Evrenoluş Kuramları (Kozmogoni) nelerdir?

NEWTONCU EVRENOLUŞ KURAM­LARI

Newtoncu evrenoluş kuram­larının temel varsayımları şunlar­dır: 1. Evren bir Eukleides uzayı­dır; 2. ışık hızı sonsuz olarak kabul edilir; 3. madde, Evren içinde düzgün biçimde dağılmıştır; ortala­ma yoğunluğu sıfir değildir.

Böyle­ce, yançapı r olan bir küre göz önüne alınırsa, yüzey çekimi: g = re G pr olur.p yoğunluk, G çe­kim sabitidir. Yani, r sürekli olarak artacak olursa, yüzey çekimi son­suza yaklaşır; bununsa hiçbir fizik­sel anlamı yoktur. Bu zorluğu ortadan kaldırmak için, birbirine ters düşmeyen iki çözümden yarar­landır: Ya bu Evren’e genişleme hareketi yaptırmak ya da çekim yasalarını değiştirmek gerekir. İzotrop bir genişleme, söz konusu güçlüğü ortadan kaldırır; genişleme hareketinin ivmesi, bütün noktalar­da çekim kuvvetlerini giderir. Za­manla orantılı olan yalın bir geniş­leme durumunda, iki nokta arasın­daki uzaklık, zamanın 2/3’si kuvve­tiyle artar ve genişlemenin başlan­gıç tarihi p yoğunluğunun değerine bağlıdır, p’nun 5-10′³‘ gr sm ~³’e eşit olan günümüzdeki değeri 40 milyar yıla eşittir ve megaparsekte 16 km/sn’lik bir genişleme sabiti vermektedir. Bu sabit günümüzde kabul edilenden 6 kez küçüktür. Statik bir Evren’in korunması iste­nirse, çekim yasasını değiştirmek ve yerçekimini dengelemek için, uzak­lıkla orantılı olan evrensel bir itme öğesi eklemek gerekir. Bir denge olasıdır; ama bu denge kararlı olmaz: Çok küçük de olsa bir bozulma, Evren’i hareketlendirir. P artarsa Evren hızh bir büzülmeye uğrar; p azalırsa, Evren sınırsız olarak genişlemeye başlar.

İLK BAĞILCI EVRENOLUŞ KURAM­LARI

a) Einstein modeli. Einstein, Eukleides uzayını bırakarak Rie­mann uzayını göz önüne almıştır; bununla birlikte, maddenin fazla yoğunlaşmadığı her yerde, teğet bir Eukleides uzayının varlığını da ön- gerçek olarak ortaya atmış, uzayın homojenlik ve izotropluk varsay imi­ni da korumuştur. O tarihte (1916), uzak gökadaların tayfında kırmızıya doğru kayma henüz gözlenmemişti. Demek ki Einstein ışık hızına oranla yıldız hızlarının küçük oluşundan hareket etmiş ve statik-dengeli bir çözüm, yani iki nokta arasındaki uzaklığın zamanla değişmediği bir çözüm aramıştır. Homojen ve izot­rop Riemann uzayları çok sayıda değildir. Çok özel olan Eukleides uzayını bir yana bırakırsak, iki uzay homojen olabilir: Lobaçevskiy uzayı ve sabit pozitif eğriliği olan küresel uzay; bu kapalı uzay, aşırı büyük­lükteki bir kürenin iç bölümüdür. Einstein ikinci uzayın, genel bağıllı­ğın gereksinimine uygun olan tek uzay olduğunu göstermiş, bu çerçe­ve içinde, bilinmeyen tek paramet­renin p yoğunluğu olduğu statik bir modeli incelemiştir. Statik bir Ev­ren’i sürdürmek için, evrensel bir it­me terimini bulması gerekiyordu. Bu terim, Newtoncu evrenbilimlerde olduğu gibi, bağıllığın biçimciliği bakımından akla yatkındır; ama hiçbir fiziksel düşünceyle kanıtlan­mamıştır; tek doğrulaması, kararlı bir çözümün aranmasıdır ve Einstein tarafından sonunda bir yana bırakılmıştır.

