Evrenbilim Nedir? Kuramları Nelerdir?

Evren’i yöneten yasaları inceleyen bilim.

Kendi gök adamız içinde çok genç (bir kaç milyon yıllık), çok yaşlı (bir ­kaç milyar yıllık) ve doğmakta olan yıldızları görmekteyiz, içinde bulun­duğumuz yöresel gökada kümesi göz­lendiğinde de, aşağı yukarı günümüzdeki (onbinlerce yüdır süre­gelen bir bugün) durumunda görü­nür. Ama, bazı uzak gökadaları, sözgelimi, bir milyar yıl önceki durumlarıyla görürüz; bu, yıldız sis­temlerinin evrimindeki zaman ölçe­ğine göre de olsa, önemsiz sayılmayacak bir süredir. Bu durumda “güncel Evren” deyiminin anlamı ne olabilir? Ayrıca, gökbilim­ciler, bir yaradılışın, Evren’in mutlak bir başlangıcının koşullarını bulmak­tan çok (böyle bir araştırmanın bir anlamı olsa da), bir halin daha önceki halden nasıl oluştuğunun saptanma­sını araştırmaktadırlar. Evrenbili­min Evren’i bütünü içinde tanımlamayı amaçladığı ve bunun için gözlemlerden yararlandığı söyle­nebilir: Sözgelimi, ışık hızından yük­sek bir hızla bizden uzaklaşıyor gibi görünen bazı kuasar gözlemleri. Böyle bir olayın açıklamasına giriş­mek için, önce Evren’in genel bir yapı­sının tasarlanması gerekir. Evrenbilimle ilgili ilk gerçek araştır­malara, gökadamızın gerçek yapısı­nın ortaya çıkarılmasından sonra girişilmiştir; dolayısıyle bu çalışma­lar XVIII. yy’m sonuna kadar uzanır. Söz konusu araştırmalar doğal ola­rak nevvtoncu ve eukleidesçi bir çerçeve içinde yer alırlar. Ama Einstein’ın genel bağıllık yasalarını açıklamasından sonra, gökbilimciler, öncelikle de Einstein, eukleidesçi olmayan uzaylar düşünmüşler, daha sonra De Sitter , inamlmaz ama yararlı, boş Evren görüşünü ortaya koymuş, Friedmann da 1922- 1924 arasında, problemin denklemle­rini eksiksiz olarak vermiştir.

Newtoncu Evrenbilimler

Nevvtoncu evrenbilimlerin temel var­sayımları şunlardır:

1) Evren bir Euk­leides uzayıdır;

2) ışığın hızı sonsuz olarak kabul edilir;

3) madde, Evren’ in içinde düzgün bir biçimde dağıl­mıştır ve sıfır olmayan ortalama bir yoğunluğu vardır. Bu varsayımlar­dan hemen çıkan sonuç, yarıçapı son­suz olan bir kürenin yüzeyindeki çekimin de sonsuz olmasıdır. Bu güç­lüğü yenmek için iki çözüm vardır: Evren’e ya genişleme hareketi yaptır­mak, ya da çekim yasasını değiştir­mek. Izotrop bir genişleme, bu hareketteki ivmenin tüm noktalar­daki çekim kuvvetlerini gidermesi sonucu, güçlüğü ortadan kaldırmak­tadır. Ama statik bir Evren’in korun­ması istenirse, çekim yasasının değişmesi, sözgelimi, yerçekimini dengelemek amacıyla, uzaklıkla orantılı olan evrensel bir itme öğesi­nin eklenmesi gerekir. Bir denge ola­sılığı vardır, ama kararlı değildir: Herhangi bir düzensizlik, çok küçük de olsa, Evren’i harekete geçirir.

İlk Bağıllıkçı Evrenbilimler

EİNSTEİN MODELİ. Einstein, Euk­leides uzayım bırakıp, bir Riemann uzayı göz önüne almış, ama, çok fazla madde bulunmayan her bölgede teğetsel bir Eukleides uzayının varlı­ğını da öngerçek olarak ortaya atmış­tır. Uzayın homojenlik ve izotropluk varsayımını korumuş ve statik- kararlı bir çözüm, yani iki nokta ara­sındaki uzaklığın zamanla değişmediği bir çözüm aramıştır. Homojen ve izotrop Riemann uzayla­rının sayısı yüksek değildir. Özel eukleidesçi durum bir yana bırakıldı­ğında, geride pozitif ve sabit bir eğri­liği olan küresel uzay kalır; bu kapah uzay, bir üstkürenin çeperidir. Eins­tein, bu ikinci uzayın genel bağıllığın gereksinimlerine uygun düşen tek uzay olduğunu göstermiştir. Ama, statik bir Evren’in korunması için, eukleidesçi durumda olduğu gibi, evrensel bir itme öğesinin getirilmesi gerekir ve Einstein, sonunda bu modeli bir yana bırakmıştır.

DE SİTTER MODELİ. 1917’de, gökbi­limci De Sitter, Einstein modelinin uygun olan tek model olmadığım gös­terdi; başka bir çözüm yolu daha vardı, ama, Evren için, yoğunluğun sıfır olarak alınması gerekiyordu. Evren’de madde var olduğu için, bu çözüm fiziksel açıdan olanaksızdır ve De Sitter’in çalışması boşuna yapü- mış gibi görünmektedir.Bununla bir­likte, bu Evren’i, içindeki madde yoğunluğunun asimptotik olarak sıfıra doğru yaklaştığı bir sımr hali gibi göz önüne almak ügi çekicidir. De Sitter, böylece, statik-kararlı, sıfır yoğunlukta bir Evren kurmuş ve bu boş Evren’e bir insan ve bir tanecik yerleştirildiğinde, gözlemcinin tane­ciği kaçıyor gibi göreceğini ortaya koymuştur.

FRİEDMANN’IN EVRENBİLİMİ

İlk olarak, homojen ve izotrop Evren’ in denklemlerini veren ve bu denk­lemlerin olabilecek bütün çözümlerinin tartışmasını yapan matematikçi Friedmann’dır. 1922’de, bir yandan Einstein’m boş olmayan, küresel kapah Evreninin duraklı ola­bilen tek Evren olduğunu, öte yandan da, statik bir Evren varsayımından vazgeçilirse, evrenbilim sorununun, pek çok çözümü olacağını göstermiş­tir. Friedmann, zamana göre değişebi­len bir ölçüm getirmiş ve bu durumda genel bağıllık kuramına uygun, ya değişken yançaplı ve kapah ya da cisimler arasındaki uzaklığın sürekli olarak arttığı açık ve sınırsız model­ler var olduğunu göstermiştir. Dola- yısıyle, Einstein denklemlerinin evrensel itme öğesine gerek kalmak­sızın çözümleri bulunabilmektedir. Bu çözümler duraklı değildir. Friedmann’ m bu çalışmalarının, tayf çizgilerinin kırmızıya doğru kayma­sının bulunmasından önceye Tasladı­ğım belirtmek önemlidir. Friedmann şu varsayımlardan yola çıkmıştır: 1) Kendisini çevreleyen maddeye göre hareketsiz olan bir gözlemci için, yer ve zaman ne olursa olsun, uzay izot- roptur; 2) madde yoğunluğu zaman boyunca zorunlu olarak sabit değil gelir. Dolayısıyla Friedmann denklemleri üç tür büyük “Evren” görüşüyle sonuçlanır: Kapalı küreseldir; bu olgu, evrenbilimsel modellerle bağımsız olmayacakları anlamına (eğriliği pozitif); açık hiperbolik bağdaştırılan ölçümlerin zamandan (eğriliği negatif); Eukleides evreni.