Evrenin GeniĢlemesi (Hubble Yasası)

Kozmolojide yirminci yüzyılın devrimi olarak nitelendirilebilecek olay, kuĢkusuz evrenin geniĢlediğinin keĢfidir. 1920‟lerden önce hemen hemen her yerde evrenin durağan olduğuna ve merkezinin de bizim samanyolu galaksimiz olduğuna inanılıyordu. Ancak bu dünya görüĢü 1929 yılında Edwin Hubble‟ın (1889-1953) kırmızıya kayma-uzaklık yasasını bulmasıyla tepetaklak olmuĢtur.204

Evren‟in geniĢlemesi Doppler etkisinin bir sonucu olarak keĢfedildi. Doppler etkisinde temel ilke Ģudur: Gözle görünen ıĢıklar elektromanyetik alandaki dalgalanmalardan, yani dalgalardan oluĢur. IĢığın frekansı (yani saniyedeki dalga sayısı), saniyede dört yüz milyon kere milyondan saniyede yedi yüz milyon kere milyona değiĢen son derece büyük bir sayıdır. Ġnsan gözünün renk diye gördüğü,

199 _{Einstein, İzafiyet Teorisi, ss. 93-94.} 200 _{Einstein, İzafiyet Teorisi, s. 121.} 201 _{Einstein, İzafiyet Teorisi, ss. 95-96.} 202

Yıldırım, Bilim Tarihi, s. 153. 203 _{Yıldırım, Bilim Tarihi, s. 155.} 204 _{Silk, Evrenin Kısa Tarihi, s. 32.}

kırmızı renk en düĢük, mavi renk en yüksek olmak üzere ıĢığın değiĢik frekanslarıdır.205

Bu temel bilgiden sonra Doppler etkisi Ģöyle açıklanabilir: Bir ıĢık ya da her hangi bir elektromanyetik ıĢınım kaynağı bir gözlemciye göre hareket halinde ise ardıĢık dalga tepeleri arasındaki uzaklık (ya da ıĢığın dalgaboyu), ıĢık kaynağı gözlemciye göre sabit durmakta iken ölçülen dalgaboyundan farklı olur. YaklaĢma hareketi sırasında dalgaboyu küçülür ve biz ıĢık maviye kaymıĢtır deriz. UzaklaĢma hareketi sırasında ise dalgaboyu büyür ve bu kez kırmızıya kaymadan söz ederiz. Bu, hızla otomobil süren bir sürücünün trafik radarına yakalanmasına neden olan etkiyle aynıdır. Geçen bir otomobilin hızı radar sinyalinin frekansındaki kayma kullanılarak ölçülür.206 Bu etkiyi hem ses hem ıĢık dalgaları için ilk olarak ileri süren kiĢi 1842‟de Prag‟da matematik profesörü olan Johann Christian Doppler (1803-1853) olmuĢtur.207

Yıldız hızlarının tipik değerlerini bilmemiz Doppler etkisinin kullanımı sayesinde olmuĢtur. Ancak Doppler etkisinin kozmolojik önem taĢıyan asıl sonuçları, ancak astronomlar görünür yıldızlardan daha uzakta olan nesnelerin tayflarını incelemeye baĢlayınca ortaya çıkmıĢtır.208

Bu gözlemcilerden biri olan Edwin Hubble, 1924 yılında Arizona‟daki Flaggstaff gözlemevinde çalıĢan bulutsu uzmanı Vesto Slipher‟ın gözlemlerini inceledikten sonra devasa (yaklaĢık 250 cm) Mount Wilson teleskobuyla gözlemler

205 _{Hawking, Evrenin Kısa Tarihi, s. 61.} 206

Silk, Evrenin Kısa Tarihi, s. 32.

Doppler etkisini daha detaylı olarak Ģöyle ifade edebiliriz: Durağan bir kaynaktan çıkan ses ya da ıĢık dalgalarına ait, ardıĢık iki dalga tepesinin aletimize varıĢları arasındaki zaman, kaynaktan çıkıĢları arasındaki zamanla aynıdır. Fakat eğer kaynak bizden uzaklaĢıyorsa, ardıĢık dalga tepelerinin varıĢları arasındaki zaman, kaynaktan ayrılıĢları arasındaki zamandan büyük olur; çünkü her tepenin bize gelirken alacağı yol bir öncekine göre biraz daha fazladır. ArdıĢık iki tepe arasındaki zaman tam olarak dalgaboyunun dalga hızına bölümüdür; dolayısıyla bizden uzaklaĢan bir kaynağın gönderdiği dalga, kaynak durgun olsaydı göndereceği dalgaboyundan daha uzun görünecektir. Benzer Ģekilde, eğer kaynak bize doğru hareket ediyorsa, her tepe bir öncekinden daha kısa bir yol gideceği için ardıĢık iki dalga tepesinin varıĢları arasındaki zaman azalır. Bu durum gezgin bir satıcının yolculuğu süresince evine haftada bir düzenli olarak mektup göndermesine benzer. Satıcı evinden uzaklaĢırken, her ardıĢık mektubun gideceği yol bir öncekinden daha fazla olur. Eve dönerken ise her mektup bir öncekine göre daha kısa sürece ulaĢacaktır. Doppler etkisinin ses dalgaları üzerindeki etkisini ise bir karayolunda seyreden araçların motor seslerini dinleyerek test etmek mümkündür. Hızlı bir otomobil yaklaĢırken motoru, yaklaĢtığı zamankinden daha tiz perdeden (yani kısa dalgaboyunda) ses çıkaracaktır. (Steven Weinberg, İlk Üç Dakika, çev. Zekeriya Aydın-Zeki Aslan, Tübitak Popüler Bilim Kitapları, 7. bs. Ankara, 1998, ss. 9-10.)

