı ilkeye karşı çıkış ise bilim tarihi akışınatamamen zıt yönde oluşundandır. Batlamyus'un ve ondanöncekilerin dünya özekçi evrenbiliminden Kopernik veGalileo'nun güneşözekçi evrenbilimine, ve oradanyerkürenin, gözlemlenen evrendeki yaklaşık bin milyar yıldızkümesinden yalnızca biri olan sıradan bir sarmal yıldızkümesinin kenar bir mahallesindeki ortalama bir yıldızınetrafında dönen orta çapta bir gezegen olarak ele alındığıçağdaş görüşe geldik. Güçlü insancı ilke yine tüm bu enginyapının bizim hatırımız için varolduğunu ileri sürecektir. İştebuna inanmak çok zor. Güneş Sistemi'mizin kuşkusuzvarlığımız için bir önkoşul oluşu, ağır elementleri yaratmışolan önceki kuşak yıldızların da yıldız kümemizin tümü içingerekli olduğu biçiminde genişletebilir. Ama ne tüm bu diğeryıldız kümelerine ne de evrenin böylesine düzgün ve büyükölçekte her yönde aynı oluşuna gerek var.

Evrenin birçok sayıda değişik ilk durumlarınıngözlemlediğimiz gibi bir evrene yol açabileceğigösterilebilseydi, insancı ilkeyi, en azından zayıf yorumuyla,kabullenmekte zorluk çekmeyecektik. Bu durumda, bir

215


anlamda rastgele ilk koşullardan yola çıkan bir evrendedüzgün ve zeki canlıların evrimine uygun birtakım bölgelerbulunmalıdır. Öte yandan, evrenin ilk durumunun çevremizdegördüklerimize varabilmek için çok dikkatle seçilmesigerekseydi, evrende canlıların ortaya çıkacağı hiçbir bölgeolmayabilecekti. Yukarıda anlatılan büyük patlamamodelinde, evrenin ilk evrelerinde bu ısının bir bölgedenötekine akışı için yeterli zaman yoktu. Bu, mikrodalga zeminışımasının baktığımız her yönde aynı sıcaklıkta oluşugerçeğinin hesabını verebilmek için, evrenin ilk durumundasıcaklığın her yerde aynı olması gerekeceği anlamına gelir.Aynı zamanda, genişleme hızının çöküşten kaçınmak içingerekli kritik değere hala bu denli yakın olabilmesi için,genişlemenin başlangıç hızının da büyük bir dikkatleseçilmiş olması gerekecekti. Yani, sıcak büyük patlamamodeli ta zamanın başlangıcına dek doğruysa, evrenin ilkdurumu doğrusu çok dikkatle seçilmiş olmalıdır. Evreninniçin tam bu biçimde başlamış olduğunu, bizim gibivarlıkları yaratmaya niyetlenmiş bir Tanrı'nın işi olmasınındışında, açıklamak çok zor olacaktı.

Çok sayıda değişik ilk durumların bugünküne benzer birevrende sonuçlanabildiği bir evren modeli bulabilmeçabasıyla. Massachusetts Institute of Tecnology'den bilimciAlan Guth (Gut), evrenin ilk evrelerde çok hızlı birgenişleme sürecinden geçmiş olabileceğini öne sürdü. Buna,

216


"şişen" bir genişleme denir, yani evren bir zamanlar, bugünolduğu gibi azalan bir hızla değil artan bir hızlagenişlemekteydi. Guth'a göre, evrenin yarıçapı saniyenin çokküçük bir parçası içinde milyon kere milyon kere milyonkere milyon kere milyon katı (1'den sonra otuz sıfır)artmıştı.

Guth, evrenin büyük patlamayla çok sıcak ve fakatoldukça düzensiz bir durumda başladığını öne sürdü. Buyüksek sıcaklıklar, evrendeki parçacıkların çok hızlıdevindikleri ve çok yüksek enerjiye sahip olduklarıanlamına gelmekteydi. Daha önce tartıştığımız gibi,böylesine yüksek sıcaklıklarda, güçlü ve zayıf çekirdekkuvvetlerinin ve elektromanyetik kuvvetin tek bir kuvvetolarak birleşmiş olmaları beklenir. Evren genişledikçesoğuyacak ve parçacıkların enerjileri azalacaktı. Sonunda,faz geçişi denen olay ile kuvvetler arasındaki bakışımbozulacaktı: güçlü kuvvet zayıf ve elektromanyetikkuvvetlerden ayrılacaktı. Faz geçişinin bilinen bir örneği,suyu soğuttuğunuzda donmasıdır. Sıvı su her noktada ve heryönde aynı biçimde bakışıktır. Ama buz kristallerioluştuğunda bunlar belirli konumlarda bulunacaklar ve bellibir yönde sıralanacaklardır. Bu suyun bakışımını birazbozar.

Su örneğinde, sıcaklık donma derecesinin (sıfır derece

217


santigrad) altına dikkatli bir biçimde düşürülürse buzoluşmadan suyu "süpersoğutmak" olanaklıdır. Guth, evreninde benzer biçimde davranmış olabileceğini öne sürdü:kuvvetler arasındaki bakışım bozulmadan sıcaklık kritikdeğerin altına düşebilir. Bu olduysa, evren bakışımınbozulmamış olduğu durumdakinden daha fazla enerji ilekararsız bir durumda olacaktır. Bu fazladan enerjinin, birkarşıçekim etkisi olacağı gösterilebilir. Tıpkı, Einstein'ın,evrenin statik modelini kurmaya çalışırken, genel görelikkuramına soktuğu evrenbilimsel sabit gibi davranacaktır.Evren, sıcak büyük patlama modelindeki gibi zatengenişliyor olacağından, bu evrenbilimsel sabitin itici etkisievrenin böylece gittikçe artan bir hızla genişlemesine yolaçacaktır. Madde parçacıklarının ortalamadan fazla olduğubölgelerde bile, geçerli evrenbilimsel sabitin itmesi,maddenin kütlesel çekimine baskın çıkacaktır. Böylece, bubölgeler de, artan bir hızla, şişen bir biçimdegenişleyecektir. Onlar genişleyip madde parçacıklarıbirbirinden daha da uzaklaştıkça, ortada hala süpersoğukdurumda ve içinde pek az parçacık bulunan genişleyen birevrenden başka bir şey kalamayacaktır. Evrendekidüzensizlikler genişleme sonucu, balonu şişirdiğinizdeüzerindeki kırışıklıkların kaybolması gibi, tamamendüzelmiş olacaktır. Böylelikle evren bugünkü düzgün vedüzenli durumuna düzgün olmayan, çok sayıda değişik ilkdurumdan yola çıkarak gelmiş olabilir.

218


Genişlemenin, maddelerin kütlesel çekimiyleyavaşlayacağına, bir evrenbilimsel sabitin etkisiylehızlandığı böyle bir evrenin ilk evrelerinde, ışığın birbölgeden ötekine ulaşabilmesi için yeterince zamanolacaktır. Bu, daha önce ortaya koyduğumuz, evrenin ilkevrelerinde başka başka bölgelerin niçin aynı özelliklerisahip olduğu sorusuna bir çözüm getirebilir. Ayrıca, evreningenişleme hızı kendiliğinden, evrenin enerji yoğunluğu ilebelirlenen kritik hıza çok yakın olacaktır. O halde bu,evrenin başlangıçtaki genişleme hızının dikkatle seçilmişolmasını gerektirmeden, genişleme hızının niçin hala kritikhıza böylesine yakın oluşunu açıklayabilir.

Şişme kavramı aynı zamanda, evrende niçin bu denli çokmadde olduğunu da açıklayabilir. Evreningözlemleyebildiğimiz bu bölgesinde, milyon kere milyonkere milyon kere milyon kere milyon kere milyon keremilyon kere milyon kere milyon kere milyon kere milyonkere milyon kere milyon kere milyon (1 'den sonra seksensıfır) kadar parçacık var. Bunlar nereden gelmişler acaba?Yanıtı şu: Tanecik kuramına göre, parçacıklar enerjiden,parçacık / karşıparçacık çiftleri biçiminde yaratılabilir.Ancak bu kez, enerjinin nereden geldiği sorusu belirir. Bunada yanıt, evrenin toplam enerjisinin tam tamına sıfırolduğudur. Evrendeki madde, artı enerjiden oluşmuştur.Ancak madde kendi kendisini kütlesinden dolayı

219


çekmektedir. Birdenbire yakın iki madde parçası, birbirineuzak aynı iki madde parçasından daha az enerjiye sahiptir,çünkü onları birbirine doğru çeken kütlesel çekim kuvvetinekarşı koyarak ayırmanız için enerji harcamanız gerekir. Şuhalde, kütlesel çekim alanının bir anlamda eksi enerjisivardır. Uzayda, kabaca düzgün dağılmış bir evren gözönünealındığında, bu eksi kütlesel çekim enerjisinin, maddenintaşıdığı artı enerjiyi tastamam götürdüğü gösterilebilir.Böylelikle evrenin toplam enerjisi sıfırdır.

Ayrıca, sıfır kere sıfır, sıfırdır. Bundan dolayı evren, artımadde enerjisinin miktarını iki katına çıkarırken, enerjininsakınımını çiğnemeden eski kütlesel çekim enerjisini de ikikatına çıkarabilir.

Evren büyüdükçe madde enerjisi yoğunluğunun azaldığıolağan genişlemesinde bu gerçekleşmez. Ama, şişengenişlemede gerçekleşebilir, çünkü süpersoğutulmuşdurumda evren genişlerken enerji yoğunluğu değişmez.Evrenin büyüklüğü iki katına çıktığında, artı madde enerjiside eski çekim enerjisi de iki katına çıkar; böylece toplamenerji sıfır olarak kalır. Şişme aşamasında evreninbüyüklüğü çok katı artar. Bundan dolayı, parçacıkoluşturmaya hazır toplam enerji miktarı çok büyür, Guth'unbelirttiği gibi; "Bedava yemek olmaz, denir ama evreninkendisi, en bedava yemek".

220


Bugün evren, şişen bir biçimde genişlemiyor. O halde,çok büyük olan evrenbilimsel sabitin etkisini yokedecek veböylece genişlemenin hızını artandan, bugün olduğu gibikütlesel çekimin etkisiyle azalana değiştirecek bir düzenolmalı. Şişen genişlemede, nasıl ki süpersoğutulmuş sueninde sonunda donarsa, kuvvetler arasındaki bakışımın dasonunda bozulması beklenebilir. Bozulmamış bakışımdurumunun fazladan enerjisi, o zaman ısı biçiminde açığaçıkarak evreni kuvvetler arasındaki bakışım için gerekenkritik sıcaklığın biraz altında bir sıcaklığa getirecektir.Böylelikle evren, sıcak büyük patlama modelindeki gibi,genişleyip soğumayı sürdürecek ancak bu kez evrenin niçinkritik hızda genişlediği ve değişik bölgelerin niçin aynısıcaklıkta olduğu açıklanabilecektir.

Guth'un önerisinde faz geçişinin, çok soğuk suda buzkristallerinin belirlemesini andırır biçimde aniden olacağıileri sürülmüştü. Bu düşünceye göre kaynayan sudaki buharkabarcıkları gibi eski fazın içinde, yeni fazla ilişkin bozulanbakışım "kabarcıkları" oluşacaktı. Kabarcıkların genişleyipbirbirlerine ulaşacakları ve sonunda tüm evreni yeni fazageçirecekleri varsayılıyordu. Buradaki sorun, başkalarıylabirlikte benim de işaret ettiğim gibi, evren o denli hızlıgenişlemekteydi ki, ışık hızıyla bile büyüseler kabarcıklarınbirbirlerinden uzaklaşacakları ve birleşemeyecekleriydi.Evren, değişik kuvvetler arasında bakışımın hala sürdüğü

221


bazı bölgelerin bulunduğu çok karışık bir durumda kalacaktı.Evrenin böylesi bir modeli, gördüğümüzle uyuşmayacaktı.

Ekim 1981'de, tanecik çekimi konusunda bir konferansakatılmak için Moskova'ya gitmiştim. Konferanstan sonra,Sternberg Gökbilimi Enstitüsü'nde şişen model ve sorunlarıüzerine bir seminer verdim. Dinleyiciler arasındaMoskova'daki Lebedev Enstitüsü'nden Andrei Linde (Linde)adında genç bir Rus vardı. Bana, kabarcıklar evrendekibölgemizin tümü tek bir kabarcığın içinde kalacak denlibüyük iseler, kabarcıkların birleşmemesi sorunununkalmayacağını söyledi. Bunun geçerli olabilmesi içinbakışımın bozulması olayının kabarcığın içinde, çok yavaşgerçekleşmesi gerekiyordu; bu da büyük birleşik kuramlaragöre pekala olanaklıydı. Linde'nin bakışımın yavaşbozulması düşüncesi çok iyiydi ama sonradankabarcıklarının o zamanki evrenden daha büyük olmasıgerekeceğinin farkına vardım! Bakışımın yalnızcakabarcıkların içinde değil de, her yerde aynı andabozulacağını gösterdim. Bu, gözlemlediğimiz gibi düzgün birevrene yol açacaktı. Bu düşünce beni o denliheyecanlandırdı ki, hemen öğrencilerimden biri olan IanMoss'a (Mos) açtım. Ancak daha sonra bir bilimseldergiden, basıma uygun olup olmadığını değerlendirmemiçin Linde'nin makalesi gönderilince, bir arkadaşı olarak çokutandım. Kabarcıkların evrenden daha büyük oluşuna ilişkin

222


bir hata bulunduğu, ama bakışımın yavaş bozulmasıdüşüncesinin çok iyi olduğu biçiminde yanıtladım.Makalenin olduğu gibi yayınlanmasını salık verdim, çünküLinde'nin yanlışı düzeltmesi aylar alacak ve Batı'yagöndereceği her şeyin bilimsel makalelerde ne çabuk ne debecerikli olan Sovyet sansüründen geçmesi gerekecekti.Bunun yerine Ian Moss ile birlikte aynı dergiye, kabarcığailişkin bu soruna işaret eden ve çözümünü gösteren kısa birmakale yazdık.

Moskova'dan döndüğüm gün, Franklin Institute'tanalacağım madalya için Philadelphia'ya doğru yola çıktım.Sekreterim Judy Fella, gözden kaçmayan çekiciliğinikullanarak, Britsh Airways'i, reklam için, kendine ve banaConcorde uçağında bedava bilet vermeye ikna etmişti.Ancak, şiddetli yağmur nedeniyle havaalanına zamanındavaramadım ve uçağı kaçırdım. Buna karşın, sonundaPhiladelphia'ya varabildim ve madalyamı aldım. Oradaşişen evren üzerine bir seminer vermem istendi. Seminerboyunca, Moskova'da olduğu gibi, şişen modelin sorunlarıüzerinde konuştum, fakat sonunda Linde'nin yavaş bakışımbozulmasına ve buna ilişkin düzeltmeme değindim.Dinleyiciler arasında University of Pennsylvania'dan gençbir yardımcı profesör, Paul Steinhardt (Staynhart) vardı.Seminerin ardından, şişme üzerine konuştuk. Ertesi Şubatayında, bana, Andreas Albercht (Albreht) adlı bir öğrencisi

223


ile birlikte yazdıkları, için de Linde'nin yavaş bakışımbozulması düşüncesine çok benzer bir şey önerdikleri birmakaleyi gönderdi. Daha sonra bana, Linde'nin düşüncesiniona anlattığımı anımsamadığını ve Linde'nin makalesini ise,ancak tam kendisininkini bitirirken gördüğünü söyledi.*Batıda, bakışımın yavaş bozulması düşüncesine dayalı "yenişişen model" için Linde'nin şeref payına bugün, Steinhardtve Albercht de ortak sayılıyorlar. (Eski şişen model,Guth'un, kabarcıkların oluşumuyla bakışımın hızlı bozulduğuyolundaki özgün önerisiydi.)

*Ç.N. Şimdi Profesör olan Steinhardt, seminerin video kaydınıHawking'e göndererek seminerde Linde'nin çalışmasından sözedilmediğini kanıtladı. Bunun üzerine Hawking bu paragrafı ilerikibasımlardan çıkaracağını duyurdu.

