İngilizce aslından çeviren: Selma Oğunç

Teşekkür

Kitaba son halini verirken büyük deneyimini veyeteneğini bizden esirgemeyen Bantam'dakieditörümüz Ann Harris'e teşekkürler. Bantam'ınsanat yönetmeni Glen Edelstein'a sabrı ve bitmeztükenmez çabası için teşekkürler. Biraz fiziköğrenmek için zaman ayırdıktan sonra kitabınbilimsel içeriğinden taviz vermeden enfesgörünmesini sağlayan sanat ekibine, Philip Dunn,James Zhang ve Kees Veenenbos'a teşekkürler.Yazarlar Evi'ndeki temsilcilerimiz Al Zuckermanve Susan Ginsburg'a anlayışları, özenleri vedestekleri için teşekkürler. Düzeltmen MonicaGuy'a teşekkürler. Daha açık hale getirmek

istediğimiz bölümleri bulmak için çeşitli taslaklarıokuyan Donna Scott, Alexei Mlodinow, NicolaiMlodinow, Mark Hillery, Joshua Webman,Stephen Youra, Robert Barkovitz, MarthaLowther, Katherine Ball, Amanda Bergen, JeffreyBoehmer, Kimberly Comer, Peter Crook, MatthewDickinson, Drew Donovanik, David Fralinger,Eleanor Grewal, Alicia Kingston, Victor Lamond,Michael Melton, Mychael Mulhern, MatthewRichards, Michelle Rose, Sarah Schmitt, CurtisSimmons, Christine Webb ve ChristopherWright'a teşekkürler.

Önsöz

Bu kitabın başlığı, 1988'de basılan ilk kitaptansadece dört harf farklı. Zamanın Kısa TarihiLondra'da yayımlanan Sunday Times'ın.çoksatanlar listesinde tam 237 hafta kaldı vedünyadaki her 750 kadın, erkek ve çocuktan birineulaştı. Bu, çağdaş fiziğin en zor konularından sözeden bir kitap için büyük bir başarıydı. Ancak buzor konular, büyük ve temel sorulara yanıt aradığıiçin de çok heyecan verici: Evren hakkındagerçekten ne biliyoruz? Bunu nasıl biliyoruz?Evren nereden geliyor ve nereye gidiyor? ZamanınKısa Tarihi 'nin özünü oluşturan bu sorular, bukitabın da odağında.

Zamanın Kısa Tarihi'nin basılmasından sonradünyanın her tarafından, her yaştaki, çok farklıişkollarındaki okuyucular görüşlerini . ilettiler. Ençok yinelenen istek de, Zamanın Kısa Tarihi'nin,özünün korunduğu, ama en önemli kavramların

daha açık, daha rahat bir şekilde açıklandığı yenibir yorumuydu. Böyle bir kitabın Zamanın DahaKısa Tarihi gibi bir başlık taşıması beklense de,yorumlardan üniversite düzeyine uygun, uzuncabir kozmoloji tezi bekleyen birkaç okuyucununbulunduğu anlaşılıyordu. Böylece şimdikiyaklaşımımız ortaya çıktı. Zamanın Daha KısaTarihi'ni yazarken ilk kitabın özünü koruduk vegenişlettik; ancak bunu yaparken uzunluğuna veokunabilirliğine de özen gösterdik. Bu gerçektendaha kısa bir tarih, ama kitabın özünü oluşturankonuları daha derinlemesine irdelemekle, dışarıdabıraktığımız bazı teknik konulan telafinin deötesinde bir iş yaptığımızı düşünüyoruz.

Ayrıca, yeni kuramsal ve gözlemsel sonuçlanekleyerek kitabı güncelleme fırsatı bulmuş olduk.Zamanın Daha Kısa Tarihi, fizik kuvvetlerinibirleştiren eksiksiz bir kuramın bulunmasıylailgili son gelişmeleri de anlatıyor. Özellikle sicimkuramında meydana gelen gelişmeleri ve fizik

kuramlarının birliğine işaret eden görünürde farklıkuramların benzerliklerini ya da "ikiliğini"anlatıyor. Gözlemsel açıdan, Cosmic BackgroundExplorer (COBE) ve Hubble Uzay Teleskoputarafından yapılan yeni ve önemli gözlemleri dekitapta bulacaksınız.

Kırk yıl kadar önce Richard Feynman, "Hâlâkeşifler yapılan bir çağda yaşadığımız içinşanslıyız. Tıpkı Amerika'nın keşfi gibi; birkereden fazla keşfedilmez. Çağımız, doğanıntemel yasalarının keşfedildiği çağdır" demişti.Bugün, evrenin doğasını anlamaya herzamankinden daha yakınız. Bu kitabı yazmaamacımız, bu keşiflerin ve sonuçta ortaya konanyeni gerçeklik tablosunun heyecanınıpaylaşmaktır.

Evreni düşünmek

Tuhaf ama harika bir evrende yaşıyoruz. Evreninyaşını, büyüklüğünü, gücünü ve güzelliğinikavramak olağanüstü bir hayal gücü gerektiriyor.Görünen o ki bu uçsuz bucaksız kozmosta bizinsanların kapladığı yer, epey önemsiz. Ve biz onubütünüyle anlamaya, ona nasıl uyumsağladığımızı öğrenmeye çalışıyoruz. Onlarca yılönce tanınmış bir bilimadamı (bazıları onunBertrand Russell olduğunu söyler) astronomiüzerine herkese açık bir konferans veriyordu.Dünya'nın Güneş'in çevresinde, Güneş'in degalaksimiz denilen uçsuz bucaksız yıldızlarkümesinin merkezindeki yörüngesinde dönüşünüanlatır. Konferansın sonunda, salonda enarkalarda oturan ufak tefek yaşlı bir kadınyerinden kalkar ve "Bütün bu anlattıklarınızsaçmalık. Aslında dünya, dev bir *kaplumbağanın sırtında duran düz bir tepsi" der.Bilimadamı kibirle gülümser ve, "Peki

kaplumbağa neyin üstünde duruyor?" diye sorar."Sen çok zekisin genç adam, çok zeki" der yaşlıkadın. "Ama onun altında da hep kaplumbağalarvar!"

Artık günümüzde, evrenin sonsuz bir kaplumbağakulesi olduğunu düşünmek pek çoğumuza saçmageliyor. Peki, daha iyi bildiğimizi düşünmemizinnedeni ne? Bir dakikalığına uzayla ilgilibildiklerinizi ya da bildiğinizi sandığınız şeyleriunutun. Sonra da gece gökyüzüne bakın. Bütün oışıklı noktalatın sizin için ne? Ufacık ateşler mi?Gerçekte ne olduklarını hayal etmek çok zor,çünkü onların gerçekten ne oldukları sıradandeneyimlerimizin ötesindedir. Düzenli bir biçimdeyıldızları gözlüyorsanız, alacakaranlıkta ufkayakın, asılıymış gibi duran o benzersiz ışığıgörmüş olabilirsiniz. O bir gezegen, Merkür, amabizim gezegenimize hiç benzemez. Merkür'de birgün, gezegen yılının üçte ikisi kadar sürer; yüzeyısısı güneş varken 400°C'nin üzerindedir ve gece

neredeyse -200°Cye düşer. Ancak gezegenimizdenne kadar farklı olsa da, Merkür'ü her saniyemilyarlarca kilo maddenin yandığı, merkezindeısının onlarca milyon derecelere ulaştığı tipik biryıldız gibi düşünmek çok zordur.

Hayali yine çok zor olan bir başka şey degezegenlerin ve yıldızların gerçekte ne kadaruzakta olduklarıdır. Eski Çin'de yıldızlara dahayakından bakabilmek için taş kuleler inşaedilmişti. Gezegenleri ve yıldızlan gerçekteolduklarından çok daha yakınmışlar gibidüşünmek doğal; nihayetinde günlükyaşamımızda uzaydaki muazzam mesafelerigöremiyoruz. Bunlar o kadar büyük mesafeler ki,genelde kullandığımız kilometre ya da milhesabına vurmak bir anlam taşımıyor. Bunlarınyerine, ışığın bir yılda kat ettiği mesafe olan ışıkyılım kullanıyoruz. Bir ışık demeti bir saniyede186 000 mil mesafe kat ediyor, yani bir ışık yılıçok çok uzun bir mesafe. Güneşimizin dışında

bize en yakın yıldız olan Proksima Erboğa (AlphaCentauri C olarak da biliniyor) gezegenimizdendört ışık yılı uzaklıkta. Bu öylesine büyük biruzaklık ki, tasarlanmış en hızlı uzay gemisiyle bileoraya ulaşmak yaklaşık on bin yıl sürer.

Eski insanlar evreni anlamak için çok çabaladılar,ancak o zamanlarda ne matematiğimiz ne debilimimiz gelişmişti. Bugün çok ,güçlü araçlarasahibiz; bilimsel yöntemler ve matematik gibi akladayalı araçlarımız, bilgisayar ve teleskop gibiteknolojik araçlarımız var. Bu araçlarlabilimadamları uzayla ilgili pek çok bilgiyi biraraya getirdiler. Ama evren hakkında acabagerçekte ne biliyoruz, bu bilgiye nasıl ulaşıyoruz?Evren nereden geldi? Nereye gidiyor? Evreninbaşlangıcı var mı, eğer varsa, öncesinde ne oldu?Zamanın doğası nedir? Zaman sona erecek mi?Zamanda geçmişe gidilebilir mi? Son zamanlardafizikteki buluşlar, bir ölçüde de yeni teknolojiler,eski soruların bazılarına yanıtlar öneriyor. Bir gün

bu yanıtlar, ya Dünya'nın Güneş'in çevresindedönüşü gibi açık ve anlaşılır ya da kaplumbağakulesi gibi saçma olacak. Yalnızca zaman (o daher neyse) bunu gösterecek.

Geliştirilmiş evren tanımımız

Kristof Kolomb'un yaşadığı dönemde dünyanındüz olduğunu düşünen insanlara sıkça rastlansada (hatta bugün bile böyle düşünen birkaç insanbulabilirsiniz), çağdaş astronominin kökleriniEski Yunan'a kadar uzatabiliriz. Yaklaşık MÖ340'larda Yunanlı filozof Aristoteles GökyüzüÜzerine adlı bir kitap yazdı. Bu kitabındaAristoteles, Dünya'nın düz değil, yuvarlakolduğuna dair inandırıcı savlar ileri sürdü.

Bu savlardan biri Ay tutulmalarıyla ilgiliydi.Aristoteles tutulmalara, Güneş ile Ay'ın arasınagiren Dünya'nın neden olduğunu anlamıştı. Buolduğunda Dünya'nın gölgesi Ay'ın üzerinedüşüyor ve tutulmaya neden oluyordu. AristotelesDünya'nın gölgesinin daima yuvarlak olduğunufark etmişti. Bu ancak Dünya küre biçimindeysemümkündü, yassı bir disk biçimindeyse mümkündeğildi. Eğer Dünya yassı bir disk olsaydı

Dünya'nın gölgesinin yuvarlak olabilmesi için ,tutulma sırasında Güneş'in bu diskin merkezininaltında olması gerekirdi. Tam altında olmadığındaise gölge, bir elips biçiminde (elips uzatılmış birdairedir) olabilirdi ancak.

Yunanlıların Dünya'nın yuvarlak olduğuna dairbir savı daha vardı. Dünya düz olsaydı, ufukçizgisindeki bir gemi önce küçücük, şekilsiz birnokta olarak görünürdü. Gemi yaklaştıkçayelkenleri ve gövdesi gibi ayrıntılar yavaş yavaşgörülebilirdi. Ancak olan bu değil. Ufukta birgemi belirdiğinde, ilkin yelkenlerini görürüz.Daha sonra gövdesini. Aslında geminingövdesinden yukarıya uzanan direklerin, ufuktabeliren geminin görünen ilk parçası olması,Dünya'nın top gibi yuvarlak oluşunun kanıtıdır.

Eski Yunanlılar gece göğüyle de de çokilgilendiler. Aristoteles dönemine gelindiğinde,insanlar yüzlerce yıldır gece göğünde ışıklarınhareketini kaydetmişti. Gözlemlerine göre beşi

dışında (Ay’ı saymıyoruz) binlere varan ışıkgökyüzünde birlikte hareket ediyordu. Kimizaman doğu-batı güzergâhında hareket ediyorlar,sonra aynı yoldan dönüyorlardı. Bu ışıklara,"gezgin"in Yunancası olan planet adı verildi.Yunanlılar ancak beş gezegeni gözlemleyebildi,çünkü çıplak gözle sadece bu beş gezegen:Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürngörülebiliyordu.

Ufuktan geliş.

Dünya yuvarlak olduğu için, ufukta beliren birgeminin direği ve yelkenleri, gövdesinden önce

görünür.

Bugün gezegenlerin gökyüzünde izledikleri farklıgüzergâhın nedenini biliyoruz; Güneş sistemimizekıyasla yıldızların hareketi güçlükle sezildiğindenGüneş'in yörüngesindeki gezegenlerin gecegöğündeki hareketi, uzak yıldızlannkinden dahakarmaşıktır.

Aristoteles Dünya'nın hareketsiz olduğunu,Güneş'in, Ay'ın ve gezegenlerin Dünya'nınetrafında, dairesel bir yörüngede döndüklerinidüşünüyordu. Mistik nedenlerle Dünya'nınevrenin merkezi olduğuna, dairesel hareketin isemükemmelliğine inanıyordu. MS II. yüzyılda birbaşka Yunanlı, Ptolemaios bu düşünceyi,gökyüzünün eksiksiz bir modeline dönüştürdü.Ptolemaios büyük bir tutkuyla çalışıyordu. "İç içegirmiş yıldız kümelerinin dairesel hareketlerinikeyifle izlerken" diye yazmış, "ayaklarım yerdenkesiliyor."

Ptolemaios'un modeline göre Dünya, dönüp duransekiz küreyle kuşatılmıştı. Her küre, tıpkı iç içegeçen Rus oyuncak bebekleri gibi, bir öncekindenbüyüktü. Dünya kürelerin merkezindeydi. Sonkürenin dışında ne olduğu, net bir biçimde hiçaçıklanamadıysa da insanın gözlemleyebildiğievrenden farklı olduğu kesindi. Yani en dıştakiküre evrenin bir tür sının ya da taşıyıcısıydı. Buküredeki yıldızların yeri sabitti; böylece küredöndüğünde, karşılıklı aynı konumda kalanyıldızlar, gökyüzünde hep birlikte, grup olarakdönüyorlardı, aynı gözlemlediğimiz gibi, içküreler gezegenleri taşıyordu. Bunların, yıldızlargibi kürelerinde sabit bir yerleri yoktu; kürelerinüzerindeki ilmek denilen daha küçük çemberleriniçinde dönüyorlardı. Gezegenleri taşıyan kürelerdönerken, gezegenler de kendi küreleriyle dönüyorve Dünya'ya göre karmaşık bir yol izliyorlardı.Böylece Ptolemaios, gezegenlerin gözlemlenenyörüngelerinin, gökyüzünü bir baştan bir başageçen basit dairesel hareketlerden çok daha

karmaşık olduğunu açıklayabildi.

Ptolemaios'un modeli.

Ptolemaios'un modelinde evrenin merkezindekiDünya, bilinen bütün gök cisimlerini taşıyan

sekiz küreyle kuşatılmıştır.

Ptolemaios'un modeli sayesinde, göksel cisimlerinkonumlarını önceden kestirebileceğimiz doğruyayakın bir sistem oluşturulabildi. AncakPtolemaios, konumlarım doğru hesaplayabilmekiçin, Ay'm Dünya'ya iki kat daha yakın biryörüngeyi zaman zaman izlediğini varsaymakzorunda kalmıştı. Yani bu konumda Ay'ın, diğer

dönemlere göre iki kat büyüklükte görünmesigerekiyordu! Ptolemaios da bu hatayı görmüştü,ama yine de bu model evrensel olmasa bile, genelbir kabul gördü. Bu model, sabit yıldızlarküresinin dışında cennet ve cehenneme fazlasıylayer bıraktığı için kutsal metinlerle uyumlu birevren görüşü olarak Hıristiyan Kilisesi tarafındanda benimsendi.

Bir başka model 1514 yılında, PolonyalI bir papazolan Kopemik tarafından öne sürüldü.(Başlangıçta, belki de Kilisesi tarafındansapkınlıkla suçlanmaktan korktuğu için Kopernikmodelini isimsiz olarak yayımladı.) Kopernik'indevrimci düşüncesine göre göksel cisimlerintümünün Dünya'nın etrafında dönmesigerekmiyordu. Aslında o, Güneş'in Güneşsisteminin merkezinde sabit durduğunu,Dünya'nın ve diğer gezegenlerin daireselyörüngelerinde Güneş'in etrafında döndüğünüdüşünüyordu. Ptolemaios'un modeli gibi,

Kopernik'in modeli de başarılıydı; ama gözlemiaynı ölçüde mükemmel değildi. Ptolemaios'unmodelinden daha basit oluşu, Kopernik'inmodelinin insanlar tarafından kabulünün kolayolacağını düşündürtebilir. Ancak onun modelininciddiye alınması için bir yüzyıla yakın bir zamanıngeçmesi gerekti. Daha sonra iki astronom, AlmanJohannes Kepler ve İtalyan Galileo Galilei,Kopernik'in kuramını açıkça savundular.

1609 yılında Galileo, icadı çok yeni olanteleskopla gece gökyüzünü gözlemlemeye başladı.Jüpiter gezegenine baktığında, çevresinde dönenbirkaç küçük uyduyu ya da aylan gördü. Bu da,Aristoteles'in ve Ptolemaios'un düşündüğü gibiolmadığını, her şeyin doğrudan Dünya'nınçevresinde dönmediğini gösteriyordu. Bu sıradaKepler, gezegenlerin izlediği yörüngenin dairedeğil elips biçiminde olduğunu öne sürerekKopernik'in kuramını geliştiriyordu. Budeğişiklikle birlikte kuramın hesaplamaları

gözlemlerle uyuşmaya başladı. Bütün bunlar,Ptolemaios'un modeline ölümcül darbeler indirdi.

Elips biçiminde yörünge düşüncesi Kopernik'inmodelini geliştirse de, Kepler bu varsayımlarınkısa ömürlü olduğunu düşünüyordu. ÇünküKepler, doğa hakkında herhangi bir gözlemedayanmayan önyargılara sahipti; tıpkı Aristotelesgibi, elipsin daire kadar mükemmel olmadığınaiçtenlikle inanıyordu. Gezegenlerin böylesinemükemmel olmayan bir yörüngeyi izlediği fikri,çok çirkin, nihai bir gerçeklik olarak Kepler'isarstı. Kepler'i rahatsız eden bir başka şey de, yinekendi düşüncesi olan, gezegenlerin Güneş'inçevresinde dönmesini manyetik bir gücünsağladığı fikri ile elips yörüngeyibağdaştıramamasıydı. Kepler, gezegenlerinyörüngesini manyetik güçlerin oluşturduğukonusunda yanılmış olsa bile, hareketingerisindeki gücün varlığını fark etmesi önemlidir.Gezegenlerin niçin Güneş'in etrafında döndüğüyle

ilgili doğru açıklama çok daha sonra, 1687'de SirIsaac Newton tarafından yapıldı; yayımladığıPhilosophiae naîuralisprincipia maîhematicabelki de fizik bilimleri alanında yayımlanan enönemli çalışmadır.

Principia'da Newton, hareketsiz cisimlerin, birkuvvet etkilemedikçe hareketsizliğinikoruyacağını belirten yasayı açıkladı ve kuvvetinetkisinin cisimleri nasıl harekete geçirdiğini ya dacismin hareketini nasıl değiştirdiğini anlattı.Öyleyse gezegenler niçin Güneş'in etrafında elipsbir yörüngede dönüyordu? Newton bununnedeninin belirli bir kuvvet olduğunu söyledi vebir cismin bırakıldığında hareketsiz kalmayıpdüşmesinin nedeninin de aynı kuvvet olduğunusavundu. Newton bu kuvvete gravity(kütleçekimi) adını verdi (ondan önce gravitysözcüğü ciddi bir ruhsal durumu ya da birağırlığın niteliğini belirtmek için kullanılırdı).Ayrıca kütleçekimi gibi bir kuvvetin etkisinde

kalan cisimlerin nasıl tepki verdiklerini sayısalolarak gösteren matematiği de geliştirdi ve ortayaçıkan denklemleri çözdü. Böylece -aynen Keplerindaha önce söylediği gibi- Dünya'nın ve diğergezegenlerin Güneş'in kütleçekimi kuvvetiyüzünden elips yörüngede hareket etmek zorundaolduğunu gösterdi. Newton bu yasanın yere düşenbir elmadan, yıldızlara ve gezegenlere kadar bütünevrene uygulanabileceğini savundu. Tarih boyuncailk kez biri gezegenlerin hareketini, yeryüzündekihareketleri de belirleyen yasalarla açıklıyordu; buhem çağdaş fiziğin hem de çağdaş astronomininbaşlangıcı oldu.

Ptolemaios'un küreler kuramı geçerliliğiniyitirince, en dıştaki kürenin evrenin doğal sınırıolduğu varsayımının dayanağı da kalmadı. Bunundışında, Dünya'nın kendi ekseni etrafında dönüşüyüzünden gökyüzünü boydan boya geçiyormuşgibi görünse de konumları değişmeyen yıldızların,Güneşimize benzeyen, ama çok daha uzaktaki

cisimler olduğu varsayımı da doğal olarak kabuledildi. Dünya'nın evrenin merkezi olduğu fikridışında Güneşimizin, belki de Güneş sistemimizinkozmostaki benzersizliği fikrinden devazgeçiyorduk. Dünya'ya bakıştaki bu farklılaşma,insan düşüncesinde temel bir değişime neden olduve evrene modern bilimin kavrayışıyla bakmayabaşladık.

Bilimsel bir kuramın doğası

Evrenin doğasıyla ilgili konuşmak, evreninbaşlangıcı veya sonu var mı yok mu tartışabilmekiçin bilimsel kuramın ne olduğunu açıklıklabilmek gerekiyor. Bir kuramın, evrenin birmodelinden ya da sınırlı bir bölümünden vemodelin niceliklerini gözlemlerimizlebağlantılandıran bir kurallar dizisinden başka birşey olmadığının kabulüne dayalı basit biryaklaşıma göre hareket edeceğiz. Kuram yalnızcazihinlerimizdedir ve başka bir gerçekliği (bunundışında herhangi bir anlamı) yoktur. Bir kuram,eğer şu iki şart varsa iyi bir kuramdır: Hemyalnızca birkaç öznel unsuru içeren bir modelitemel alarak yapılan gözlemlerin büyük birbölümünü doğru bir biçimde tanımlamalı hemdedaha sonra yapılacak gözlemlerin sonuçlarınailişkin kesin kestirimlerde bulunmalı. ÖrneğinAristoteles, Empedokles'in her şeyin dörtunsurdan, toprak, hava, ateş ve sudan oluştuğunu

ileri süren kuramına inanmıştı. Yeterince basitti,ama geleceğe dair kesin bir kestirimdebulunmuyordu. Öte yandan, Newton'unkütleçekimi kuramı daha da basit bir modeledayanıyordu; cisimler kütle denilen nicelikleriyledoğru orantılı; aralarındaki uzaklığın karesiyleters orantılı bir güçle birbirlerini çekerler. Ancakbu kuram, Güneş'in, Ay'ın ve diğer gezegenlerinhareketlerini doğruluk payı yüksek bir biçimdesaptayabiliyordu.