b) De Sitter modeli. 1917 yılında, gökbilimci De Sitter, Einstein mode­linin tek olmadığını gösterdi; başka bir çözüm daha vardı; ama yoğunlu­ğu sıfır kabul etmek gerekmekteydi. Evren’de maddenin bulunmasından ve incelenmesi gereksiz görünebü- mesinden dolayı, bu çözüm fizik­sel olarak kabul edüemezse de, bu Evren’i, madde yoğunluğunun asimp- totik olarak sıfıra yaklaştığı bir sınır durum olarak kabul etmek ilgi çekici olabilir. De Sitter, sıfir yoğunlukta statik-dengeli bir Evren kurarak. Evren’ine bir gözlemci ve bir tanecik yerleştirilirse, gözlemci­nin taneciğin kendinden kaçtığım göreceğini ortaya koymuştur.

FRİEDMANN EVRENOLUŞ KURAM­LARI

1922 yılında, matematikçi Friedmann bir yandan, Einstein’ın boş olmayan küresel kapalı Evren’inin olası tek kararlı Evren olduğu­nu, öte yandan, statik bir Evren varsayımından vazgeçilmesi duru­munda evren bilimsel problemin çok sayıda çözümü olacağını göstermiş­tir. Zamana göre değişebilen bir ölçü sistemi getiren Friedmann, dolayısıyla, ister değişken yarıçaplı kapalı olsun, ister cisimler arası uzaklığın sürekli bir gelişme göster­diği açık ve sınırsız olsun, genel bağıllılık kuramına uyan modellerin var olduğunu ortaya koymuştur. Einstein denklemleri, evrensel itme terimine gerek duyulmaksızın da çözülebilirler. Bu çözümler kararlı değildir. Friedmann’ın bu çalışma­larının, kırmızıya doğru sistemli kaymanın bulunmasından önce ol­duğunu ve Einstein’ın evrensel itme düşüncesini bırakarak Friedmann’ın görüşünü benimsediğini de belirt­mek gerekir. Friedmann’ın başlan­gıç varsayımları şunlardır:

1) Ken­disini çevreleyen maddeye göre hareketsiz olan her gözlemci için, yer ve zaman ne olursa olsun, uzay izotroptur;

2) madde yoğunluğunun zaman içinde sabit olması zorunlu değildir; bu varsayım, bu modeller­den biriyle bağdaştırılan ölçü siste­minin zamandan bağımsız olmaya­cağı anlamına gelir ve ds² ile gösterilir: ds² = c² dt²-G²A² (dx?+dx|+ dx§) ; burada G zamanın bir fonk­siyonudur. G, iki cisim arasındaki uzaklığın zaman boyunca değişik­liklerini belirtir; A, teğetsel bir Eukleides uzayının varlığını yan­sıtan r² = x²+x²+x! bağıntısının bir fonksiyonudur ve A = —-— olarak ¹⁺v² bulunur, burada z üç değer ala­bilir (+1, -1, o). Söz konusu üç değer, daha önce Einstein modeli için düşünülmüş olan üç olasılığa denk düşer.

z= +1 ise, uzay kapalı, küreseldir. z=-l ise, uzay, eğriliği negatif ve açıktır.

z= 0 ise, uzay Eukleides uzayıdır. Ayrıca bu ds², çekim alanının bağıl denklemlerini de sağlamalıdır, böy­lece şu bağıntılar elde edilir: ^+-f-|xp-o  (2: burada p yoğunluk ve X ise g çekim sabitine bağlı bir sabittir:

X _ ⁸ rc.9 (c, ışık hızıdır). c² G’ ve G”, G’nin zamana göre birinci ve ikinci türevleri, -ğ# uzayın t G zamanındaki eğriliği, Q Evren G içindeki H gerilemesidir. (2) denkle­minin (1) denkleminden çıkartılma­sıyla       +-1 xp = 0 elde edilir;