Yeni şişen model, evrenin niçin böyle olduğunuaçıklamaya yönelik iyi bir girişimdi. Ancak, ben ve başkabirçokları gösterdik ki, bu model en azından ilk biçimiylemikrodalga zemin ışımasının sıcaklığına ilişkin,gözlemlenenden çok daha büyük değişmeler öngörmekteydi.Daha sonraki çalışmalar da, ilk anlarda evrende istenentürde bir faz geçişi olabileceği konusunda kuşku uyandırdı.Kişisel görüşüme göre, çürütülüşünden haberdar olmayıphala geçerliymiş gibi hakkında makaleler yazan birçok kişibulunmasına karşın, yeni şişen model, bilimsel bir kuramolarak artık ölüdür. Karmakarışık şişen model denilen daha

224


iyi bir model Linde tarafından 1983'te ileri sürüldü. Bu kezfaz geçişi ya da süpersoğutma yoktu. Bunların yerine, tanecikdeğişimlerinden dolayı ilk evrenin bazı bölgelerinde değeribüyük olan 0-dönme'li bir alan vardı. Bu bölgelerdeki alanınenerjisi bölgelerin şişen bir tarzda genişlemesine yolaçacaktı. Bölgesel etkide bulunacak ve bundan dolayı bubölgelerin şişen bir tarzda genişlemesine yol açacaktı.Bölgeler genişledikçe, içlerindeki alanın enerjisi yavaşyavaş azalarak şişen genişleme, büyük patlama modelindekigibi bir genişlemeye dönüşecekti. Bu bölgelerden biri,bugün gözlemlediğimiz evreni oluşturacaktı. Bu modeldedaha önceki şişen modellerin iyi yanları vardır ve ayrıcakuşkulu bir faz geçişine de bel bağlamaz; üstelik, mikrodalgazemin ışımasının sıcaklığındaki değişmeler için, gözlemlerleuyuşan akla uygun değerler verebilmektedir.

Şişen modeller üzerindeki bu çalışmalar, evrenin şimdikidurumuna oldukça çok sayıda değişik ilk durumlardanvarılabileceğini gösterdi. Bu önemlidir, çünkü evreninyaşadığımız parçasının ilk durumunun büyük bir dikkatleseçilmiş olmasının gerekmediğini ortaya koyar. O haldedilersek, zayıf insancı ilkeyi kullanarak, evrenin bugün niçingördüğümüz gibi olduğunu açıklayabiliriz. Ancak, her ilkdurumun, gözlemlediğimiz gibi bir evrene yol açacağı doğruolamaz. Şu anda, evrenin çok değişik bir durumda, örneğin;toprak ve düzensiz bir durumda olduğunu varsayarak bunu

225


gösterebiliriz. Bilim yasaları kullanılarak evrenin evrimigeriye doğru çevrilip, daha önceki zamanlardaki durumusaptanabilir. Klasik genel göreliğin tekillik teoremlerinegöre bir büyük patlama tek illiği hala bulunmalıdır. Şimdi,yine bilim yasalarını uygulayarak böyle bir evrenin evriminiileriye doğru çevirirseniz, başladığınız topak topak vedüzensiz evrende bulursunuz kendinizi. O halde, bugüngördüğümüz gibi bir evrene yol açmayacak ilk durumlarolmalıdır. Böylece şişen model bile bize, ilk durumun, niçingözlemlediğimizden çok değişik bir şey oluşturacak biçimdeolmadığını gösteremez. Açıklama için illa da insancı ilkeyemi başvurmalıyız? Her şey bir şans eseri miydi? Bu,umutsuzluğun sesi, evrenin temelinde yatan düzeni anlamakiçin tüm umutlarımızın suya düşmesi gibi geliyor.

Evrenin nasıl başlamış olması gerektiğini kestirebilmekiçin, zamanın başlangıcında geçerli yasalara gerek var. Eğerklasik genel görelik kuramı doğru idiyse, Roger Penrose ilekanıtladığımız tekillik teoremleri, zamanın başlangıcındasonsuz yoğunlukta bir nokta bulunacağını ve uzay-zamanıneğriliğinin sonsuz olacağını göstermektedir. Bilincin tümyasaları, böyle bir noktada işlemez duruma geleceklerdir.Tekilliklerde geçerli olacak yeni yasalar bulunabileceğivarsayılabilir, ama böylesine kötü davranışlı noktalardayasalar belirlemenin zorluğu bir yana gözlemlerden, buyasaların ne olabileceğine ilişkin bir ipucu elde

226


edemeyecektik. Bununla birlikte, tekillik teoremlerininaslında işaret etikleri şey, kütlesel çekim alanının, kütleseltanecik etkileri önem kazanacak denli şiddetli olacağıdır.Klasik kuram artık, evrenin iyi bir betimlemesi değildir. Ohalde evrenin ilk aşamalarını tartışırken, kütlesel çekimintanecik kuramı kullanılmalıdır. Göreceğimiz gibi: tanecikkuramında, bilimin olağan yasalarının, zamanın başlangıcıda içinde olmak üzere, her yerde ve her zaman geçerliolması olanaklıdır. Tekillikler için yeni yasalar önermeyegerek yoktur, çünkü tanecik kuramında tekillik gerekmez.

Henüz tanecik mekaniğini ve kütlesel çekimi birleştirentam ve tutarlı bir kuramımız yok. Ama böyle bir birleşikkuramda bazı özellikler bulunması gerektiğinden kesinlikleeminiz. Bunların ilki, tanecik kuramını, geçmişlerin toplamıcinsinden belirleyen Feynman'ın önerisini içermesidir. Buyaklaşımda, bir parçacığın klasik kuramdaki gibi yalnızcatek bir parçacığın klasik kuramdaki gibi yalnızca tek birgeçmişi yoktur. Bunun üzerine, uzay-zamanda her olanaklıyolu izlediği varsayılır ve bu geçmişlerin her birine ilişkiniki sayı bulunur: biri dalganın büyüklüğünü, diğeri iseçevrimdeki konumunu (fazını) belirtir. Parçacığın, örneğinbelli bir noktadan geçmesi olasılığı, o noktadan geçmesiolanaklı her geçmişe ilişkin dalgaları toplayarak hesaplanır.Ancak, bu toplama işlemini gerçekleştirmede, çok zor tekniksorunlarla karşılaşılır. Bunlardan kaçınmanın tek yolu garip

227


reçetedir: Sizin, benim algıladığımız "gerçek" zamandakideğil, fakat sanal denilen zamandaki parçacık geçmişlerineilişkin dalgalar toplanmalıdır. Sanal zaman, bir bilimkurguterimi gibi geliyorsa da, aslında çok iyi tanımlanmış birmatematik kavramdır. Eğer sıradan (ya da "gerçek") birsayıyı, kendisi ile çarparsak, sonuç pozitif bir sayıdır.(Örneğin; 2 kere 2, 4 eder; -2 kere -2 de 4 eder). Ancak,(sanal denen) özel sayılar vardır ki, kendileri ile çarpılınca,negatif sayı verirler. (Kendisi ile çarpımı -1 veren sayıya isayısı denir. 2i kendisi ile çarpılınca -4 verir.) GeçmişlerinFeynman toplamındaki teknik zorluklardan kaçınmak için,sanal zaman kullanılmalıdır. Yani, hesapları yaparken zaman,gerçek sayılar yerine sanal sayılarla ölçülmelidir. Bununuzay-zaman üzerinde ilginç bir etkisi olur: uzay ve zamanarasındaki ayrım tümüyle ortadan kalkar. Olayların, zamankoordinatında sanal değerler taşıdığı uzay-zamana, ikiboyutlu yüzeyler geometrisinin temelini atan eski YunanlıEuclid (Öklid) anısına, Öklidil denir. Yalnız, şimdiBuclidgil dediğimiz uzay-zamanın iki yerine dört boyutuvardır. Buclidgil uzay-zamanda, yön ile uzaydaki yönarasında hiçbir ayrım yoktur. Öte yandan, olayların zamankoordinatında sıradan, gerçek değerlerle belirlendiği gerçekuzay-zamanda, aradaki ayrımı anlamak kolaydır -hernoktadaki zaman doğrultuları, ışık konisinin içinde kalır,uzay doğrultuları ise dışında. Her neyse, gündelik tanecikmekaniği bağlamında, sanal zaman ve Euclidgil uzay-zaman,

228


gerçek uzay-zamana ilişkin hesapları yapabilmek içinkullandığımız yalnızca matematik bir araç (ya da hile) olarakdüşünülebilir.

Yüce bir kuramın parçası olması gerektiğine inandığımızbir ikinci özellik ise, Einstein'in kütlesel çekim alanının, eğriuzay-zaman ile gösterilebileceği düşüncesidir: parçacıklareğri bir uzayda, düze en yakın yolu izlemeye çalışırlar. Fakatuzay-zaman düz olmadığından, parçacıkların yolları, sankibir çekim alanı etkisindeymişçesine bükülür. Feynman'ıngeçmişlerin toplamı düşüncesini, Einstein'ın kütlesel çekimgörüşüne uyguladığımızda, parçacığın geçmişinin benzeşi,tüm evrenin geçmişini temsil eden eğri uzayzamanıntamamıdır. Geçmişlerin toplamını gerçekleştirirkenkarşımıza çıkan teknik zorluklardan kaçınmak için, bu eğriuzay-zamanlar, Euclidgil olarak ele alınmalıdır. Yani, zamansanaldır ve uzaydaki doğrultulardan ayırt edilemez. Hernoktada ve her yönde aynı görünmek gibi bir özellik taşıyangerçek bir uzay-zamanı bulma olasılığını hesaplamak için, oözelliği taşıyan geçmişlerin tümüne ilişkin dalgalar toplanır.

Klasik genel görelik kuramında, her biri evrenin birbaşka durumuna karşılık gelen, değişik, çok sayıda, olanaklıeğri uzay-zaman vardır. Evrenimizin ilk durumunu bilirsek,tüm geçmişini de bilmiş oluruz. Benzer biçimde, kütleselçekimin tanecik kuramında, evren için değişik, çok sayıda,

229


olanaklı tanecik durumları vardır. Yine, geçmişlerintoplamındaki Euclidgil eğri uzay-zamanların, evrenin ilkevrelerinde nasıl davrandığını bilirsek, evrenin tanecikdurumunu da bilmiş oluruz.

Gerçek uzay-zamana dayalı klasik kütlesel çekimkuramında, evren yalnızca iki olanaklı biçimde davranabilir;ya ezelden beri vardır, ya da geçmişte, sonlu bir zaman öncebir tekillikte başlar. Öte yandan, çekimin tanecik kuramındabir üçüncü olasılık doğar. Zaman doğrultusunun, uzaydakidoğrultularla aynı temelde olduğu Euclidgil uzay-zamanlarkullanıldığından, uzay-zamanın, bir sınır ya da kenaroluşturan tekillikler içermeden, sonluluğu olanaklıdır. Uzay-zaman yerkürenin yüzeyi gibidir ama fazladan iki boyutudaha vardır. Yerkürenin yüzeyi sonlu büyüklüktedir ama birsınırı ya da kenarı yoktur: günbatımına doğru yelken açsanız,yeryüzünün kenarından düşmezsiniz ya da bir tekilliklekarşılaşmazsınız. (Böyle olduğunu biliyorum çünkü dünyayıdolaştım!)

Euclidgil uzay-zaman, sonsuz sanal zamana doğruuzanıyorsa, ya da sanal zamanda bir tekillikte başlıyorsa,klasik kuramdaki evrenin ilk durumunun saptanması sorununaynasıyla karşılaşırız: evrenin nasıl başladığını Tanrıbilebilir ama biz şöyle ya da böyle başlamasına ilişkin bellibir neden bulamayız. Öte yandan, çekimin tanecik kuramı

230


yeni bir ufuk açmıştır; uzay-zamanın sınırı olmayabilir veböylelikle sınırdaki davranışı bilmeye de gerek yoktur.Bilim yasalarının işlemediği tekillikler ve uzay-zamanın,sınır koşullarını saptamak için Tanrı'ya ya da bazı yeniyasalara başvurmanın gerekeceği bir kenarı olmayacaktır.Denilebilir ki: "Evrenin sınır koşulu, sınırı olmamasıdır."Evren, tamamıyla kendine yetecek ve kendi dışındaki hiçbirşeyden etkilenmeyecektir. Ne yaratılacak ne deyokedilecektir. Yalnızca OLACAKTIR.

Zaman ve uzayın birlikte, sonlu büyüklükte fakat birsınırı ya da kenarı olmayan bir yüzey oluşturabilecekleriönerisini ilk kez, daha önce sözünü ettiğim Vatikan'dakikonferansta ileri sürdüm. Ancak makalemde oldukçamatematik bir yaklaşım vardı, bundan dolayı evreninyaratılışında. Tanrı'nın rolüne ilişkin önermelerimin o zamanpek farkına varan olmadı (neyseki). Konferansın olduğusıralarda, "sınırın yokluğu" düşüncesini, evrene ilişkinöngörülerde bulunmak için nasıl kullanacağımı bilmiyordum.Ertesi yazı Santa Barbara'ra University of Califomia'dageçirdim. Orada arkadaşım ve meslektaşım Jim Hartle(Hartıl), uzay-zamanın sınırı yoksa evrenin hangi koşullarısağlaması gerektiği üzerinde çalışmama yardım etti.Cambridge'e döndüğümde, bu çalışmayı araştırmaöğrencilerimden Julian Luttrel (Latrıl) ve Jonathan Halliwell(Halivel) ile sürdürdüm.

231


Zaman ve uzayın sınırsız ve sonlu olduğu düşüncesininyalnızca bir öneri olduğunu vurgulamak isterim: bu, birbaşka ilkeden çıkarsanamaz. Herhangi bir başka bilimselgibi, ilk önce estetik ya da fizikötesi nedenlerle ilerisürülebilir; ama gerçek sınav, gözlemlerle doğrulanankestirimlerde bulunup bulunamayacağıdır. Ancak, tanecikçekimi durumunda, bunu belirlemek iki nedenden dolayı zor.Birincisi, gelecek bölümde anlatılacağı gibi, hangi kuramıngenel göreliği ve tanecik mekaniğini başarıylabirleştireceğinden emin değiliz; böyle bir kuramın biçimineilişkin pek çok şey biliyor olsak da. İkincisi, tüm evreniayrıntılarıyla betimleyecek herhangi bir model, hesaplakesin öngörülerde bulunabilmek için matematik açıdan çokkarmaşık olacaktır. O halde basitleştirici varsayımlar veyaklaşıklıklarda bulunulması gerekecektir -o zaman bile,kestirimleri bulup çıkartmak sorunu kolay kolayçözümlemeyecektir.

Geçmişlerin toplamındaki her geçmiş, yalnızca uzay-zamanı değil, aynı zamanda içindeki her şeyi, insanlar gibievrenin tarihini gözlemleyebilen karmaşık organizmaları da,betimleyecektir. Bu, insancı ilkeyi haklı çıkarmak için birneden daha olarak görülebilir; çünkü eğer tüm geçmişlerolanaklı ise, biz geçmişlerden birinin içinde bulunduğumuzsürece, insancı ilkeyi kullanarak evrenin niçin olduğu gibibulunduğunu açıklayabiliriz. İçinde bulunmadığımız diğer

232


geçmişlere ise tam olarak ne anlam verilebiceği açıkdeğildir. Ancak, çekimin tanecik kuramının bu yorumu,geçmişlerin toplamı kullanılarak evrenimizin, yalnızcaolanaklı geçmişlerden biri değil de en olasılarından biriolduğunu gösterebilse, çok daha doyurucu olurdu. Bununiçin, sınırı olmayan her olanaklı Euclidgil uzay-zaman içingeçmişlerin toplamı işlemini gerçekleştirmemiz gerekir.

Sınırsızlık önerisinden gidilerek, evrenin, olanaklıgeçmişlerin çoğunu izliyor durumda bulunması olasılığınınönemsenmeyecek denli az olduğu ama olasılığı diğerlerindençok daha fazla belli bir geçmiş ailesi olduğu öğreniliyor. Bugeçmişler, Kuzey Kutbundan uzaklık sanal zamanı ve KuzeyKutbundan eşit uzaklıktaki noktaların çizdiği daire evreninuzaydaki büyüklüğünü gösterecek biçimde, yerküreninyüzeyine benzetilerek gözönüne getirilebilir. Şekil 8.1'dekigibi evren Kuzey Kutbunda bir nokta olarak başlar.