Fiziksel kuramlar, birer varsayım olmalarıbakımından daima geçicidir, aslakanıtlayamazsınız. Deneylerin sonuçlan kuramlane kadar uyumlu çıkarsa çıksın, bir sonrakisonucun kuramla çelişmeyeceğinden eminolamazsınız. Ayrıca, kuramın kestirimleriyleçelişen tek gözlemle bile kuramı çürütebilirsiniz.Bilim felsefecisi Kari Popper'a göre iyi bir kuram,ilkesel olarak çürütülebilecek veya gözlemlerleyanlışlığı kanıtlanabilecek bir dizi kestirimde

bulunabilecek nitelikte olmalıdır. Yeni deneylerinkestirimlerle uyuştuğu gözlemlendikçe kuramayakta kain, ona olan güvenimiz artar; ancakkuramla çelişen yeni bir gözlem, o kuramı birkenara atmamızı ya da değiştirmemizi gerektirir.

En azından olması gereken buysa da gözlemiyapan kişinin yeterliliği her zaman sorgulanabilir.

Uygulamada genellikle yeni tasarlanan kuram,aslında bir önceki kuranım uzantısıdır. ÖrneğinMerkür gezegeninin büyük bir özenle yapılangözlemleri, gezegenin hareketleri ile Newton'unkütleçekimi kuramının kestirimleri arasındakiküçük bir farkı ortaya çıkardı. Einstein'ın genelgörelilik kuramı, Newton'un kuramından birazdaha farklı bir mekanizmayı öngörüyordu.Aslında gözlemlerle Newton'un kuramının değilde Einstein'ın kuramının uyuşması, yeni kuramıdoğrulayan önemli bir unsurdu. Ancak Newton'unkuranımı, ilgilendiğimiz her zamanki durumlardagenel görelilik kuramının sonuçlarından çok

küçük farklılıklar gösterdiğinden uygulamadahâlâ kullanıyoruz. (Newton'un kuramınınEinstein'ın kuramına göre üstünlüğü çok dahabasit oluşudur!)

Bilimin nihai amacı, evreni tümüyle tanımlayantek kuramı oluşturmaktır. Yine de çoğu bilimciningerçekte izlediği yol, sorunu ikiye böler, îlki, bizeevrenin zamanla nasıl değiştiğini belirtenyasalardır. (Evrenin herhangi bir dönemde nasılolduğunu biliyorsak, burada geçerli fizik yasalarıdaha sonraki bir dönemde evrenin nasıl olacağınıhaber verir.) İkincisi, evrenin başlangıcıyla ilgilisorudur. Bazı insanlar bilimin sadece birincibölümle ilgilenmesi gerektiğini düşünür; evreninbaşlangıcıyla ilgili soruyu metafiziğin ya da dininkonusu olarak görürler. Onlara göre her şeye gücüyeten Tanrı, evrenin başlangıcını istediği gibişekillendirebilir. Böyle olabilir, ama bu durumdaTanrı, evreni tümüyle keyfi bir yolda gelişecekbiçimde tasarlayabilirdi. Ancak öyle görünüyor ki

Tanrı, evrenin belli yasalar uyarınca, çok düzenlibir şekilde yavaş yavaş gelişmesini tercih etmiş.Bu durumda, evrenin başlangıcını da yönetenyasaların olabileceğini varsaymak, aynı ölçüdeakla yakın görünüyor.

Evreni açıklayacak tek kuramı tasarlamanın çokgüç olduğu ortada. Bunun yerine, sorunuparçalara ayırıyor, birden fazla kısmi kurambuluyoruz. Bu kısmi kuramların her biri gözleminsınırlı bir bölümünü tanımlar ve kestirimdebulunurken, diğer niceliklerin etkilerini göz ardıeder ya da onları basit sayı kümeleriyle ifade eder.Bu yaklaşım bütünüyle yanlış olabilir. Evrendekiher şey temelde diğerlerine bağlıysa, sorununbölümlerini birbirinden ayırarak incelemek, tambir çözüme ulaşmayı olanaksız kılabilir. Yine degeçmişte kaydedilen gelişmelerin yöntemikesinlikle buydu. Yine klasik örneğe, bize, ikicisim arasındaki çekim kuvvetinin, cisimlerioluşturan maddeden bağımsız olarak, yalnızca

kütlelerine bağlı olduğunu belirten Newtoncukütleçekimi kuramına bakalım. Yani,yörüngelerini hesaplamak için Güneş'in vegezegenlerin yapılarına ve oluşumlarına dairkuramlara ihtiyacımız yok.

Günümüzde bilimciler evreni iki temel kısmikuramla açıklıyorlar; genel görelilik kuramı vekuvantum mekaniği. Bu iki kuram, XX. yüzyılınilk yarısının büyük entelektüel başarılarıdır. Genelgörelilik kuramı kütleçekimi kuvvetini ve evreninbüyük ölçekteki yapısını -yani, sadece birkaçmilden başlayan, evrenin gözlemlenebilirbüyüklüğü olan milyon kere milyon (l'den sonrayirmi dört sıfır) mile kadar uzanan ölçekselyapıyı- ifade eder. Öte yandan kuvantummekaniği, bir incin (2,54 cm) milyonda birininmilyonda biri gibi olağanüstü küçük ölçeklerdekifenomenlerle ilgilenir. Ancak ne yazık ki, bu ikikuramın birbiriyle çeliştiği bilinmektedir, ikisibirden doğru olamaz. Günümüzde fiziğin başlıca

uğraşı ve bu kitabın asıl konusu, her ikisini dekapsayacak yeni bir kuram -kütleçekimininkuvantum kuramım- aramaktır. Henüz böyle birkuramımız yok ve gerçekleştirmek için katedeceğimiz yol muhtemelen hâlâ çok uzun, ancakkuramda olması gereken pek çok özelliğişimdiden biliyoruz. Sonraki bölümlerdegöreceğimiz gibi, kütleçekiminin kuvantumkuramının kestirimleri hakkında da epeyce şeybiliyoruz.

Atomlardan galaksilere.

XX. yüzyılın ilk yarısında fizikçiler kuramlarını,Isaac Newton'un günlük dünyasından,

evrenimizin hem en küçük hem de en büyük

sınırlarına kadar genişlettiler.

Şimdi, evrenin keyfi değil, belirli yasalarlayönetildiğine inanıyorsanız, kısmi kuramları,evrende olan her şeyi açıklayabilecek tam birkuram oluşturmak üzere, nihai olarakbirleştirmeniz gerekiyor. Ancak böylesine eksiksizve birleştirilmiş bir kuram arayışında temel birkarşıtlık söz konusu. Ana hatlarını çizdiğimizbilimsel kurama ilişkin tasavvur, bizim evreniistediği gibi gözlemlemekte ve gördüklerimizdenmantıksal sonuçlar çıkarmakta özgür ve akılsahibi varlıklar olduğumuzu varsayıyor. Böyle birdüzende, evrenimizi yöneten yasalara gittikçeyaklaşarak ilerleme kaydedeceğimizi varsaymakmantıklıdır. Ancak, gerçekten tam bir birleşikkuram varsa, bu kuramın eylemlerimizi debelirleyeceğini varsayabiliriz; yani bizzat kuram,onu arayışımızın sonuçlarım da belirleyecektir!Öyleyse, kanıtlardan doğru sonuca varmamızneden amaçlansın ki? Aynı şekilde yanlış

sonuçlara varmamız amaçlanmış olamaz mı? Yada hiçbir sonuca varmamamız?

Bu soruna verilebilecek tek yanıt, Darwin'in doğalayıklanma ilkesine dayanmaktadır. Bu ilkeyegöre, kendi kendine çoğalan organizmalarınbulunduğu her toplulukta, farklı bireylerin kalıtsalözelliklerinde ve yetişmelerinde değişikliklerolacaktır. Bu farklılıklar, bazı bireylerin onlarıçevreleyen dünyayla ilgili doğru yargılara varmayave bunun gereğince davranmaya diğerlerindendaha yetenekli olduğu anlamını taşır. Bubireylerin hayatta kalma ve çoğalma şansları dahayüksek olduğundan, davranış kalıpları ve düşüncebiçimleri baskın olacaktır. Zekâ ve bilimselkeşiflerin geçmişte yaşamsal üstünlük sağladığıkesinlikle doğrudur. Ancak durum hâlâ böyle mi,o kadar kesin değil; bilimsel keşiflerimiz hepimiziyok edebilir, yok etmese bile, tam ve birleşikkuram hayatta kalma şansımızı pek artırmayabilir.Evrenin düzenli bir şekilde evrimleştiği

düşünüldüğünde, doğal ayıklanmanın bizekazandırdığı akıl yürütme yetisinin tam ve birleşikkuramı araştırırken de önemli olacağını ve biziyanlış sonuçlardan koruyacağını umabiliriz.

Zaten sahip olduğumuz kısmi kuramlar, çok uçdurumlar dışında doğru kestirimlerdebulunmamıza yettiğinden, evrenin nihai kuramıiçin yürütülecek araştırmaları uygulama alanındadoğrulamak çok zor görünüyor. (Benzer savlar,bize nükleer enerjiyi ve mikroelektronik devrimigetiren hem görelilik, hem de kuvantummekaniğine karşı kullanılabilir.) Tam ve birleşikkuramı bulmak türümüzün hayatta kalmasınısağlayamayabilir. Hatta yaşam tarzımızı bileetkilemeyebilir. Ancak uygarlığın şafağınıyaşamış olan insanlık, bağlantısız ve açıklanmasızor olaylar görmekten hoşlanmıyor. Dünyanıntemelinde yatan düzeni anlamayı çok istiyoruz.Bugün bile neden burada olduğumuzu ve neredengeldiğimizi bilmeye can atıyoruz. İnsanlığın bilgi

için duyduğu bu en derindeki arzu, sürekliarayışımız için yeterli gerekçeyi sağlıyor.Amacımız, içinde yaşadığımız evreni eksiksizolarak tanımlamaktan başka bir şey değil.

Newton'un evreni

Günümüzün kütlelerin hareketine ilişkindüşüncesi Galileo ve Newton'a dayanır. Onlardanönce, hareketsizliğin kütlenin doğal durumuolduğunu, ancak bir kuvvet ya da itkiyle hareketegeçebileceğini söyleyen Aristoteles'e inanılıyordu.Onun düşüncesine göre ağır bir cisim, hafif olancisimden daha hızlı düşmeliydi, çünkü yere doğruçekimi daha güçlüydü. Aristotelesçi geleneğegöre, evreni yöneten yasalar salt düşünce yoluylakavranabilirdi, gözlem yoluyla doğrulanmalarınagerek yoktu. Böylece Galileo'ya gelinceye kadardeğişik ağırlıktaki cisimler, gerçekten de farklıhızlarda mı düşüyor araştırma zahmetine bilegirilmedi. Galileo'nun İtalya'daki eğik PisaKulesi'nden ağırlıklar atarak Aristoteles'ininancının yanlış olduğunu kanıtladığı söylenir. Buöykünün uydurma olduğu kesinse de, Galileobuna eşdeğerde bir şey yaptı; değişik ağırlıktakitopları pürüzsüz, eğik bir yüzeyde yuvarladı.

Durum, ağır cisimlerin dikey olarak düşmesinebenzemekle beraber topların hızı az olduğu içingözlenmesi daha kolaydı. Galileo'nun ölçümleri,ağırlığı ne olursa olsun her cismin aynı ölçüdehızlandığını göstermiştir. Örneğin, her on metredebir metre alçalan bir eğimde topu bıraktığınızda,bir saniye içinde top yaklaşık bir metre yuvarlanır,iki saniye sonra saniyede yaklaşık iki metreyuvarlanır, top ne kadar ağır olursa olsun bu böyledevam eder. Elbette kurşun ağırlık bir tüyden dahahızlı düşer, ama bunun tek nedeni hava direncinintüyü yavaşlatmasıdır. Hava direncinin az olduğuiki cismi, örneğin farklı ağırlıktaki iki kurşunubıraktığınızda, aynı hızda düşer. (Neden böyleolduğunu kısaca göreceğiz.) Cisimleriyavaşlatacak havanın bulunmadığı Ay'da, astronotDavid R. Scott tüy ve kurşun ağırlık deneyiniyapmış; gerçekten de aynı anda yere düştüklerinigörmüştür. Newton, Galileo'nun ölçümlerini,hareket yasalarında temel almıştır. Galileo'nundeneylerinde, eğimden yuvarlanan cisim daima

aynı kuvvetin (kendi ağırlığının) etkisiyle hareketediyordu ve bunun sonucunda hızı sürekli olarakartıyordu. Bu durum kuvvetin gerçek etkisinin,daha önce düşünüldüğü gibi cismi hareketegeçirmekle kalmayıp, hızım da değiştirdiğinigösteriyordu. Ayrıca bu, cisim bir kuvvetinetkisiyle hareket etmiyorsa, düz bir çizgiüzerindeki hareketini aynı hızda sürdüreceğianlamına da geliyordu. Açık bir şekilde ilk kez1687'de Principia mathemalica'da açıkladığı budüşünce, Newton'un ilk yasası olarak tanındı. Birkuvvetin etkisiyle hareket eden cisme ne olduğu,Newton’un ikinci yasası oldu. Bu yasaya görecisim kuvvetle doğru orantılı olarak hızlanır ya dahızını değiştirir. (Örneğin, kuvvet iki katınaçıktığında hız da iki kat artar.) Cismin kütlesi (yada maddenin niceliği) artarsa, cismin hızı azalır.(Aynı kuvvetin, kütlesi iki kat fazla olan cisimdeyaratacağı hız yarı yarıyadır.) Araba örneğiniyakından biliyoruz; motor ne kadar güçlüyse arabao kadar çabuk hızlanır; ancak aynı motora sahip

daha ağır bir arabanın hızlanması daha yavaştır.

Newton’un kütleçekimi kuramı, cisimlerinkuvvete nasıl tepki gösterdiğini tanımlayanhareket yasalarına ek olarak, belirli bir kuvvetin,kütleçekimi kuvvetinin gücünü nasıl belirlediğinide açıklar. Dediğimiz gibi, bu kurama göre hercisim diğer bir cismi kütleleriyle doğru orantılı birgüçle çeker. Yani, cisimlerden birinin kütlesi (Acisminin diyelim) iki katma çıkarsa, iki cisminarasındaki kuvvet de iki katına çıkar. Bu beklenenbir sonuçtur, çünkü bu yeni A cisminin, her biribaşlangıçtaki kütleye sahip iki cisimden oluştuğudüşünülebilir. Her iki A cismi, B cisminibaşlangıçtaki kuvvetle çeker. Böylece A ve Bcisimleri arasındaki kuvvet başlangıçtakinin ikikatı olur. Diyelim ki cisimlerden birinin kütlesialtı kat fazla ya da biri iki kat, diğeri de üç katkütleye sahip; bu durumda aralarındaki kuvvet altıkat güçlü olacaktır.

Birleşik cisimlerin kütleçekimi kuvveti. Bir cisminkütlesi iki katına çıktığında, kütleçekimi kuvveti

de iki kat artar.

Şimdi bütün cisimlerin neden aynı hızladüştüğünü anlayabilirsiniz. Newton'unkütleçekimi yasasına göre kütlesi iki kat ağır olanbir cismin yere çekilme kuvveti de iki kat fazlaolacaktır. Ancak, kütlesi iki kat fazla olduğu içinNewton'un ikinci yasasına göre her kuvvet birimibasma hızı yan yarıya azalacaktır. Newtonyasalarına göre bu iki etki birbirini götüreceği içinhız, ağırlık ne olursa olsun aynı kalacaktır.

Newton'un kütleçekimi yasası, birbirindenuzaklaşan cisimlerin çekim güçlerinin azalacağını

da söyler. Yasaya göre bir yıldızın küleçekimikuvveti, yarı uzaklıktaki benzeri bir yıldızın tamolarak dörtte biri kadardır. Bu yasayla Dünya'nın,Ay'ın ve gezegenlerin yörüngeleri büyük birdoğrulukla hesaplanabilir. Bir yıldızın kütleçekimikuvveti uzaklığa göre artsa ya da azalsaydı,gezegenlerin yörüngesi elips olmazdı; sarmal biryörüngeyle ya Güneş'e doğru giderler ya daGüneş'ten uzaklaşırlardı.

Aristoteles'in düşüncesi ile Galileo'nun veNewton'un düşünceleri arasındaki büyük fark,Aristoteles'in, iten bir kuvvet veya bir dürtüolmadıkça cismin hareketsiz kalacağınainanmasıydı. Özellikle de Dünya'nın hareketsizolduğunu düşünüyordu. Ancak Newtonyasalarının ortaya koyduğu gibi, öyle eşsiz birhareketsizlik düzeyi yoktur. A cismi hareketsizkenB cisminin sabit bir hızla A cismine doğru gittiğisöylenebileceği gibi, B cisminin hareketsiz olduğuve A cisminin hareket ettiği de söylenebilir.

Örneğin, Dünya'nın kendi etrafında ve Güneş'inetrafında dönüşünü bir yana bırakırsak ya Dünyahareketsiz ve bir tren saatte doksan mil hızlakuzeye gidiyor ya da tren duruyor ve Dünya saattedoksan mil hızla güneye gidiyor diyebiliriz.Deneyleri trenin içinde hareket eden cisimlerleyaptığınızda da bütün Newton yasalarıgeçerliliklerini korur. Newton mu haklı, yoksaAristoteles mi; bunu nasıl söyleyebilirsiniz?

Şöyle bir sınama yapabiliriz: Diyelim ki birkutunun içinde kapalısınız ve kutu hareket edenbir trenin zemininde mi yoksa yerde mibilmiyorsunuz. Kutunun yerde olması Aristoteles'egöre hareketsizlik konumudur. Bunun hangisiolduğunu belirlemenin bir yolu var mıdır? Belkide Aristoteles haklıydı; yeryüzünde hareketsizliközel bir durumdur. Peki içinde olduğunuz kutuyutrene koyduğumuzda, (tren yolculuğu sırasında hiçsarsıntının, dönüşün ya da bir rahatsızlığınolmadığını varsayıyoruz) "sabit" duran tren

istasyonunda kutunun içinde nasılsanız, hareketeden trenin içinde de durumunuz aynı olacaktır.Trende pingpong oynadığınızda topun, raylarınkenarında duran pingpong masasındaki gibihareket ettiğini görürsünüz. Yine trende vekutunuzun içinde pingpong oynadığınızıdüşünelim; tren Yer'e göreceli olarak saatte sıfır,elli ve doksan mil hızla yol alsın, her durumdatopun hareketi aynı olacaktır. Dünya'nın hareketiböyledir ve Newton yasalarının matematiği buşekilde yansır: Dünya'nın mı, yoksa trenin mihareket ettiğini söylemenin hiçbir yolu yoktur.Hareket kavramı, ancak diğer nesnelerle ilişkiliolarak bir anlam taşır.

Uzaklığın göreliliği. Bir nesnenin uzaklığı -vealdığı yol- farklı gözlemcilere farklı görünebilir.

Aristoteles'in ya da Newton'un doğru olmasınınbir anlamı var mı gerçekten? Bu yalnızca birgörüş ya da felsefi bir farklılık mı, yoksa bilimiçin önem taşıyan bir sorun mu? Aslında mutlakhareketsizlik halinin olmayışı fiziği derinlemesineetkiler; bu, farklı zamanlarda meydana gelen ikiolay, uzayda da aynı durumda oluşuyor muoluşmuyor mu belirleyemeyeceğimiz anlamınagelir.

Bunu anlayabilmek için, trende birinin pingpongtopunu masada zıplattığını düşünün; masadazıplayan top aynı noktaya bir saniyelik aralıklarlaçarpıyor olsun. Bu kişi için topun bir saniyearalıkla çarptığı yerin uzaysal aralığı sıfırdır.Ancak rayların kenarında duran biri için topunmasaya çarpma aralığı yaklaşık kırk metredir,çünkü tren iki çarpma arasında bu kadar yol alır.Newton'a göre, her iki gözlemci de kendilerinin

hareketsiz konumda olduklarını söyleyebilir ve herikisinin de görüşü aynı ölçüde kabul edilebilirdir.Aristoteles'in inandığı gibi, biri diğerinden üstündeğildir. Olayların gözlemlendiği konumlar vearalarındaki uzaklık, trendeki ve raylarınkenarındaki insana göre değişecektir; bu nedenlebirinin gözlemini diğerine tercih etmenin birnedeni olmayacaktır.

Newton mutlak konumun ya da o zamanki deyişlemutlak uzayın yokluğu yüzünden çok endişeliydi;çünkü bu durum onun mutlak Tanrı düşüncesiyleuyuşmuyordu. Aslında Newton, yasalarının ortayakoyduğu mutlak uzayın yokluğu düşüncesinikabul etmek istemedi. Newton bu akıldışı inancıyüzünden şiddetle eleştirildi; en dikkate değereleştiri de bütün nesnelerin, uzayın ve zamanın biryanılsama olduğuna inanan filozof PiskoposBerkeley'den geldi. Berkeley'in düşüncelerianlaüldığında ünlü Dr. Johnson, "Ben onu işteböyle çürütürüm!" diye bağırarak, ayak

başparmağım büyük bir taşa vurmuştu.

Hem Aristoteles, hem de Newton mutlak zamanainanıyordu. Yani, iki olay arasındaki zamanaralığının kesin olarak ölçülebileceğine, iyi birsaat kullanılması koşuluyla her kim ölçerseölçsün, aynı sonuçlara varılacağına inanıyorlardı.Mutlak uzayın tersine, mutlak zaman Newtonyasalanyla uyumluydu. Pek çok insan bunusağduyuya uygun bir görüş olarak kabul etti.Ancak XX. yüzyılın fizikçileri, hem zaman hemde uzay hakkındaki görüşlerin değişmesigerektiğini anladılar. Tıpkı pingpong topununzıpladığı yerin gözlemciye göre değişmesi gibi,olaylar arasındaki zaman uzunluğunun dagözlemciye göre değiştiğini buldular. Ayrıcazamanın uzaydan tümüyle ayrı ve bağımsızolmadığım da buldular. Bu yeni kavrayışınanahtarı, ışığın özelliklerine yeni bir bakış açısı.Bunların deneyimlerimize ters düştüğü ilerisürülebilir; ancak bizim görünürde sağduyulu

fikirlerimiz, elmalar ya da gezegenler gibinispeten yavaş hareket eden cisimlerde geçerliolsa da ışık hızında ya da ona yakın hızda hareketeden şeyler için geçerli değil.