207 _{Weinberg, İlk Üç Dakika, s. 10.} 208 _{Weinberg, İlk Üç Dakika, s. 12.}

yapmaya baĢladı209 ve ilk fark ettiği Ģey evrendeki tek yıldız kümesinin bizim galaksimiz olmadığıydı. Aralarında uçsuz bucaksız boĢluklar bulunan yıldız kümeleri ve bunların da arasında çok sayıda baĢka yıldız kümeleri gözlemlemiĢti. Bu gözlemlerini ispat etmek için öncelikle bizden çok uzak olan ve bu nedenle durağanmıĢ gibi görünen bu kümelerin uzaklıklarını ölçmeye çalıĢtı. Bu ölçümü yapmak için yıldızların parlaklık düzeylerini kullandı. Bir yıldızın görünen parlaklığı iki öğeye dayanır: Ne kadar ıĢık yaydığı (ıĢıltısı) ve bizden ne kadar uzak olduğu. Tersinden giderek, diğer yıldız kümelerinin ıĢıltısını biliyorsak, görünen parlaklığı ölçerek uzaklığını da saptayabiliriz. Hubble bu yolla dokuz değiĢik yıldız kümesinin uzaklığını hesapladı. Artık bugün biliyoruz ki bizim galaksimiz, her biri yüz milyar yıldızdan oluĢan yüz milyar galaksiden yalnızca bir tanesidir.210

Yıldızların uzaklıklarını hesaplamanın dıĢında Hubble‟ın yaptığı diğer önemli Ģey de yıldızların renk yelpazelerini kataloglamaktı. Ġlk olarak Newton güneĢ ıĢığını üçgen prizma biçiminde bir camdan geçirdiğinde tıpkı gökkuĢağında olduğu gibi bileĢimindeki renklere (spektrumuna) ayrıĢtığını bulmuĢtu. Aynı Ģekilde bir teleskobu bir yıldız ya da yıldız kümesi üzerine odaklayarak, onlardan gelen ıĢığın renk yelpazesini benzer biçimde gözlemek mümkün olmalıydı. Yapılan gözlemler değiĢik yıldızların değiĢik renk yelpazelerine sahip olduğunu, her birinde belli bazı renklerin eksik olduğu tespit edildi. Ancak tespit edilen renklerin hepsi göreceli olarak aynı oranda kırmızıya kaymıĢlardı (red shift).211

O zamanlar çoğu kiĢi, yıldız kümelerinin oldukça geliĢigüzel bir biçimde gezindiklerini, bundan dolayı kırmızıya kaymıĢ yelpazeler kadar maviye kaymıĢ yelpazelerin de bulunacağı beklentisindeydi. Ancak Hubble‟ın yaptığı gözlemler açıkça ortaya koydu ki yıldız kümelerinin çoğu kırmızıya kaymıĢtı, yani bunların hemen hemen hepsi bizden uzaklaĢmaktaydı.212

Yani evrenimiz geniĢlemekteydi.

Ancak geniĢlemenin varlığı kabul edildiğinde Ģöyle bir problem ortaya çıkmaktaydı: Eğer bu geniĢleme oldukça yavaĢ ise, çekim kuvveti sonunda geniĢlemenin durmasına ve evrenin büzülmeye baĢlamasın neden olur. Eğer evrenin

209 _{Paul Davies, Son Üç Dakika, çev. Sinem Gül, Varlık Yay., Ġstanbul, 1996, s. 31.} 210

Hawking, Zamanın Kısa Tarihi, ss. 58-59. 211 _{Hawking, Zamanın Kısa Tarihi, ss. 60-61.} 212 _{Hawking, Zamanın Kısa Tarihi, s. 62.}

geniĢleme hızı belli bir hızın üzerinde ise, çekim hiçbir zaman onu durdurmaya yetecek kadar kuvvetli olamaz ve evren sonsuza değin geniĢlerdi.213