G D

burada G, p ve X pozitif olduğundan, G” her zaman negatiftir; bu da G (t)’mn ne minimumu ne de dönüm noktasının olmayacağı anlamına gelmektedir. Sabit G’li bir çözüm yoktur, yani statik bir Evren olanak­sızdır. a) Bir modelin seçimi, h = —

G

Hubble sabitinin kullanılmasıyla, (2) denklemi 7§s ⁼ ^Xp-H² olur. Gö­rülüyor ki, Evrene uyan uzay türüne bağlı olan z’nin işareti -1 Xp-H²’nin

işaretiyle belirlenmektedir; burada X bilinmektedir. H ve p gözlemden elde edilebilirler. Demek ki, p’nun değerine bağlı belirsizliğe karşın, z’nin işaretinin belirlenmesi olana­ğı bulunabileceği düşünebilir. As­lında durum hiç de öyle değildir. H için 100 km/sn/megaparsek değeri ve p için ıo~³‘ gr/sm³ ile ıcr²⁹ gr/sm³ arasında değişen değerler alınırsa, şu sonuçlar elde edilir; p = 5-lcr³¹ : z negatif, açık ve negatif eğrilikli uzay; p = 2-10′²⁹ : z sıfır, sıfır eğrilikli Eukleides uzayı; p = 5-1CT²⁹ : z pozitif, kapalı ve pozitif eğrilikli uzay. Bulunan p değeri X p-H² ifadesinin

işaretine uygun olan kritik değere çok yakındır;

b) Çabuk yok olan bir başka umut. Bir an için kuasarlann, Evren’imizin geometrik yapısının tanınması için p’nun saptanmasından kurtulmaya yardımcı olacağı sanılmıştı. Kuasar- ların tayflarının yer değiştirmesi ile aydınlatma gücü arasındaki bağın­tının kullanılması, umut verici görü­nüyordu. Farklı modeller arasından seçim yapmak için iki varsayımı kabul etmek gerekir: Önce, kuasar- ların son derece uzak cisimler olduğu ve kuasarlann mutlak aydın­latma güçlerinin birbirinden pek farklı olmadığı. Sonuç negatiftir, aydınlatma gücünün dağılımı o kadar büyüktür ki, hiçbir bağıntı görünmez; demek ki_rEvren’in çeşitli modellerine uygun düşen bu’bağıntı­dan küçük değişiklikleri ayırt edebil­mek düşünülemez. Verilmiş bir U akışı ile akışı Lo’dan büyük olan kuasarlann sayısı arasındaki bağın­tı, Evren’in yapısını da belirleyebilir­di. Bu kez, aranan bağıntıyı gizle­yen, kuasarlann evriminin etkisidir. Ya kuasarlann akışı geçmişte, günümüzdekinden daha yüksekti,ya kuasarlann geçmişte sayıları daha çoktu, ya da aynı anda her ikisi de söz konusuydu.

KIRMIZIYA KAYMANIN YAPISI

Tayf çizgilerinin kırmızıya doğru yer değiştirmesinin niteliği buraya ka­dar tartışılmamıştır ve bir gözlemci­den uzaklaşan bir ışık kaynağının Doppler-Fizeau olayı gösterdiği var­sayımı kabul edilir. Genel bağıllık kuramında, iki kızarma mekaniği daha bilinir: Bir fotonun çok kuvvet­li bir çekim alanında ilerlemesi; Evren’in eğriliğinin zamanla değiş­mesine bağlı olan çekim alanı ile ışığın kesişmesi. Ama bu durumlar­ da dalga boyunun değişmesine, tayf çizgilerindeki bir genişleme ve gö­rüntüdeki bir dağılma eşlik eder. Bu olaylar hiç gözlenmemiştir; en çok kızarmış gökadaların tayf çizgileri, yakın gökadalarmkiler kadar sabit kalmaktadır.