Görelilik

Işığın sonlu olduğu ancak çok büyük bir hızla yolaldığı ilk kez 1676'da, DanimarkalI gökbilimciOle Christensen Roemer tarafından bulundu.Jüpiter'in uydularım gözlemlediğinizde, uydularınzaman zaman görünmediğini, çünkü devgezegenin arkasına geçtiğini fark edersiniz.Jüpiter'in uydularının düzenli aralıklarlagezegenin gölgesinde kalması gerektiğinidüşünürsünüz, ancak Roemer bunların düzenliaralıklarla gerçekleşmediğini gözlemledi. Uydularyörüngelerinde dönerken bir şekilde hızlanıyor veyavaşlıyor olabilir miydi? Roemer'in başka biraçıklaması vardı. Işık sonsuz bir hızla yol alsaydı,biz dünyadakiler Jüpiter'in aylarının tutulmasını,üpkı kozmik saatin vuruşları gibi düzenliaralıklarla, gerçekleşir gerçekleşmezizleyebilirdik. Işık herhangi bir uzaklığı bir andageçebileceğinden, Jüpiter'in Dünya'yayakınlaşması ya da uzaklaşması bu durumu

değiştirmeyecekti.

Şimdi ışığın sonlu bir hızda yol aldığım düşünün.Bu durumda tutulmaları gerçekleştikten bir süresonra görebiliriz. Bu gecikme ışığın hızına veJüpiter'in Dünya'dan uzaklığına bağlıdır. Jüpiter'inDünya'dan uzaklığı değişmeseydi, her tutulma,aynı gecikmeyle izlenecekti. Ancak Jüpiter zamanzaman dünyaya yaklaşıyor. Bu durumda, peş peşegelen tutulmaların "sinyalleri" gittikçe azalan biruzaklığı kat ediyorlar; yani ışık, Jüpiter'in sabit birkonumda olduğunda kat edeceği zamandan dahakısa sürede bize ulaşıyor. Aynı şekilde, JüpiterDünya'dan uzaklaşırken, uyduların tutulmalarınıgittikçe daha geç görüyoruz. Işığın erken ya dageç ulaşmasının derecesinin, ışığın hızına bağlıoluşu bizim ışığın hızım ölçebilmemizi sağlıyor.Roemer'in yaptığı da buydu. Roemer, Dünya'nınJüpiter'in yörüngesine yaklaşüğı zamanlardanbirinde, uydulardan birinin zamanından öncegöründüğünü fark etti; daha soma' Dünya

Jüpiter'den uzaklaşırken de aynı şeyin olduğunugördü ve bu farkı ışığın hızım hesaplamaktakullandı. Yalnız, Dünya'nın Jüpiter'den uzaklıkfarkını çok doğru olarak ölçemedi; onun ışık hıztiçin bulduğu değer saniyede 225 000kilometreydi, günümüzde ışık hızrnın saniyede300 000 kilometre olduğunu biliyoruz. Bunarağmen Roemer'in başarısı, sadece ışığın sonlu birhızla gittiğini kanıtlamakla kalmayıp ışığın hızınıölçebildiği hem de bunu Newton'un Principiamathemaiica'sınm yayımlanmasından on bir yılönce yaptığı için çok önemlidir.

Işığın hızı ve tutulma zamanı. Jüpiter'in aylarınıngözlemlenen tutulma zamanları, hem tutulmanın

gerçek zamanına, hem de ışıklarının Jüpiter'denDünya'ya ulaşma süresine bağlıdır. Böylece,

Jüpiter Dünya'ya doğru hareket ederkentutulmalar daha sık, Dünya'dan uzaklaşırken

daha seyrek gözlemlenir. Bu etki, daha iyigörülebilmesi için burada abartılmıştır.

Işığın yayılmasıyla ilgili doğru kuram, ancak1865te, elektrik ve manyetik kuvvetleritanımlamada kullanılan kısmi kuramları bir arayagetirmeyi başaran İngiliz fizikçi James ClerkMaxwell tarafından öne sürüldü. Elektrik vemanyetik kuvvetler eski dönemlerden beribiliniyor olsa da, elektrik yüklü iki cisimarasındaki gücü yöneten nicel yasalar ancakXVIII. yüzyılda, İngiliz kimyacı Henry Cavendishve Fransız fizikçi Charles Augustin de Coulombtarafından saptandı. Birkaç on yıl sonra, XIX.yüzyılın başlarında bazı fizikçiler aynı şekildemanyetik kuvvet yasalarını saptadı. Maxwell,elektrik ve manyetik güçlerin birbirlerine doğru

hareket eden parçacıklardan kaynaklanmadığınımatematiksel olarak gösterdi; her elektrik akımıve yükü, çevrelendiği uzayda bir alan yaratıyor vebu alan, o uzaydaki her elektrik akımına veyüküne bir kuvvet uyguluyordu. Maxwell, elektrikve manyetik kuvvetleri tek alanın taşıdığını buldu;yani elektrik ve manyetik aynı kuvvetin ayrılmazparçalarıydı. Buna elektromanyetik kuvvet adınıverdi ve bu kuvveti taşıyan alana daelektromanyetik alan dedi.

Maxwell'in denklemlerine göre elektromanyetikalanda dalgamsı karışıklıklar olabiliyordu ve budalgalar, tıpkı gölde yayılan halkalar gibi, sabitbir hızla yayılabiliyordu. Bu hızı hesapladığında,ortaya çıkan sonuç ışığın hızıyla tam olarakaynıydı! Maxwell'in dalgaları, dalga santimetreninkırk ve seksen milyonda bir uzunluğundaolduğunda, ışık olarak çıplak gözle görülebilir.(Bir dalga birbirini izleyen tepe ve çukurlardanoluşur.) Dalga uzunluğu görünen ışıktan daha

kısa olan dalgalar morötesi ışınlar, röntgen vegama ışınları olarak bilinir. Daha uzun dalgaboylarına radyo dalgaları (bir metre ya da dahauzun), mikrodalga (yaklaşık bir santimetre) veyakızılötesi ışınlar (bir santimetrenin on bindebirinden daha kısa olan ama görme erimininötesinde kalan ışınlar) diyoruz.

Maxwell'in kuramı radyo ve ışık dalgalarının sabitbir hızda yol aldığını ortaya koyuyordu. Bukuramın, Newton’un mutlak hareketsizlik halininolmayışı kuramıyla uzlaşması zordu, çünkü eğeröyle bir durum yoksa bir nesnenin hızıyla ilgilievrensel bir uzlaşma söz konusu olamazdı. Bununnedenini anlamak için yine trende pingpongoynadığınızı düşünün. Topu trenin ilerisine doğrusaatte on mil hızla attığınızda, trenin dışındaduran bir gözlemci topun hızını saatte yüz milolarak algılayacaktır; bunun on millik bölümütopun trene göre hareketi, artı doksan millikbölüm de trenin yere göre hareketidir. Topun hızı

nedir? Saatte on mil mi, yoksa yüz mil mi? Topunhızı trene göre mi, yoksa yere göre mi hesaplanır?Mutlak hareketsizlik hali olmadan topun mutlakhızım hesaplayamazsınız. Hızın ölçüldüğü yer gözönüne alınarak, aynı topun iki farklı hızdaolduğunu söyleyebilirsiniz. Newton'un kuramınagöre aynı durum ışık için de geçerli. ÖyleyseMaxwell'in kuramında belirttiği ışık dalgalarınınsabit bir hızda yol alması ne anlama geliyor?

Dalgaboyu. Bir dalganın boyu, birbiri ardıncagelen dalga tepelerinin ya da çukurlarının

arasındaki mesafedir.

Pingpong toplarının farklı hızları.

Görelilik kuramına göre, birbirleriyleörtüşmeseler bile, her gözlemcinin ölçtüğü hız

eşit bir biçimde doğrudur.

Maxwell'in kuramım Newton yasalarıylauzlaştırmak için, her yerde, hatta "boş" uzaydabile esir denilen bir madde olduğu öne sürüldü.Esir fikrinin bilimadamları için bir çekiciliği dahavardı; tıpkı su dalgalarının suyun varlığınıgerektirmesi ya da ses dalgalarının havanınvarlığını gerektirmesi gibi, elektromanyetikenerjinin dalgalan da kendilerini taşıyacak bir

ortamı gerektiriyordu. Bu bakışa göre, nasıl sesdalgalan havada yol alıyorsa, ışık dalgalan daesirin içinde yol alıyordu: Maxwell'indenklemlerinden türemiş ışık dalgalarının hızı daesire göre ölçülebilirdi. Farklı gözlemciler, ışığınonlara doğru farklı hızlarda geldiğini göreceklerdi,ancak esire göre ölçülen ışığın hızı sabit kalacaktı.

Bu düşünce sulanabilirdi. Bir kaynaktan yayılanışığı düşünün. Esir kuranıma göre ışık esiriniçinde ışık hızında yol alıyor. Esirin içinde ışığadoğru hareket ettiğinizde, ışığa yaklaşma hızınız,esirde hareket eden ışığın hızının ve sizin esirdekihızınızın toplamı olacaktır. Diyelim ki siz hareketetmezseniz ya da farklı bir yöne doğru hareketederseniz, ışık size daha hızlı ulaşacaktır. Ancakışığın hızı, bizim ışığın kaynağına doğruhareketimizin hızına kıyasla çok büyükolduğundan, hızdaki farklılığı ölçmek çok zordur.

1887'de Albert Michelson (Nobel Ödülü'nü alanilk Amerikalı fizikçi) ve Edward Morley,

Cleveland'daki Case Uygulamalı BilimlerOkulu'nda (artık Case Westem ReserveÜniversitesi) büyük bir dikkat gerektiren, çok zordeneyler yaptılar. Dünya, Güneş'in yörüngesindesaniyede yaklaşık yirmi millik bir hızla dönerkençalıştıkları laboratuvarın da esirin içinde epeyyüksek bir hızla hareket etmesinin gerektiğini farkettiler. Elbette, hiç kimse esirin Güneş'e görehareket yönünü ve hızını ya da esir hareket ediyormu etmiyor mu bilmiyordu. Dünya, yörüngesindefarklı konumlardayken, yılın farklı dönemlerindedeneyi tekrarlayarak, bu bilinmeyen etkeniaçıklayabilmeyi umdular. Böylece Michelson veMorley ışığın hızını, dünyanın esir içindekihareketinin yönüne göre (ışığın kaynağına doğruhareket ederken) ve bu hareketin dikaçılarına göre(ışığın kaynağına doğru hareket etmezken) ölçüpkarşılaştırdıkları bir deney yaptılar. Her ikiyöndeki hızın bire bir aynı olduğunu görünce çokbüyük bir şaşkınlık yaşadılar.

1887 ve 1905 arasında esir kuramını kurtarmagirişimleri oldu. Bunlar içinde en dikkat çekeni,Michelson-Morley deneyinin sonucunu esirdedevinirken kısalan cisimler, yavaşlayan saatlerleaçıklamaya kalkışan HollandalI fizikçi HendrikLorentz oldu. Ancak 1905 yılında ünlü birgazetede, İsviçre Patent Bürosu'nda adı henüzduyulmamış bir memur olarak çalışan AlbertEinstein'ın, mutlak zaman kavramındanvazgeçilmesi koşuluyla esir kuramının tümüylegereksiz olduğunu gösteren bir makalesiyayımlandı. Birkaç hafta sonra Henri Poincarebenzer bir tezi savundu. Bu soruna tamamenmatematiksel açıdan yaklaşan, ölünceye kadar daEinstein'ın kuramla ilgili yorumlarını kabuletmeyen Poincare'den çok Einstein'ın savlan,fiziğe daha yakındı.

Einstein'ın görelilik kuramının temel postulasınagöre, hızlan ne olursa olsun, özgürce hareket edenher gözlemci için bilim yasaları aynıdır. Bu

Newtonün hareket yasaları için de geçerliydi,ancak Einstein savını, Maxwell'in kuramını daiçine alacak şekilde genişletmişti. Bir başkadeyişle, Maxwell ışığın hızının belirli bir değeriolduğunu saptadığına göre, özgürce hareket edenbütün gözlemcilerin, ışık kaynağına ya dakaynağın tersine doğru hangi hızda hareketederlerse etsinler, aynı değeri bulmalarıgerekiyordu. Bu basit düşünce -ne esir ne de tercihedilmiş herhangi bir referans sistemi olmadan-Maxwell'in denklemindeki ışığın hızım açıkladığıgibi, genelde sezgi karşıtı ve dikkate değer bazısonuçlara da yol açtı.

Örneğin, ne kadar hızlı olursa olsun ışığın hızınıbütün gözlemcilerin kabul etmesinin gerekliliği,zaman kavramımızı değiştirmeye bizi zorladı.Yine hızla giden treni düşünelim. 4. Bölüm'degördüğümüz gibi, pingpong topunu zıplatan biriiçin top neredeyse aynı noktaya çarparken,rayların kenarında duran biri için top yaklaşık kırk

metrede bir yere çarpıp zıplamaktadır. Aynışekilde, trendeki gözlemci bir el feneri yaktığında,trendeki ve yerdeki gözlemci için ışığın kat ettiğimesafe farklı olacaktır. Hız, zamana bölünenmesafe olduğuna göre, gözlemciler ışığın kat ettiğimesafe konusunda anlaşmazlığa düşerlerse, ışığınhızı konusunda anlaşabilmelerinin tek yolu, buyolculuğun yapıldığı zaman konusunda dauyuşmamalarıdır. Başka bir şekilde söyleyecekolursak, görelilik kuramı mutlak zamandüşüncesinin sonu demektir! Bunun yerine, hergözlemcinin, yanındaki saatle kaydettiği kendizaman ölçümü olmalıdır, farklı gözlemcilercekullanılan benzer saatlerin uyuşması gerekmez.

Görelilikte, Michelson-Morley deneyinin ortayakoyduğu gibi, varlığı bulunamayan bir esirdüşüncesine gerek yoktur. Görelilik kuramı uzayve zaman konusundaki düşüncelerimizi temeldendeğiştirmeye zorlar bizi. Zamanın uzaydantümüyle ayrı ve bağımsız olmadığım, uzay-zaman

denilen nesneyi oluşturmak üzere bu ikisininbirleştiğini kabul etmek zorundayız. Bunlarkavranılması kolay düşünceler değildir.Göreliliğin fizikçiler arasında bile evrensel kabulüyıllar almıştır. Görelilik kuramı, Einstein'ın bukuramı kavradığının ve kendi mantığına duyduğugüvenin kanıtıdır; kuranım yol açtığı garipyargılara rağmen Einstein mantığıyla önemlisonuçlar almıştır.

Ortak deneyimimizle biliyoruz ki, uzaydaki birnoktanın yerini üç rakamla ya da koordinatlabelirtiyoruz. Örneğin, bir odadaki bir noktanın, birduvardan yedi metre, diğerinden üç metre,zeminden de beş metre yukarıda olduğunusöyleyebiliriz. Veya bir noktanın yerini belli birenleme, boylama, deniz seviyesinden yüksekliğinegöre belirtiriz. Geçerliği sınırlı olsa da, uygun olanrasgele üç kooordinatı kullanmakta özgürüz. Ayınkonumunu belirtmek için, onun PiccadillyMeydanı'ndan kuzey ve batı yönlerinde kaç mil

uzakta olduğunu ya da deniz seviyesinden kaçmetre yukarıda olduğunu söylememiz anlamsızolur. Bunun yerine Ay'ın Güneş'e uzaklığını,gezegenlerin yörünge düzlemlerine olan uzaklığımve Güneş'i ve Ay'ı birbirine bağlayan çizgi ileGüneş'i yakındaki bir yıldıza, örneğin ProksimaErboğa'ya bağlayan çizginin arasındaki açıya göreAy'ın konumunu belirleriz. Bu koordinatlar bileGüneş'in galaksimizdeki konumunu ya dagalaksimizin yakındaki galaksiler içindekikonumunu belirlemekte pek işe yaramazlar.Aslında tüm evreni birbirinin üzerine binmişparçalar yığını olarak tanımlayabiliriz. Birnoktanın konumunu belirlemek için her parçadafarklı üçlü koordinat grubu kullanırız.

Uzayda koordinatlar.

Uzay üçboyutludur demek, bir noktayı belirlemekiçin üç sayı veya koordinat kullanıyoruzdemektir. Bu belirlememize zamanı da

eklediğimizde uzay, dörtboyutlu uzay-zaman olur.

Göreliliğin uzay-zamanında, uzayın belli birnoktasında ve belli bir zamanda meydana gelenherhangi bir olay dört sayıyla ya da dörtlükoordinatla belirlenebilir. Koordinatların seçimiyine keyfi olabilir; iyi tanımlanmış herhangi birüçlü uzaysal kooordinatla herhangi bir zamanölçüsünü kullanabiliriz. Ancak görelilikte uzay vezaman koordinatları arasında gerçek bir ayrımyoktur; tıpkı iki uzay koordinatı arasında gerçekbir farklılığın olmadığı gibi. Seçtiğimiz uzaykoordinatı, bundan önce seçilmiş olan ilk ve ikincikoordinatların birleşimi de olabilir. Yaniyeryüzündeki bir noktanın konumunu sadecePiccadilly Meydanı'nın kuzeyinden ve batısındançizilen doğruların uzunluğuna göre değil,

kuzeydoğu ve kuzeybatı yönlerinde çizilendoğrularla da belirleyebiliriz. Aynı şekilde, birnoktanın Piccadilly'nin kuzeyine uzanan doğruyauzaklığını, eski zaman (saniyede) artı uzaklık (ışıksaniyede) olarak hesaplayabileceğimiz yeni birzaman koordinatı kullanabiliriz.

Göreliliğin iyi bilinen sonuçlarından biri de,Einstein'ın ünlü denklemi E= mc2 (E enerji, mkütle ve c ışık hızı) olarak özetlenen, kütle veenerjinin eşitliğidir, insanlar bu denklemigenellikle, örneğin bir parça maddenin safelektromanyetik ışınıma çevrilmesiyle ne kadarenerji üretileceğini hesaplamak için kullanırlar.(Işığın hızı çok büyük olduğundan, çıkan sonuçda çok büyüktür; örneğin Hiroşima şehrini yokeden bombadaki enerjiye çevrilen maddeninağırlığı 28,35 gramdan daha azdı.) Ancakdenklem bize enerjisi artan bir nesnenin kütlesininde artacağını ve buna bağlı olarak ivmeyedirencinin artacağını ya da hızının değişeceğini de

söyler.

Enerjinin biçimlerinden biri hareket halindekienerjidir ve buna kinetik enerji denir. Arabanızıhareket ettirmek için nasıl enerji gerekiyorsa,herhangi bir nesnenin hızını artırmak için deenerji gerekir. Hareket halindeki bir nesneninkinetik enerjisi, onu harekete geçirmek içinharcamak zorunda olduğunuz enerjiye denktir. Bunedenle nesnenin hızı çoğaldıkça, daha çokkinetik enerjiye sahip olur. Ancak enerji vekütlenin denkliğine göre, kinetik enerji nesneninkütlesini artırır; yani nesne ne kadar hızlı hareketediyorsa, ivmesini artırmak da o kadar zorlaşır. Buetki, sadece ışık hızına yakın bir hızda hareketeden nesnelerde gerçekten anlamlıdır. Örneğin,ışık hızının onda biri kadar hızı olan bir nesneninkütlesi, normal halinden yalnızca 0,5 kadarfazladır; ışık hızının yüzde doksanı kadar bir hızasahip olduğunda nesnenin kütlesi de normalhalinin iki katı olacaktır. Nesne ışık hızına

yaklaştıkça kütlesi daha da hızlı artar ve onu dahada hızlandırmak için daha da fazla enerji gerekir.Görelilik kuramına göre, bir nesne asla ışık hızınaulaşamaz, çünkü o zaman sonsuz bir kütleyeulaşması gerekir; enerji ve kütlenin denkliğinegöre bu duruma erişmesi için aldığı enerjinin desonsuz olması gerekmektedir. Bu nedenleherhangi bir normal nesne görelilikle sınırlıolduğundan, daima ışık hızının altında hareketetmek zorundadır. Yalnızca ışık ya da kendine aitkütlesi olmayan dalgalar ışık hızında hareketedebilir.

Einstein'ın 1905'teki görelilik kuramına özelgörelilik denmiştir. Çünkü ışığın bütüngözlemcilere göre aynı hızda hareket ettiğini veışık hızına yakın hareket eden nesnelere neolacağını başarıyla açıklasa da, Newton'unkütleçekimi kuramıyla uyuşmuyordu. Newton'unkuramına göre, herhangi bir zamanda nesneler, oanki uzaklıklarına bağlı bir güçle birbirlerini

çekerler. Bu, bir nesneyi hareket ettirdiğinizde,diğer nesne üzerindeki kuvvet anında değişecekdemektir. Diyelim ki Güneş bir anda kayboldu;Maxwell'in kuramına göre Dünya sekiz dakikadaha aydınlık kalır (bu ışığın GüneştenDünyamıza ne kadar zamanda eriştiğine bağlıdır);ancak Newton'un kütleçekimi yasasına göreDünya o anda Güneş'in yokluğunu hissedecek vekendi yörüngesinden çıkacaktır. Güneş'inkayboluşunun kütleçekimi etkisi böylece bizesonsuz bir hızda erişecektir; göreliliğin özelkuramının söylediği gibi ışık hızında ya da ışıkhızının altında değil. Einstein, 1908 ve 1914 yıllanarasında, özel görelilik kuramıyla uyumlu birkütleçekimi kuramı bulmak için bazı başarısızgirişimlerde bulundu. Sonunda 1915te, bugüngenel görelilik kuramı dediğimiz, çok dahadevrimci olan bir kuramı öne sürdü.

Eğrilmiş uzay

Einstein'ın genel görelilik kuramının devrimciönerisine göre, kütleçekimi kuvveti diğerkuvvetler gibi değildir, ama önceden sanıldığınıntersine, uzay-zamanın düz olmayışı gerçeğinin birsonucudur. Genel görelilikte uzay-zaman yaeğridir ya da içindeki kütle ve enerjinin dağılımıyüzünden "bükülmüş"tür. Dünya gibi cisimlerkütleçekimi denilen kuvvet yüzünden çok eğrilmişuzayda, jeodezik denilen, doğru çizgiye en yakınyolu izlediklerinden eğik yörüngeler üzerindeharekete ederler. Teknik olarak söyleyecek olursakjeodezik, iki komşu nokta arasındaki en kısa (yada en uzun) yoldur.