Hubble‟ın 1929‟da yayınladığı bulgusu tam da bu problemin bir çözümünü sunmaktaydı. Onun gözlemlerine göre bir yıldız kümesinin kırmızıya kaymasının miktarı (uzaklaĢma hızı) geliĢigüzel değildi, kabaca bizden olan uzaklığı ile doğru orantılı idi.214

BaĢka bir deyiĢle yıldız kümesi bizden ne kadar uzakta ise uzaklaĢma hızı da o oranda fazlaydı. Bu da evrenin statik olduğu inancını yıkmakta, yıldız kümeleri arasındaki uzaklığın sürekli artmasıyla evrenin geniĢlemekte olduğunu ortaya koymaktaydı.215

Hubble Yasası adı verilen bu formül kullanılarak yıldızların uzaklaĢma hızları tespit edilebilmekte ve belli bir zaman sonra hangi galaksinin nerede olacağı tespit edilebilmekteydi. Örneğin bir galaksinin bir milyar yıl sonra nerede olacağını tespit edebiliriz. Aynı Ģekilde bağıntıyı ters çevirerek bundan bir milyar yıl önce galaksilerin konumlarını tespit etmek de mümkündür. Bu Ģekilde zaman çizgisinde geriye doğru giderek evrenin baĢlangıç noktasına gidebiliriz. Dolayısıyla evrenin yaĢını da tespit etmiĢ oluruz.216

Edwin Hubble‟ın yaptığı gözlemlere göre hangi yöne bakarsak bakalım yıldız kümeleri hızla birbirinden uzaklaĢıyordu. BaĢka bir deyiĢle evren geniĢliyordu. Ancak bu geniĢleme eĢ yönlü düzgün bir biçimde olmaktadır. Yani bütün tipik gökadalardaki gözlemciler tarafından bütün yönlerde aynı akıĢ deseni gözükmektedir. Evren geniĢledikçe ıĢık ıĢınlarının dalgaboyları gökadalar arasındaki uzaklıkla doğru orantılı olarak uzamaktadır. Ayrıca bu geniĢlemenin nedeni bir tür kozmik itme olamaz. Aksine bu geniĢleme sanki bir patlamadan artakalan hızların etkisiyle olmaktadır. Bu hızlar kütle çekiminin etkisi altında giderek yavaĢlamakta; bu yavaĢlamanın ise epey küçük olduğu anlaĢılmaktadır. Bu da evrenin madde yoğunluğunun düĢük olduğunu gösterir. Yani bu maddenin kütle çekim alanı ne evreni uzaysal olarak sonlu yapmaya ne de sonunda geniĢlemeyi tersine çevirmeye yetecek güçtedir.217

213 _{Hawking, Zamanın Kısa Tarihi, s. 63.} 214 _{Weinberg, İlk Üç Dakika, s. 19.} 215

Hawking, Zamanın Kısa Tarihi, s. 63. 216 _{Taslaman, Big Bang ve Tanrı, s. 46.} 217 _{Weinberg, İlk Üç Dakika, ss. 41-43.}

Bu Ģu anlama gelmekteydi; eskiden cisimler birbirine bugün olduğundan daha yakındılar. Gerçekten de öyle görünüyordu ki, yaklaĢık on ya da yirmi milyar yıl önce bir anda tüm cisimler tek bir noktadaydı ve bundan dolayı evrenin yoğunluğu o anda sonsuzdu. Bu buluĢ evrenin baĢlangıcı sorusunu bilimin alanına sokan bir buluĢ oldu. Hubble‟ın gözlemleri evrenin sonsuz küçüklükte ve sonsuz yoğunlukta olduğu Büyük Patlama denilen bir anın (Big Bang singularity=büyük patlama tekilliği) varlığını gösteriyordu. Bu koĢullar altında bilimin kuralları iĢlemez oluyor ve buna bağlı olarak geleceğe iliĢkin kestirimlerde bulunmak imkânsız hale geliyordu. Yani denilebilir ki zaman, daha önceki zamanlar tanımlanamayacağı için büyük patlama denilen bu olay ile baĢlamıĢtır.218

Evrenin geniĢlemekte olduğunun ortaya çıkarılması yirminci yüzyılın en büyük düĢünsel devrimlerinden biridir. Bugünden geçmiĢe bakıldığında, kimsenin bunu neden daha önce akıl etmediğine ĢaĢmamak elde değil. Newton‟un çekim kuramından bu sonuç henüz on yedinci yüzyılda çıkarılabilirdi. Ancak statik evren inancı o kadar güçlüydü ki yirminci yüzyıla kadar yıkılmadan dayanabildi. Einstein bile, 1915‟te genel görelilik kuramı üzerinde çalıĢırken, evrenin statik olduğundan o kadar emindi ki, bu sonuca ulaĢabilmek için denklemlerine “kozmolojik sabit” denen bir sayı ekleyerek değiĢikliğe gitmiĢti.219