233


Şekil 8.1

Buradan güneye doğru inildikçe, enlem daireleri, sanalzamanda büyüyen evrene karşılık olmak üzere büyürler.Evren ekvatorda en üst büyüklüğe ulaşacak ve sanal zamanındaha da ilerlemesiyle küçülerek Güney Kutbunda tek birnokta durumuna gelecektir. Evren Kuzey ve GüneyKutuplarında sıfır büyüklükte olmasına karşın, yeryüzündekiKuzey ve Güney Kutuplarının tekil olmadıkları gibi, bunoktalarda tekillik olmayacaktır. Bilim yasalarıyeryüzündeki Kuzey ve Güney Kutuplarında geçerli olduğugibi geçerli olacaktır. Ancak evrenin gerçek zamandaki tarihiçok değişik görünecektir. Yaklaşık on, yirmi milyar yıl önceevren en küçük durumdadır ve bu, sanal geçmişin en üstçapına eşittir. Daha sonraki gerçek zamanlarda evrenLinde'nin karmakarışık şişen modelinde olduğu gibigenişleyecektir (bu kez evrenin her nasılsa doğru bir durumuda yaratılmış olduğunu varsaymak gerekmez). Evren enbüyük durumuna ulaştıktan sonra çökerek gerçek zamandatekillik gibi görünen durumuna dönecektir. Böylece, karadeliklerden uzakta dursak bile, bir anlamda hepimizin haliduman. Evrene ancak sanal zaman ile bakarsak tekilliklerolmadığını görebiliriz.

Evren gerçekten böyle bir tanecik durumunda ise, sanalzamana göre evrenin geçmişinde tekillikler bulunmayacaktır.

234


Şu halde son çalışmalarım, daha önce tekillikler üzerindekiçalışmalarımı tümüyle boşa çıkarmış gibi görünebilir. Amayukarıda da işaret edildiği gibi tekillik teoremlerinin asılönemi, kütlesel çekim alanının, tanecik etkileri gözardıedilemeyecek denli şiddetli olduğunu göstermesindedir.Bundan yola çıkılarak evrenin sanal zamanda sınırları vetekil noktaları olmadan sonlu olabileceği düşüncesinevarıldı. Ama içinde yaşadığımız gerçek zamanadönüldüğünde, tekillikler, yine kendini gösterecektir. Karadeliğe düşen zavallı astronot ıstırap içinde ölmektenkurtulamayacaktır, ancak sanal zamanda yaşasaydı tekilliklekarşılaşmayacaktı.

Buradan, sanal dediğimiz zamanın aslında gerçek zamanolduğu ve gerçek zaman dediğimizin ise düşümüzün birürünü olduğu önerilebilir. Gerçek zamanda evren, uzay-zamanın sınırını oluşturan ve bilim yasalarının işlemediğitekilliklerde başlamakta ve son bulmaktadır. Fakat sanalzamanda tekillikler ve sınırlar bulunmamaktadır. Belki de ohalde, sanal dediğimiz zaman aslında daha temeldir vegerçek dediğimiz zaman ise evreni, olduğunu düşündüğümüzbiçimiyle tanımlamamızı kolaylaştırmak için uydurduğumuzbir kavramdır. Ama birinci bölümde anlattığım yaklaşımagöre, bilimsel bir kuram, yalnızca gözlemlerimizibetimleyebilmek için kurduğumuz matematik bir modeldir;salt kafamızda vardır. Bundan dolayı, "gerçek" zamanın mı

235


yoksa "sanal" zamanın mı gerçek olduğu sorusunu sormanınanlamı yoktur. Önemli olan, hangisinin betimlemede yararlıolduğudur.

Geçmişlerin toplamı, sınırın olmaması ile birliktekullanılarak evrenin hangi özelliklerinin birliktebulunmasının daha olası olduğu da bulunabilir. Örneğin,evrenin değişik yönlerde yaklaşık aynı hızda genişlemesi ile,evrenin yoğunluğunun şimdiki değerde olmasının, birlikteolasılığı hesaplanabilir. Şimdiye dek incelediğimizbasitleştirilmiş modeller için bu olasılık hesaplandığındaçok yüksek çıkmaktadır; yani önerilen sınırsızlık koşulu,evrenin şimdiki genişleme hızının her yönde yaklaşık aynıolmasının son derece olası olduğunu öngörmektedir. Bu da,mikrodalga zemin ışımasını her yönde hemen hemen aynışiddette ölçen gözlemlerle tutarlıdır. Evren bazı yönlerdediğerlerinden daha hızlı genişliyor olsaydı, bu yönlerdeışımanın şiddeti, fazladan kırmızıya kayma nedeniyleazalmış olurdu.

Sınırsızlık koşuluna dayalı başka öngörüler üzerindeçalışmalar sürmektedir. Özellikle ilginç bir problem, ilkevrelerdeki evrende yoğunluğun düzgün dağılımından, öncegalaksilerin, sonra yıldızların, sonunda da bizimoluşumumuza neden olan küçük sapmaların niceliğininhesaplanmasıdır. Belirsizlik ilkesi ilk evrelerdeki evrenin

236


tümüyle düzgün olamayacağını, çünkü parçacıklarınkonumları ve hızlarında bazı belirsizlikler ya da düzensizdeğişimler olması gerektiğini önerir. Sınırsızlık koşulunukullanarak evrenin gerçekten de belirsizlik ilkesinin izinverdiği en az düzensizlik ile başladığını buluyoruz. Dahasonra evren şişen modellerdeki gibi bir hızlı genişlemeaşamasından geçmiş olmalı. Bu dönemde, başlangıçtakidüzensizlikler bugün çevremizde gözlemlediğimiz yapılarınkökenini açıklayabilecek biçimde kuvvetlenmiş olacaktır.Maddenin yoğunluğunun bir yerden ötekine biraz değişikolduğu genişleyen bu evrende kütlesel çekim daha yoğunbölgelerin genişlemesini yavaşlatıp büzülmelerinibaşlatılacaktır. Bu, galaksilerin, yıldızların ve sonunda bizimgibi önemsiz yaratıkların bile oluşumuna yol açacaktır.Böylelikle evrende gördüğümüz tüm karmaşık yapılar,tanecik mekaniğinin belirsizlik ilkesi ile birlikte evreninsınırsızlık koşulu tarafından açıklanabilir.

Uzay ve zamanın sınırsız, kapalı bir yüzeyoluşturabileceği düşüncesinin, evrenin işleyişinde Tanrı'nınrolüne ilişkin etkisi bulunmaktadır. Bilimsel kuramlarınolayları açıklamaktaki başarısı sonucu, çoğu kişi Tanrı'nınevreni bir takım yasaları çiğnemediğine inanır olmuşlardır.Ama bu yasalar, evrenin başlangıcında nasıl olduğunubelirtmemektedirler -mekanizmayı kurmak ve nasılbaşlayacağını seçmek, Tanrı'ya kalmıştır. Evrenin bir

237


başlangıcı oldukça, bir yaratıcısı olduğunu varsayabiliriz.Ama evren gerçekten tümüyle kendine yeterli, sınırsız vekenarsız ise, ne başı ne de sonu olacaktır: yalnızca olacaktır!O halde bir Yaradana ne gerek var?

238


9 Zamanın Oku

Bundan önceki bölümlerde zamanın doğasına ilişkindüşüncelerimizin yıllar boyunca nasıl değiştiğini gördük. Buyüzyılın başına kadar insanlar mutlak zamanın varlığınainanıyorlardı. Yani, her olay "zaman" denen bir sayıyla tekbir şekilde numaralanabilmeli ve bütün doğru çalışan saatleriki olay arasındaki zaman aralığını aynı ölçmeliydi. Derken,ışık hızının nasıl hareket ederse etsin her gözlemciye göreaynı kaldığının keşfi görelik kuramına yol açtı, ve bu kuramagöre tek bir mutlak zaman düşüncesi bir kenarabırakılmalıydı. Bunun yerine her gözlemcinin kendi yanındataşıdığı saate göre kaydettiği bir zaman ölçüsü olacaktı:değişik gözlemciler tarafından taşınan zamanı aynı ölçmelerigerekmeyecekti, böylece zaman, onu ölçen gözlemciye bazlıkişisel bir kavram oldu.

Tanecik mekaniğini kütlesel çekim ile birleştirmeçabalarında "sanal" zaman kavramına başvurulur. Sanalzaman uzaydaki yön kavramına benzer. Bir kişi kuzeye doğrugidiyorsa dönüp güneye doğru da yol alabilir, benzerbiçimde birisi sanal zaman içinde ileriye doğru yol alıyorsa,dönüp geriye gidebileceğini de düşünebiliriz. Bu demektirki, sanal zaman içinde ileri ve geri yönler arasında önemlibir ayırım yoktur. Öte yandan "gerçek" zamana baktığımızda,hepimizin bildiği gibi ileri ve geri yönler arasında büyük

239


fark vardır. Geçmiş ve gelecek arasındaki bu fark neredengeliyor? Neden, geleceği değil de geçmişi anımsıyoruz?

Bilimin yasaları gelecekle geçmiş arasında bir ayrımyapmaz. Daha kesin bir deyişle, daha önce açıklandığı gibi,bilimin yasaları C.P.T olarak bilinen işlemlerin(bakışımların) değişik birliktelikleri sonucu değişmez kalır.(C, parçacıkları karşıparçacıklarla değiştirmek anlamınagelir. P aynadaki görüntüsünü almak, böylece sağ ile solunyerini değiştirmek demektir. T ise bütün parçacıklarındevinim yönünü değiştirmek yani devinimi geriye doğrugötürmektir.) Normal koşullar altında, maddenin davranışınıyöneten bilim yasaları C ve P işlemleri sonucu değişmezkalır. Başka bir deyişle, başka bir gezegende yaşayan, hembizim aynadaki görüntümüz biçiminde ve hem de maddeyerine karşımaddeden yapılmış varlıklar için yaşam aynıbizimki gibi olurdu.

Eğer bilimin yasaları, C ve P işlemlerinin birlikteliğisonucu ve

C.P. ve T. işlemleri birlikteliği sonucu değişmiyorsa, tekbaşına T işlemi sonucu da değişmemelidir. Ama biliyoruz kiher günkü yaşamda gerçek zamanın ileriye ve geriye doğruyönleri arasında büyük fark vardır. Masadan yere düşüp tuzbuz olan içi su dolu bir bardak düşünün. Bunu filmeçekerseniz, filmin ileri mi, yoksa geri mi oynatıldığını

240


kolayca söyleyebilirsiniz. Filmi geri oynatacak olursanızparçaların aniden bir araya gelip bardağı oluşturmak üzeremasanın üstüne geri zıpladığı görülecektir. Günlükyaşamımızda bu tür bir davranışla hiçbir zamankarşılaşılamadığı için filmin geri oynatıldığını hemensöyleyebilirsiniz. Eğer bu, gerçek yaşamda doğru olsaydı,çanak çömlek yapanlar işsiz kalırdı.

Kırık cam parçacıklarının bir araya gelip niye masanınüstüne geri zıplamadığının açıklanması genellikle, bunun,termodinamiğin ikinci yasası tarafından yasaklanmış olmasıile yapılır. Bu, herhangi bir kapalı dizgede düzensizliğin,yani entropinin, her zaman arttığını söyler. Başka bir deyişle,işler her zaman istemediğimiz gibi sonuçlanmaeğilimindedir. Masanın üzerinde duran bardak bir yüksekdüzen durumudur, ancak yerdeki kırılmış bir bardak isedüzensizlik durumudur. Geçmişteki masanın üstündekibardaktan, gelecekteki yerdeki kırılmış bardağa kolaycagidilebilir ama tersi doğru değildir.

Düzensizliğin ya da entropinin zamanla artması, zamanınoku denen ve zamanın yönünü belirterek gelecek ile geçmişiayıran kavramın bir örneğidir. Zamanın en az üç değişik okuvardır. Birincisi, düzensizliğin ya da entropinin arttığı,zamanın termodinamik okudur. Bundan sonra zamanınpsikolojik oku gelir. Bu, zamanın geçtiğini hissettiğimiz,

241


geleceği değil de geçmişi anımsadığımız yöndür. Zamanınson oku ise evrenbilimsel oktur. Bu da, evrenin büzülmeyip,genişlediği zaman yönüdür.

Bu bölümde, evrenin sınırsızlık koşulunun, zayıf insancıilke ile birlikte, üç okun da niye aynı yönü gösterdiğini, -dahası, zamanın niye kesin tanımlı bir oku olması gerektiğiniaçıklayabileceğini ileri süreceğim. Psikolojik okuntermodinamik ok tarafından belirlendiğini, ve bu iki okun herzaman zorunlu olarak aynı yönü göstermeleri gerektiğisavında bulunacağım. Evrenin sınırsız olduğu varsayılırsa,zamanın çok iyi tanımlı termodinamik ve evrenbilimseloklarının olacağını, ama bu okların evrenin bütün geçmişiboyunca aynı yönü göstermeyeceklerini göreceğiz. Bununlabirlikte, ileri süreceğim ki, bu aklar ancak aynı yönügösterdikleri zaman şu soruyu sorabilecek akıllı varlıklarınortaya çıkmasına elverişli koşullar vardır. Düzensizlik niyeevrenin genişlediği zamanla aynı yönde artıyor?

Önce zamanın termodinamik okundan başlayacağım.Termodinamiğin ikinci yasasının temelinde düzensizdurumların, düzenli durumlardan her zaman çok daha fazlaolması gerçeği yatar. Örneğin bir kutudaki "yap boz"bulmaca parçalarını düşünün. Parçaları tam bir tablo yapanyalnız ve yalnız bir tane düzenleme vardır. Öte yandanparçaların düzensiz olduğu ve bir tablo oluşturmadığı çok

242


daha büyük sayıda durum bulunmaktadır.

Bir dizgenin küçük sayıda düzenli durumdan başladığınıdüşünelim. Zaman ilerledikçe dizge, bilimin yasalarınauygun evreler geçirecek ve durumu değişecektir. Dahasonraki bir zamanda, dizgenin düzensiz bir durumda olmaolasılığı, düzenli bir durumda olma olasılığından dahayüksek olacaktır çünkü düzensiz durumların sayısı düzenlidurumların sayısından daha fazladır. Şu halde, dizge ilkkoşul olarak yüksek dereceli bir düzene sahipse, düzensizlikzamanla artma eğilimi gösterecektir.

Bir yap boz bulmacasında, parçaların kutunun içinde ilkbaşta bir tablo oluşturacak şekilde dizildiklerini varsayalım.Kutuyu sallarsanız, parçalar başka bir şekildedizileceklerdir. Bunun, parçaların anlamlı bir tablo ortayaçıkarmadığı düzensiz bir durum olma olasılığı, çok dahafazla sayıda düzensiz diziliş olduğu için doğal olarak dahayüksektir. Bazı parçacık grupları belki de hala tablonun birbölümünü oluşturuyordur ama kutuyu daha çok salladıkça buparçaların hiçbir tablo oluşturmadıkları karmakarışık birdurumun olasılığı artacaktır. Böylece parçalarındüzensizliği, parçalar ilk başta yüksek düzenli birdurumdalarsa, zamanla artma eğilimi gösterecektir.

Şimdi Tanrı'nın evreni yüksek düzenli bir durumdasonlandırmaya karar verdiğini ve evrenin hangi durumda

243


başladığının hiç önemi olmadığını varsayalım. Bu durumdaevren ilk zamanlarda, herhalde düzensiz bir durumdaolacaktı. Yani düzensizliğin zamanla azalması gerekecekti.Kırık bardak parçacıklarının bir araya toplanıp masanınüstüne zıpladıklarını görmemiz gibi. Yalnız, bu bardaklarıgözlemleyen herhangi bir insanoğlu düzensizliğin zamanlaazaldığı bir evrende yaşıyor olacaktı. İleri süreceğim ki, butür varlıklar geriyi gösteren zaman okuna sahip olmalıydılar.Yani, geçmişteki olayları değil de, gelecekteki olaylarıanımsayacaklardı. Bardak kırıkken onun masanın üstündekidurumunu anımsayacak ama masanın üstünde iken döşemedeolduğunu anımsamayacaklardı.

İnsan belleğinin nasıl çalıştığını ayrıntılarıylabilmediğimiz için ona ilişkin söz açmak oldukça zordur.Bilgisayarların belleğinin nasıl çalıştığını ise gayet iyibiliyoruz. Bu yüzden zamanın psikolojik okunu bilgisayarlarbağlamında anlatacağım. Sanırım, bu okun insanlar için deaynı olacağını varsaymak yanlış olmaz. Eğer değişik olsaydı,borsada ertesi günün hisse senedi değerlerini anımsayan birbilgisayar ile esaslı bir vurgun vurmak işten bile olmazdı !