Bir geometrik düzlem, ikiboyutlu uzaya örnektirve düzlemin çizgileri jeodeziktir. Dünya'nınyüzeyi, ikiboyutlu eğik uzaydır. Yeryüzündekijeodeziğe büyük çember denir. Ekvator büyük birçemberdir. Yerkürede, Dünya'nın merkeziyle

çakışan her çember, büyük çemberdir. ("Büyükçember" tanımı, bunların yerküredeçizebileceğiniz en büyük çember olması gerçeğinedayanmaktadır.) Jeodezik iki havalimanıarasındaki en kısa yol olduğundan, havayolu uçuşgörevlileri pilota bu rotada uçmasını söyleyecektir.Örneğin, New York'tan Madrid'e uçarkenpusulanız genel enlem çizgisine göre dümdüzdoğuyu gösterirken 3 707 mil kat edersiniz. Ancakbüyük çember boyunca uçarsanız, yanikuzeydoğuya yönelip, sonra yavaş yavaş dönüpgüneydoğuya yönelirseniz, kat ettiğiniz mesafe 3605 mil olacaktır. Bu yolun, yerküreyi düzgösteren harita üzerindeki görüntüsü aldatıcıdır.'Doğrudan" doğuya giderken, aslında doğrudanyol almıyorsunuz ya da en azından en doğrudanyol olan jeodezik anlamında değil.

Genel görelilikte cisimler, dörtboyutlu uzay-zaman içerisinde daima jeodezikleri izler. Maddeolmadığında, dörtboyutlu uzay-zaman içindeki bu

jeodezikler, üçboyutlu uzaydaki doğru çizgileretekabül eder. Maddenin var olduğu durumda,dörtboyutlu uzay-zaman eğrilir, üçboyutluuzaydaki cisimlerin yollarını, bir anlamdakütleçekimi kuvvetinin etkileriyle açıklanan eskiNewtoncu kuramdaki gibi eğriltir. Bu, tepelik birarazinin üzerinde uçan uçağı izlemek gibidir.Uçak, üçboyutlu uzayda düz bir çizgide ilerliyorolsa da, üçüncü boyutu -yüksekliği-kaldırdığınızda, uçağın gölgesinin ikiboyutluarazide eğri bir yol izlediğini görürsünüz. Ya dauzayda düz bir çizgi üzerinde yol alan, doğrudanKuzey Kutbu'nun üzerinden geçmekte olan biruzay gemisi düşünelim. Onun yolunu aşağıya,yerkürenin ikiboyutlu yüzeyine yansıttığınızda,kuzey yarıkürede uzanan bir boylamı izleyerek biryarım daire çizdiğini görürsünüz. Düşünmesi çokgüç bir fenomen olmakla birlikte, Güneş'in kütlesiuzay-zamanı öylesine eğer ki, Dünya dörtboyutluuzay-zamanda düz bir yörünge izliyor olsa da,üçboyutlu uzayda neredeyse dairesel bir yörünge

izliyormuş gibi görünür.

Kürenin üzerindeki uzaklıklar.

Kürenin üzerindeki en kısa uzaklık, büyük çemberboyunca olandır; düz bir haritaya baktığınızda

gördüğünüz düz çizgiden farklıdır.

Farklı olarak ele alınsa da, aslında gezegenleringenel göreliliğe göre hesaplanan yörüngeleri,Newtoncu kütleçekimi kuramına göre yapılanhesaplamalara göre de hemen hemen aynıdır. Enbüyük sapma, Güneş'e en yakın gezegen olanMerkür'ün yörüngesinde görülür; gezegen

Güneş'in kütleçekimi kuvvetinden en fazlaetkilendiğinden uzatılmış elips bir yörüngeyesahiptir. Genel görelilik kuramına göre elipsyörüngesinin uzun ekseni Güneş'in etrafındayaklaşık on bin yılda bir derece dönüyor olmalıdır.Küçük olmasına rağmen bu etki (3. Bölüm’ebakın) 1915'ten çok önce fark edilmiş, Einstein’ınkuramını ilk doğrulayan gözlemlerden biriolmuştur. Sonraki yıllarda, diğer gezegenlerinyörüngelerinde de Newtoncu hesaplara göre dahaküçük sapmalar radarla ölçülmüş ve busapmaların genel görelilik hesaplamalarına uygunolduğu anlaşılmıştır.

Uzay gemisinin gölgesinin yolu.

Uzayda düz bir çizgi boyunca uçan uzaygemisinin gölgesi ikiboyutlu küreye yansıdığında,

eğri görünecektir.

Işık ışınları da uzay-zaman içerisinde jeodezikleriizlemek zorundadır. Aynı şekilde, uzay eğridirdediğimizde bu, ışığın uzayda doğru bir çizgiüzerinde yol aldığım artık göremeyeceğizanlamına gelir. Bu durumda genel görelilik,kütleçekimi alanlarının ışığı eğeceği kestirimindebulunur. Örneğin bu kurama göre, Güneş'inyakınındaki ışık yollan, Güneş'in kütlesinin etkisiyüzünden hafifçe eğrilir. Bu, uzak bir yıldızdangelen ışığın Güneş'in yakınından geçerken küçükbir açıyla sapması, Dünya'daki bir gözlemcinin busapma yüzünden yıldızı farklı bir konumdagörmesi demektir. Elbette, yıldızın ışığı her zamanGüneş'in yakınından geçseydi, ışık sapıyor mu,yoksa yıldız gerçekten gördüğümüz yerde mi,anlayamazdık. Ancak Dünya Güneş'in etrafında

dönerken, Güneş'in arkasından geçiyormuş gibigörünen farklı yıldızların ışıkları sapmayauğramıştır. Bu nedenle görünürdeki konumlarıdiğer yıldızlara göre değişiyormuş gibidir.

Merkür'ün yörüngesinin kayışı.

Merkür tekrar tekrar Güneş'in etrafındadönerken, elips biçimli yolu uzun ekseni yavaşça

döner ve 360 000 yılda bir tam daire çizer.

Normalde bu etkiyi görmek çok zordur, çünküGüneş'in ışığı kendisine yalan olan yıldızlangözlemlemeyi olanaksız kılar. Ancak Güneştutulması sırasında, Ay, Güneş ışığım

engellediğinde bu etkiyi görebilmek mümkündür.1915'te Birinci Dünya Savaşı sürdüğündenEinstein’ın ışığın sapmasına dair öngörüsü hemensınanamadı. 1919’da bir İngiliz araştırma grubuBatı Afrika kıyılarında Güneş tutulmasınıizleyerek, kuramın öngördüğü gibi ışığıngerçekten Güneş tarafından saptırıldığınıgözlemledi. Bir Alman’ın kuramının Ingilizbilimciler tarafından kanıtlanması, iki ülkearasında savaş sonrası büyük bir uzlaşma olarakövgülerle karşılandı. İşin tuhafı, araştırmasırasında çekilen fotoğraflar sonradanincelendiğinde, yapılan hataların ölçülmeyeçalışılan etki kadar büyük olduğu ortaya çıktı.Ölçümlerin sonuçlan ya büyük bir şanstı ya dabilimde sıkça rastlandığı gibi, alınmak istenilensonucun önceden bilinmesiyle ilgiliydi. Neyse ki,daha sonra yapılan pek çok gözlemle ışığınsapması tam olarak doğrulandı.

Işığın Güneş'in yakınında eğilmesi.

Güneş doğrudan Dünya ve uzak bir yıldızarasında olduğunda, Güneş'in kütleçekimi alanı,o andaki konumuna bağlı olarak yıldızın ışığının

yönünü değiştirir.

Genel göreliliğin bir başka kestirimi, Dünya gibibüyük cisimlerin yanında zamanın daha yavaş

akıyor gibi görünmesidir. Einstein bunu ilk kez1907'de, kütleçekimi kuvvetinin aynı zamandauzayın biçimini de değiştirdiğini fark etmesindenbeş yıl, kuramını tamamlamasından sekiz yıl önceanlamıştı. Bu etkiyi, özel görelilik kuramınıntemel varsayımı olan ve genel görelilik kuramındaönemli bir yer tutan eşitlik ilkesini kullanaraktüretti.

Özel görelilik kuramının temel postulasınıhatırlayalım: Hızları ne olursa olsun, özgürcehareket eden gözlemciler için bilimin yasalarıaynıdır. Kabaca anlatacak olursak, eşitlik ilkesi,kütleçekimi alanının etkisinde kaldığı içinözgürce hareket edemeyen gözlemcileri de kapsar.İlkenin tam ifadesinde bulunan, kütleçekimialanının tekbiçimli olmadığı gerçeği ve bir diziküçük, birbirinin üzerine binmiş parçalardailkenin ayrı ayrı uygulanması gerektiği gibi bazıteknik noktalarla burada ilgilenmeyeceğiz.Amacımıza uygun olarak eşitlik ilkesini şöyle

ifade edeceğiz: Uzayın yeterli küçüklüktekibölgelerinde kütleçekimi alanında hareketsiz miduruyoruz, yoksa boş uzayda tekbiçimli birşekilde ivme mi kazanıyoruz, söylemekolanaksızdır.

Boş uzayda bir asansörde olduğunuzu düşünün.Kütleçekimi yok, "aşağı" yok, "yukarı" da yok.Özgürce boş uzayda yüzüyorsunuz. Şimdi asansörsabit bir ivmeyle hareket etmeye başlasın. Birdenağırlığınızı hissedersiniz. Yani, size asansörüntabanıymış gibi gelen tarafa doğru bir andaçekildiğinizi hissedersiniz! Şimdi elinizde birelma olsun; elmayı bıraktığınızda yere düşer.Aslında, ivme kazandığınız için asansördeolanlar, asansör hiç hareket etmediği ve tekbiçimlikütleçekimi alanı içindeyken olanlarla tıpatıpaynıdır. Trendeyken tekbiçimli bir şekilde hareketediyor musunuz etmiyor musunuzsöyleyemeyeceğiniz gibi, asansördeykentekbiçimli bir şekilde ivme kazanıyor musunuz,

yoksa tekbiçimli kütleçekimi alanının içinde miduruyorsunuz, söyleyemezsiniz. Einstein'ın farkettiği de buydu. Sonuçta eşitlik ilkesini buldu.

Eşitlik ilkesi ve yukarıda verdiğimiz örnek ancak,eylemsiz kütle (Newton'un ikinci yasasında, birkuvvetin etkisine tepki olarak ne kadar ivmekazanılacağını belirleyen kütle) ile kütleçekimlikütlenin (Newton'un kütleçekimi yasasında,kütleçekimi kuvvetinin ne kadar hissedileceğinibelirleyen kütle) aynı olması durumundadoğrudur. Her iki kütle de aynı olduğunda,kütleçekimi alanındaki bütün nesnelerin düşmehızlan, kütleleri ne olursa olsun, aynı olacaktır.Eğer bu eşitlik gerçek değilse, kütleçekimikuvvetinin etkisinde kalan bazı nesnelerdiğerlerinden daha hızlı düşecektir; bu da,kütleçekiminin çekiş gücünü, her şeyin aynı hızdadüştüğü tekbiçimli ivmeden ayırt edebilirizdemektir. Einstein'ın eşitlik ilkesini ve nihayetindegenel görelilik kuramını oluşturmak için eylemsiz

kütle ile kütleçekimli kütlenin eşitliğinikullanması, düşünce tarihinde eşi görülmemiş,amansız mantık tartışmalarının çıkması demekti.

Artık eşitlik ilkesini bildiğimize göre, Einstein'ınmantığını izlemek üzere, zamanın niçinkütleçekiminden etkilendiğini gösteren bir başkadüşünce deneyi yapabiliriz. Uzayda bir roketdüşünün. Kolayca anlaşılması açısından bu roketöyle uzun olsun ki, ışığın geminin en tepesindenen altına ulaşması bir saniye sürsün. Ve degeminin tavanında ve zemininde, birbirinin aynısaatleri saniyede bir tıklayan iki gözlemci olsun.

Geminin tavanında bulunan gözlemcinin, saatitıklar tıklamaz zemindeki gözlemciye bir ışıksinyali gönderdiğini düşünün. Tavandakigözlemcinin saati bir daha tıkladığında aynışekilde ışık sinyali göndersin. Bu durumda hersinyalin yolculuğu bir saniye sürecek vezemindeki gözlemci tarafından alınacaktır.Tavandaki gözlemci bir saniye arayla iki sinyal

gönderdiğine göre, zemindeki gözlemci de birsaniye arayla iki sinyal alacaktır.

Bu roket uzayda özgürce yüzmek yerine,Dünya'da, kütleçekiminin etkisinde olsaydıfarklılık ne olurdu? Newton'un kuramına görekütleçekiminin herhangi bir etkisi olmazdı.Tavandaki gözlemci bir saniye arayla iki sinyalgönderdiğinde, zemindeki gözlemci bir saniyearayla iki sinyal alırdı. Ancak eşitlik ilkesininhesaplarına göre durum farklı olurdu. İlkeninbelirttiğine göre, kütleçekiminin etkisi yerinetekbiçimli ivmenin etkisini düşündüğümüzdeancak ne olduğunu görebiliriz. Bu örnek,Einstein'ın yeni kütleçekimi kuramını yaratırkeneşitlik ilkesini nasıl kullandığını gösteriyor.

Şimdi de roketin ivme kazandığını düşünelim.(ivme yavaş olsun ki ışık hızına erişmeyelim!)Roket yukarı doğru hareket ettiğine göre, ilksinyalin aldığı mesafe bir öncekine göre daha kısaolacaktır ve bir saniyeye yakın bir sürede

gözlemciye ulaşacaktır. Roket sabit bir hızdahareket ediyorsa, ikinci ışık sinyali de tam olarakaynı sürede gelecek ve böylece iki sinyalarasındaki süre yine bir saniye olacaktır. Ancakivme yüzünden roket ikinci sinyal gönderildiğisırada daha hızlı hareket etmeye başladıysa, ikincisinyalin alacağı mesafe ilk sinyalden daha da kısaolacak ve zemindeki gözlemciye ilk sinyaldendaha da kısa sürede ulaşacaktır. Bu nedenlezemindeki gözlemci sinyaller arasında birsaniyeden daha kısa bir süre ölçecek, bir saniyearayla iki sinyal gönderdiğini iddia edentavandaki gözlemciyle ters düşecektir.

Bu durum ivme kazanan bir rokette çok şaşırtıcıolmayabilir; nasıl olduğunu açıkladık. Ancak,eşitlik ilkesine göre aynı durumun kütleçekimialanında duran bir rokette de uygulanabileceğinianımsayın. Yani roket yeryüzündeki fırlatmakızağında dururken, tavandaki gözlemci (kendisaatine göre) bir saniye arayla sinyaller

gönderdiğinde, zemindeki gözlemci (kendi saatinegöre) sinyalleri daha kısa aralıklarla alacaktır, iştebu çok şaşırtıcıdır!

Yine de kütleçekimi zamanı mı değiştiriyor, yoksasadece saatleri mi bozuyor diye sorabilirsiniz.Zemindeki gözlemcinin saatleri karşılaştırmaküzere tavandaki gözlemcinin yanına çıktığınıdüşünelim. Saatler aynıdır ve iki gözlemci desaniyenin uzunluğu konusunda kesinliklehemfikirdir. Zemindeki gözlemcinin saatindeherhangi bir sorun yoktur; nerede olursa olsunyerel zamanın akışını ölçebilmektedir. Tıpkı,göreli hareketlerinde gözlemciler için zamanınfarklı aktığını söyleyen özel görelilik kuramı gibi,genel görelilik kuramı da, bir kütleçekimi alanıiçinde farklı yüksekliklerdeki gözlemciler içinzamanın farklı aktığını söyler. Genel görelilikkuramına göre, yeryüzüne yakın olunduğundazaman daha yavaş akacağından, zemindekigözlemci sinyaller arasındaki zamanı ölçtüğünde

bu bir saniyeden kısa olacaktır. Alan güçlü olduğuoranda etki güçlüdür. Newton'un hareket yasasıuzaydaki mutlak konum düşüncesinin sonuolmuştu. Şimdi de görelilik kuramının mutlakzaman kavramının işini bitirdiğini görüyoruz.

Bu kestirim 1962’de, bir su kulesinin tepesine vedibine yerleştirilen çok duyarlı saatlerle denendi.Kulenin dibine yerleştirilen ve yeryüzüne yakınolan saatin, genel görelilik kuramına tamamenuygun olarak daha yavaş çalıştığı gözlendi.Uydulardan gelen sinyallere bağlı çalışan çokduyarlı seyir sistemlerinin geliştirilmesiyle,yeryüzünün değişik yüksekliklerinde bulunansaatlerin hızları arasındaki fark büyük bir önemkazandı. Genel görelilik kuramının kestirimlerigöz ardı edildiğinde, konum hesaplarında millerleölçülen yanlışlar yapılabilir.

Biyolojik saatlerimiz de zamanın akışındakideğişikliklerden aynı ölçüde etkilenir. Örneğin,ikizlerden biri deniz seviyesinde kalırken, diğeri

yaşamak üzere bir dağın tepesine gönderilsin.Dağın tepesinde yaşayan, deniz seviyesinde kalanikizinden daha hızlı yaşlanacaktır. Yani bir dahakarşılaştıklarında ikizlerden biri daha yaşlıolacaktır. Bu durumda yaş farklılığı çok azdır,ama ikizlerden biri ışık hızına yakın bir hızla yolalan bir uzay gemisiyle uzun bir yolculuğaçıkarsa, yaş farkı çok daha büyür. Döndüğünde,dünyada kalan ikizinden çok daha genç olacaktır.Bu durum ikizler paradoksu olarak bilinir, ancakbu, zihninizin bir köşesinde mutlak zamandüşüncesi varsa bir paradokstur. Görelilikkuramında eşsiz bir mutlak zaman yoktur; bununyerine her bireyin bulunduğu yere ve hareketedişine bağlı kişisel zaman ölçüleri vardır.

1915'ten önce uzay ve zaman, olaylarıngerçekleştiği, ama içinde olup bitenlerdenetkilenmeyen değişmez bir arena olarakdüşünülüyordu. Özel görelilik kuramı için bile budüşünce geçerliydi. Cisimler hareket ediyor,

kuvvetler birbirlerini çekiyor ve itiyor, ama zamanve uzay bunlardan hiç etkilenmeden, öylece sürüpgidiyordu. Uzay ve zamanın sonsuza kadarsüreceğini düşünmek doğaldı. Genel görelilikkuramında ise durum oldukça farklıdır. Uzay vezaman artık dinamik niceliklerdir; bir cisimhareket ettiğinde ya da bir kuvvet etkisinigösterdiğinde uzay ve zamanın eğriliği değişir vekarşılığında uzay-zamanın yapısı cisimlerinhareketini ve kuvvetlerin işleyişini etkiler. Uzay vezaman evrende olan her şeyden etkilenmeklekalmaz, olan her şeyi etkiler de. Uzay ve zamankavramları olmadan evrende gerçekleşenolaylardan söz edemeyeceğimiz gibi, genelgörelilik içinde de evrenin sınırları dışında kalanbir uzay ve zamandan söz etmek anlamsızdır.1915'i izleyen onlarca yıl içinde bu yeni uzay vezaman anlayışı evren hakkındakidüşüncelerimizde köklü değişikliklere yol açtı.Aslında değişmeyen, hep var olan ve sonsuzakadar varlığım sürdürecek olan evren kavramının

yerini dinamik, genişleyen, geçmişte sonlu birzamanda başlamış ve gelecekte sonlu bir zamandabitecek olan bir evren kavramı aldı.

Genişleyen evren

Aysız ve berrak bir gecede gökyüzünebaktığınızda, muhtemelen göreceğiniz en parlakcisimler Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürngezegenleri olacaktır. Aynı zamanda tıpkıGüneşimize benzeyen, ama bizden çok uzaktaolan çok sayıda yıldız da göreceksiniz. DünyaGüneş'in etrafında dönerken, durağan yıldızlarınbazılarının konumları, birbirlerine göre hafifçedeğişiyormuş gibi görünür. Aslında hiç dedurağan değiller! Bunun nedeni, görece bize dahayakın olmalarıdır. Dünya Güneş'in etrafındadönerken, bize daha yakın olan yıldızlan, bizedaha uzak olanların önünde, farklı konumlardagörürüz. Bu, açık bir yolda araba sürerken, bizeyakın olan ağaçların göreli konumunu ufukta herne varsa onun önünde görmemizle aynı etkidir.Ağaçlar ne kadar yakınsa, o kadar hareketligörünürler. Göreli konumdaki bu değişikliğeıraklık açısı denir. Bu durum, yıldızların bize olan

uzaklıklarını doğrudan ölçebilmeyi sağlar.

1. Bölüm'de değindiğimiz gibi, bize en yakınyıldız olan Proksima Erboğa dört ışık yılı ya daotuz yedi milyon kere milyon kilometreuzaklıktadır. Çıplak gözle görebildiğimizyıldızların çoğu bizden birkaç yüz ışık yılıuzaklıktadır. Bunlarla karşılaştırıldığındaGüneşimiz bizden sadece sekiz ışık dakikasıuzaklıktadır! Gece gözle görebildiğimiz yıldızlarbütün gökyüzüne dağılmış gibi dursalar da, adınaSamanyolu dediğimiz bir kuşakta özellikleyoğunlaşmışlardır. 1750'lerde bile bazıgökbilimciler, Samanyolu'nun görüntüsünün,bugün sarmal yıldız kümesi dediğimiz,görülebilen yıldızların çoğunun diske benzer tekyapıda kümelenmesi olarak tanımlanabileceğiniileri sürmüşlerdi. Sadece birkaç on yıl geçtiktensonra, çok sayıda yıldızın konumlarını veuzaklıklarını titizlikle kataloglayan Sir WilliamHerschel bu düşünceyi doğruladı. Buna rağmen,

düşüncenin tümüyle kabulü XX. yüzyılınbaşlarında mümkün oldu. Samanyolu'nun -yanigalaksimizin- yüz bin ışık yılı genişliğindeolduğunu ve yavaşça döndüğünü artık biliyoruz;galaksimizin sarmal kollarındaki yıldızlar,merkezin etrafını birkaç yüz milyon yılda birancak dönerler. Güneşimiz bu sarmal kollardanbirinin iç kenarına yakın, sıradan, orta büyüklükte,sarı renkli bir yıldızdır. Dünya'nın evrenin merkeziolarak düşünüldüğü Aristoteles'in vePtolemaios'un döneminden bu yana epeyce uzunbir yol kat ettik!

Evrene dair çağdaş anlayışımız, 1924'te Amerikalıgökbilimci Edvvin Hubble, Samanyolu'nunevrendeki tek galaksi olmadığını gösterdiğindeoluştu. Gerçekten de Hubble, aralarında boşuzayın uçsuz bucaksız bölgeleri bulunan pek çokgalaksi keşfetti. Bunu kanıtlamak için Hubble'ınDünya'nın diğer galaksilere olan uzaklığınıölçmesi gerekti. Ancak bu galaksiler o kadar

uzaktı ki, gerçekten de konumlan, yakındakiyıldızların tersine, sabit görünüyordu. Hubble, bugalaksilerin uzaklığını ölçerken ıraklık açısındanyararlanamadığından, dolaylı ölçüm yöntemlerikullanmak zorunda kaldı. Parlaklığı, bir yıldızınuzaklığını netlikle ölçmenin yollarından biridir.Ancak, yıldızın görünürdeki parlaklığı yalnızcauzaklığa değil, yaydığı ışının (ışığın) miktarına dabağlıdır. Donuk donuk parlayan bir yıldız, eğeryeterince yakınsa, uzak galaksilerden birindeki enparlak yıldızı bile gölgede bırakacaktır. Uzaklıkölçümü gibi bir sınıflandırmada parlaklıkkullanılır; ancak bunun için yıldızın ışık gücünübilmemiz gerekir.