Çok uzaktaki gökadaların ve kuasar- ların görüntüleri nettir. Şu an için, kırmızıya kaymayı, bir gökada kaçı­şının kanıtı olarak göz önüne almak gerekir. Dolayısıyle yerdeğiştirme- nin büyüklüğü ile uzaklık arasındaki bağıntı, gözlem sonuçlarının homo­jenliği ve izotropluğu, maviye doğru yerdeğiştirmenin bulunmayışı,bütün gökadaların kaçtığı,yani içinde tüm karşılıklı uzaklıkların zamana bağlı olarak arttığı bir Evren genişlemesi düşüncesini uyandırmaktadır. Bu­rada iki açıklama yapmak gerekir. Bir yandan Evren’in bir genişlemesi Evren için bir başlangıç ya da bir son gerektirmeyebilir. Sözgelimi, atımlı bir Evren düşünülebilir; günü­müzdeki genişleme evresini bir büzülme evresinin izleme olasılığı vardır. Öte yandan, gökadaların, bizden uzaklaştıkça hızlarının arttı­ğını kabul etmek, insanın Evren’in merkezinde bulunduğu düşüncesine bir dönüş değildir. Bütün yönlerde aynı olan bir genişleme durumunda, herhangi bir gökada üstünde bulu­nan bir gözlemci, bütün öbür gökadaların kendisinden, onları bir­birinden ayıran uzaklıkla orantılı olan bir hızla uzaklaştığını görecek ve yanılgıya düşerek kendini bu genişlemenin merkezinde sanacak­tır.

SONUÇLAR

Evren üstündeki görüş­lerimiz sürekli olarak gelişmektedir. Çağdaş evrenoluş, bir uzay-zaman kavramının varlığını içeren genel bağıllık kuramı üstüne kurulmuştur. Birçok gökfizikçisi, ellerindeki farklı modelleri birbirinden ayırabilmek için gözlemleri biriktirmeye çalış­maktadırlar. Karşılaşılan sorunlar, en başta evrenin içinde en uzak cisimler olan gökadalarda ve kua- sarlarda gözlenen tayf kaymalarının nedeniyle ilgiliydi. Temel sorun, gerçekten, bu evrenin kararlı mı ya da genişleme durumunda mı olduğu­nu bilmektir (Bkz. Çiz.2). Genişle­me durumunda olduğunda, tayf çizgilerinin kayması, bir kaçış hare­ketinden, dolayısıyle Evren’in hac­minin zamanla artmasından ileri gelmektedir; bu zamanın da bir başlangıç anı olmalıdır: “Big bang”. Kararlılık durumu söz konusu oldu­ğunda,bu olgu ışık ile kozmik madde arasındaki bir etkileşimden kaynak­lanacak,bunun sonucunda da foton­da (bir tür ışık “taneciği”) bir enerji yitimi, tayf çizgilerinin dalga boyla­rında da bir artış ortaya çıkacaktır. Genişleme varsayımını savunanlar temelde üç gözleme dayanıyorlardı:

1) Bir Doppler-Fizeau olayıyla yo­rumlanan, tayf kayması;

2) bir kozmik fon gürültüsünün varlığı (radyo-gökbiliminde ortaya çıkarılabilmektedir ve genleşmeden dolayı bir soğumaya işaret eden 3 Kelvin derecelik bir sıcaklığa denk düşer);

3) geçmişte çok yüksek bir sıcaklığa işaret eden bir döteryum/hidrojen oranı (çünkü, yıldızlar gözlendiği kadar çok döteryum üretemezler). Bu varsayımın karşısında olanlar, söz konusu gökadaların, hidrojen saçaklarıyla birbirlerine fiziksel açıdan bağlanmış (dolayısıyle aynı uzaklıkta) oldukları halde çok farklı tayf kaymaları göstermeleri gibi olağan dışı durumların bulunmasın­dan yararlanmışlardır. A.B.D’li Al­ton Arp bu olağan dışı tayf kaymaları konusunda uzmanlaşır­ken Fransız j.-C. Pecker ve j.-P. Vigier, olayı açıklamak için bir “yorgun ışık ‘kuramı ortaya koymuş- lardfr. Öte yandan, A.B.D’li iki gökfizikçisi, Rubin ve Ford, 1973 yılında bir gökadanın ışığının hidro­jen bakımından zengin ya da yoksul uzay bölgelerinden geçmesine göre tayf kaymasının farklı olduğunu bulmuşlardır; bu da fotonun enerji yitirmesi düşüncesini doğrular gibi­dir.

