Big bang teorisi hakkındaki makalelerimizin bu bölümünde fizikçilerin evren modelleri hakkında bilgi vereceğiz. Big bang teorisinden önce evreni tanımlayan birçok düşüncelerin ortaya çıktığından bahsetmiştik.
Newton ile başlayacak olursak, temelde Newton’a göre eğer evren sonlu ve düzgünse (yani maddeler evrene homojen olarak dağılmışsa) belirli bir zaman sonra evrendeki her madde kütleçekimin etkisiyle belirli bir merkeze doğru çökecek ve tek bir kütle oluşacaktır. Eğer evren sonsuz ve düzgünse maddeler belirli bir kütlede değil sonsuz farklı bölge de yoğunlaşacaktır. Yaklaşık olarak 300 yıl hüküm süren Newton’un evreni, Einstein’in genel göreliliği keşfiyle beraber geçerliliğini kaybeder. Galaksilerin birbirinden uzaklaştığı keşfedilmeden önce Einstein’in denklemleri evrenin genişlediğini gösteriyordu. Yalnız zamanın hemen hemen her gökbilimcisi gibi Einstein de evrenin sonsuz ve durgun olduğu inancıyla denklemlerinde durağan bir evren için çözüm arar. Bir çözüm yolu bulamayınca denklemlerine bu genişlemeyi dengeleyecek bir ‘‘kozmolojik sabit’’ ekler. İlerleyen zamanlarda galaksilerde kırmızıya kaymanın keşfiyle beraber Einstein denklemlerini bozduğu için çok pişman olur ve bunu hayatının en büyük hatası olarak niteler.
Einstein’den sonra W.d e-Sitter isimli Hollandalı astronom da bu denklemleri tekrar düzenleyerek bir evren modeli oluşturur. Zamanın durgun evren anlayışına uygun gözüken model aslında oldukça farklıdır. Uzay koordinatlarının garip bir şekilde kullanılmasıyla durgun gibi gözüken fakat aynı zamanda kozmoloji ilkesini sağlayan bir evren modeli oluşturur. Yani kırmızıya kaymayı da içeren bir modeldir. de-Sitter’in modeliyle birlikte genişleyen evren modelleri yavaş yavaş bilim dünyasında ses getirmeye başlar. Fakat çağdaş kozmoloji kuramlarının matemetik temelini oluşturan Einstein ya da de-Sitter değil, Alexandre Friedmann’dır.
Evren Modelleri
Alexandre Friedmann büyük patlamayla oluşan evrenin kaderini iki farklı modelde açıklamıştır. Birinci modelde eğer evrendeki madde yoğunluğu belirli bir kritik değerin altındaysa, evren genişlemesini sonsuza dek sürdürecektir. İkinci modelde ise eğer evrendeki madde yoğunluğu bu kritik değerin üzerinde olursa, evren sonlu olmalıdır. Bu modelde galaksilerin birbirlerine karşı yaptıkları kütleçekim kuvveti zamanla genişlemeyi durduracak ve evren içe doğru çökecektir. Bu kritik yoğunluk Hubble sabitinin karesiyle doğru orantılıdır. Friedmann bu kritik yoğunluğu Einstein’in denklemlerine gereksinim duymadan hesaplamayı başarmıştır. Bunu galaksilerin birbirine göre hareketine göre hesaplayabiliriz. Bunu örnekle açıklayalım. İki gök adasının birbirine göre hareketini bir gökadayı merkezde diğeri ise yüzeyde olacak şekilde ayarlarız. Hem Einstein hem de Newton matemetiğine göre bu yüzeydeki gökadanın hareketini hesaplarken evrenin kütlesini yalnız bu dairenin içindeki kütleden ibaret olacak şekilde, yani dıştaki maddenin harekete etkisini ihmal edecek şekilde hesaplamaları yaparsak bir yanlış yapmış olmayız. Bu teori 1923 yılında G.D Birkhoff tarafından kanıtlanmıştır yani evrendeki kritik yoğunluğu bu teoriye göre hesaplayabiliriz. Bir sonraki bölümde yine matematiğe girerek bu yoğunluğu hesaplayacağız.
Şunu hatırlatmakta fayda var ki, Friedmann yeni modelde evrenin kaderini kütleçekimin genişlemeyi durdurabilmesine veya durduramamasına göre hesaplamıştır. Aradan uzun bir zaman sonra yeni milenyuma girerken bilim dünyasında büyük bir keşif olur. Bu zamana kadar bilim dünyası genişleme hızının yavaşladığından eminken genişleme hızının sürekli artmasının keşfedilmesi yeni bir teoriyi ‘‘karanlık enerji teorisini’’ ortaya çıkarmıştır. Şimdilik bu kadar bilgi verelim, ilerleyen zamanlarda buna tekrar değineceğiz.
Not: Bu makalelerin içeriğindeki matematiksel hesaplamalar ve anlatım Steven Beinberg’in ‘‘ilk üç dakika’’ isimli kitabından düzenlenerek yazılmıştır.