Yakın yıldızların ışık gücü, parlaklıklarına görehesaplanabilir, çünkü ıraklık açısı uzaklıklarınıbilmemizi sağlar. Hubble, yakın yıldızlanverdikleri ışığa göre sınıflandırarak belirli türlereayırdı. Belirli tür yıldızların ışık gücü her zamanaynıydı. Sonra Hubble, aynı türde yıldızların uzak

galaksilerde de bulunabileceğini savundu;uzaktaki yıldızların ışık gücünün tıpkıyakındakiler gibi olduğunu varsayabilirdik. Bubilgiyle o galaksinin uzaklığını ölçebilirdik. Buölçümü aynı galaksideki birkaç yıldızlayapabilirsek ve ölçümlerimiz hep aynı uzaklığıverirse, tahminlerimize oldukça güvenebilirdik.Bu şekilde Hubble, dokuz farklı galaksininuzaklığım hesapladı.

Bugün, çıplak gözle görebildiğimiz yıldızların,bütün yıldızların çok ufak bir bölümü olduğunubiliyoruz. Görebildiğimiz beş bin yıldız, sadecebizim galaksimizdeki yıldızların ancak milyardabiridir. Samanyolu, gelişmiş teleskoplarla görülenve her biri ortalama yüz milyon yıldız içeren, yüzmilyondan fazla galaksiden biridir sadece. Her biryıldız bir tuz tanesi büyüklüğünde olsaydı, çıplakgözle görülebilen yıldızlan bir çay kaşığına sığ dırab i 1 ir di k; ancak evrendeki bütün yıldızlangenişliği yaklaşık on üç kilometre olan bir topa

sığdırabiliriz.

Yıldızlar o kadar uzaktır ki, bize ancak iğne ucubüyüklüğündeki ışıklar olarak görünürler. Onlarınbüyüklüklerini ve biçimlerini göremeyiz. Ancak,Hubble'ın fark ettiği gibi, pek çok farklı türdeyıldız var ve onları ışıklarının renklerine göre ayırtedebiliyoruz. Newton, güneş ışığının prizmadenilen üçgen bir cam parçasından geçirildiğinde,tıpkı gökkuşağı gibi, bileşimindeki renklereayrıştığını keşfetmişti. Belirli bir ışık kaynağındanyayılan çeşitli renklerin görece yoğunluklarına, oışığın tayfı denir. Bir teleskopu belirli bir yıldızaya da galaksiye odaklayarak, o yıldızın ya dagalaksinin ışığına ait tayfı gözlemleyebiliriz.

Iraklık açısı.

İster bir yolda ister uzayda hareket ediyor olun,size göre uzak ya da yakın olan nesnelerin göreli

konumları, siz ilerledikçe değişecektir. Budeğişimin ölçüsü, nesnelerin göreli uzaklıklarını

belirlemede kullanılabilir.

Bu ışığın bize vereceği şeylerden biri desıcaklıktır. 1860'ta, Alman fizikçi GustavKirchhoff, maddesi olan her cismin ısındığında,tıpkı korlaştığında parlayan bir kömür parçası

gibi, ışık ya da ışınım yaydığını fark etti. Böyleışıltılı nesnelerin ışığına, içindeki atomların ısılhareketi neden olur. Buna kara cisim ışınımı denir(her ışıltılı nesne kara değildir). Kara cisimışınımının tayfında hata çok zordur; cismin ısıyladeğişim gösterdiğinden kolaylıkla ayırt edilebilenbir biçimi vardır. Bu yüzden ışıltılı bir nesnedenyayılan ışık, termometre gibi okunur. Farklıyıldızlarda gözlenen tayf her zaman kesinlikle bubiçimdedir; o yıldızın ısıl durumunu gösteren biretikettir.

Yıldız tayfı.

Bir yıldız ışığının bileşiminde bulunan renkler

incelenerek, yıldızın sıcaklığı ve atmosferininyapısı belirlenebilir.

Daha yakından baktıkça yıldız ışığının bize ifadeettikleri fazlalaşır. Bazı özgül renklerin olmadığınıve bu eksik renklerin yıldızdan yıldıza değiştiğinibiliyoruz. Kimyasal elementlerin karakteristik birrenk takımını soğurduğunu bildiğimizden, burenkleri belli bir yıldızın tayfında eksik olanrenklerle karşılaştırdığımızda, o yıldızınatmosferinde var olan elementleri kesin olaraksaptayabiliriz.

1920'lerde gökbilimciler diğer galaksilerdekiyıldızların tayfına bakmaya başladıklarında, çoktuhaf bir şey buldular. Galaksimizdeki yıldızlardaolduğu gibi, o yıldızlarda da eksik renklerinkendilerine özgü bir modeli vardı, ancak var olanrenklerin hepsi, aynı göreli oranda tayfta kırmızıyadoğru kaymışlardı.

Bir fizikçi, bir rengin ya da frekansın kaymasını

Doppler etkisi olarak tanımlar. Bu etkiyi sesalanında tanıyoruz. Yoldan geçen bir arabayıdinleyin; araba yaklaşırken motor -ya da korna-sesinin tizliği artar, araba geçip gittikten sonra,uzaklaşırken tizliği azalır. Arabanın motorunun yada komasının sesi, birbirini izleyen tepe veçukurlardan oluşan bir dalgadır. Araba bize doğruyaklaşırken, ses dalgalan yayar; hareket halindekiarabanın yaydığı dalgalar arasındaki mesafe -sesindalgaboyu- duran bir arabadan daha kısadır.Dalgaboyu kısaldıkça, her saniye kulağımızaulaşan bu çalkalanma artacaktır; aynı şekildesesin tizliği ya da frekansı da. Araba bizdenuzaklaşırken sesin dalgaboyu daha uzun,kulağımıza erişen ses ise daha düşük frekanstaolacaktır. Araba ne kadar hızlı hareket ederse, etkide o kadar büyüyeceğinden, Doppler etkisini hızıölçmede kullanabiliriz. Işıkta ya da radyodalgalarında da işleyiş aynıdır. Gerçekten depolisler taşıtların hızını saptarken Doppler etkisinikullanırlar ve taşıtlardan yansıyan radyo

dalgalarının boylarım ölçerler.

Kara cisim tayfı.

Bütün nesneler -sadece yıldızlar değil-mikroskobik unsurlarının ısıl hareketinin sonucuolarak ışınım yayar. Bu ışınımdaki frekansların

dağılımı, nesnenin ısı özelliklerini gösterir.

5. Bölüm'de değindiğimiz gibi, görünür ışığındalgaboyu çok çok küçüktür; bir santimetreninkırk milyonda birinden, seksen milyonda birinekadar uzanır, insan gözünün görebildiği farklırenkler, ışığın farklı dalgaboylarıdır; tayfın birucundaki kırmızı renk en uzun dalga-boyuna,diğer ucundaki mavi renk ise en kısa dalgaboyuna

sahiptir. Şimdi, bizden sabit uzaklıktaki bir ışıkkaynağının -örneğin bir yıldızın- sabitdalgaboyunda ışık dalgalan yaydığını düşünelim.Bize ulaşan dalgaların boyları, yayıldıkları andakidalgaboylarıyla aynı olacaktır. Sonra bu ışıkkaynağının bizden uzaklaşmaya başladığınıvarsayalım. Tıpkı seste olduğu gibi, ışığındalgaboyu uzayacak ve bu yüzden tayfın kırmızıucuna doğru kayacaktır.

Doppler etkisi.

Bir dalganın kaynağı gözlemciye doğru hareketettiğinde, dalgaboyları daha kısa görünür. Dalga

kaynağı uzaklaştığında ise dalgaboyları dahauzundur. Bu duruma Doppler etkisi denir.

Başka galaksilerin varlığını kanıtlayan Hubble,bundan sonraki yıllarını galaksilerin uzaklıklarınıkataloglayarak ve tayflarını gözlemleyerek geçirdi.O zamanlar daha çok, galaksilerin gelişigüzel birşekilde hareket ettiği düşünülüyordu; bu nedenleHubble, kızıla kayan tayflar kadar, maviye kayantayflar da bulmayı bekliyordu. Bu nedenle,galaksilerin çoğunluğunun tayfında kızılakaydıklarını bulmak çok şaşırtıcı oldu; neredeysehepsi bizden uzaklaşmaktaydı! Hubble'ın 1929'dayayımladığı bir bulgu daha da şaşırtıcıydı: Birgalaksinin kızıla kayma miktarı bile gelişigüzeldeğildi, bize olan uzaklığıyla doğru orantılıydı. Birbaşka deyişle, galaksi bizden uzak olduğu orandahızlı uzaklaşıyordu! Bu da, önceden düşünülenintersine, evrenin durağan olmadığı, büyüklüğünündeğiştiği anlamını taşıyordu. Aslında evrengenişlemekte, farklı galaksiler arasındaki mesafeher an büyümekteydi.

Evrenin genişlediği keşfi, XX. yüzyılın en büyük

düşünce devrimi erinden biridir. Bunuöğrendikten sonra geriye bakıp, neden kimseninbunu daha önce düşünemediğini merak ediyoruz.Newton ve diğerleri, durağan bir evrenin dengesizolacağını fark edebilmiş olmalıydılar; çünküdurağan bir evrende, birbirine etki eden bütünyıldızların ve galaksilerin kütleçekimi gücünüdengeleyecek geriltici bir kuvvet yoktur. Bunedenle, evren bir dönem durağan olmuş olsa bile,durağan kalmayı sürdüremeyecekti, çünkü bütünyıldızların ve galaksilerin ortak kütleçekimikuvveti çok geçmeden evrenin büzülmeyebaşlamasına neden olacaktı. Aslında, evren epeyyavaş genişlese bile, kütleçekimi kuvveti, sonundaonun genişlemesine son verecek ve evrenbüzülmeye başlayacaktır. Eğer evren kritik noktayıaşan bir hızla genişlerse, kütleçekimi kuvveti aslagenişlemeyi durdurabilecek güce ulaşamaz veevren sonsuza kadar genişlemeyi sürdürür. Budurum biraz, yeryüzünden uzaya bir roketfırlatıldığında olanlara benzer. Eğer roketin hızı

düşükse, kütleçekimi sonunda roketi durdurur veroket düşmeye başlar. Eğer roket kritik noktayıaşan bir hıza (saniyede yaklaşık on bir kilometre)sahipse, kütleçekimi kuvveti onu geri çekebilecekgüçte olmayacak ve roket yeryüzündenuzaklaşmayı sürdürecektir.

XIX., XVIII., hatta XVII. yüzyılın sonlarındaNewton'un kütleçekimi kuramına bakarak evreninbu işleyişi tahmin edilebilirdi. Ancak durağanevren inancı o kadar güçlüydü ki, XX. yüzyılınbaşlarına kadar inatla varlığını sürdürdü. 1915'tegenel görelilik kuramını kesinleştiren Einstein bileevrenin durağan olduğundan o kadar emindi ki, busonucu mümkün kılmak için kuramınıdeğiştirerek, denklemlerine kozmolojik sabitdenilen uydurma bir sayı ekledi. Kozmolojiksabitin yeni bir "kütleçekimi karşıtı" kuvvet olaraketkisi vardı ve bu kuvvet, diğer kuvvetlerin tersine,belirli bir kaynaktan gelmiyor, uzay-zamanınkendi yapısı içinde yaratılıyordu. Bu yeni kuvvet

yüzünden uzay-zaman, yapısından kaynaklananbir genişleme eğilimi gösteriyordu. Einsteinkozmolojik sabiti kuramına uygun halegetirmekle, bu eğilimin gücünü de uyarlamışoluyordu. Bu gücü, evrendeki bütün maddelerinortak çekim gücünü dengeleyecek biçimdeuyarlayabileceğim ve sonuçta durağan bir evreneulaşabileceğini bulmuştu. Einstein daha sonrakozmolojik sabiti reddetti, bu uydurma sayıyı "enbüyük hatası" olarak gördü. Birazdan göreceğimizgibi, Einstein'ın bu kuramı ileri sürmekte haklıolabileceğine bugün inanmamızı sağlayacak birnedenimiz var. Ancak Einstein'ı hayal kırıklığınauğratan şey, durağan evren inancının, görelilikkuramının -evrenin genişlemekte olduğu-kestirimine üstün gelmesine izin vermekti. Öylegörünüyor ki, yalnızca bir kişi, genel görelilikkuramının bu kestirimini tam olarakdeğerlendirmiştir. Einstein ve diğer fizikçilergenel görelilik kuramının statik olmayanevreninden kaçmaya çalışırken, Rus fizikçi ve

matematikçi Alexander Friedmann, evreningenişlemekte olduğunu açıklamaya koyulmuştu.

Freidmann evren hakkında çok basit ikivarsayımda bulundu. Hangi yöne bakarsakbakalım evren aynı görünür; evreni hanginoktadan gözlemlersek gözlemleyelim bu doğruolur. Sadece bu iki düşüncesiyle Freidmann, genelgöreliliğin denklemlerini çözerek, evrenin statikolmasının beklenemeyeceğini gösterdi. Böylece1922'de, Edvvin Hubble'ın keşfinden birkaç yılönce, onun keşfedeceği şeyin tam bir kestirimindebulundu!

İzotropik orman.

Bir ormandaki ağaçların dağılımı tekbiçimli olsabile, yakındaki ağaçlar grup halinde görülür.

Aynı şekilde, evren bize yakın yerlerde tekbiçimligörünmez, ancak geniş ölçekte hangi yöne

bakarsak bakalım, gördüklerimiz aynı olacaktır.

Evrenin her yönde aynı göründüğü varsayımı,gerçekte tam olarak doğru değildir. Örneğin, dahaönce gördüğümüz gibi, galaksimizdeki yıldızlar,Samanyolu dediğimiz belirgin bir ışık kuşağıoluştururlar. Ancak uzak galaksilerebaktığımızda, her yönde aşağı yukarı aynı sayıdaoldukları görülür. Yani evren, galaksilerarasındaki uzaklıklara oranla büyük ölçeklerlebakıldığında ve küçük ölçeklerde ortaya çıkanfarklar göz ardı edildiğinde, her yönde yaklaşıkaynı görünür. Ağaçların rasgele büyüdüğü birormanda olduğunuzu düşünün; bir yönebaktığınızda en yakındaki ağaç bir metre uzaklıktaolabilir. Diğer yöne baktığınızda da en yakındakiağaç üç metre uzaklıkta olabilir. Üçüncü yönde,

iki metre uzaklıkta bir ağaç kümesi görebilirsiniz.Orman her yönde aynıymış gibi görünmemektedir;ama bir millik dairesel bir bölgenin içindekiağaçlara baktığınızda, farklılıklar ortalama birdüzeye inecek, hangi yöne bakarsanız bakınorman aynı görünecektir.

Yıldızların tekbiçimli dağılımı, Friedmann'ınvarsayımı için -gerçek evrene kabaca yapılmış biryaklaşım olarak uzunca bir süre yeterli bir gerekçeoldu. Ancak yakınlarda, aslında Freidmann'ınvarsayımındaki bir başka yönün, evreniolağanüstü doğrulukta tanımladığı, şans eseriortaya çıktı. 1965'te, New Jersey'deki Bell TelefonLaboratuvarları’nda çalışan iki Amerikalı fizikçi,Amo Penzias ve Robert Wilson çok duyarlı birdalga dedektörünü deniyorlardı. (Mikrodalgalarıntıpkı ışık dalgalan gibi olduklarını, amadalgaboylarının bir santim civarında olduğunuhatırlayın.) Penzias ve VVilson, dedektörgereğinden fazla ses topladığı için endişeliydiler.

Dedektörün içinde kuş pisliği bulduktan sonrabaşka bozukluk olup olmadığına baktılar ve bütünolasılıkları elediler. Ses, Dünya kendi eksenindeve Güneş'in etrafında döndüğü halde, o gün, ogece ve yıl boyunca aynı kaldı. Dünya'nın ekseniüzerinde ve Güneş'in etrafında dönmesidedektörün uzayda farklı yönlere çevrilmesineneden olduğundan, Penzias ve Wilson sesinGüneş sisteminin, hatta galaksinin ötesindengeldiği sonucuna vardılar. Ses, uzayın heryönünden eşit olarak geliyor gibiydi. Hangi yönebakarsak bakalım sesin ancak çok küçük miktardadeğişiklik gösterdiğini artık biliyorduk; böylecePenzias ve Wilson farkında olmadan,Friedmann'ın evrenin her yönde aynı olduğunusöyleyen varsayımının çarpıcı bir örneğine denkgelmiş oldular.

Bu kozmik sesin kaynağı neydi? Penzias veWilson dedektörlerindeki sesi araştırdıkları sırada,Princeton Üniversitesi'ndeki iki Amerikalı fizikçi,

Bob Dicke ve Jim Peebles de mikrodalgalarlailgileniyorlardı. Georges Gamovün (bir zamanlarFriedmann'ın öğrencisiydi) evrenin başlangıçtaçok sıcak, yoğun ve akkor ışıltısında olduğu savıüzerine çalışıyorlardı. Dicke ve Peebles, evreninuzak bölümlerinin ışığı bize ancak ulaşacağındanilk evrenin ışıltısını hâlâ görebilmemizingerektiğini savundular. Ancak bu ışık, evreningenişlemesi yüzünden o kadar kızıla kaymışolmalıydı ki, onu görünür ışık olarak değil, ancakmikro-dalga ışınımı olarak görebilirdik. Dicke vePeebles bu ışınımı araştırmaya hazırlanırken,Penzias ve Wilson onların çalışmalarını duydularve ışınımı bulmuş olduklarını anladılar. Penziasve Wilson bu yüzden 1978 Nobel Ödülü'nüaldılar. (Bu, Gamov'un yanı sıra, Dicke'e vePeebles'e de haksızlıktı.)

Baktığımız her yönde evrenin aynı göründüğünügösteren bütün bu kanıtlar, ilk bakışta evrendeözel bir yerimiz varmış izlenimini verebilir.

Özellikle de, bütün diğer galaksilerin bizdenuzaklaştığını gözlemliyorsak, evrenin merkezindeolduğumuzu düşünebiliriz. Yine de bir başkaaçıklama daha var: Evren bir başka galaksidenbakıldığında da her yönde aynı görülebilir. Bu,Friedmann'ın ikinci varsayımıdır.

Bu varsayımın yanında ya da karşısında olanhiçbir bilimsel kanıtımız yok. Yüzyıllarca önceKilise bu varsayımı sapkınlık olarak kabul ederdi,çünkü Kilise öğretisine göre evrenin merkezinde,özel bir yer işgal ediyorduk. Ancak bugünFriedmann'ın varsayımına neredeyse tam karşıt birnedenle, bir tür tevazuyla inanıyoruz: Eğer evrendiğer noktalardan değil, sadece bizimbulunduğumuz yerden aynı görünüyor olsaydı asılolağanüstü durum bu olurdu! Friedmann'ın evrenmodelinde bütün galaksiler birbirlerindenuzaklaşır. Bu durum, üzerine benekler çizilmiş birbalonun durmadan şişirilmesine benziyor. Balongenişledikçe iki benek arasındaki uzaklık artar,

ama herhangi bir beneğin genişlemeninmerkezinde olduğu söylenemez. Dahası, balonunyarıçapı sürekli artarken, beneklerin birbirlerindenuzaklaşma hızı da artar.

Genişleyen balon evren.

Evrenin genişlemesi sonucunda, bütün galaksilerbirbirlerinden uzaklaşır. Zamanla, tıpkı şişirilenbir balonun üzerindeki benekler gibi, uzaktaki

galaksiler, yakındakilerden daha fazla uzaklaşır.Bu nedenle, herhangi bir galaksideki bir

gözlemciye, daha uzaktaki galaksi, daha hızlıhareket ediyormuş gibi görünür.

Örneğin, balonun yarıçapının bir saniyede iki

katına çıktığını düşünelim. Daha önce iki benekarasındaki uzaklık (balonun yüzeyinde yapılanölçüme göre) bir santimetreyken, iki santimetreolacaktır. Bu durumda beneklerin göreli hızı,saniyede bir santimetredir. Öte yandan,aralarındaki uzaklık önceden on santimetre olaniki benek arasında ise yirmi santimetre olacaktırki, bunların uzaklaşma hızı da saniyede onsantimetredir. Aynı şekilde, Friedmann'ınmodelindeki galaksinin birbirinden uzaklaşmahızı aralarındaki uzaklıkla doğru orantılıdır;böylece bir galaksinin kızıla kayması, bizdenuzaklığıyla doğru orantılıdır kestir imi tam olarakHubble'ın bulduğu şeydir. Friedmann'ınçalışmaları, bu modeldeki başarısına ve Hubble'ıngözlemlerini önceden görmesine rağmen, Batı'dahemen hiç bilinmedi; ta ki 1935'te Amerikalıfizikçi Howard Robertson ve İngiliz matematikçiArthur Walker, evrenin tekbiçimli genişlemesinikeşfeden Hubble'a karşılık benzer modellerkeşfedinceye kadar.

Friedmann sadece bir evren modeli türetmişti.Ancak onun varsayımları doğruysa, Einstein'ındenklemlerinin gerçekten mümkün olan üççözümü vardır; yani Friedmann'ın üç farklı modelive evrenin gidebileceği üç farklı yol.

İlk çözümlemede (Friedmann'ın bulduğu gibi)evren, farklı galaksiler arasındaki kütleçekimikuvvetinin genişlemeyi yavaşlatmasına vesonunda durdurmasına yetecek kadar yavaşgenişlemektedir. Böylece galaksiler birbirinedoğru hareket etmeye başlar ve evren büzülür.İkinci çözümlemede evren öyle hızlıgenişlemektedir ki, kütleçekimi kuvvetigenişlemeyi biraz yavaşlatsa bile durduramaz. Veson olarak üçüncü çözümlemede evren,çökmesine meydan vermeyen bir hızdagenişlemektedir. Galaksilerin birbirindenuzaklaşma hızı gittikçe azalır, ama hiçbir zamansıfır noktasına erişmez.