Aynı anda, İngiliz gökbilimcileri F.Hoyle ve V. Narlikar, kararlı Evren’le ilgili özgün bir kuram önermişlerdir: Taneciklerin kütlesi zamanla artmaktadır; oysa bu kütle artarsa (bu da zaten Evren’in temel “sabitlerinin” değişmezliğini bo­zar), elektronların yörüngeleri kü­çülecek, bu da atomların boyutunda bir değişikliği kaçınılmaz kılacaktır. Başka bir deyişle, gökadalar karşı­lıklı olarak birbirlerinden kaçma­makta, ama küçülmektedirler ve Evren de genişleme halinde değil kararlı haldedir. Gökadaların, eski­den bir araya toplanmış gibi görün­melerinin nedeni, önceden daha büyük olmalarıdır. Hoyle ve Narli- kar’m evrenoluş kuramı, son yıllar­da önerilmiş olanların tümünden daha özgündür.

Bununla birlikte, genişlemekte olan Evren modeli, gökbilimciler tarafın­dan daha çok benimsenmektedir ve bu kuramdan yana olanlar Hubble sabitini daha kesin biçimde sapta­maya çalışmaktadırlar; bu sabit, kaçma hızı yardımıyla gökadanın uzaklığını. dolayısıyle de Evren’ in yaşını verir.

GÜNEŞ SİSTEMİ DIŞINDAKİ GEZEGENLER

Gökada bilimi alanı, yani yakın Evren içinde, güncel çabaların büyük bir bölümü, Güneş’ten başka yıldızların çevresindeki gezegen sis­temlerini bulup ortaya çıkarmaya yönelmiştir. Nitekim, gezegenlerin oluşması Güneş’in çevresindeki ge­zegenlerin oluşumunu en iyi biçimde açıklayan “bulutsu” kuramının el­verdiği ölçüde, çok genel bir olay olarak göz önüne alınmaktadır. Oysa, aşağı yukarı bütün yıldızlar, başlangıçta gezegen boyutlarındaki cisimleri oluşturmak için aynı bi­çimde yoğunlaşması gereken bir madde (gaz ve toz) bulutuyla kuşatılmıştır. Otuz-kırk yıl gibi bir süre içinde yakın yıldızların doğru ve kesin ölçümünü gerçekleştiren gökölçümüyle ilgili gözlem (odak uzaklığı büyük dürbünler yardımıy­la), bu yıldızların bazılarının hare­ketinde bir sinüzoidallik saptanma­sına olanak vermiştir. Bu yörünge türü, görünmeyen bozucu bir cismin varlığını göstermektedir. Bunlardan en ilgi çekici olanı, Barnard yıldızı­dır (Bkz. Çiz. 3); bize oldukça yakın olan (6 ışık yılından biraz daha az) bu yıldızın çevresinde en a» iki yoldaşı bulunmaktadır: Birinin 12 yıllık bir dolanım devri ve Jüpiter’in kütlesinin % 80’ine eşit bir kütlesi vardır; öbürünün ise devri 22 yıl, kütlesi de jüpiter’inkinden % 10 kadar daha büyüktür. Dolanım sürelerinin Jüpiter ve Satürn’ünki- lerle benzerliği şaşırtıcıdır. Belki de bu yıldızın çevresinde daha küçük, Yer’e benzer gezegenler bulunmak­ta, ama kütleleri günümüzdeki araç­larla bunları ortaya çıkarmaya yeterli olmamaktadır. Bir karşılaş­tırma amacıyla, Güneş aynı uzaklık­tan gözlenecek olsaydı, Jüpiter’in varlığı nedeniyle binde 3 saniyelik açıyla sinüzodial bir hareket göste- recekti;“Yer’le ilgili” bileşen içinse ancak on binde bir saniyelik bir açı söz konusu olacaktı; bu da gözlem eşiğinden yaklaşık yüz kat küçük­tür.