Bilgisayar belleği iki değişik durumdan herhangi birinialabilen öğelerden oluşmuş bir aygıttır. Abak, ya da hesaptahtası, bunun basit bir örneğidir. Abak, en basit biçimiyle,belli sayıda telden yapılmış olup, her tele iki konumdan

244


birine getirilebilen bir boncuk geçirilmiştir. Bilgisayarınbelleğine herhangi bir bilgi yazılmadan önce bellek, her ikikonumdan birinde eşit olasılıkla bulunmak üzere, düzensizdurumdadır. (Abağın boncukları teller üzerinde gelişigüzeldağılmışlardır.) Bellek, anımsanılması gereken dizgeyleetkileşimde bulunduktan sonra, dizgenin durumuna göre kesinolarak şu ya da bu durumu alacaktır. (Her abak boncuğu telinya sağında ya da solunda olacaktır.) Böylece bellek düzensizdurumdan düzenli bir duruma geçmiştir. Belleğin doğrudurumu almasını sağlamak için belli bir miktar enerjikullanmak zorunludur (boncuğu sağa sola oynatmak ya dabilgisayarı elektrik şebekesine bağlamak gibi). Bu enerji ısıolarak tüketilir ve evrendeki düzensizliğin miktarını arttırır.Gösterilebilir ki, evrenin düzensizliğindeki bu artış, belleğinkendi düzeninin artışından fazladır. Şu halde bilgisayarınsoğutucusunun uzaklaştırdığı ısı, bilgisayar belleğe herhangibir şey kaydettiği zaman, evrenin toplam düzensizliğininyükselmesi anlamına gelir. Belleğin geçmişi anımsamadığızaman yönü düzensizliğin arttığı zaman yönü ile aynıdır.

Şu halde, zaman yönünü nesnel kavrayışımız, yanizamanın psikolojik oku, beynimizin içinde, zamanıntermodinamik oku tarafından belirlenmektedir. Olayları, aynıbir bilgisayar gibi, düzensizliğin arttığı yöndeanımsamalıyız. Bu, termodinamiğin ikinci yasasını sonderece basite indirger. Düzensizlik zamanla artar, çünkü

245


zamanı düzensizliğin arttığı yönde ölçeriz. Kazanmanızınbundan daha emin olacağı bir bahse giremezsiniz !

Ama termodinamik okun varolması hangi nedenlegerekmektedir? Ya da, başka bir deyişle, evrenin zamanınbir ucunda, geçmiş dediğimiz ucunda, neden yüksekdereceden bir düzen durumunda olması gerekmektedir? Niyeher zaman tamamen düzensiz bir durumda değildir? Üstelikbu daha olası bir durum gibi gözükmesine rağmen. Vedüzensizliğin arttığı zamanın yönü neden evrenin genişlediğizaman yönü ile aynıdır?

Klasik genel görelik kuramında evrenin nasıl başladığı,bilimin bilinen bütün yasaları büyük patlama tekilliğindeişlemez oldukları için kestirilemez. Evren son derece düzgünve düzenli bir durumdan yola çıkmış olabilir. Bu,gözlemlediğimiz gibi, zamanın çok iyi tanımlı termodinamikve evrenbilimsel oklarını doğurmuş olabilir. Öte yandan sonderece karmakarışık ve düzensiz bir durumla da başlamışolabilirdi. Evren, o zaman zaten tamamen düzensiz birdurumda olacağı için, düzensizlik zamanla artmazdı. Yazamanın kesin tanımlı termodinamik okunun olmadığı birdurumda değişmez kalırdı, ya da termodinamik okun,evrenbilimsel okun ters yönünü gösterdiği bir durumdaazalırdı. Bu olasılıkların hiçbiri gözlemlerimizle uyuşmuyor.Bununla birlikte, gördüğümüz gibi, klasik genel görelik

246


kuramı kendi yıkılışını önceden bildirmektedir. Uzay-zamanın eğriliği büyük olduğu zaman tanecik çekim etkileriönem kazanacak ve klasik kuram artık evrenin iyi bir betimiolma özelliğini yitirecektir. Evrenin nasıl başladığınınanlaşılması için çekimin tanecik kuramı kullanılmalıdır.

Son bölümden gördüğümüz gibi, evrenin konumunubelirleyebilmek için, evrenin olası geçmişlerinin uzay-zamansınırında nasıl davrandığının bilinmesi, çekimin tanecikkuramında hala gerekmektedir. Bilmediğimiz vebilemeyeceğimiz böyle bir şeyi betimleme zorluğundan,geçmişlerin ancak sınırsızlık koşuluna uymalarıylakurtulabiliriz uzantı olarak sonludurlar ama sınırları,kenarları ve tekillikleri yoktur. Bu durumda, zamanınbaşlangıcı uzay-zamanda düzenli ve düzgün bir nokta olacakve evren genişlemesine çok düzgün ve düzenli bir durumdanbaşlayacaktır. Tamamen düzgün olması, tanecik kuramınınbelirsizlik ilkesine karşı geldiği için düşünülemez.Yoğunlukta ve parçacıkların hızlarında bazı ufakdalgalanmaların olması kaçınılmazdır. Sınırsızlık koşulu budalgalanmaların belirsizlik ilkesiyle uyumu veolabildiklerince küçük olduklarını üstü kapalı bir biçimdesöylemektedir.

Evren yapısını büyük ölçüde büyüten üstel ya da "şişen"bir genişleme dönemi ile başlamış olmalıdır. Bu genişleme

247


sırasında yoğunluk dalgalanmaları ilk başta küçük ikensonradan büyümeye başlamıştır. Yoğunluğun ortalamadançok olduğu bölgelerin genişlemesi fazladan kütleninçekimiyle yavaşlamış olabilir. Sonuç olarak, bu bölgelergenişlemelerini durdurarak, galaksileri, yıldızları ve bizimgibi varlıkları oluşturmak üzere büzülmeye başlamıştır.Evren düzgün ve düzenli bir durumla başlayarak, zamangeçtikçe öbeklenmiş ve düzensiz olmuştur. Bu, zamanıntermodinamik okunun varlığını açıklar.

Peki ya, evren genişlemeyi durdurup büzülmeye başlarsane olur? Termodinamik ok yön değiştirip, düzensizlikzamanla azalma dönemine girer mi? Bu, genişlemeevresinden büzülme evresine geçişte canlı kalan bütüninsanlar için her türlü bilimkurgu olanaklarına yol açabilir.Acaba onlar kırık bardak parçacıklarının bir araya gelipyerden masaya geri zıpladıklarını görürler miydi? Yarınınfiyatlarını anımsayarak borsadan köşeyi dönerler miydi?Evren tekrar büzülmeye başladığı zaman ne olacağındanendişe duymak, bu iş on milyar yıl önceden olmayacağı içinbiraz akademik kaçabilir. Ama bu durumda ne olacağınıanlamanın kolay bir yolu vardır, bir kara delikten içeriatlayıverin. Bir yıldızın kara delik oluşturmak üzere çöküşü,evrenin tümünün son büzülme evrelerine benzer. Eğerevrenin büzülme evresinde düzensizlik azalacaksa, karadeliğin içinde de azalması beklenebilir. Belki böylece, kara

248


deliğe düşen bir astronot, rulet masasında bilyenin nerededuracağını bahsini yatırmadan önce anımsayarak çok parakazanabilecektir. (Ama, ne yazık ki, makarna gibi uzamadanönce, oynayacak çok vakti olmayacaktır. Ayrıca, kara deliğinolay ufkunun gerisinde kıstırılmış kalacağı için,termodinamik okun yön değiştirmesine ilişkin bir bilgiiletemeyeceği gibi kazandıklarını bankaya bileyatıramayacaktır.)

İlk önceleri, evren çökmeye başladığı zamandüzensizliğin azalacağına inanıyordum . Çünkü evreninyeniden küçüldüğü zaman düzgün ve düzenli durumadönmesi gerektiğini düşünüyordum. Bu büzülme evresinin,genişleme evresinin zaman içinde tersi gibi görünmesianlamına gelmekteydi. Büzülme evresindeki insanlaryaşamlarını geriye doğru yaşamalıydılar: Doğmadan önceölmeleri ve evren büzüldükçe gençleşmeleri gerekmekteydi.

Bu düşünce, genişleyen ve büzülen evreler arasında hoşbir bakışım yarattığı için çekici gelebilir. Bununla birlikte,evrene ilişkin diğer bütün düşünceleri bir yana iterekyalnızca bunu benimsemek doğru olamaz. O zaman şu soruakla gelir. Acaba bu, sınırsızlık koşulu kestirilebiliyor mu,yoksa bu koşulla uyuşması söz konusu değil mi? Dediğimgibi, ilk önceleri sınırsızlık koşulunun büzülme evresindedüzensizliğin azalması gerektiğini öngördüğünü sanıyordum

249


gerçekten. Birazcık, dünyanın yüzeyiyle kurduğumbenzetmeden dolayı yanılgıya düştüm. Eğer evreninbaşlangıcının Kuzey Kutbuna karşı geldiğini düşünürsek,evrenin sonunun da, nasıl Güney Kutbu, Kuzey Kutbunabenziyorsa, başlangıcına benzemesi gerekirdi. Ama, Kuzeyve Güney Kutupları sanal zaman içinde evrenin başlangıcınave sonuna karşı gelmektedir. Gerçek zaman içinde başlangıçve son, birbirinden çok değişik olabilir. Ayrıca, daha önceyapmış olduğum, büzülme evresinin genişleme evresininzaman içinde tersi gibi göründüğü basit bir evren modeliüzerindeki çalışma tarafından da yanlış yola sokuldum.Neyse ki, Penn State Üniversitesi'nden Don Page (Peyc) adlıbir meslektaşım, sınırsızlık koşulunun, büzülme evresininzorunlu olarak genişleme evresinin zaman içinde tersi gibiolmasını gerektirmediğini gösterdi. Ayrıca, öğrencilerimdenbiri olan Raymond Laflamme (Laflam), biraz daha karmaşıkbir modelde evrenin büzülmesinin genişlemesinden çok dahadeğişik olacağını buldu. Bir yanlış yaptığımı anlamıştım:sınırsızlık koşulu aslında, düzensizliğin büzülme evresindede artmayı sürdüreceğini söylemekteydi. Evren küçülmeyebaşladığı zaman, ya da kara deliklerin içinde, zamanıntermodinamik ve psikolojik okları yönlerinideğiştirmeyecekti.

Böyle bir yanlış yaptığınızı bulduğunuz zaman neyapmanız gerekir? Bazı kişiler yanlışlarını hiç

250


kabullenmeden savlarına destek sağlamak için, yeni ve çoğukez birbirleriyle uyuşmayan öneriler ortaya atmayısürdürürler. Eddington'ın kara delikler kuramına karşı gibi.Bazıları ise doğru olmayan görüşü daha baştandesteklemediklerini, ya da öyle yapmış olsalar bile bunu ogörüşün ne kadar yanlış olduğunu göstermek için yaptıklarınıileri sürerler. Oysa bana öyle geliyor ki yanlış yaptığınızı biryazıyla kabul etmek çok daha güzel ve açıktır. Bunun güzelbir örneği, evrenin statik modelini kurmaya çalışırken ortayaattığı evrenbilimsel sabitin, yaşamının en büyük hatasıolduğunu söyleyen Einstein’dır.

Zamanın okuna dönecek olursak, şu soru yerindedurmaktadır. Neden termodinamik ve evrenbilimsel oklarınaynı yönü gösterdiklerini gözlemliyoruz? Ya da başka birdeyişle, düzensizlik niye evrenin genişlediği zamanla aynıyönde artmaktadır? Eğer evrenin genişleyip, sınırsızlıkönerisinin söylediği gibi büzüleceğine inanıyorsak, bu soru,neden büzülme evresi yerine genişleme evresinde ortayaçıktık biçimine dönüşür.

Bu soruya insancı ilkeye dayanarak yanıt vermekolanaklıdır. Büzülme evresindeki koşullar, "Düzensizlik niyeevrenin genişlediği zamanla aynı yönde artmaktadır?"biçiminde bir soruyu sorma yetisine sahip akıllı varlıklarınortaya çıkmasına elverecek uygunlukta olmayacaktır.

251


Sınırsızlık önerisinin öne sürdüğü evrenin ilk evrelerindekişişme, evrenin yeniden çökmesine ancak engel olacak kritikhıza yakın bir hızla genişlediği, böylece uzun bir sürebüzülmeyeceği anlamına gelmektedir. Artık o zaman tümyıldızlar yakıtlarını tüketmiş olacak ve içlerindeki proton venötronlar muhtemelen hafif parçacıklara ve ışımayadönüşmüş olacaktır. Evren neredeyse tam bir düzensizdurum alacaktır. Artık, kuvvetli bir termodinamik ok dakalmayacaktır. Bu durumda artık düzensizlik artamayacak,çünkü evren zaten neredeyse tam bir düzensizlik içindeolacaktır. Öte yandan, akıllı bir yaşamın ortaya çıkabilmesiiçin zamanın kuvvetli termodinamik oku zorunludur.Yaşamlarını sürdürebilmek için insanlar, düzenli enerjibiçimindeki yiyeceği tüketip, bunu düzensiz enerjibiçimindeki ısıya dönüştürmelidir. Şu halde akıllı yaşamevrenin büzülme evresinde ortaya çıkamaz. Termodinamikve evrenbilimsel okların niye aynı yönü gösterdiklerininnedeni budur, yoksa evrenin genişlemesinin düzensizliğinartmasına neden olması değil. Düzensizliğin artmasına veakıllı yaşama uygun koşulların ancak evrenin genişleyenevresinde ortaya çıkmasına neden olan, sınırsızlıkkoşuludur.

Özetlersek, bilimin yasaları zamanın ileriye ve geriyeyönleri arasında bir ayrım yapmaz. Bununla birlikte zamanın,geçmişi gelecekten ayıran en az üç oku vardır. Bunlar,

252


düzensizliğin arttığı zaman yönünü gösteren termodinamikok, geleceği değil de geçmişi anımsadığımız zamanın yönünügösteren psikolojik ok ve evrenin büzülme yerinegenişlediğini gösteren evrenbilimsel oktur. Psikolojik okuntemelde termodinamik akla aynı olduğunu böylece ikisininher zaman aynı yöne bakacaklarını az önce gösterdim.Evrenin sınırsızlık önerisi, evren düzgün ve düzenli birdurumdan yola çıkmak zorunda olduğu için iyi tanımlı birtermodinamik okun varlığını öngörür. Ve bu termodinamikoku, evrenbilimsel okla aynı yönde gözlemlememizin nedeni,akıllı varlıkların evrenin ancak genişleyen evresinde ortayaçıkabilmeleridir. Büzülme evresi, zamanın kuvvetli birtermodinamik okuna sahip olamayacağı için buna elvermez.

İnsan soyunun evreni kavramdaki aşamaları,düzensizliğin sürekli arttığı evrende küçük bir düzen köşesikurmuştur. Bu kitaptaki her sözcüğü anımsıyorsanız,belleğiniz yaklaşık iki milyon parça bilgi depolamışdemektir. Evrendeki düzen de, iki milyon birim artmışolacaktır. Öte yandan, bu kitabı okurken, yiyecekbiçimindeki en azından bin kalorilik düzenli enerjiyi,çevrenizdeki havaya ter ve dolaşım akımları ile verdiğinizısı biçimindeki düzensiz enerjiye dönüştürmüş olacaksınız.Bu, evrendeki düzensizliği yaklaşık yirmi milyon keremilyon kere milyon kere milyon birim -ya da yaklaşıkbeyninizde oluşan düzenden on milyon kere milyon kere

253


milyon kere daha fazla artıracaktır, bu da ancak kitaptaanlatılan her şeyi anımsıyorsanız. Bundan sonraki bölümde,insanların, anlattığım kısmi kuramları, evrendeki her şeyikapsayacak olan tam birleşik kuramı oluşturmak üzere nasılbir araya getirmeye çalıştıklarını açıklayarak köşemizdekidüzeni bir miktar daha artırmayı deneyeceğim.