Friedmann'ın ilk modelinde dikkat çeken bir

özellik de, evren uzayda sınırsız değildir, amauzayın da sının yoktur. Kütleçekimi o kadargüçlüdür ki, uzay kendi üzerine bükülmüştür. Budaha çok Dünya'nın yüzeyine benzer, sonu vardır,ama sınırları yoktur. Dünya'nın yüzeyinde belirlibir yöne doğru gitmeyi sürdürdüğünüzde, negeçilemez bir sınırla karşılaşırsınız, ne dekenarından aşağıya düşersiniz; sonundabaşladığınız noktaya geri dönersiniz. Bu modeldeuzay tıpkı böyledir; ancak dünyanın yüzeyi gibiikiboyutlu değil, üçboyutludur. Evrenin çevresinidolanıp, aynı noktaya varmak iyi bir bilimkurguöyküsü olmakla birlikte, pratikte pek fazla değertaşımaz, çünkü siz etrafındaki turunuzutamamlayamadan evrenin çökerek sıfır noktasınageri döneceği ispat edilebilmiştir. Evren o kadarbüyüktür ki, çökmeden önce başladığınız noktayageri dönebilmeniz için ışıktan daha hızlı yolalmanız gerekir ve bu mümkün değildir!Friedmann'ın ikinci modelinde de, farklı birbiçimde olmasına rağmen, uzay eğrilmiştir.

Sadece üçüncü modelde evrenin büyük ölçekligeometrisi düzdür (ancak uzay, büyük nesnelerinçevresinde hâlâ bükülmüş ya da eğridir.)

Friedmann'ın hangi modeli evrenimizi tanımlıyor?Evren sonunda genişlemeye son verip büzülmeyemi başlayacak, yoksa sonsuza kadar genişlemeyisürdürecek mi?

Bu soruların yanıtlarının, bilimcilerin başlangıçtadüşündüğünden daha karmaşık olduğu ortayaçıktı. En temel çözümleme iki şeye dayanıyor,evrenin şimdiki genişleme hızına ve evreninşimdiki ortalama yoğunluğuna (uzayın belli birhacimdeki madde miktarına). Onu durdurabilecekkütleçekimi kuvvetinin, genişleme hızı oranındabüyük olması gerektiğinden madde yoğunluğunundaha da büyük olması gerekiyor. Ortalamayoğunluk, (genişleme hızıyla belirlenen) belirli birkritik değerden büyükse, evrendeki maddeninkütleçekimi kuvveti genişlemeyi durdurabilecekve onun çökmesine neden olacaktır ki bu,

Friedmann'ın ilk modeline uymaktadır. Ortalamayoğunluk kritik değerin altındaysa, genişlemeyidurdurabilecek kütleçekimi kuvveti olmayacak veevren sonsuza kadar genişleyecektir ki bu daFriedmann'ın ikinci modeline uymaktadır. Ve eğerevrenin ortalama yoğunluğu tam kritikdeğerdeyse, o zaman genişleme gittikçeyavaşlayacak, ama asla durağan konumagelmeyecektir. Bu da Friedmann'ın üçüncümodeline uymaktadır.

Peki hangisi? Evrenin şimdiki genişleme hızını,diğer galaksilerin birbirlerinden uzaklaşmahızlarım Doppler etkisiyle ölçerek saptayabiliriz.Bu çok doğru bir şekilde yapılabilir. Yine degalaksilerin uzaklığı çok iyi bilinemez, çünkü buuzaklıkları ancak dolaylı olarak ölçebiliyoruz.Yani bütün bildiğimiz, evrenin her bir milyar yıldabir, yüzde beş ile on arası oranda genişlediğidir.Evrenin bugünkü ortalama yoğunluğuna dairbelirsizlik daha da büyüktür. Yine de,

galaksimizde ve diğer galaksilerde görebildiğimizbütün yıldızların kütlelerini topladığımızda çıkansonuç, tahmin edilen en düşük genişleme hızı içindahi, genişlemeyi durdurmak için gerekenmiktarın yüzde birinden daha az olacaktır.

Ancak öykü bu kadarla kalmıyor. Bizimgalaksimizin ve diğer galaksilerin doğrudangöremediğimiz, ancak var olduklarınıgalaksilerdeki yıldızların yörüngelerine yaptıklarıkütleçekimi etkisinden anladığımız büyükmiktarda "kara madde" içermesi gerekiyor. Belkide bunun en iyi kanıtı, Samanyolu gibi sarmalgalaksilerin dış kısımlarında kalan yıldızlardadır.Bu yıldızlar, galaksilerinin etrafındakiyörüngelerinde o kadar hızlı dönerler ki,yörüngelerinde kalmalarını ancak gözlemlenengalaksi yıldızlarının kütleçekimi kuvvetleri sağlar.Dahası, pek çok galaksi kümeler halinde bulunur;bu kümelerdeki galaksilerin arasında daha fazlakara madde bulunduğunu, maddenin galaksilerin

hareketlerine yaptığı etkiden anlarız. Aslında karamaddenin toplamı, evrendeki sıradan maddenintoplamını geçer. Bütün bu kara maddeyitopladığımızda, genişlemeyi durdurmaya yetecekmaddenin ancak yüzde onunu buluruz. Fakat,evrene neredeyse aynı şekilde dağılmış, henüzkeşfedemediğimiz, evrenin yoğunluğunu daha daartıracak kara madde türleri olabilir. Örneğin,adına nötrino denilen, maddeyle çok zayıf birşekilde etkileşen ve fark edilmesi olağanüstü zorolan bir temel parçacık türü var (son yapılannötrino deneyinde, yer altında elli bin ton suyladoldurulmuş bir dedektör kullanıldı). Nötrinonunkütlesiz olduğu ve bu yüzden de kütleçekimi gücüolmadığı düşünülürdü; ancak son birkaç yıldayapılan deneyler, nötrinonun daha öncekeşfedilememiş küçücük bir kütleye sahipolduğunu gösteriyor. Kütlesi olduğuna görenötrino bir tür kara madde olabilir. Yine deevrende, nötrino bir tür kara madde olsa bile,genişlemeyi durdurmak için gerekenden çok daha

az madde var; bu nedenle son zamanlardafizikçilerin çoğunluğu, Friedmann'ın ikincimodelini uygulama konusunda hemfikirler.

Sonra yeni gözlemler yapıldı. Son birkaç yıl içindebazı araştırma grupları Penzias ve Wilson'unüzerinde çalıştıkları mikrodalga fon ışınımınınminik dalgacıklarını incelediler. Bu dalgacıklar,evrenin geniş ölçekli geometrisinin göstergesiolarak kullanılabilirdi ve işaret ettiklerine göreevren (Friedmann'ın üçüncü modelinde olduğugibi) düzdü! Bunu açıklamak için yeterince maddeve kara madde olmadığı için fizikçiler, henüzbulunmamış olmakla birlikte başka bir maddenin,kara enerjinin var olduğu postulasını kurdular.

Daha başka gözlemler durumu daha da karmaşıkhale getirerek, evrenin genişleme hızının aslındayavaşlamadığını, daha da hızlandığını gösteriyor!Friedmann'ın modellerinin hiçbirinde bu yok!Ancak uzaydaki madde, ister yüksek, ister düşükyoğunlukta olsun, genişlemeyi

yavaşlatabileceğinden, bu çok tuhaf bir durum.Kütleçekimi, her şeye rağmen çekim gücünesahiptir. Kozmik genişlemenin ivme kazanması,patlamadan sonra dağılmak yerine güç kazananbir bombanın durumuna benziyor. Kozmosungittikçe hızlanan bir şekilde genişlemesine nedenolan kuvvet ne olabilir? Henüz kimse bilmiyor,ama bu durum Einstein'ın kozmolojik sabite (veonun kütleçekimi karşıtı gücüne) ihtiyaçduymasını haklı çıkaran bir kanıt olabilir.

Hızla gelişen teknoloji ve uydulara bağlı büyükteleskoplar sayesinde evren hakkında yeni veşaşırtıcı şeyler öğreniyoruz. Artık daha sonrasıiçin evrenin işleyişinin nasıl olacağını iyibiliyoruz; evren gittikçe artan bir hızlagenişlemeye devam edecek. Zaman, en azındanbir kara deliğe düşmeyecek kadar tedbirli olanlariçin sonsuza kadar sürecek. Peki ya çok eskidönemlerde ne oldu? Evren nasıl başladı ve onungenişlemesine yol açan ne?

Büyük patlama, kara delikler ve evreninevrimi

Friedmann'ın ilk evren modelinde dördüncü boyutolan zamanın -uzay gibi- genişlemesi sonludur.Zaman, iki ucu ya da sının olan bir çizgiye benzer.Zamanın sonu olduğuna göre, bir başlangıcı daolmalıdır. Aslında, Einstein'ın evrende bellimiktarda madde olduğunu söyleyendenklemlerinin bütün çözümlemelerinin çokönemli bir özelliği paylaştığını görüyoruz;geçmişte bir zamanda (yaklaşık 13,7 milyon yılönce) komşu galaksiler arasındaki uzaklık sıfırolmalıydı. Bir başka deyişle, bütün evren sıfırbüyüklüğündeki tek bir noktaya -sıfır yarıçaplı birküreye- sıkışmıştı. O zaman evrenin yoğunluğu veuzay-zamanın eğriliği sonsuz olmalıydı. Bu,büyük patlama dediğimiz zamandır.

Kozmolojiye ait bütün kuramlarımız, uzay-zamanın hareketsiz ve neredeyse düz olduğu

varsayımlarına göre formüle edilmişlerdi. Böylecebütün bu kuramlarımız büyük patlamayla yerle biroldu: Sonsuz eğiklikte bir evrene hemen hemendüz demek mümkün değildir! Büyük patlamadanönce olaylar meydana gelmiş olsa bile, bukuramları daha sonra ne olacağını belirlemektekullanamayız, çünkü büyük patlamayla birlikteönceden kestirilebilirlik ortadan kalkar.

Aynı şekilde, şimdiki gibi, sadece büyükpatlamadan sonra olanları bilsek de, patlamaöncesinde neler olduğunu saptayanlayız.Kanımızca büyük patlamadan önce olanların birsonucu yoktur ve bu nedenle evrenin bilimselmodelinin parçası olamazlar. Bu nedenle patlamaöncesini model dışında bırakıp, zamanınbaşlangıcının büyük patlama olduğunusöyleyebiliriz. Bu demektir ki, büyük patlamanınkoşullarını kim hazırladı türünden sorular, biliminilgilendiği türde sorular değildir.

Evren sıfır büyüklüğündeyse ortaya çıkan bir diğer

sonsuzluk sıcaklıktır. Büyük patlama sırasındaevrenin sonsuz sıcaklıkta olduğu düşünülüyor.Evren genişledikçe ışınımın ısısı düşmüştür. Isıbasit bir şekilde, parçacıkların ortalamaenerjisinin -ya da hızının- ölçüsü olduğundan,evrenin soğuma sürecinin, evrenin içindeki maddeüzerinde etkisi çok büyük olmuştur. Çok yüksekısılarda parçacıklar o kadar hızlı hareket ederlerki, birbirlerinin çekim alanlarından kaçabilirler vebu durum sonuçta nükleer ya da elektromanyetikkuvvetlerin ortaya çıkmasına neden olur; ancaksoğumakta olan parçacıkların bir kümeoluşturmaya başlamak üzere birbirlerini çekmeleribeklenir. Evrende bulunan parçacıkların türleribile ısıya ve dolayısıyla evrenin yaşına bağlıdır.

Aristoteles, maddenin parçacıklardan oluştuğunainanmıyordu. Maddenin sürekli olduğunainanıyordu. Yani ona göre bir madde parçasısonsuza kadar daha küçük parçalara bölünebilirdi;daha küçük bir parçaya bölünemeyecek madde

parçası olamazdı. Ancak, Demokritos gibi birkaçYunanlı, maddenin özünde zerreciklerdenoluştuğunu ve her şeyin çok sayıda ve farklıtürlerdeki atomlardan yapıldığını savunuyorlardı.( Yu n a n c a d a atom sözcüğü, "bölünemez"demektir.) Günümüzde bunun doğru olduğunubiliyoruz; en azından kendi çevremizde ve evreninşimdiki durumunda bu doğru. Ancak evreninatomları ne her zaman vardı ne de bölünemezdi veevrendeki parçacıkların ancak küçük birbölümünü temsil ediyorlardı.

Atomlar, elektron, proton ve nötron denilen dahaküçük parçacıklardan oluşur. Protonlar venötronlar, kuvark denilen daha da küçükparçacıklardan oluşur. Dahası, bu her bir atomaltıparçacığa denk düşen bir karşıt parçacık vardır.Karşıt parçacıklar, kardeş parçacıklarıyla aynıkütleye sahiptir, ama yükleri ve diğer özelliklerizıttır. Örneğin, bir elektronun karşıt parçacığınapozitron denir, elektronun karşıtı olarak pozitif

yüklüdür. Karşıt parçacıklardan yapılmış karşıtdünyalar ve karşıt insanlar olabilir. Ancak birparçacıkla karşıt parçacık karşılaştıklarındabirbirlerini yok ederler. Yani, eğer karşıtbenliğinizle karşılaşırsanız, el sıkışmayın, büyükbir ışık patlaması içinde ikiniz dekaybolabilirsiniz!

Işık enerjisi bir başka tür parçacıktır; bu kütlesizparçacığa foton denir. Yakınımızdaki Güneş'innükleer ocağı, dünyanın en büyük fotonkaynağıdır. Güneş aynı zamanda bir başka türparçacığın, daha önce sözünü ettiğimiz nötrinonun(ve antinötrinonun) da en büyük kaynaklarındanbiridir. Fakat bu olağanüstü hafif olan parçacıklarmaddeyle etkileşime giremez ve dolayısıyla hersaniye milyonlarca nötrino bizi hiç etkilemedeniçimizden geçip gider. Bütün olarak fizikçilerdüzinelerce temel parçacık keşfetmiştir. Zamanla,evren karmaşık bir evrim geçirirken, bu farklıyapılardaki parçacıkların özellikleri de evrimleşti.

Dünya gibi bir gezegenin ve bizim varlığımızınnedeni işte bu evrimdir.

Büyük patlamadan bir saniye sonra evren, ısınınon milyar santigrat düşmesine yetecek kadargenişledi. Bu, Güneş'in merkezindeki ısının binkatıdır ve bu derece yüksek ısdara ancak hidrojenbombasının patlamasında ulaşılır. Bu şuradaevrende daha çok fotonlar, elektronlar, nötrinolarve bunların karşıt parçacıklarıyla birlikte, birmiktar proton ve nötron vardı. Bu parçacıklarınenerjisi o kadar büyük oldu ki, çarpıştıklarındapek çok farklı parçacık-karşıt parçacık çiftleriyarattılar. Örneğin, çarpışan fotonlar bir proton veonun karşıt parçacığı pozitronu yaratabilirdi. Buyeni oluşan parçacıklar, karşıt parçacık olankardeşleriyle çarpışır ve yok olurlar. Bir elektronbir pozitronla her karşılaştığında, ikisi de yokolur; ancak bunun tersi olan süreç o kadar kolaydeğildir; iki kütlesiz parçacığın, örneğin fotonlarınelektron ve pozitron yaratması gibi, bir parçacık-

karşıt parçacık çifti yaratması için, çarpışankütlesiz parçacıkların asgari düzeyde enerjisininolması gerekir. Çünkü bir elektronun vepozitronun kütlesi vardır ve yeni yaratılmış olanbu kütlenin, çarpışan parçacıkların enerjisindendoğması gerekir. Evren genişlediği ve ısı düştüğüsürece elektron-pozitron çiftlerini yaratabilecekenerjiyle dolu çarpışmalar, çiftlerin birbirini yoketme hızının çok daha altında gerçekleşir. Böylece elektron ve pozitron çiftlerinin çoğu, dahaçok foton üretmek üzere birbirini yok eder, geriyeoldukça az elektron kalır. Nötrino veantinötrinoların, birbirleriyle ve başkaparçacıklarla etkileşimleri çok zayıf olduğu için,birbirlerini pek yok etmez. Dolayısıyla bugün hâlâvar olmaları gerekir. Onları gözlemleyebilseydik,evrenin bu çok sıcak olan ilk evresi hakkında iyibir ölçütümüz olabilirdi, ancak ne yazık ki,milyarlarca yıl soma enerjileri doğrudangözlemlenemeyecek kadar azalmış olmalı (amabelki de onları dolaylı olarak saptayabiliriz).

Foton-elektron-pozitron dengesi.

Evrenin ilk dönemlerinde, fotonları oluşturmaküzere çarpışan elektron ve pozitron çiftleri

arasında ve tersi süreçte bir denge vardı. Evreninısısı düştükçe, denge foton yaratmaktan yana

değişti. Sonunda evrendeki elektron vepozitronların çoğu birbirlerini yok ettiler ve

günümüze kadar gelebilen çok az elektron kaldı.

Büyük patlamadan yaklaşık yüz saniye sonraevrenin sıcaklığı bir milyar dereceye, en sıcakyıldızların içlerindeki sıcaklığa düşer. Busıcaklıkta, büyük kuvvet demlen bir kuvvet çokönemli bir rol oynayacakta 11. Bölüm'de dahaayrıntılı olarak göreceğimiz büyük kuvvet, protonve nötronların birbirlerine bağlanıp, çekirdeği

oluşturmalarım sağlayan kısa erimli bir çekimkuvvetidir. Yeterince yüksek ısıda, protonlar venötronlar hareket etmelerine ve böyleceçarpışmalarından özgür ve başına buyruk birşekilde çıkmalarına yetecek enerjiye sahip olurlar.Ancak bir milyar derecelik bir ısıda, büyükkuvvetin çekimiyle başa çıkabilmelerine yetecekenerjiye sahip olamazlar ve döteryum (ağırhidrojen) atomunun (bir proton ve bir nötroniçerir) çekirdeğini oluşturmak üzere birbirlerinebağlanmaya başlarlar; ayrıca lityum ve berilyumgibi bazı ağır elementleri de oluştururlar. Sıcakbüyük patlamada, protonların ve nötronlarınyaklaşık dörtte birinin helyum çekirdeğinin yanısıra küçük bir miktar ağır hidrojene ve başkaelementlere dönüştüğü de hesaba katılabilir.Geriye kalan nötronlar, sıradan hidrojen atomununçekirdeğini oluşturmak üzere bozunarakprotonlara dönüşür.

Evrenin bu sıcak erken dönenimin tablosu ilk kez

1948'de, Georges Gamov ve öğrencisi RalphAlpher tarafından ünlü bir gazetede yayımlandı.Gamov çok şakacı biriydi; nükleerbilimci HansBethe'yi makalenin altına ismini koymaya iknaederek, makalenin yazar listesini, tıpkı Yunanalfabesinin ilk üç harfi, alfa, beta, gama gibi,Alpher, Bethe, Gamov olarak yayımlattı. Buevrenin başlangıcından söz eden bir makale içinçok uygun üsteydi! Bu makalede olağanüstü birkestirimde bulunarak, evrenin çok sıcak erkendönemlerinden gelen ışınımın günümüzde hâlâvar olabileceğini, ancak sıcaklığının mutlak sıfırınbirkaç derece üzerine kadar düşmüş olabileceğimyazdılar. (Mutlak sıfır, -273 °C, maddenin hiç ısıenerjisi taşımadığı mümkün olan en düşük ısıdır.)

Penzias ve Wilson'un 1965’te buldukları işte bumikrodalga ışınımıydı. Alpher, Bethe veGamov'un bu makaleyi yazdıkları sırada proton venötronlann çekirdeksel tepkimelerine dair pek birşey bilinmiyordu. Evrenin erken dönemlerindeki

değişik elementlerin oranlarına ilişkin o dönemdeyapılan hesaplar oldukça hatalıydı; ancak buhesaplar gelişen bilgilerimizin ışığında yenidenyapılmış ve artık gözlemlerle de tutarlı halegelmiştir. Dahası, evrendeki maddenin dörttebirinin neden helyum olduğunu anlatmanın birbaşka yolunu bulmak çok zor.

Ancak bu tablonun da sorunları var. Sıcak büyükpatlama modelinde, evrenin ilk döneminde ısınınbir bölgeden diğerine akmasına yetecek zamanyoktu. Bu demektir ki, evrenin ilksel aşamasındaher yerdeki ısı tamamen aynı derecedeydi; fonmikrodalganın baktığımız her yerde aynısıcaklıkta olduğu gerçeğini açıklayabilmenin yolubu. Dahası, genişlemenin başlama hızı kesinolarak belirlenmeliydi ki, çökmeden sakınmakiçin gereken kritik hıza yakınlaşabilsin. Evreninniçin bu şekilde başladığını, bizim gibi varlıklarıyaratmaya niyetlenen Tanrı'nın işi olarakgörmenin dışında, açıklamak çok zor.

Massachusetts Teknoloji Enstitüsü'nde çalışan birbilimci olan Alan Guth, çok sayıda değişik ilkseldurum modelinin arasında, evrimleşerekbugünküne benzer bir evren yaratabilecek olanmodeli bulmaya çalışırken, evrenin başlangıçtaçok hızlı bir genişleme sürecinden geçmişolabileceğini öne sürdü. Bunun şişmeye benzer birgenişleme olduğu söylenebilir; yani bu, evren biranda artan bir hızla genişledi demektir. Guth'agöre, evrenin yarıçapı, saniyenin küçücük birbölümünde milyon kere milyon kere milyon keremilyon kere milyon kat (l'den sonra otuz sıfır)artmıştı. Evrendeki her düzensizlik bugenişlemenin etkisiyle düzelmiştir, tıpkı balonunüzerindeki kırışıklıkların şişirildikçe kaybolmasıgibi. Böylelikle şişme, evrenin bugünkü düzgünve tekbiçimli durumuna, pek çok farklı vetekbiçimli olmayan başlangıç durumlarındanevrimleşerek nasıl geldiğini açıklar. Bu durumda,elimizde oldukça doğru bir evren tablosuolduğuna güvenebiliriz; en azından büyük

patlamadan sonra bir saniyenin milyarda-trilyondabirine kadar geri gidebiliyoruz.

Bu başlangıç kargaşasından sonra, büyükpatlamanın ilk birkaç saati içinde, helyum velityum gibi bazı elementlerin oluşumu durur.Bundan sonra, yaklaşık bir milyon yıl boyuncaevren, pek başka bir şey olmadan genişlemeyisürdürür. Nihayet, ısı birkaç bin dereceyedüştüğünde, elektronlar ve çekirdekleriaralarındaki elektromanyetik çekimle başaçıkabilecekleri enerjiye artık sahipolmadıklarında, atomları oluşturmak üzerebirleşmeye başlar. Evren bir bütün olarakgenişlemeye ve soğumaya devam ederken,ortalamadan birazcık daha yoğun olan bazıbölgelerdeki ekstra kütleçekimi yüzündengenişleme yavaşlar.

Bu çekim, sonunda bazı bölgelerde genişlemeyidurdurur ve çökmelerine neden olur. Bu bölgelerçökerken, bu bölgelerin dışında kalan maddenin

kütleçekimi, çöken bölgelerin yavaşça dönmeyebaşlamasına neden olabilir. Çöken bölgeküçüldükçe daha hızlı dönmeye başlar; tıpkı buzpatencisinin buzun üzerinde dönerken kollarınıkapatmasıyla daha hızlı dönmeye başlaması gibi.Sonunda, bölge yeterince küçüldüğünde,kütleçekimi kuvvetini dengelemeye yetecek kadarhızlı dönmeye başlar ve böylece disk biçimindedönen galaksiler doğar. Bu dönüş hareketinebaşlayamayan diğer bölgeler, elips galaksi denilenoval biçimli nesneleri oluşturur. Buralarda çökmedurur, çünkü galaksinin tümü dönmez, tek tekparçalar galaksinin merkezi etrafında döner.

Zaman geçtikçe, galaksilerdeki hidrojen vehelyum gazlan, kütleçe-kimlerinin altındaçökerek, daha küçük bulutlara ayrılır. Bulutlarbüzüldükçe ve içlerindeki atomlar birbirleriyleçarpıştıkça gazın sıcaklığı, nükleer kaynaşmatepkimesini başlatmaya yetecek kadar artar. Budurumda hidrojen daha fazla helyuma dönüşür.

Bu tepkime sonucu açığa çıkan ısı, kontrollühidrojen bombası patlamalarında olduğu gibi,yıldızın parlamasına yol açar. Isının artması gazınbasıncını, kütleçekimi kuvvetini dengeleyinceyekadar artırır ve gaz artık büzülmez. Bu durumda,birleşen bulutlar Güneşimize benzeyen yıldızlanmeydana getirir, hidrojeni yakıp helyumadönüştürür ve çıkan enerjiyi ısı ve ışık olarakyayar. Bu bir balonun durumuna benzer; balonugenişletmeye çalışan içindeki havanın basıncıyla,balonun küçülmesini isteyen lastiğin gerilimiarasında bir denge vardır.

Bulutlar yıldızlan oluşturmak üzere bir kezbirleştiğinde, kütleçekimi kuvvetini dengeleyennükleer tepkimeden kaynaklanan ısı sayesindeyıldızlar uzun süre kararlı durumlarını korur. Yinede sonunda, yıldızın hidrojeni ve diğer nükleeryakıttan tükenir. Bir yıldızın, harekete geçirenyakıt miktarının çokluğu oranında kısalan birsürede tükenecek olması bir paradokstur. Daha

kütleli yıldızların kütleçekimi kuvvetinidengeleyebilmek için daha çok ısıya gerekduymaları buna yol açar. Yıldız ne kadar sıcaksa,nükleer kaynaşma tepkimesi o kadar hızlı olur veçok geçmeden yıldız yakıtını tüketir. Güneşimizinbir beş milyar yıl daha sürmesine yetecek kadaryakıtı olduğu tahmin ediliyor; ancak daha yoğunkütleli yıldızlar yakıtlarını evrenin yaşından çokdaha kısa bir sürede, yaklaşık yüz milyon yıliçinde tüketebilirler.

Bir yıldızın yakıtı tükendiğinde soğumaya başlarve kütleçekimi kuvveti baskın çıkarak büzülmeyeyol açar. Bu büzülme atomları sıkıştırır ve yıldızınyeniden ısınmasına neden olur. Yıldız ısındıkça,helyumu, karbon ve oksijen gibi daha ağırelementlere dönüştürmeye başlar. Ancak budurumda çok fazla enerji açığa çıkmayacağı içinbir sorunla yüz yüze kalınacaktır. Bundan sonra neolacağı tümüyle açık değil, ancak yıldızınmerkezine yakın bölgelerin çökerek, kara delik

gibi çok yoğun bir duruma geçmesi mümkündür."Kara delik" kavramı daha çok yenidir. 1969'da,Amerikalı bilimci John Wheeler tarafından, enazından iki yüzyıl öncesine dayanan birdüşüncenin grafik tanımı olarak yaratılmıştır. Odönemde ışık hakkında iki kuram vardı: biriNewton'un onayladığı, ışığın parçacıklardanoluştuğunu söyleyen kuram, diğeri de ışığındalgalardan oluştuğunu söyleyen kuram. Biz artıkiki kuramın da doğru olduğunu biliyoruz. 9.Bölüm'de göreceğimiz gibi, kuvantummekaniğinin dalga-parçacık ikiliğine göre, ışığınhem dalga, hem de parçacık olduğu söylenebilir.Dcdga ve parçacık gibi tanımlamalar insanlarınyarattığı, doğanın, bütün bir fenomeni,kategorilerden birine ya da diğerine indirgeyerekuymak zorunda olmadığı kuramlardır!

Işığın dalgalardan oluştuğunu söyleyen kuramda,ışığın kütleçekimi kuvvetine nasıl tepki verdiğiaçık değildir. Ancak ışığın parçacıklardan

meydana geldiğini düşünürsek, bu parçacıklarınkütleçekimi kuvvetinden tıpkı top gülleleri,roketler ve gezegenler gibi etkilenmesini bekleriz.Özellikle de bir top güllesini yerden gökyüzünedoğru ateşlediğinizde, tıpkı roket gibi, yükselmeyebaşladığı hız belli bir değeri aşmıyorsa, sonundadurur ve geri düşmeye başlar. Bu en düşük hıza,kurtulma hızı denir. Bir yıldızın kurtulma hızı,kütleçekimi kuvvetinin çekme gücüne bağlıdır.Yıldızın kütlesi ne kadar büyükse, kurtulma hızıda o ölçüde büyüktür. Başlangıçta ışıkparçacıklarının sonsuz hızda yol aldığı ve buyüzden kütleçekimi kuvvetinin bu parçacıklarıyavaşlatmayacağı düşünüldü; ancak Roemer'inışığın hızının sonlu olduğunu keşfetmesiyle,kütleçekimi kuvvetinin önemli bir etkisininolabileceği anlaşıldı; eğer yıldız yeterli kütleyesahipse, ışığın hızı, yıldızın kurtulma hızındandaha düşük olabilirdi ve yıldızdan gelen ışık,yıldıza geri dönebilirdi. Bu varsayım üzerine1783te, Cambridge'te öğretim üyesi olan John

Michell, Philosophicai Transactions of RoyaiSociety of London dergisinde yayımlananmakalesinde, yeterli kütleye sahip ve yoğun biryıldızın, ışığın kurtulamayacağı güçte birkütleçekimi alanına sahip olacağını belirtti.Yıldızın yüzeyinden yayılan her ışık, dahauzaklaşamadan yıldızın kütleçekimiyle gerisürüklenecekti. Böyle nesnelere artık kara delikdiyoruz, çünkü gerçekte oldukları şey bu:Uzaydaki kara boşluklar.

Birkaç yıl sonra, Fransız bilimci Laplace Markisi,görünüşe bakılırsa MichelPden bağımsız olarakbenzeri bir sav ileri sürdü. İlginç olan, Laplace busavma Exposition du systeme du monde adlıkitabının ilk ve ikinci basımlarında yer verdi, dahasonraki basımlarında bu sav yer almıyordu. Belkide bunun çılgınca bir düşünce olduğuna kararvermişti; ışığın parçacık kuramı XIX. yüzyıldaartık tutulmuyordu, çünkü dalga kuramıyla her şeyaçıklanabil irmiş gibi görünüyordu. Aslında,

Newton’un kütleçekimi kuramında ışığı topgülleleri gibi ele almak tutarlı olmaz, çünkü ışığınhızı sabittir. Yeryüzünden yukarı doğru ateşlenenbir top güllesi kütleçekimi kuvveti yüzündenyavaşlayacak, sonunda duracak ve geri düşecektir;bir foton ise yukarı doğru sabit bir hızla gitmeyisürdürür. Kütleçekimi kuvvetinin ışığı nasıletkilediğini açıklayan tutarlı bir kuram,Einstein’ın genel göreliliği ileri sürdüğü 1915yılına kadar ortaya çıkmadı; genel göreliliğe göreyoğun kütleli bir yıldıza ne olacağıyla ilgili sorun,ilk kez 1939'da, genç bir Amerikalı olan RobertOppenheimer tarafından çözüldü.

Kurtulma hızının altındaki ve üstündeki topgülleleri.

Yukarıya doğru gidenin aşağı düşmesi gerekmez;tabii yukarıya doğru kurtulma hızından daha hızlı

ateşlenmişse.

Oppenheimer’ın çalışmalarıyla ortaya çıkan tabloşöyle: Yıldızın kütleçekimi alanı, ışık ışınlarınınuzay-zamanda geçtikleri yollan, yıldızın varolmadığı zamana göre değiştirir. Bu etki, Güneştutulması sırasında gözlemlenen uzak yıldızlardangelen ışığın bükülmesinde görülür. Uzay vezaman içinde ışığın izlediği yol, yıldızın yüzeyineyakın yerlerde hafifçe içe doğru bükülür. Yıldızbüzüldükçe daha da yoğunlaşır ve yüzeyindekikütleçekimi alanı daha da güçlenir. (Kütleçekimialanının, yıldızın merkezindeki bir noktadanyayıldığını düşünebilirsiniz; yıldız büzüldükçe,yüzeydeki noktalar merkeze daha da yakınlaşır veböylece daha güçlü alanlar olarak hissedilir.)Daha güçlü alanlar, ışık yollarının yüzeye yakınyerlerde daha çok içe bükülmelerine neden olur.Nihayet, yıldız belli kritik yarıçapa kadar

büzüldüğünde yüzeyindeki kütleçekimi alanı okadar güçlenir ki, ışık yolları içe doğru, ışığınartık kaçamayacağı bir noktaya kadar bükülür.

Görelilik kuramına göre hiçbir şey ışık kadar hızlıyol alamaz. Yani, ışık kurtulamıyorsa, hiçbir şeykurtulamaz; her şey kütleçekimi alam tarafındangeriye doğru sürüklenir. Çökmüş bir yıldız, uzay-zamanda bir bölge oluşturur ve bu bölgedenkurtulup, uzaktaki gözlemciye ulaşmak mümkündeğildir. Bu bölge kara deliktir. Kara deliğin dışsınırına olay ufku denir. Bugün, görünen ışıkyerine X-ışınına ve gama ışınlarına odaklanmışolan Hubble Uzay Teleskopu’na ve diğerteleskoplara minnettarız; artık kara deliklerinyaygın -insanların başlangıçta düşündüklerindençok daha yaygın-bir fenomen olduğunu biliyoruz.Bir uydu, uzayın tek bir küçük bölgesinde bin beşyüz kara delik saptadı. Ayrıca galaksimizinmerkezinde de, Güneşimizden milyon kat büyükkütleli bir kara delik olduğunu da keşfettik. Bu

olağanüstü kütleli kara deliğin, yörüngesinde ışıkhızının yüzde ikisi kadar bir hızda dönen biryıldızı var; yani, bir atom çekirdeğinin etrafındadönen bir elektronun ortalama hızından daha hızlıdönen bir yıldız!

Bir yıldızın çökerek bir kara delik oluşturmasınıizlersek, gördüklerimizi anlayabilmek için,görelilik kuramında mutlak zamanın olmadığınıanımsamamız gerekir. Bir başka deyişle, hergözlemci kendi zaman ölçüsüne sahiptir. Biryıldızın yüzeyinde duran biri için zamanın akışı,uzaktaki birine göre farklıdır, çünkü yıldızınyüzeyindeki kütleçekimi alanı daha güçlüdür.

İçe doğru çökmekte olan bir yıldızın yüzeyindecesur bir astronot olduğunu varsayalım.Astronotun saatine göre belli bir zamanda -diyelim ki ll’de- yıldız büzülerek kritik yarıçapınaltına inecek ve kütleçekimi alanı hiçbir şeyinkurtulamayacağı kadar güçlenecek. Astronotunaldığı talimatlar uyarınca, yıldızın merkezine sabit

bir uzaklıkta dönmekte olan uzay gemisine hersaniye bir sinyal gönderdiğini varsayalım.Astronot 10:59:58'de, yani ll'den iki saniye öncesinyal göndermeye başlar. Uzay gemisindekiarkadaşlarının sinyal kayıtları ne olur?

Daha önce, roketle yaptığımız düşüncedeneyinden, kütleçekimi kuvvetinin zamanıyavaşlattığım biliyoruz; kütleçekimi güçlendikçe,etkisi de güçlenecektir. Yıldızın yüzeyindekiastronot, yörüngedeki arkadaşlarından daha güçlübir kütleçekimi alanında bulunmaktadır; böyleceastronotun saatinin bir saniyesi, diğerlerininsaatine göre bir saniyeden uzun olacaktır. Veyıldız içe doğru çökmeye başladığında, astronotundeney alam gittikçe güçlenecek, gönderdiğisinyallerin aralıkları, uzay gemisindekiler içingittikçe uzayacaktır. Bu zaman uzaması10:59:59'dan önce çok küçük olabilir ve gemidekiastronotlar 10:59:58'de gönderilen sinyalle, birsonraki sinyal arasında birazcık fazla bekleyebilir.

Ancak 11 sinyali için sonsuza kadar beklemelerigerekecektir.

Yıldızın yüzeyine 10:59:59 ile 11 arasında(astronotun saatine göre) olanlar, uzay gemisinegöre sonsuz bir zaman dilimine yayılacaktır. Saat11 ’e yaklaşırken, yıldızdan ardı ardına gelen herışık dalgasının tepesi ve çukuru arasındakimesafe, tıpkı astronotun yolladığı sinyallerinaralıkları gibi, gitgide uzayacaktır. Işığın frekansı,bir saniyedeki dalgalarının tepelerinin veçukurlarının sayısına eşit olduğuna göre, uzaygemisindekiler için yıldızdan gelen ışığın frekansıgittikçe yavaşlayacaktır. Böylece yıldızın ışığıgitgide kızıllaşacak (ve gitgide sönükleşecektir).Sonunda yıldız o kadar sönükleşecektir ki, uzaygemisinden artık görülemeyecektir; yıldızdangeriye kalan sadece uzayda bir kara delikolacaktır. Yine de kara delik, yörüngesindedönmekte olan uzay gemisine aynı kütleçekimikuvvetini uygulamayı sürdürecektir.

Bu senaryo tümüyle gerçekçi değil, çünkü birsorunu var. Yıldızdan uzaklaştıkça kütleçekimizayıflar; yani cesur astronotumuzun ayaklarınıetkileyen kütleçekimi kuvveti, başını etkileyendenher zaman daha güçlü olacaktır. Kuvvetlerarasındaki bu fark onun ya bir spagetti gibiuzamasına yol açacak ya da yıldız, olay ufkununoluşturduğu kritik yarıçapa ulaşamadanparçalayacaktır! Yine de evrende, galaksilerinmerkez bölgeleri gibi çok daha büyük nesnelerinolduğunu biliyoruz; bunlar da, tıpkı bizimgalaksimizin merkezindeki kara delik gibi, karadelikler oluşturmak üzere kütleçekimiçöküntüsüne uğrayabilirler. Bunlardan birininüzerindeki bir astronot, kara delik oluşmadan önceparçalanmayacaktır. Aslında, kritik yarıçapaulaştığında hiçbir farklılık hissetmeyecek vedönüşü olmayan noktayı hiç fark etmedengeçecektir; ancak bunun dışında kalanlar içinastronotun yolladığı sinyallerin aralığı gittikçeuzayacak ve sonunda gelmez olacaktır. Ve birkaç

saat içinde (astronotun saatine göre) bölgeçökmeyi sürdürdükçe, astronotun başındaki veayaklarındaki kütleçekimi farklılığı öylesinegüçlenecektir ki, parçalanmaktankurtulamayacaktır.

Gelgit kuvvetleri.

Kütleçekimi kuvveti uzaklığa bağlı olarakazaldığı için Dünya, merkezine bir ya da iki

metre yakın olan ayaklarınızı, başınızauyguladığı kuvvetten daha güçlü çeker. Bu fark o

kadar küçüktür ki hissetmeyiz, ancak bir karadeliğin yüzeyine yakın bir astronot, gerçekten

parçalanacaktır.

Bazen, çok büyük kütleli bir yıldız çöktüğünde,yıldızın dış bölgeleri, supernova denilen muazzambir patlamayla parçalanabilir. Bir supernovapatlaması o kadar büyüktür ki, galaksisindebulunan bütün yıldızların toplamından daha çokışık çıkarabilir. Bunun bir örneği, YengeçBulutsusu olarak kalıntılarını gördüğümüzsupernova. Bu supernovayı Çinliler 1054'tekaydetmişler. Yıldız yaklaşık beş bin ışık yılıuzakta patlamasına rağmen, aylarca çıplak gözlegörü leb ilmiş; o kadar parlakmış ki, gündüz bilegörülebiliyor, geceleri ışığında okunabiliyormuş.Beş yüz ışık yılı uzaklıktaki -yani onda biriuzaklıkta- bir supernova yüz kat daha parlakolacak ve geceyi gerçek anlamda gündüzeçevirecektir. Böyle bir patlamanın şiddetinianlamak için Güneşten on milyon kat uzakolmasına rağmen, Güneş ışığına rakip olduğunudüşünün. (Bizim Güneşimizin sekiz ışık dakikası

uzaklıkta olduğunu hatırlayalım.) Eğer yeterinceyakınımızda bir supernova meydana gelmişolsaydı, Dünya sağlam kalırdı; ama üzerindekibütün canlıları öldürmeye yetecek miktarda ışınımyayardı. Aslında son zamanlarda öne sürülen birsava göre, yaklaşık iki milyon yıl önce,Pleyistosen ve Pliyosen bölümleri arasındayaşamış deniz yaratıklarının birer birer ölmesininnedeni, yakınlardaki Akrep-Erboğa birliğindeoluşan bir süpemovadan gelen kozmik ışınışınımıdır. Bazı bilimciler gelişmiş hayatın ancakçok fazla yıldız olmayan galaksilerin bulunduğu,"yaşam bölgelerinde" mümkün olduğunudüşünüyor; çünkü daha yoğun bölgelerdesupernova gibi fenomenler, gelişebilecekbaşlangıçların işini bitiriveriyorlar. Her günevrenin bir yerlerinde ortalama yüzlerce binsupernova patlaması oluyor. Herhangi birgalakside yüz yılda bir supernova meydanageliyor. Ancak bu sadece ortalama. Ne yazık ki -en azından astronomlar için- Samanyolu'nda

kaydedilen son supernova 1604’te, teleskopunicadından önce gerçekleşmiş.

Galaksimizde gerçekleşmesi beklenen bir sonrakisupemovanın öndeki adayı, KoltukTakımyıldızından Rho. Bizden on bin ışık yılıuzakta olduğu için güvende ve rahatız. Bu, sarıhiperdevler olarak bilinen yıldızlardan biri;Samanyolu'nda bilinen sadece yedi tane sarıhiperdev var. Değişik uluslardan gelen birastronom ekibi 1993’te bu yıldızı incelemeyebaşladı. Birkaç yıl içinde yıldızda, bellidönemlerde birkaç yüz derecelik ısı iniş çıkışlarıolduğu gözlemlendi. Sonra 2000 yılının yazındayıldızın ısısı birden 7 000 dereceden, 4 000derecelere düştü. Bu süre içinde yıldızınatmosferinde titanyum oksit saptandı; bununbüyük bir şok dalgasıyla yıldızın dış kabuğununbir parçasının kopması yüzünden olduğudüşünülüyor.

Bir supemovada, yıldızın yaşamının sonuna doğru

üretilmiş olan ağır elementler, galaksiye döner vesonraki nesil yıldızlar için hammadde sağlar.Bizim Güneşimiz de bu ağır elementlerden yüzdeiki oranında içerir. Güneşimiz, yaklaşık beş milyaryıl önce, önceki supemovaların kalıntılarınıtaşıyan dönen bir gaz bulutundan oluşmuş, ikinciya da üçüncü kuşak bir yıldızdır. O buluttakigazın çoğu ya Güneş'in oluşumuna yaradı ya dapatlayıp yok oldu; ancak ağır elementlerin küçükbir bölümü bir araya gelerek, şimdi Güneş'inetrafında dönen, Dünyamız gibi gezegenlerioluşturdu. Mücevherlerimizde kullandığımız altın,nükleer reaktörlerde kullandığımız uranyum,Güneş sistemimiz doğmadan önce ortaya çıkmışsüpemovaların kalıntılarıdır!

Dünya yoğunlaşmaya başladığında çok sıcaktı veatmosferi yoktu. Zamanla soğudu ve kayalardançıkan gazlardan atmosferi oluştu. Bu ilk atmosferyaşamımızı sürdürebileceğimiz nitelikte değildi.İçinde oksijen yoktu, ama hidrojen sülfıt (çürük

yumurtaya kokusunu veren gaz) gibi, bizim içinzehirli pek çok gaz bulunuyordu. Yine de, böylesikoşullarda gelişebilen ilkel yaşam biçimlerivardır. Bunların okyanuslarda gelişmiş olduğudüşünülüyor; atomların rasgele birleşmesindenoluşan ve makromoleküller denilen büyük yapılarımeydana getirmesi mümkün. Makromoleküller,okyanustaki diğer atomları da bir araya getirmeyeteneğine sahip olduklarından, benzer yapılarınçoğalmasını sağladılar. Yani böylece, kendileriniyeniden ürettiler ve çoğaldılar. Bazı durumlardaüretim hataları olacaktı. Bu hatalar çoğunlukla,makro-moleküllerin kendilerini üretememeleriydive sonunda yok oldular. Ancak bazı hatalar,kendilerini daha iyi üreten yeni makromoleküllerinortaya çıkmasına neden oldu. Bu, yenimakromolekülleri daha üstün kıldı ve ilkmakromoleküllerin yavaş yavaş yerini aldılar.Böylece başlayan evrim süreci, gittikçe dahakarmaşık ve kendini üreten organizmalarıngelişmesine yol açtı. İlk ilkel yaşam biçimleri,

hidrojen sülfatı da içeren farklı maddeleritüketiyor ve oksijen salıyorlardı. Bu durumatmosferi yavaş yavaş değiştirdi bugünkübileşimine getirdi ve balıklar, sürüngenler,memeliler ve sonunda insan gibi daha yüksekyaşam biçimlerinin gelişmesini mümkün kıldı.

XX. yüzyıl, insanın evren hakkındaki görüşlerinindeğiştiğini gördü: Evrenin uçsuz bucaksızlığındagezegenimizin önemsizliğini fark ettik; zaman veuzayın eğri ve ayrılmaz olduğunu, evreningenişlediğini ve bir başlangıcı olduğunu keşfettik.

Evrenin başlangıçta çok sıcak olduğu vegenişlerken soğuduğu düşüncesi Einstein'ınkütleçekimi ve genel görelilik kuramınadayanıyor. Bugün sahip olduğumuz bütüngözlemsel kanıtların birbiriyle uyuşması, bukuramın büyük zaferidir. Ancak, matematiksonsuz sayıları gerçekten kullanamadığı için,genel görelilik kuramı evrenin büyük patlamayla,evrenin yoğunluğunun ve uzay-zaman

eğrilmesinin sonsuz olduğu bir zamandabaşladığını öne sürmekle, evrende kuramınkendisini yıkan ya da başarısızlığa uğratan birnoktanın varlığının da kestiriminde bulunuyor. Bunokta, matematikçilerin tekillik dediği durumunbir örneğidir. Bir kuram sonsuz yoğunluk veeğrilme gibi tekillikleri öne sürdüğünde, budurum, kuramın bir şekilde değiştirilmesigerektiğinin işaretidir. Genel görelilik kuramı,evrenin nasıl başladığını söyleyemediği içintamamlanmamış bir kuramdır.