254


10 Fiziğin Birleştirilmesi

Birinci bölümde anlatıldığı gibi, evrendeki her şeyeilişkin tam bir birleşik kuramı, bir oturuşta ortaya koymakçok zor olacaktır. Biz de bunun yerine, sınırlı kapsamdaolguları betimlerken başka etkenleri ya yok sayan ya daonlara belli sayılarda yaklaşımda bulunan kısmi kuramlarbularak ilerleme kaydettik. (Örneğin kimya, atomunçekirdeğinin iç yapısını bilmeden atomların etkileşimlerinihesaplamamıza olanak sağlar.) Ancak eninde sonunda, bukısmi kuramların tümünü yaklaşıklıklar olarak içeren vegerçekten uygunluğunun, birtakım keyfi sayılara değerlerkonularak sağlanması gerekmeyen, tutarlı, tam bir birleşikkuramın bulunması umulmakta. İşte böyle bir kuramınaranışına "fiziğin birleştirilmesi" diyoruz. Einstein sonyıllarında zamanının çoğunu, birleşik bir kuramı başarısızcaaramakla geçirdi, ama zamanı gelmemişti daha; kütlesel veelektromanyetik kuvvetler için kısmi kuramlar vardı amaçekirdek kuvvetlerine ilişkin çok az şey biliniyordu. ÜstelikEinstein, gelişiminde önemli payı bulunmasına karşın,tanecik mekaniği gerçeğine inanmayı reddetmişti. Oysa öylegörünüyor ki, belirsizlik ilkesi, içinde yaşadığımız evrenintemel bir özelliği. O halde başarılı bir birleşik kuram, builkeyi mutlaka içermeli.

Anlatacağım üzere, böyle bir kuramı bulmamızın

255


olasılığı şimdi çok daha fazla, çünkü evrene ilişkin çok dahafazla şey biliyoruz. Ancak, kendimize aşırı güvenmektehlikesinden sakınmalıyız, nice aldatıcı şafaklar gördük.Örneğin bu yüzyılın başlarında her şeyin, sürekli birmaddenin esneklik ve ısı iletimi gibi özellikleriyleaçıklanabileceği sanılıyordu. Atomsal yapının ve belirsizlikilkesinin bulunuşu, buna kesin bir biçimde son verdi. Sonra1928'de, bu kez fizikçi ve Nobel ödülü sahibi Max Bom(Bom), Gottingen Üniversitesi'nde bir grup ziyaretçiye şöylediyordu: "Bildiğimiz biçimiyle fizik, altı ayda bitmişolacaktır." Born'un kendine bu denli güveni, o sırada Diractarafından elektronun devinimini belirleyen denkleminbulunuşuna dayanıyordu. O zamanlar bilinen öteki parçacıkolan protonu da belirleyen benzeri bir denkleminbulunmasıyla kuramsal fiziğin sonunun geleceği sanılıyordu.Ama nötronun ve çekirdek kuvvetlerinin bulunuşu, budüşüncenin de kafasına balyozu indirdi. Böyle söylemeklebirlikte, ben yine de, doğanın yüce yasalarını arayışınsonuna yaklaşmış olabileceğimize ilişkin sakıngan biriyimserlik için nedenler bulunduğuna inanıyorum.

Önceki bölümlerde genel göreliği, kütlesel çekiminkısmi kuramını ve zayıf, güçlü ve elektromanyetik kuvvetleribelirleyen kısmi kuramları anlattım. Son üçü, kütlesel çekimiiçermedikleri ve değişik parçacıkların bağıl kütleleri gibikuramdan çıkarılamayıp, gözlemlere uyacak biçimde

256


seçilmesi gereken birtakım nicelikleri içinde bulunduklarıiçin yetersiz kalan "büyük birleşik kuramlar" ya daBBK'larda birleştirilebilirler. Kütlesel çekimi ötekikuvvetlerle birleştiren bir kuram bulmanın ana zorluğu, genelgöreliğin "klasik" yani tanecik mekaniğini içermeyen birkuram oluşudur. Öte yandan, öteki kısmi kuramlar tanecikmekaniğine temelden bağlıdırlar. Şu halde atılması gerekenilk adım genel göreliğin belirsizlik ilkesiyle bir arayagetirilmesi olmalıdır. Daha önce gördüğümüz gibi bu, karadeliklerin aslında kara olmadığı ve evrenin tekilliksiz,tümüyle kendine yeterli ve sınırsız olduğu gibi olağanüstüsonuçlara vardırabilir bizi. Buradaki sonun, yedincibölümde açıklandığı üzere belirsizlik ilkesinin "boş" uzayınbile sezilgen parçacık ve karşı parçacıklarla dolu olduğuanlamına gelmesidir.

Bu, çiftlerin sonsuz enerjisi olacak ve bundan dolayıEinstein'in ünlü E=mc2 denklemine göre sonsuz miktardakütleleri olacaktı. Böylece, kütlesel çekimleri evreni sonsuzküçüklüğe bükecekti.

Öteki kısmi kuramlarda benzer ve görünürde saçmasonsuzluklar bulunur ama bu durumların hepsinde desonsuzluklar, yeniden normalleştirme denilen bir işlemlegiderilirler. Bu işlem sonsuzlukların başka sonsuzluklararacılığıyla yokedilmesini gerektirir. Bu her ne kadar

257


matematik açıdan oldukça şüphe götürür bir yöntem ise deuygulamada gayet güzel işlemekte ve bu kuramlarçerçevesinde kullanıldığında gözlemlerle olağanüstü birdoğrulukta uyuşan hesaplar yapılabilmektedir. Ancakyeniden normalleştirmenin tam bir kuram bulma çabasıaçısından önemli bir sakıncası vardır, çünkü bu durumdakütlelerin gerçek değerlerini ve kuvvetlerin gerçek şiddetinikuramdan yola çıkarak hesaplamak olanağı kalmaz, ancakgözlemlere uyacak biçimde seçilebilirler.

Belirsizlik ilkesini genel görelikle bir araya getirmegirişiminde değeriyle oynayabilecek iki nicelik vardır:kütlesel çekimin şiddeti ve evrenbilimsel sabitin değeri.Ama bunlarla oynamak sonsuzlukların tümünü gidermeyeyetmez. Şu halde elimizde uzay-zamanın eğriliği gibibirtakım niceliklerin gerçekten sonlu olduğunu kestirebilecekbir kuram var, ama bu niceliklerin mükemmel sonluolduklarını zaten gözlemleyebiliyor ve ölçebiliyoruz! Genelgöreliği ve belirsizlik ilkesini bir araya getirmede sorunçıkacağı bir süredir bilinmekteydi ama sonunda 1972'deyapılan ayrıntılı hesaplar bu sorunu doğruladı. Dört yıl sonrada "süperçekim" denilen bir çözüm olabileceği öneriIdi.Buradaki düşünce, kütlesel çekim kuvvetini taşıyan vegraviton denen 2-dönemli bir parçacık ile 3/2, 1, 1/2 ve 0-dönmeli öbür parçacıkları getirmekti. Bir anlamda tüm buparçacıklar aynı "süperparçacığın" değişik görüntüleri

258


olarak ele alınabilirdi. Böylece 1/2 ve 3/2-dönmeli maddeparçacıkları ile 0, 1 ve 2-dönmeli kuvvet taşıyanparçacıkları birleştirilmiş oluyordu. 1/2 ve 3/2-dönmelisezilgen parçacık/karşıparçacık çiftlerinin eksi enerjileri, 2,1 ve 0-dönmeli sezilgen çiftlerin artı enerjilerini yok etmeeğiliminde olacaktı. Bu, ortaya çıkabilecek sonsuzluklarınçoğunun giderilmesine neden olacaktı, ama yine de bazısonsuzlukların kalacağından kuşku duyuluyordu. Ancakgiderilmedik sonsuzlukların kalıp kalmadığını gösterecekhesaplar öyle uzun ve zordu ki, kimse böyle bir işekalkışmadı. Bilgisayar kullanılsa bile bunun en az dört yılalacağı ve bu arada birden çok hata yapma olasılığının çokyüksek olduğu düşünülüyordu. Yanıtın doğruluğundan ancakbir başkasının aynı hesabı yapıp aynı sonucu bulmasıylaemin olunabilinir ki, bu pek olası görünmüyordu!

259


Şekil 10.1 - 10.2

Bu sorunlara ve süperçekim kuramlarındakiparçacıkların gözlenen parçacıkIara uymadığı gerçeğinekarşın, çoğu bilimci, süperçekimin, fiziğin birleştirilmesisorununun doğru çözümü olduğuna inanıyordu. Bu, kütleselçekimi öteki kuvvetlerle birleştirmenin en iyi yolu gibigörünüyordu. Ancak, 1984'te bu görüş "yay" kuramları

260


yönünde olağanüstü bir biçimde değişti. Bu kuramlardatemel nesneler, uzayda tek bir noktayı kaplayan parçacıklaryerine sonsuz incelikte bir yay gibi, uzunluktan başka boyutuolmayan şeylerdir. Bu yaylar ya uçları olan "açık yay"lar yada uçlarının birleşmesiyle bir halka gibi kapanan "kapalıyay"lardır (Şekil 10.1 ve 10.2). Parçacık uzayda her an tekbir noktayı kaplar. Bundan dolayı geçmişi uzay-zamanda"evren çizgisi" denilen bir çizgi ile gösterilebilir. Öteyandan bir yay, zamanın her anında uzayda bir çizgiyikapladığından, uzaydaki geçmişi de "evren yüzeyi" denileniki boyutlu bir yüzeydir. (Evren yüzeyi üzerindeki herhangibir nokta iki sayıyla belirtilebilir; biri zamanı, öbürü denoktanın yay üzerindeki konumunu belirtir.) Açık bir yayınevren yüzeyi bir şerittir; kenarları, yayın uçlarının uzay-zaman içindeki yolunu çizer (Şekil 10.1). Kapalı bir yayınevren yüzeyi ise bir silindir ya da borudur (Şekil 10.2);borunun kesiti, yayın belli bir andaki konumunu gösteren birdaire olur.

261


Şekil 10.3

262


S

Şekil 10.4

İki yay parçası birleşerek tek bir yay oluşturabilir; açıkyaylar yalnızca uç uca eklenmiş olur (Şekil 10.3), kapalıyaylar için ise durum bir pantolonun bacaklarının

263


birleşmesine benzer (Şekil 10.4). Benzer biçimde bir yayparçası iki yaya bölünebilir. Daha önce parçacık olarakdüşündüğümüz şeyler, yay kuramlarında, sallanan biruçurtmanın ipi üzerinde giden dalgalar gibi görülebilir. Birparçacığın öbürü tarafından soğurulması ya da yayınlanması,yayların bölünmesine ve birleşmesine karşılık gelir. Örneğingüneşin dünya üzerindeki kütlesel çekimi parçacıkkuramlarında, bir gravitonun güneşteki bir parçacıktarafından yayınlanıp dünyadaki bir parçacık tarafındansoğurulmasıyla açıklanmaktaydı (Şekil 10.5). Yay kuramındaaynı süreç Şekil 10.6'daki H-biçiminde bir boruya karşılıktır(yay kuramı ile su tesisatı arasında bir anlamda büyükbenzerlik var). H'nin iki düşey kolu, güneş ve dünyadaki parçacıklara, yatay parçası ise ikisi arasında yol alangravitona karşılıktır.

264


Şekil 10.5 - 10.6

Yay kuramının tarihi pek ilginçtir. 1960'ların sonunda,aslında güçlü kuvveti betimleyecek bir kuram bulmagirişimiyle ortaya atılmıştır. Proton ve nötron gibiparçacıkların yay üzerinde dalgalar gibi görülebileceğidüşüncesine dayanır. Parçacıklar arasındaki güçlü kuvvet,tıpkı bir örümcek ağındaki gibi öbür yay parçalarıarasındaki yaylar gibidir. Bu kuramın parçacıklar arasındagözlemlenen güçlü kuvveti verebilmesi için, yayların ontonluk gerilmeye dayanan lastik şeritler gibi olmasıgerekmekteydi.

1974'te Paris'ten Joel Scherk (Şerk) ve CaliforniaInstitute of Technology'den John Schwarz (Şvarz)yayınladıkları bir makalede yay teorisinin kütlesel kuvveti

265


açıklayabileceğini, ancak bunun için yaydaki gerilimin çokdaha fazla, milyon kere milyon kere milyon kere milyon keremilyon kere milyar (1'den sonra otuz dokuz sıfır) ton olmasıgerektiğini hesapladılar. Normal uzunluk ölçülerinde yaykuramının kestirimleri genel görelik kuramınkilerle aynıolacak, ama çok küçük aralıklarda, santimetrenin milyonkere milyon kere milyon kere milyarda (1'den sonra otuz üçsıfır) birinden az uzaklıklarda, değişik olacaktı.

Ne yazık ki bu çalışma pek dikkat çekmedi çünkü tam osırada pek çok kişi, güçlü kuvvete ilişkin yay kuramınıbırakmış, gözlemlere daha güzel uyduğu için kuvark vegluonlara dayalı kurama girişmişti. Scherk acıklı koşullardaöldü (şeker hastasıydı ve yanında insulin iğnesi yapacakkimse bulunmadığı bir sırada komaya girdi). BöyleceSchwarz, yay geriliminin çok daha yüksek olduğu önerisi ileyay, kuramının hemen hemen tek destekçisi olarak kaldı.

1984'te yaylara ilgi, görünürde iki nedenle birdenbireyeniden uyandı. Birincisi, süperçekimin sonlu olduğunugöstermede ve onu kullanarak gözlemlediğimiz parçacıktürlerini açıklamada pek bir ilerleme sağlanamamışolmasıydı. İkincisi, Londra'da Queen Mary College'lı JohnSchwarz ve Mike Green'in (Griyn) yayınladıkları, yaykuramının, gözlemlediğimiz bazı parçacıklar gibi yapısındasolaklık bulunan parçacıkların varlığını açıklayabileceğini

266


gösteren makaleydi. Nedenler her ne idiyse, bir sürü insanyay kuramı üzerinde çalışmaya başladı ve derhal "başkacılyay" denilen ve gözlemlediğimiz parçacık türleriniaçıklayabilecek gibi görünen yeni bir uyarlamasıgeliştirildi.

Yay kuramları da sonsuzluklara yol açar ama başkacılyay gibi uyarlamalarında bunların birbirlerini tümüyleyokedecekleri düşünülmektedir (böyle olduğu kuramlarınındaha büyük bir sorunu var: uzay-zamanın olağan boyutudeğil de on ya da yirmi altı boyutu henüz kesin olarakbilinmiyor). Bununla birlikte yay varsa tutarlı olabiliyorlar!Fazladan uzay-zaman boyutları bilimkurguda doğalkarşılanabilir; hatta aslında handiyse gereklidir, yoksagöreliğe göre ışıktan hızlı gidilemeyeceği gerçeği yıldızlararasında yolculuğun çok uzun süreceği anlamına gelir.Bilimkurgudaki kanıya göre ise bir üst boyutta kısa bir yolbulunabilir. Bunu kafamızda şöyle canlandırabiliriz: içindeyaşadığımız uzay, iki boyutlu ve Şekil 10.7'deki halkanınyüzeyi gibi eğri olsun. Halkanın iç kenarındaki bir yerdenyine halkanın iç kenarında karşıdaki bir yerden yine halkanıniç yüzeyinde bir yarım tur atmamız gerekir. Oysa üçüncüboyutta gidebilseydiniz, kısa yoldan dümdüz karşıyageçebilirdiniz.

267


Şekil 10.7

Gerçekten tüm bu fazladan boyutlar varsa, biz niçinfarkına varamıyoruz? Niçin yalnızca üç tane uzay ve bir tanezaman boyutunu görebiliyoruz? Bunu açıklamak için, ötekiboyutların çok küçük santimetrenin milyon kere milyon keremilyon kere milyon kere milyon kere milyonda biri kadar biruzay parçası içinde bükülü kaldığı düşüncesi öneriliyor.Öyle küçük bir uzay parçası ki bu, boyutların farkındaolamıyoruz: görebildiğimiz yalnızca uzay-zamanın büyükölçüde düz olduğu tek bir zaman ve üç uzay boyutu. Birportakalın yüzeyi gibi, yakından baktığımızda girintiçıkıntıları göremediğiniz için düzgün görünür. Uzay-zaman

268


da böyledir; küçük ölçekte on boyutlu ve son derece eğridir,ama daha büyük ölçeklerde eğriliği ve fazladan boyutlarıgöremezsiniz. Bu betimleme doğruysa, geleceğin uzayyolcuları için kötü haber demektir; fazladan boyutlar, uzaygemisinin geçemeyeceği denli küçük olacaktır. Ancak büyükbir sorun daha var. Nasıl olmuş da boyutların tümü değilbazısı küçük bir topun içinde yumak olmuş? Anlaşılan,evrenin ilk zamanlarında, tüm boyutlar bükülüymüş.Öyleyse, niçin öteki boyutlar sımsıkı yumak gibi kalırken,bir zaman ve üç uzay boyutu çözülüp düzelmiş?

Bunun bir yanıtı insancı ilkeden gelebilir. İki uzayboyutunun, bizim gibi karmaşık varlıkların gelişmesineyeterli olamayacağı anlaşılıyor. Örneğin, tek boyutlu birdünyada yaşayan iki boyutlu hayvanlar yolda birbirlerinigeçebilmek için üst üste tırmanmak zorunda kalacaklardır.İki boyutlu bir yaratık, tümünü sindiremediği bir şeyiyediğinde, sindirim artıklarını yuttuğu yoldan geri çıkartmakzorunda kalacaktır, yoksa gövdesinin bir uçtan öbürüne kateden bir sindirim yolu yaratığı iki parçaya bölecek; vezavallı iki boyutlu hayvanımız ortadan ikiye ayrılacaktır(Şekil 10.8). Benzer biçimde, iki boyutlu bir yaratıkta kandolaşımının nasıl sağlanabileceğini de düşünmek zordur.

269


Şekil 10.8

Üçten fazla uzay boyutunda da sorunlar çıkacaktır. İkicisim arasındaki kütlesel kuvvet uzaklıkta, üç boyuttaolduğundan daha çabuk azalacaktır. (Üç boyutta, uzaklık ikikatına çıktığında kütlesel kuvvet 1/4'üne iner. Dört boyutta1/8'ine ve beş boyutta 1/16'sına, vb. inecektir). Bununönemli sonucu, dünya gibi gezegenlerin güneş etrafındakiyörüngelerinin kararsız olacağıdır: dairesel yörüngeden(öteki gezegenlerin kütlesel çekiminin neden olabileceği) enufak bir sapma, dünyanın güneşe ya da güneşten uzağa doğrubir sarmal çizerek yörüngeden uzaklaşmasıyla

270


sonuçlanacaktır. Ya yanardık ya da donardık. Aslında, üçtençok uzay boyutunda kütlesel çekimin uzaklıkla aynıbiçimindeki bağıntısı, güneşin de, basıncın kütlesi çekimidengelediği kararlı bir durumda varolmayacağı anlamınagelir. Güneş ya parçalanacak, ya da çökerek bir kara delikoluşturacaktır. Her iki durumda da Dünya'daki yaşam için ısıve ışık kaynağı olarak işe yaramazdı. Daha küçük ölçekteelektronları atomun çekirdeği etrafında döndüren elektrikselkuvvetler de aynı kütlesel çekim kuvveti gibidavranacaklardır. Böylece elektronlar atomdan kurtulupuzaklaşacaklar ya da sarmal çizerek çekirdeğin üstünedüşeceklerdir. Her iki durumda da atomlar bildiğimizbiçimde olmazdı.

O halde, yaşamın, en azından bildiğimiz biçimiyle, üçuzay ve bir zaman boyutunun küçük bir yumak oluşturmadığıuzay-zaman bölgelerinde varolabileceği açık. Bu zayıfinsancı ilkeye başvurulabilir demektir, yeter ki yay kuramıböyle bölgelerin varlığına olanak tanısın -zaten yay kuramıda gerçekten buna izin veriyor. Tüm boyutların küçük biryumak olduğu ya da dörtten çok boyutun hemen hemen düzolduğu evrenin başka bölgeleri ya da başka evrenler (başkane demekse) olabilir pekala, ama böyle bölgelerde değişiksayıdaki etkin boyutları gözlemleyecek zeki yaratıklarolmayacaktır.

271


Uzay-zamanın sahip olması gerektiği anlaşılan çoksayıdaki boyut sorunundan başka, yay kuramının fiziğin enyüce birleşik kuramı olduğunu ileri sürmeden önce, birkaçsorunun daha çözülmesi gerekiyor. Sonsuzlukların tümününbirbirini götürüp götürmeyeceğini, ya da yay üzerindekidalgalarla gözlemlediğimiz parçacıkların ilişkisini tamolarak nasıl kuracağımızı henüz bilmiyoruz. Bununla birlikte,önümüzdeki birkaç yıl içinde bu sorulara yanıtlarınbulunması ve yüzyılın sonuna doğru yay kuramının, gerçektenfiziğin uzun süredir peşinde koşulan birleşik kuramı olupolmadığının bilinmesi olasılığı yüksek.

Ancak bir de, böyle bir birleşik kuram gerçektenvarolabilir mi? Yoksa aslında bir düş peşinde mikoşmaktayız? Üç olasılık var.

1. Tam bir birleşik kuram gerçekten var ve kafamızıçalıştırırsak bir gün bulacağız.

2. Evrenin yüce bir kuramı yok; yalnızca evreni gittikçedaha doğru betimleyen sonsuz bir kuramlar dizisi var.

3. Evreni tümüyle betimleyebilecek bir kuram yok;olaylar belli bir yere kadar kestirebilir, bundan ötesigelişigüzel ve keyfidir.

Bazıları tam bir yasalar takımı olsaydı, bu, Tanrı'nın

272


niyetini değiştirme ve dünyanın işine karışma özgürlüğünüçiğner diye üçüncü olasılığı savunacaklardır. Bu biraz şueski paradoksa benzer: Tanrı kaldıramayacağı ağırlıkta birtaş yaratabilir mi? Ama Tanrı'nın niyetini değiştirmesi olayızaten St. Augustine'in işaret ettiği gibi, Tanrı'yı zaman içindevarolan bir varlık gibi görme aldanışının bir örneğidir:zaman yalnızca Tanrı'nın yaratmış olduğu evrenin birözelliğidir. Anlaşılan, evreni kurduğu zaman, neyeniyetlendiğini biliyordu!

Tanecik mekaniğinin ortaya çıkışıyla, olayların tam birdoğrulukla bilinmeyeceğini, her zaman bir miktar belirsizlikbulunacağını anar olduk. İstenirse, belirsizlik içindeki bugelişigüzellik Tanrı'dan bilinebilir, ancak Tanrı'nın bubiçimde işe karışması çok tuhaftır: herhangi bir amacayönelik olduğu yolunda bir kanıt yoktur. Gerçekten böyle birişe karışma olsaydı, tanım gereği gelişigüzel olmazdı.çağımızda, yukarıdaki üçüncü olasılığı, bilimin ereğiniyeniden tanımlayarak ortadan kaldırdık: ereğimiz, olaylarıyalnızca belirsizlik ilkesinin saptadığı sınırlara kadarkestirebilecek bir yasalar takımını ortaya koymaktır.

İkinci olasılık, gittikçe daha doğruya yakın kuramlarınsonsuz bir dizisi olacağı, bugüne dek edindiğimiz tümdeneyimlere uygun. Birçok kez, ölçümlerimizin duyarlığınıartırdığımızda, varolan kuramların kestiremediği yeni

273


olgularla karşılaştık ve bunları açıklayabilmek için dahaileri kuramlar geliştirmek durumunda kaldık. O halde, büyükbirleşik kuramların bugünkü kuşağının, 100 GeV yöresindeelektrozayıf birleştirme enerjisi ile bir milyon milyar GeVyöresinde büyük birleştirme enerjisi arasında önemli hiçbirşey olmayacağını ileri sürmekte yanılgıya düştüğünün ortayaçıkması pek de şaşırtıcı olmayacaktır. Aslında şimdi "temel"parçacıklar olarak ele aldığımız kuvark ve elektronlardandaha temel yapı katmanları bulmamız da olasıdır.

Ancak, öyle görünüyor ki kütlesel kuvvet, bu "kutuiçinde kutu" dizisine bir sınır getirebilir. Planck enerjisidenilen on milyon kere milyon kere milyon GeV'dan (1'densonra on dokuz sıfır) fazla enerjisi olan bir parçacığınkütlesi o denli sıkışık olurdu ki, parçacık kendini evrendenkoparıp küçük bir kara delik oluşturdu. Böylelikle, gittikçedaha doğru kuramlar dizisinin, daha yüksek enerjilereçıkıldıkça bir sınırı olacağı ve bundan dolayı evrenin biryüce kuramı olduğu sanılıyor. Şimdilerde laboratuarlardaüretebildiğimiz en yüksek enerji olan yaklaşık yüz GeV,Planck enerjisinden çok çok uzakta doğal olarak. Bu aralığıparçacık hızlandırıcılarıyla yakın gelecektekapatamayacağız! Ama, evrenin en baştaki aşamaları,böylesi enerjilerin ortaya çıkmış olması gerekendurumlardır. Sanırım, evrenin ilk çağları ve matematiktutarlılığın gerekleri üzerinde sürdürdüğümüz çalışmaların,

274


bugün aramızda bulunanların bir çoğunun ömürleri bitmedentam bir birleşik kurama ulaşması olasıdır, daha önce kendikendimizi havaya uçurmamışsak.

Peki, evrenin yüce kuramını gerçekten bulmuş olmamızne anlama gelecektir? Birinci bölümde açıklandığı gibi,kuramlar kanıtlanamayacağı için, gerçekten doğru kuramıbulduğumuzdan hiçbir zaman emin olamayacağız. Ama,kuram matematik açıdan tutarlı ve gözlemlere uyankestirimler veriyorsa, aradığımız kuram olduğuna akla uygunölçülerde inanabiliriz. Bu, insanlığın evreni anlamak içinaydınca savaşın tarihinde uzun ve şanlı bir bölümü sonaerdirmiş olacaktır. Ama aynı zamanda, sıradan insanınevreni yöneten yasaları anlayışını da kökten değiştirecektir.Newton'ın zamanında, aydın bir kişi, insanlığın bilgidağarcığının tümünü, en azından kaba çizgileriylebilebilirdi. O günden beri, bilimin gelişme hızı bunuolanaksız kıldı. Kuramlar, yeni gözlemlere uyacak biçimdesürekli değiştirildiğinden, bir türlü yeterince sindirilipbasitleştirilemiyor ki sıradan insanlar anlayabilsin. Mutlakakonunun uzmanı olmanız gerekiyor, o zaman bile bilimselkuramların ancak çok az bir bölümünü yeterincekavrayabilmeyi umabilirsiniz. Üstelik, ilerlemenin başdöndürücü hızı, okulda ya da üniversitede öğrencileriçabucacık eskitiyor. Yalnızca az sayıda birkaç kişi, bilgininhızla ilerleyen ön saflarına ayak uydurabiliyor; bunlar da

275


tüm zamanlarını harcayıp ancak dar bir alandauzmanlaşabiliyorlar. Nüfusun geri kalanının yapılanilerlemelerden ve bunların yol açtığı heyecandan çok azhaberi oluyor. Yetmiş yıl önce, Eddington'a inanılırsa, genelgörelik kuramını anlayan yalnızca iki kişi vardı. Bugünlerdeon binlerce üniversite mezunu anlıyor bu düşünceyi,milyonlarca kişinin ise en azından bir tanışıklığı var. Eğertam bir birleşik kuram ortaya çıkarılırsa, zaman içinde o daaynı biçimde sindirilip basitleştirilecek ve en azından kabaçizgileriyle okullarda okutulacaktır. İşte o zaman evreniyöneten ve varlığımızın sorumlusu yasaları hepimizanlayabileceğiz.

Tam bir birleşik kuramı ortaya çıkaramasak bile, bu,olayları genelinde kestiremeyeceğiz demek değildir, ikinedenden dolayı. Birincisi tanecik mekaniğinin belirsizlikilkesinin kestirme gücümüze getirdiği sınırlamadır. Bunuortadan kaldırmamızın hiçbir yolu yok. Ancak uygulamadabu ilk sınırlama, ikincisinden çok daha az kısıtlayıcı,İkincisi, kuramın denklemlerini, çok basit durumlar dışında,tam olarak çözemememiz gerçeğinden kaynaklanıyor.(Newton'ın kütlesel çekim kuramında bile, üç cismindevinimini tam olarak hesaplayamıyoruz; cisimlerin sayısıve kuramın karmaşıklığıyla zorluk daha da artıyor.)Maddenin davranışını yöneten yasaları, en uç koşullardışında, şimdiden biliyoruz. Özellikle, tüm kimya ve

276


biyolojinin temelinde yatan ana yasaları biliyoruz. Bununlabirlikte henüz bazı konuları çözülmüş sorunlar katınaçıkaramadık; örneğin, insan davranışını matematikdenklemlerden kestirebilmek konusunda pek başarısağlayamadık! Bundan dolayı, tam bir ana yasalar takımıbulsak bile, gerçekçi karmaşık durumlar için olası sonuçlarıyararlı bir biçimde kestirebilecek daha iyi yaklaşımyöntemleri geliştirmek, önümüzde yıllar alacak bir aydıngörevi olarak duracaktır. Tam ve tutarlı bir birleşik kuramyalnızca ilk adım: ereğimiz, çevremizdeki olayları ve kendivarlığımızı tümüyle anlamaktır.

277


11 Sonuç

Kendimizi şaşırtıcı bir dünyada bulmaktayız.Çevremizde gördüğümüz her şeyden bir anlam çıkarmakistiyor ve şu soruları soruyoruz: evrenin doğası nedir? Onuniçindeki yerimiz ne, o ve biz nereden geldik? Evren niyeböyle?

Bu sorulara yanıt verebilmek üzere bir "dünya tablosu"benimsiyoruz. Tepsi gibi dünyayı sırtında taşıyan sonsuzkaplumbağalar kulesi nasıl bir tablo ise, süperyaylar kuramıda öyle bir tablodur. İkincisi çok daha matematiksel vehatasız olmasına karşın, her ikisi de evreni açıklamayayönelik kuramlardır. Her iki kuram da gözlemsel kanıttanyoksundur; hiç kimse sırtında bir dünya ile dev birkaplumbağa görmemiştir, ama öte yandan bir süperyay görende olmamıştır. Elbette, kaplumbağa kuramı iyi bir bilimselkuram olma başarısını gösteremez, çünkü insanlarındünyanın kenarından yuvarlanıp düşeceklerini öngörür.Deneyimler bunun böyle olduğunu göstermemiştir, ancakBermuda Üçgeninde kaybolduğu ileri sürülen insanlarıaçıklamak için ortaya atılmazsa!

Evreni betimleme ve açıklamaya yönelik ilk kuramsalçabalar, doğadaki olayların, tıpkı insan gibi ve öncedenkestirilmeyecek biçimde davranan, insan duygularına sahip

278


ruhlar tarafından yönetildiği düşüncesini içermekteydi. Buruhlar, güneş ve ay gibi göksel cisimlerle, nehir ve dağ gibidoğal cisimlerin içinde yaşamaktaydı.

Toprağın verimliliğini ve mevsimlerin dönüşünüsağlama bağlamak için kurbanlar ve adaklar gerekirdi onlariçin. Ama yavaş yavaş bazı belirli düzenlerin bulunduğu farkedilmiş olmalı: güneş tanrısına herhangi bir kurbanverilmesine bağlı olmaksızın güneşin her zaman doğudanyükselmesi ve batıdan alçalması gibi. Ayrıca, güneş, ay vegezegenler gökyüzünde önceden akla uygun duyarlıktakestirilebilen yörüngeler izlemekteydi. Güneş ve ay halatanrı olabilirdi ama onlar artık, güneşin Yahova için durduğubiçimindeki öyküler dışında yasalara kesinlikle uyantanrılardı.

Bu yasalar ilk önceleri gökbilimi ve diğer birkaç durumiçin bilinmekteydi. Ama uygarlık ilerledikçe, özellikle son300 yılda, yeni yeni birçok yasa ve düzen bulundu. Buyasaların başarısı, on dokuzuncu yüzyılın başında Laplace'ıbilimsel belirlenirlik ilkesini ortaya atmaya yöneltti, yanievrenin belli bir andaki durumu bilindiğinde, onun evriminibelirleyecek bir yasa takımı olması gerekiyordu.

Laplace'ın belirlenirliği iki yönden eksikti. Yasalarınnasıl seçilmesi gerektiğini söylemiyordu ve evrenin ilkdurumunu belirlemiyordu. Bunlar Tanrı'ya bırakılmıştı.

279


Evrenin nasıl başladığını ve hangi yasalara uyduğunu Tanrıseçerdi ama evren bir kez başladı mı artık onun gelişmesinekarışmazdı. Aslında, Tanrı'nın sının on dokuzuncu yüzyılbiliminin anlamadığı alanlarda çizilmişti.

Şimdi biliyoruz ki Laplace'ın belirlenirlik umutlarıgerçekleşemez, en azından onun aklından geçtiği biçimiyle.Tanecik mekaniğinin belirsizlik ilkesi, bir parçacığınkonumu ve hızı gibi belli nicelik çiftlerinin aynı anda her ikiöğesinin de kesin doğrulukla saptanamayacağınısöylemektedir.

Tanecik mekaniği bu durumu, parçacıkların kesin tanımlıkonum ve hızlarının olmadığı, bunun yerine dalgalarlagösterildiği bir sınıf tanecik kuramlarını kullanarak ele alır.Bu tanecik kuramları, dalganın zaman içinde evrimine ilişkinyasaları ortaya koymaları anlamında belirlenirliğe uyar. Şuhalde, dalga belli bir anda biliniyorsa başka bir an içinhesaplanabilir. Kestirilemeyen, gelişigüzel öğe, dalgayıancak parçacıkların konumu ve hızı biçiminde yorumlamayakalktığımız zaman ortaya çıkar. Ama belki bu bizimyaptığımız bir yanlışlık: belki de parçacığın konumu ve hızıdiye bir şey yok, yalnızca dalga var. Dalgayı daha öncelerikavradığımız konum ve hıza ilişkin düşünce kalıpları içineuydurmaya çalışıyor olabiliriz. Sonuçta ortaya çıkanuyuşmazlık görünürdeki bu kestirilemezliğin nedeni olabilir.

280


Esas olarak bilinen görevini, olayları belirsizlikilkesinin çizdiği sınırlara kadar öncedenhesaplayabileceğimiz yasaları bulma biçiminde yenidentanımladık. Ama şu soru hala duruyor: yasalar ve evrenin ilkdurumu nasıl ya da niçin seçilmiştir?

Bu kitapta kütlesel çekimi yöneten yasalara özel önemverdim, çünkü dört sınıf kuvvet arasında en zayıfı olmasınakarşın, evrenin büyük ölçekteki yapısını biçimlendiren,kütlesel çekim kuvvetidir. Kütlesel çekim yasaları yakın birgeçmişe kadar doğru kabul edilen, evrenin değişmediğigörüşü ile uyuşmadığı gibi, bu kuvvetin her zaman çekiciolması, evrenin ya genişlediğini ya da büzüldüğünü üstükapalı biçimde söylemektedir. Genel görelik kuramına göregeçmişte, zamanın gerçek anlamıyla başladığı büyük patlamadenen sonsuz yoğun bir durumun olması gerekmektedir.Benzer biçimde, gelecekte bütün evren çökecek olursa,büyük çatırtı denen ve zamanın bittiği başka bir sonsuzyoğun durumun olması gerekmektedir. Evrenin tümü çökmesebile, kara delikleri oluşturmak üzere çöken bölgelerde tekilnoktalar ortaya çıkacaktır. Bu tekillikler, kara deliğin içinedüşen herkes için zamanın sonu anlamına gelmektedir. Büyükpatlama anında ve diğer tekil noktalarda bütün yasalarişlemez olacağı için, Tanrı hala canı istediği gibi olacaklarıseçme ve evreni başlatma özgürlüğüne sahiptir.

281


Tanecik mekaniğini genel görelikle birleştirdiğimizzaman daha önce görülmeyen yeni bir olanak ortaya çıkar;uzay ve zaman beraberce, dünyanın yüzeyi gibi ama dahafazla boyutlu, tekil noktaların ve sınırların olmadığı, dörtboyutlu bir uzay oluşturabilir. Öyle görünüyor ki, budüşünce, evrenin büyük ölçekteki düzgünlüğü ya da dahaküçük ölçekteki, galaksi, yıldız, ve hatta insanoğlu örneği budüzgünlükten sapmaları gibi, evrenin gözlemlediğimizözelliklerini açıklayabilir. Hatta gözlemlediğimiz zamanınokunu bile açıklayabilir. Fakat, evrenin hiçbir tekil noktasıve sınırı yoksa ve bir birleşik kuramla tamamenbetimlenebiliyorsa, bu Tanrı'nın Yaratıcı rolüne ilişkin derinkuşlular uyandırmaz mı?

Einstein bir zamanlar şu soruyu sormuştu: "Tanrı evrenikurarken ne kadar seçme özgürlüğüne sahipti?" Eğersınırsızlık önerisi doğruysa ilk koşulları seçmek gibi birözgürlüğü hiç yoktu. Elbette, evrenin işleyiş kurallarınıseçme özgürlüğüne hala sahip olabilirdi. Ama bu, öyleesaslı bir seçme özgürlüğü sayılmayabilir; pekala da, kendiiçinde tutarlı, ve insanoğlu gibi evrenin yasalarını araştırıpTanrı'nın doğasına ilişkin sorular sorabilecek karmaşıkyapıda varlıkların ortaya çıkmasına izin veren, yalnızca birtek ya da çok az sayıda, başkacıl yay kuramına benzer tambirleşik kuramlar olabilir.

282


Yalnızca bir tek birleşik kuram olanaklı olsa bile, bukural ve denklem takımlarından başka bir şey değildir. Budenklemlere yaşam veren ateşi üfleyen ve onlarabetimleyecekleri evreni sağlayan asıl şey nedir? Biliminmatematiksel modeller kuran genel yaklaşımı, modelinbetimlemesi için neden bir evren olması gerektiğine ilişkinsorulara yanıt veremez. Evren niye kalkıp da varolmarahatsızlığına katlanıyor? Birleşik kuram o kadar zorlayıcımı ki, kendi varlığını ortaya çıkarıyor? Yoksa bir yaratıcıyagereksinimi mi var; öyleyse, o yaratıcının evren üzerindebaşka bir etkisi var mı? Ve onu kim yarattı?

Bilim adamlarının çoğu bugüne kadar evrenin ne olduğusorusuna yanıt aramakla son derece meşgul olup, niçin diyesormaya fırsat bulamadılar. Öte yandan, görevleri niçin diyesormak olan diğer kişiler, filozoflar, bilimsel kuramlarıngelişmesine ayak uyduramadılar. On sekizinci yüzyılda,filozoflar insanoğlunun tüm bilgisini, bilimi de kapsayarakkendi uzmanlık alanları içinde görüp, "Evrenin başı varmıydı?" gibi soruları tartıştılar. Ancak, on dokuzuncu veyirminci yüzyıllarda bilim, filozoflar ya da birkaç uzmandışında herkes için son derece teknik ve matematiksel oldu.Filozoflar araştırmalarının alanını o denli daralttılar ki, buyüzyılın tanınmış filozoflarından Wittgenstein (Vitgınstayn)"Felsefenin geriye kalan tek görevi, dillerin çözümünüyapmak" dedi. Aristo'dan Kant'a uzanan felsefenin büyük

283


geleneğinden sonra ne korkunç bir düşüş!

Günün birinde eksiksiz bir birleşik kuram bulursak, bu,yalnızca birkaç bilimci tarafından değil, genelinde herkestarafından anlaşılabilir olmalı. İşte o zaman biz hepimiz,filozoflar, bilimciler ve sokaktaki adam, "biz ve evren niçinvarız?" sorusunu tartışabileceğiz. Hele bunuyanıtlayabilirsek, insan aklının en yüce zaferi olacak -çünküo zaman Tanrı'nın aklıdan neler geçtiğini bileceğiz.

284


Kısa Yaşam Öyküleri

Albert Einstein

Einstein'ın atom bombası politikası ile bağlantısı çok iyibilinir: Amerika Birleşik Devletleri'ni, atom bombası yapmadüşüncesini ciddiye almaya ikna eden Başkan FranklinRoosevelt'e (Ruzvelt) yazılan meşhur mektubu imzalamış vesavaş sonrası, nükleer savaşı önleme çabalarına katılmıştı.Ama bunlar politika dünyasına sürüklenmiş bir bilimcinintek tük ortaya koyduğu kopuk eylemler değildi. AslındaEinstein'ın yaşamı, kendi sözleri ile, "politika ve denklemlerarasında bölünmüştü ".

Einstein'ın ilk politik eylemleri, Birinci Dünya Savaşısırasında Berlin'de profesörken başlar. İnsan yaşamının boşyere harcanmasına dayanamayarak, savaşa karşı gösterilerdeyer aldı. Halkı kurallara uymamaya çağırması ve zorunluaskere yazılmaya karşı çıkmak üzere cesaretlendirmesi,meslektaşları arasında pek sevgiyle karşılanmadı. Savaştansonra, çabalarını uzlaşma ve uluslararası ilişkilerigeliştirmeye yöneltti. Bu da onu, o kadar sevilen birisiyapmadı, artık bir süre sonra politikası, ders vermek içinbile Birleşik Devletleri ziyaret etmesini zorlaştırıyordu.

Einstein'in ikinci büyük ülküsü Siyonizm'di. Yahudi bir

285


aileden gelmesine rağmen, Tevrat'daki Tanrı düşüncesinireddediyordu. Bununla birlikte, Birinci Dünya Savaşı öncesive sırasında artan antisemitizmin bilinci, Einstein'ı yavaşYahudi toplumuyla özdeşleşmeye ve daha sonra daSiyonizm'in en büyük savunucularından biri olmaya götürdü.Bir kez daha, düşman kazanmak onu inandıklarınısöylemekten geri çevirmedi. Kuramları saldırıya uğradı;hatta kişiliğine karşı bir örgüt bile kuruldu. Adamın biri,başkalarını Einstein'ı öldürmeye kışkırtma suçundan hükümgiydi (ve sadece altı dolar cezaya çarptırıldı). Ama Einsteinserinkanlılığını hep korudu: Einstein 'a Karşı 100 Yazar adlıbir kitap yayınlandığı zaman, "Eğer haksız olsaydım,yalnızca bir tanesi yeterdi!" diyerek karşılığını verdi.

1933 yılında Hitler iktidara geldi. Einstein o zamanAmerika'daydı ve Almanya'ya dönmeyeceğini ilan etti.Bunun üzerine, Nazi milisleri evini basıp, banka hesabına elkoyarken, bir Berlin gazetesi de "Einstein'dan İyi Haber,Geri Gelmiyor" biçiminde başlık atıyordu. Nazi tehlikesikarşısında, Einstein, barışseveriik düşüncesini terk etti ve ensonunda, Alman bilimcilerinin atom bombasınıyapmalarından korkarak, Birleşik Devletlerin de kendibombasını geliştirmesini önerdi. Ama daha ilk atom bombasıpatlatılmadan, kamuoyunu nükleer savaşın tehlikelerine karşıuyarıyor ve nükleer silahların uluslararası denetiminiöneriyordu.

286


Yaşamı boyunca, Einstein'ın barışa yönelik çabaları pekkalıcı sonuçlar doğurmadı ve kesinlikle ona arkadaşkazandırmadı. Ama Siyonizm ülküsüne verdiği açık destek,1952 yılında kendisine İsrail'in Cumhurbaşkanlığı önerildiğizaman hakkıyla tanınmış oldu. Politika için çok toy olduğunusöyleyerek, bunu reddetti. Ama belki de gerçek nedenibaşkaydı: yine ondan alıntıyla, "Denklemler benim için çokdaha önemlidir, çünkü politika bugün içindir, oysa ki birdenklem sonsuzluk içindir."

Galileo Galilei

Modern bilimin doğuşunu Galileo kadar belki de hiçkimse etkilememiştir. Felsefenin temelinde KatolikKilisesiyle olan ünlü çelişkisi yatmaktadır, çünkü Galileo,insanın, dünyanın nasıl işlediğini kavramayı umabileceğinive üstelik bunu, gerçek dünyayı gözlemleyerek eldeedebileceğini ileri süren ilk kişiydi.

Galileo, Kopernik'in kuramına (gezegenlerin güneşetrafında döndüğü kuramı) ta baştan beri inanmaktaydı, amaancak, bu görüşü doğrulayacak kanıtları bulduktan sonrayaygın olarak desteklemeye başladı. Kopernik'in kuramınailişkin İtalyanca (normal olarak kullanılan akademik Latincedeğil) yazılar yayınladı ve görüşleri kısa bir süre içindeüniversite dışında da geniş destek gördü. Bu, Aristocu

287


profesörleri çileden çıkartarak, Katolik Kilisesini,Kopernik'in düşüncelerini yasaklamaya ikna etmek üzereGalileo'ya karşı birleşti.

Bundan endişelenen Galileo, kilise yetkilileri ilegörüşmek üzere Roma'ya gitti. İncil'in amacının bilimleuğraşmak olmadığını, İncil'in sağduyuyla çeliştiği yerlerdeise ancak mecazi anlamı olabileceğini savundu. Ama kilise,Protestanlığa karşı verdiği savaşı köstekleyecek herhangi birskandaldan korkmaktaydı ve bu yüzden baskı önlemlerinebaşvurdu. Kopernik'çiliği 1616 yılında "yanlış ve asılsız"ilan ederek, Galileo'ya, kesinlikle bir daha bu öğretiyi"tutmamayı ve savunmamayı" buyurdu. Galileo buna razıoldu.

1623 yılında Galileo'nun eski bir arkadaşı papa oldu.Galileo hemen 1616 buyruğunun kaldırılması çabalarınagirişti. Bunu başaramadı ama şu iki koşulla, Aristo veKopernik kuramlarının her ikisini de anlatan bir kitapyayınlama izni almayı becerdi: taraf tutmayacaktı veinsanoğlunun hiçbir şekilde dünyanın nasıl işlediğinibelirleyemeyeceği sonucuna ulaşacaktı, çünkü Tanrı aynıolayları, onun mutlaka gücüne kısıtlamalar koyamayacakinsanoğlunun kafasında hiçbir zaman canlandıramayacağıbiçimlerde gerçekleştirebilirdi.

"İki Ana Dünya Sistemine İlişkin Diyalog" adlı kitap,

288


sansürcüleri de arkasına alarak 1632 yılında tamamlandı vebasılır basılmaz Avrupa'da edebi ve felsefi bir başyapıtolarak karşılandı. Papa, bir süre sonra halkın kitabıKopernikçilik'ten yana yorumladığının farkına vararak,yayınlanmasına izin verdiğinden pişmanlık duydu.Sansürcülerin resmi onayından geçmiş olmasına karşın,kitabın yine de 1616 buyruğuna karşı geldiğini ileri sürdü.Galileo'yu Engizisyon'un önüne çıkardı. EngizisyonGalileo'yu ömür boyu ev hapsine ve Kopernikçiliği halkönünde reddetmeye mahkum etti. Galileo bir kez daha razıoldu.

Galileo Katolikliğe bağlı kaldı, ama biliminbağımsızlığına olan inancı hiçbir zaman kırılmadı. 1642'dekiölümünden dört yıl önce hala ev hapisindeyken, ikinci büyükkitabının el yazmaları Hollanda'da bir yayıncıya kaçırıldı.İşte "İki Yeni Bilim" diye bilenen bu çalışma, Kopernik'eolan desteğinin de ötesinde, modern fiziğin doğuşu olacaktı.

Isaac Newton

Isaac Newton hoş bir adam değildi. Diğer akademiüyeleriyle ilişkileri çok kötü idi ve yaşamının son bölümleriateşli anlaşmazlıklarla geçmişti. "Principia Mathematica " -kuşkusuz fizik alanında yazılmış en etkili kitaptır -yayınlandıktan sonra şöhreti halkın gözünde hızla yükseldi.

289


Kraliyet Derneğine başkan olarak atandı ve şövalyelik nişanıverilen ilk bilimci oldu.

Newton kısa bir süre sonra, kendisine Principia için çokgerekli verileri sağlayan ama şimdi istediği bilgilerivermeyen Kraliyet Gökbilimcisi John Flamsteed (Flamstiyd)ile çatıştı. Newton hayır diye bir yanıt kabul etmezdi;kendisini Kraliyet Gözlemevinin yönetici kadrosuna atattırdıve verilerin derhal basılması için zorlamaya başladı. Ensonunda, Flamsteed'in ölümcül düşmanı Edmond Halley(Hali) tarafından basıma hazırlanmasını düzenledi.Flamsteed bunun üzerine mahkemeye başvurdu ve çalınmışçalışmalarının dağıtımını engelleyecek bir mahkeme kararınıtam zamanında çıkardı. Öfkelenen Newton, öcünü,Principia'nın sonraki basımlarında Flamsteed'e aitreferansların hepsini sırayla çıkartarak aldı.

Alman filozof Gottrieb Leibniz (Laybnitz) ile daha daciddi bir anlaşmazlıkları vardı. Leibniz ve Newton'un herikisi de birbirinden bağımsız olarak, modern fiziğin büyükölçüde temeli olan "calculus" denen bir matematik dalınıgeliştirmişlerdi. Newton'un bu yöntemi Leibniz'den yıllarönce bulduğunu şimdi biliyorsak da, bu çalışmasını Newtonçok daha sonra bastırmıştı. İki tarafı da savunan bilimcilerlebirlikte, kimin birinci olduğuna ilişkin korkunç bir patırtıkopmaktaydı. İşin garip tarafı, Newton'u savunuyor gözüken

290


yazıların çoğu Newton'un kendisi tarafından kaleme alınmışve arkadaşlarının adıyla yayınlanmıştı. Kavga büyürken,Leibniz anlaşmazlığın çözümlenmesi için Kraliyet Derneğinebaşvurma yanlışlığında bulundu. Newton, başkan olarak,araştırma için "tarafsız" bir komite atadı, tesadüfen tamamenarkadaşlarından oluşan! Bununla da kalmayıp, komiteninraporunu kendisi yazdı ve Leibniz'i eser hırsızlığı ilesuçlayarak bu raporu Kraliyet Derneği tarafından bastırdı.Daha hala yetinmeyip, bu raporu konu alan bir yazıyı daKraliyet Derneği'nin yayın organında isimsiz yayınladı.Leibniz'in ölümünden sonra, Newton'un "Leibniz'in kalbinikırmaktan" büyük bir zevk aldığını açıkladığı söylenir.

Bu iki anlaşmazlık sırasında Newton Cambridge'i veakademik dünyayı zaten terk etmişti. Önce Cambridge'de,sonra Parlamento'da antikatolik politikaya katıldı ve ensonunda kazançlı bir iş olan Kraliyet DarphanesiMüdürlüğü'ne getirildi. Yeteneklerini, burada sahtekarlığakarşı toplumca daha kabul edilebilir biçimde, sahte parabasmaya karşı büyük bir kampanyaya önderlik ederek vehatta birkaç kişiyi darağacına göndererek kullandı.

291


Sözlük

A

abak (abacus) Hesap tahtası

ağırlık (weight) Bir kütlesel çekim alanının bir cismeuyguladığı kuvvet. Kütle ile doğru orantılı fakat ondanfarklıdır.

alan (field) Bir anda tek bir konumda bulunabilen

parçacığa karşın, uzay ve zaman boyunca

varolabilen şey.

analiz (analysis) Çözümleme.

atom (atom) Sıradan maddelerin temel birimi. Proton venötronlardan bir çekirdek etrafında dönen elektronlardanoluşur.

B

bakışık (symmetrical) Simetrik.

bakışım ekseni (axis of symmetry) Simetri ekseni

292


başkacıl yay kuramı (heterotic string theory)

belirlenir (deterministic)

belirlenirlik (determinism) Deterministik.

belirsizlik ilkesi (uncertainty principle) Heisenbergilkesi.

benzeş (analogue) Analog

betimlemek (describe) Tasvir etmek.

beyaz cüce (white dwarf) Elektronlar arasındaki dışlamailkesi itimiyle ayakta duran kararlı soğuk yıldız.

boson (boson) Bkz. kütleli vektör boson.

bozunma (decay)

büyük birleşik kuram (BBK) (grand unified theory GUT)Elektromanyetik, güçlü ve zayıf kuvvetleri birleştiren kuram.

büyük birleşim enerjisi (grand unification energy)Elektromanyetik, güçlü ve zayıf kuvvetlerin ayrımının yokolduğu en düşük enerji düzeyi.

büyük çatırtı (big crunch) Evrenin sonundaki tekillik

293


büyük patlama (big bang) Evrenin başlangıcındakitekillik.

büzülme (contract) Kararlı bir soğuk yıldızın en üstkütlesi.

büzüşme (contract) Bu sınırın üstünde bir kütlesi olanyıldız çökerek bir kara delik oluşturmalıdır.

C

Chandrasekhar sınırı (Chandraskekhar limit)

Ç

çekirdek kaynaşması (nuclear fusion) İki atomçekirdeğinin çarpışıp daha ağır tek bir çekirdek oluşturmasıişlemi.

çekirdek (nucleus) Atomun yalnızca, güçlü kuvvetin birarada tuttuğu proton ve nötronlardan oluşan özek bölgesi.

çevrim (cycle) Döngü, dönüş.

çıplak tekillik (naked singularity) Bir kara deliktarafından çevrelenmeyen uzay-zaman tekilliği.

çizge (graph)

294


çöküş (collapse)

D

dalga/parçacık ikiliği (wave/particule duality) Tanecikmekaniğinin, dalga ve parçacıklar ansında bir ayrımolmaması kavramı; parçacıklar bazen dalgalar gibi, dalgalarda bazen parçacıklar gibi davranabilir.

dalgaboyu (wavelenght) Bir dalga için, iki dalga tepesi,ya da iki dalga çukuru arasındaki uzaklık.

darbe (pulse)

detektör (detector) Bir şeyi ayırt eden, algılayan aygıt;alıcı.

determinizm (determinism) Belirlenirlik, gerekircilik.

devinim (motion, movement) Hareket.

dışlama ilkesi (exclusion principle) Birbirinin aynı iki1/2-dönmeli parçacık (belirsizlik ilkesinin sınırlan içinde)hem aynı konumda, hem de aynı hızda olamazlar.

dizge (system) Sistem

doğal seçilim (natural selection) Darwin'in ilkesi.

295


dönme (spin) Temel parçacıkların içsel bir özelliği.

dünyaözekçi (geocentric cosmology) Özek olarakyerküresini alan evrenbilimi görüşü.

durağan (stationary) Yerinden oynamayan, zamanladeğişmeyen.

durağanlık (stationary state) Zamanla değişmemedurumu. Sabit bir hızla kendi ekseni etrafında dönen bir küredurağandır, çünkü statik olmadığı halde her an aynı görünür.

dürtü (impulse) Çok kısa zamanda etkisini gösterenkuvvet, darbe.

E

eğrilik (curvature)

elektrik yükü (electric charge) Bir parçacığın, aynı (yada karşı) yükse parçacıkları itmesi (ya da çekmesi) özelliği.

elektromanyetik kuvvet (electromagnetic force) Elektrikyüklü parçacıklar arasında kuvvet. Dört temel kuvvetten enşiddetli ikincisi.

elektron (electron) Atomun çekirdeği etrafında dönen

296


eksi elektrik yüklü parçacık.

elektro zayıf birleşim enerjisi (electroweak unificationenergy) Daha üstünde elektromanyetik kuvvet ile zayıfkuvvetin ayrımının ortadan kalktığı yaklaşık 100 GeV'lukenerji.

eliptik (elliptical) Oval, beyzi, çeltik daire biçiminde.

enerjinin korunumu (conservation of energy)

entropi (entropy) Enerji (ya da eşdegeri olan kütlenin) neyaratılabileceğini ne de yokedilebilecegini belirten bilimyasası.

erken kara delik (primordial black hole) Evrenin ilkevrelerinde yaratılmış kara delik.

eter (ether) Kainat.

evren çizgisi (world-line)

evren yüzeyi (world-sheet)

evren (universe)

evrenbilimi (cosmology) Evreni bir tüm olarak ele alanbilim, kozmoloji.

297


evrenbilimsel sabit (cosmological constant) Einstein'inuzay-zamana içsel bir genişleme eğilimi vermek içinkullandığı matematik araç.

evrim (evolution)

F

faz (phase) Bir dalga için, belli bir anda, çevrimindekikonumu; dalganın çukurda, tepede ya da arada bir noktadabulunmasının ölçüsü.

faz geçişi (phase transition)

foton (photon) Bir ışık taneciği.

frekans (frequency) Bir dalga için saniyedeki çevrimsayısı.

G

galaksi (galaxy) Yıldız kümesi ya da yıldız kümesioluşturacak madde topluluğu.

gama ışını (gamma ray) Çok kısa dalgaboyuelektromanyetik dalga. Radyoaktif bozunma ya da temelparçacıkların çarpışmasıyla ortaya çıkar.

298


genel görelik kuramı (theory of general relativity)Einstein'in deviniminden bağımsız olarak her gözlemci içinbilim yasalarının aynı olacağı düşüncesine dayanan kuramı.Kütlesel çekim kuvvetini dört boyutlu uzay-zamanın eğriliğiile açıklar.

girişim (interference)

gizemli (mystic) esrarengiz, mistik.

gluon (gluon) Einstein'in ünlü kuramı, izafiyet kanunu.

gökbilimi (astronomy) Astronomi.

görelik kuramı (theory of relativity) Bk. özel görelikkuramı, genel görelik kuramı.

gözlem (observation) Rasat.

graviton (graviton) Çekim parçacığı.

güçlü kuvvet (strong force) Dört temel kuvvetin engüçlüsü ve menzili en kısa olanı. Kuvarkları protonlar venötronları da atom çekirdeği oluşturacak biçimde bir aradatutar.

güneşözekçi evrenbilim (heliocentric cosmology) Özekolarak güneşi alan evren bilimi görüşü.

299


I

ışık konisi (Iight cone) Bir olaydan geçen ışık ışınlarınınolanaklı yönlerini çizen bir uzay zaman yüzeyi.

ışıkyılı (Iight-year) Işığın bir yılda (saniyede) aldığı yol.

ışıksaniyesi (Iight-second) Işık kaynağının parlaklıkderecesi.

ışıltı (Iuminosty)

ışıma (radiation)

İ

insancı ilke (anthropic principle) İnsanı evrenin özeği veereği olarak ele alan düşünüş, daha çok "insaniçinci"(anthropocentric) olarak geçer. Çünkü başka türlü olsaydı,burada olup onu gözlemleyemezdik.

irimolekül (macromolecule)

ivme (acceleration) Bir nesnenin zamana göre hızındakideğişim .

J

300


jeodezik (geodesic) İki nokta arasındaki en kısa (ya daen uzun) yol.

K

kanıt (proof) Düşün yoluyla ispat.

kapatma (confinement)

kara delik (black hole) Kütlesel çekim çok şiddetliolduğundan ışığın bile kaçamayacağı uzay-zaman bölgesi.

karmakarışık şişen model (chaotic boundary conditions)

karmakarışıklığın sınır koşulu (chaotic inflatonarymodel)

karmaşık (complicated)

karşıparçacık (anti particle) Her madde parçacığınakarşılık bir karşıparçacık bulunur. Parçacıkkarşıparçacığıyla çarpışınca, birbirlerini yokederler, geriyeyalnız enerji kalır.

kendiliğinden bozunma (spontaneous decay)

kestirim (periction) Gözlemleri önceden görme,hesaplama, tahmin, öngörü.

301


kırmızıya kayma (red shift) Bizden uzaklaşan bir yıldızınışığının, Doppler etkisi nedeniyle kırmızılaşması.

koordinat (coordinate) Bir noktanın konumunu uzay ya dazamanda bir eksene göre belirleyen sayı.

kritik (critical) Dönüm noktasına ilişkin.

kuram (theory) Teori

kütle (mass) Bir cisimdeki maddenin niceliği;eylemsizlik, ya da ivmeye direnci.

kütleli vektör boson (massive vector boson)

kütlesel çekim kuvveti (gravity)

kuvark (quark) Güçlü kuvvetten etkilenen (yüklü) temelparçacık; Proton ve nötronların her biri üç kuvark taşır.

kuvasar (quasar)

M

manyetik alan (magnetic field) Manyetik kuvvetleridoğuran ve şimdi, elektrik alanı ile birlikte elektromanyetikalanda ele alınan alan.

302


meson (meson)

mikrodalga zemin ışıması (microwave backgroundradiation) Evrenin en sıcak ilk evrelerinden gelen ışıma;şimdi öyle kırmızıya kaymıştır ki ışık olarak değil,mikrodalgalar olarak algılanır.

mutlak konum (absolute position) Maddenin ısıenerjisinin sıfır olduğu en düşük sıcaklık.

mutlak sıfır (absolute zero)

N

nötrino (neutrino) Çok hafif, belki de kütlesiz temelmadde parçacığı; yalnızca zayıf kuvvet ve kütlesel çekimkuvvetinden etkilenir.

nötron yıldızı (neutron star) Nötronlar arasındakidışlama ilkesi itimiyle ayakta duran bir soğuk yıldız.

nötron (neutron) Protona benzeyen yüksüz ve çoğuatomların çekirdeğindeki parçacıkların yarısını oluşturanparçacık.

O

303


Oecam'ın traş bıçağı (Oecam's razor) Altın makas.Oecam, adcı (nominalist) akımın savunucusu olan bir 13. yy.İngiliz filozoftur.

olay ufku (event horizon) Bir kara deliğin sınırı.

olay (event) Uzay-zamanda zamanı ve konumu ilebeIirIenen bir nokta.

oylum (volume) Hacim.

Ö

ögreti (doctrine) Kestirim, tahmin, bir şeyin olacağınıönceden bilebilmek

öngörü (prediction) Olayın ışık konilerinin dışı.

öteyer (elsewhere)

özek (center) Merkez.

özel görelik kuramı (theory of special relativity)Einstein'ın hızları ne olursa olsun özgürce devinen hergözlemci için bilim yasalarının aynı olacağı düşüncesinedayanan kuramı.

P

304


paradoks (paradox) Çelişki, aykırılık, tutmazlık.

parçacık hızlandırıcısı (partide accelerator)Elektromıknatıslar kullanarak, devinen yüklü parçacıklarınenerjilerini artırarak hızlarını yükselten makine.

Planck'ın tanecik ilkesi (Planck's quantum principle)

pozitron (positron) Işık (ya da herhangi klasik bir dalga)enerjisi frekansı ile orantılı tanecikler halinde yayınlanabilirya da soğurulabilir düşüncesi.

proton (proton) Elektronun (artı yüklü) karşıparçacığı.Artı yüklü ve çoğu atomların çekirdeğindeki parçacıklarınyarısını oluşturan parçacık.

pulsar (pulsar)

R

radar (radar) Radyo dalgaları darbesi kullanaraknesnelerin konumunu saplayan aygıt.

renk yelpazesi (spectrum) Örneğin bir elektromanyetikdalganın bileşke frekanslarına ayrılması.

röntgen ışını (X-ray)

305


S

Saman Yolu (Milky Way) Dünyamızdan dagözleyebildiğimiz evrende bize yakın bir yıldızlar kümesi.

sanal zaman (imaginary time) Sanal sayılarla ölçülenzaman.

sarmal (spiral) Spiral biçiminde.

sav (argument)

sezilgen parçacık (virtual partide) Gerçek olmayan fakatvarlığı sezilebilen, zımni parçacık.

sezyum (cesium) Bir element.

sığınık (refugee) Mülteci

sınırsızlık koşulu (no boundrary condition)

sonuşmaz özgürlük (asympotic freedom)

spektrum (specturm) Bkz. renk yelpazesi

stadyum (stadium) Yaklaşık 190 metreye karşılık çokeski bir uzunluk birimi.

306


statik (static) Devinimsiz, hareketsiz, sabit, değişmeyen.

süperçekim (supergravity)

süpernova (supernova)

süpersoğutulmuş (supercooled) Donma derecesininaltında dondurmadan soğutulmuş.

süreç (process)

Ş

şişen evren modeli (inflationary model of the universe)

T

tanecik mekaniği (quaotum mechanics) Kuvantummekaniği.

tanıt (evidence) Delil, delil ile ispat

tekil nokta (singular point) Bölünmeyen parçacık.

tekillik (singularity) Noktaları olayları tanımlayan dörtboyutlu uzay.

tekillik teoremi (singularity theorem)

307


temel parçacık (elementary particle)

tez (thesis)

U

uydu (satellite)

uzay-zaman (space-time)

Ü

üstel (exponential)

Y

yapışkantop (glueball)

yay kuramı (string theory)

yeniden normalleştirme (renormalization)

yerçekimi (gravity) Yerkürenin kütlesel çekim kuvveti.

yetkin (perfect) Mükemmel.

yıldız kümesi (galaxy) Birlikte devinen yıldızlartopluluğu. Sistem.

308


yörünge (orbit)

Z

zaman oku (arrow of time)

zayıf kuvvet (weak foree) Dört temel kuvvetten kısamenzilli ve ikinci en zayıf olanı. Kuvvet taşıyan parçacıklardışında her madde parçacığını etkiler.

309

Documents

downloaded from KitabYurdu - downloaded from KitabYurdu.az ZAMANIN KISA TARİHİ Stephen W. Hawking A Brief History Of Time Milliyet Yayın A.Ş. ISBN 975-506-005-C İngilizceden Türkçeye