XX. yüzyılda genel görelilik kuramının yanı sıra,bir başka büyük parçacık kuramı olan kuvantummekaniği ortaya çıktı. Bu kuram, çok küçükölçeklerde meydana gelen fenomenlerleilgileniyor. Büyük patlama modeli bize, ilkevrenin çok çok küçük olduğunu söylüyor; evreninbüyük ölçekli yapışım incelerken bile, kuvantummekaniğinin küçük ölçekli etkilerini göz ardıetmemiz artık mümkün olamıyor. Bundan sonraki

bölümde, evrenin başlangıcından sonuna kadartam bir kavrayışa ulaşabilmek için taşıdığımızbüyük umudun, bu iki kısmi kuranım tekkuramda, kütleçekimi kuvantumu kuramındabirleştirilmesi olduğunu göreceğiz; biliminsıradan yasalarının zamanın başlangıcı da dahilolmak üzere her yerde geçerli olduğu, herhangi birtekilliğe gerek duymayan bir kuram.

Kuvantum kütleçekimi

Bilimsel kuramların, özellikle de Newton'unkütleçekimi kuramının başarısı, XIX. yüzyılınbaşında Laplace Markisi'ni, evrenin tümüylebelirlenimci olduğunu savunmaya götürdü.Laplace, evrende olabileceklerle ilgili kestirimdebulunmamızı -en azından ilkesel olarak-sağlayacak bir dizi bilimsel yasanın olmasıgerektiğine inanıyordu. Bu yasaların ihtiyaçduyacağı tek veri, evrenin herhangi bir zamandakieksiksiz durumudur. Buna ilksel koşul ya da sınırkoşulu deniyor. (Bir sınır, uzay-zamanda bir sınıranlamına gelebilir; uzaydaki bir sınır koşulu,evrenin dış sınırlarındaki -eğer varsa-durumudur.) Bir dizi eksiksiz yasaya ve elverişliilksel koşula ya da sınır koşuluna dayanarakLaplace, evrenin herhangi bir zamandakidurumunu eksiksiz olarak hesaplayabileceğimizeinanıyordu.

İlksel koşulların gerekliliği, belki de sezgiselolarak ortadadır; şimdiki durumda söz konusuolan farklı varlık durumlarının gelecekte de farklıdurumlara yol açacağı açıktır. Uzayda sınırkoşullarına gerek duymak biraz daha belirsiz birdurumdur, ama ilke aynıdır. Fiziksel kuramlarıntemeli olan denklemlerin genelde çok farklıçözümlemeleri olabilir ve kullanılacakçözümlemeyi belirlemek için bir ilksel koşula yada sınır koşuluna güvenmek gerekir. Bu birazcık,bankadaki hesabınızda büyük miktarlarda hareketolduğunu söylemeye benzer. İflas etmeniz ya dazengin olmanız, sadece hesabınıza yatan ya daçekilen miktarlara değil, hesabınızı açarken nekadar paranız vardı gibi, bir sınır koşuluna ya dailksel koşula bağlıdır.

Eğer Laplace haklı olsaydı, evrenin şu andakiverili durumunda, bu yasalar bize hem gelecektehem de geçmişte evrenin durumunu gösterecekti.Örneğin, Güneş'in ve gezegenlerin verili

konumlarına ve hızlarına göre, Güneş sisteminindaha önceki ve daha sonraki durumunuhesaplamak için Newton yasalarını kullanabiliriz.Gezegenlerin durumunda belirlenimcilik oldukçaanlaşılır bir durum; nihayetinde astronomlartutulma gibi olayları çok doğru bir şekildehesaplıyorlar. Ancak Laplace daha da ilerigiderek, insan davranışları da dahil olmak üzereher şeyi yöneten benzer yasalar olduğunuvarsaydı.

Bilimcilerin gelecekteki bütün eylemlerimizihesaplamaları gerçekten mümkün mü? Bir bardaksuda 1024 (l'den sonra yirmi dört sıfır) molekülvardır. Deneyimlerimizden her bir molekülündurumunu, evrenin aşağı yukarı eksiksizdurumunu, hatta bedenlerimizin durumunubilmeyi asla umamayız. Ancak evreninbelirlenimci olduğunu söylemek, hesap yapacakbeyin gücüne sahip olmasak bile, geleceğimiziönceden kestirebiliriz demektir.

Bu bilimsel belirlenimcilik öğretisine, Tanrı'nındünyayı uygun gördüğünce yönetmeözgürlüğünün elinden alındığını düşünen pek çokkişi kuvvetle karşı çıktı. Ancak öğreti, XX.yüzyılın ilk yıllarına kadar bilimin normalvarsayımlarından biri olarak kaldı. Bu inancın terkedilmesi gerektiğini gösteren ilk işaret, İngilizbilimciler Lord Rayleigh ve Sir James Jeans,yıldız gibi sıcak bir cismin yayması gerekenışınım olan kara cisim ışınımını ölçtüklerindegeldi. (7. Bölüm'de belirtildiği gibi, herhangi birmaddi cisim ısıtıldığında kara cisim ışınımıyayar.)

O sıralar inandığımız yasalara göre, sıcak bircisim her frekansta eşit olan elektromanyetikdalgalar yaymalıydı. Eğer bu doğruysa,görülebilen ışığın tayfındaki her renkte,mikrodalgaların, radyo dalgalarının, X-ışınlarınınvs her frekansında eşit miktarda enerji yaymalıydı.Bir dalganın frekansının, dalganın bir saniye

içinde aşağı ve yukarı salımmımn sayısı, yani birsaniyedeki dalga sayısı olduğunu anımsayalım.Matematiksel olarak, sıcak bir cismin herfrekansta eşit dalgalar yayması demek, sıcakcismin saniyede sıfır ve bir milyon dalgalıkfrekanslarda, saniyede bir milyon ile iki müyonarasındaki frekanslarda, iki milyon ile üç milyonarasındaki frekanslarda (böyle sonsuza kadargider) hep aynı miktarda ısı yayması demektir.Diyelim ki, sıfır ve bir milyon arasındakifrekansta, bir milyon ve iki milyon arasındakifrekansta dalgalar saniyede bir birimlik enerjiyayıyorlar. Bu durumda bütün frekanslardayayılan enerjinin toplamı 1+ 1+ 1... olaraksonsuza kadar gidecektir. Bir saniyedekidalgaların sayısı sınırsız olduğundan, enerjilerintoplamı da sınırsız olacaktır. Bu mantığa göre,yayılan enerji toplamı sınırsız olacaktır.

Saçmalığı ortada olan bu sonuçtan kaçınmak içinAlman bilimci Max Planck 1900'de, X-ışınlarının

ve diğer elektromanyetik dalgaların sadece,kuvantum adını verdiği ayrık paketler halindeyayıldığını öne sürdü. Günümüzde, 8. Bölüm'dedeğinildiği gibi, bir ışık kuvantumuna fotondiyoruz. Işığın frekansı ne kadar yüksekse,içerdiği enerji de o kadar yüksektir. Bu yüzden,herhangi bir rengin ya da frekansın fotonları aynıolsa da, Planck'ın kuramının açıkladığına göre,farklı frekanslardaki fotonlar, taşıdıkları enerjimiktarı bakımından farklıdır. Yani kuvantumkuramında herhangi bir rengin en solgun ışığınınbile -tek bir foton tarafından taşınan ışık- renginebağlı olan bir enerji içeriği vardır. Örneğin, morışığın frekansı, kırmızı ışığınkinden iki kat fazlaolduğundan, mor ışığın bir kuvantumu, kırmızıışığın bir kuvantumundan iki kat fazla enerjiiçeriğine sahiptir. Yani mor ışık enerjisininmümkün olan en küçük parçası, kırmızı ışıkenerjisinin mümkün olan en küçük parçasındaniki kat büyüktür.

Mümkün olan en donuk ışık.

Donuk ışık, daha az foton demektir. Bir renginmümkün olan en donuk ışığı, tek fotonla taşınan

ışıktır.

Peki bu durum kara cisim sorununu nasıl çözer?Bir kara cismin herhangi bir frekanstayayabileceği en küçük miktardaki elektromanyetikenerji, o frekanstaki tek bir foton tarafındantaşman enerjidir. Bir fotonun enerjisi, yüksekfrekanslarda daha çoktur. Bu durumda, bir karacismin yayabileceği en düşük enerji miktarı,yüksek frekanslarda daha çok olacaktır. Yeterinceyüksek olan frekanslarda, tek bir kuvantumdakienerji, o cisimde var olan enerjiden daha çok

olacaktır; bu durumda ise hiç ışık yayılmayacak,hiç tükenmeyen toplam bitecektir. Planck'ınkuramında, yüksek frekanslardaki enerjiküçültülecek, böylece cismin enerji kaybettiği hızsınırlandırılarak kara cisim sorunu çözülecektir.

Kuvantum varsayımları, sıcak cisimlerden ışınımsaliminin gözlemlenmiş hızım çok güzel açıklar;ancak kuramların belirlenimcilikle ilişkisi, Almanbilimci Wemer Heisenberg'in o ünlü belirsizlikilkesini formüle ettiği 1926 yılma kadar farkedilemedi.

Belirsizlik ilkesi, Laplace'ın inancının tersine,doğanın, bilimsel yasaları kullanarak geleceğikestirebiİme becerimize sınırlar koyduğunu söyler.Çünkü, bir parçacığın gelecekteki konumunu vehızını hesaplayabilmek için, onun ilkseldurumunun -yani şu andaki konumunun vehızının- doğru olarak ölçülebilmesi gerekir. Bunuyapmanın en doğrudan yolu, parçacığın üzerineışık tutmaktır. Işığın bazı dalgalan parçacığa

çarparak dağılacaktır. Bu gözlemci tarafından farkedilecek ve parçacığın konumu belirlenebilecektir.Ancak, bir ışığın dalgaboyu sınırlı bir duyarlığasahiptir; parçacığın konumunu, ışığın dalgatepelerinin arasındaki uzaklıktan daha küçük olanbir hatayla belirleyemeyiz. Bir parçacığınkonumunu kesin olarak ölçebilmek için,dalgaboyu kısa olan -yani yüksek frekanslı- birışık kullanılması gerekir. Planck'ın kuvantumkuramına göre, keyfimize göre küçük miktardaışık kullanamayız; en azından, yüksekfrekanslarda enerjisi yüksek olan, tek birkuvantum kullanmak zorundayız. Böylece, birparçacığın konumunu doğru olarak hesaplamayıne kadar çok isterseniz, parçacığa yolladığınızışığın kuvantumu o kadar enerjik olacaktır.

Kuvantum kuramına göre, tek ışık kuvantumu bileparçacığın konumunu bozar; parçacığın hızınıönceden kestirilemeyecek bir şekilde değiştirir.Kullandığınız ışığın kuvantumu ne kadar

enerjikse, parçanın konumundaki bozulabilirlik deo kadar büyük olacaktır. Parçacığın konumunubelirlemek üzere daha kesin ölçümler yapmak içindaha enerjik bir kuvantum kullandığınızda bu,parçacığın hızının daha büyük miktarlardabozulacağı anlamına gelir. Yani, parçacığınkonumunu doğru olarak saptamaya ne kadar çokçabalarsanız, onun hızını o kadar hatalıölçeceksiniz ya da tam tersi. Heisenberg'in ortayakoyduğuna göre, parçacığın konumundakibelirsizlik çarpı hızındaki belirsizlik çarpıparçacığın kütlesi, asla belli sabit bir nicelikten azolamaz. Örneğin, konumun belirsizliğini yarıyaindirirseniz, hızın belirsizliğini iki kat artırmakzorundasınız ya da tersi. Doğa, bu dengeyikurmamızı sonsuza kadar engeller.

Bu denge ne kadar hatalı olabilir? Bu, yukarıdasözünü ettiğimiz "belirli sabit niceliğin" rakamsaldeğerine bağlıdır. Bu nicelik, Planck sabiti olarakbilinir ve çok küçük bir sayıdır. Planck sabiti çok

küçük olduğundan, dengenin etkileri ve geneldekuvantum kuramı, tıpkı göreliliğin etkileri gibi,günlük yaşamımızda doğrudan fark edilmeyenetkilerdir. (Aslında kuvantum kuramı, modemelektronikler gibi bazı alanlarda yaşamlarımızıetkiler.) Örneğin, bir pingpong topunun yerini birsantimetre içinde bir gramlık bir kütle olarakbelirleyebilirsek, hızını, bilmek istediğimizdençok daha büyük bir doğrulukla saptayabiliriz.Ancak, bir elektronun konumunu, aşağı yukarı biratomun sınırlan içinde doğru olarak ölçmekistersek, hızını ancak bir saniyede eksi ya da artıbin kilometre kesinlikte ölçebiliriz ki, bu hiç dekesin bir sonuç olmaz.

Belirsizlik ilkesinin gerektirdiği sınır, parçacığınkonumunun ya da hızının hangi yolla ölçülmekistendiğine ya da parçacığın türüne bağlı değildir.Heisenberg'in belirsizlik ilkesi Dünya'nın temel vekaçınılmaz bir özelliğidir ve Dünya'ya bakışaçımızı derinden etkilemiştir. Aradan yetmiş

yıldan fazla bir süre geçmesine rağmen, pek çokfilozof bu etkileri tam olarak kavrayamamıştır vehâlâ pek çok tartışmanın konusudur. Belirsizlikilkesi, Laplace'ın bir bilim kuramı, tümüylebelirlenimci bir evren modeli düşünün sonaerdiğinin işaretidir. Eğer evrenin şu andakikonumunu dahi kesin olarak ölçemiyorsak,gelecekteki olayları da kesin olarak tahminedemeyiz!

Bize benzemeyen ve evreni şimdiki konumunubozmadan gözlemleyebilen doğaüstü bir varlıkiçin, olayları tümüyle belirleyen bir dizi yasaolduğunu hâlâ düşünebiliriz. Ancak bu türdenevren modelleri, biz sıradan ölümlüler için pekilginç değil. Ockham'ın usturası olarak da bilinentutumluluk ilkesini benimsemek ve kuramıngözlemlenemeyen bütün unsurlarım kesip atmaken iyisi. Bu yaklaşım Heisenberg, EroinSchrödinger ve Paul Dirac'ın 1920’de, Newton'unmekaniklerini yeniden gözden geçirerek,

belirsizlik ilkesine dayanan ve kuvantummekaniği denilen yeni bir kuram geliştirmelerineyol açtı. Bu kuramda parçacıkların ayrı, iyitanımlanmış konumları ve hızlan artık yok. Bununyerine parçacıklar, sadece belirsizlik ilkesininsınırlan içinde tanımlanabilen bir konum ve hızbirleşimi olan, kuvantum durumuna sahipler.

Kuvantum mekaniğinin devrimci özelliklerindenbiri de, bir gözlem için kesin tek sonuçöngörmemesidir. Bunun yerini ne ölçüde olasıolduğunu tek tek belirttiği farklı kestirimler alır.Yani, aynı şekilde başlayan çok sayıda benzerdurumu aynı şekilde ölçtüğünüzde, ölçümlerinsonucunun belli sayıda durumlar için A, bellisayıda durumlar için B vb olduğunu görürsünüz.Her ölçümün kesin sonucuna ulaşamasanız dasonuçların yaklaşık kaçta kaçıran A ya da Bolacağı kestiriminde bulunabilirsiniz.

Örneğin, hedef tahtasına küçük oklardan biriniattığımızı düşünelim. Klasik kuramlara göre -yani

eski, kuvantum olmayan kuramlara göre- ok yahedefin merkezini bulur ya da kaçırır. Eğerfırlattığınız okun hızını, kütleçekimi gücünü vebenzeri diğer etkenleri biliyorsanız, merkezibulabilecek misiniz bulamayacak mısınızhesaplayabilirsiniz. Ancak kuvantum kuramı bizebunun yanlış olduğunu, sonucu kesin olarakbilemeyeceğimizi söyler. Kuvantum kuranımagöre, okun merkezi bulması kesin olasılıklardanbiridir, ama okun hedef tahtasının farklı yerlerinedenk gelmesi de sıfır olmayan olasılıklardandır.Hedef tahtası gibi büyük bir nesne için klasikkuram -bu durumda Newton yasaları- okun tamhedefi vuracağım söyler, biz de bunun olacağımrahatlıkla varsayarız. En azından, (kuvantumkuramına göre) hedefi bulamama şansı o kadardüşüktür ki, evrenin sonuna kadar oku tamamenaynı şekilde atmayı sürdürsek bile, okun hedefişaştığım asla göremeyecek olmamız daolasılıklardan biridir. Ancak atomik ölçektedurum farklıdır. Bir ok, hedefi bulma olasılığı

yüzde 90, hedefte başka bir yeri bulma olasılığıyüzde 5, hedef tahtasını tümüyle kaçırma olasılığıyüzde 5 olan tek atomdan yapılmıştır. Bunlarınhangisinin gerçekleşeceğini öncedensöyleyemezsiniz. Bütün söyleyebileceğiniz, eğerdeneyi pek çok kez tekrarlarsanız, her yüz atıştaortalama doksan kez okun hedefi bulacağıdır.

Yayılan kuvantum konumu.

Kuvantum kuramına göre, bir nesnenin konumuve hızı sonsıe bir kesinlikte saptanamayacağı

gibi, gelecekteki olaylar üzerine de kesinkestirimlerde bulunulamaz.

Böylece kuvantum mekaniği bilime, kaçınılmaz

bir önceden bilinemezlik ya da gelişigüzellikunsuru ekler. Einstein bu düşüncelere,geliştirilmesinde önemli bir yere sahip olmasınarağmen, şiddetle karşı çıktı. Aslında, kuvantumkuramına katkılan yüzünden Nobel Ödülü aldı.Yine de, evreni rastlantının yönettiğini asla kabuletmedi; bu konudaki duygulan o ünlü "Tanrı zaratmaz" ifadesinde özetleniyordu.

Daha önce söylediğimiz gibi bir bilimsel kuramageçerlilik kazandıran, bir deneyin sonuçlarınınkestir iminde bulunabilmesidir. Kuvantum kuramıyeteneklerimizi sınırlar. Bu, kuvantum kuramıbilimi sınırlıyor demek midir? Eğer bilimilerliyorsa, bizim onu sürdürme yolumuzu doğabelirlemeli. Bu durumda doğa, kestirimle nedemek istediğimizi yeniden tanımlamamızıistiyor: Bir deneyin sonucunun kesin olan birkestiriminde bulunamayabiliriz, ama deneyibirçok kez tekrarlayarak, kuvantum kuramınınkestir imde bulunduğu olasılıklar dahilinde ortaya

çıkan farklı sonuçlan doğrulayabiliriz. Bu nedenle,belirsizlik ilkesine rağmen, Dünya'nın fizikyasaları tarafından yönetildiği inancındanvazgeçmemize gerek yoktur. Aslında çoğubilimci, deneyle mükemmel örtüştüğü içinkuvantum mekaniğini kabule hevesliydiler.

Heisenberg'in belirsizlik ilkesinin en önemlisaptamalarından birine göre, parçacıklar bazıdurumlarda dalgalar gibi hareket eder. Görmüşolduğumuz gibi, parçacıkların kesin bir konumuyoktur, ama belli bir olasılık dağılımında"yayılmış" dururlar. Aynı şekilde, ışık dalgalardanoluşmasına rağmen, Planck'ın kuvantumvarsayımı bize ışığın bazı durumlardaparçacıklardan oluşmuş gibi göründüğünü söyler;ışık sadece paketler ya da kuvantum olarakyayılabilir ya da soğurulabilir. Aslında kuvantummekaniğinin dayandığı bu tümüyle yenimatematik türü, gerçek dünyayı parçacık ya dadalga kavramlarıyla açıklamaz. Bazı durumlarda

parçacıkları dalga olarak düşünmek, bazıdurumlarda ise dalgalan parçacık olarakdüşünmek yardımcı olabilir, ancak bu tarzdüşünme sadece kolaylıktır. Fizikçilerin,kuvantum mekaniğinde dalgalar ve parçacıklararasında ikilik var derken kastettikleri budur.

Kuvantum mekaniğinde dalgamsı işleyişin önemlibir sonucu da, iki parçacık takımı arasındakigirişimin gözlenebilmesidir. Normalde girişim,dalgalara ait bir fenomen olarak düşünülür; yanidalgalar çarpıştığında bir dalganın tepesi, diğerdalganın çukuruyla çakışabilir ki bu durumdadalgaların uyumsuz olduğu söylenir. Buolduğunda iki dalga, beklenildiği üzerebirbirlerine eklenip daha güçlü bir dalgaoluşturacaklarına, birbirlerini yok ederler. Işığındurumundaki girişimin bildik örneği, sabunköpüklerinin üzerinde görülen renklerdir. Bununnedeni, köpüğü oluşturan ince su tabakasının ikiyanından yansıyan ışıktır. Beyaz ışık, hepsi farklı

dalgaboylarında ya da renkte olan ışıkdalgalarından oluşur. Belli dalgaboylarında,köpüğün bir tarafından yansıyan dalgaların tepesi,diğer taraftan yansıyan dalgaların çukurlarınadenk gelir. Bu dalgaboylarının karşılığı olanrenkler yansıyan ışıkta bulunmadığı için, ışıkrenklenmiş görünür.

Ancak kuvantum kuramına göre, kuvantummekaniğiyle öne sürülen ikilik gereği, girişimparçacıklar için de söz konusudur. Bunun iyibilinen örneği, çift yarık denilen deneydir.Üzerinde birbirine paralel iki dar yarık olan birbölme -ince bir duvar- düşünelim. Bu yarıklardanparçacıklar geçirildiğinde ne olacağınıdüşünmeden önce, yarıkların üzerine ışıktutulduğunda ne olacağını görelim. Bölmenin biryanına belli bir renkte (yani belli birdalgaboyunda) bir ışık kaynağı koyalım. Işıkbüyük ölçüde bölmeyi aydınlatacak, ancak az birkısmı da yarıklardan geçecektir. Şimdi de

bölmenin arka tarafına bir perde koyduğumuzudüşünelim. Bu perdenin üzerindeki herhangi birnoktaya, iki yarıktan da ışık dalgaları gelecektir.Ancak genelde, kaynaktan gelen ışığın biryarıktan geçerken aldığı yol ile diğer yarıktangeçerken aldığı yol birbirinden farklı olacaktır.Kat edilen mesafe farklı olduğu için, iki yarıktangeçen ışık dalgalan perdeye ulaştıklarındabirbirleriyle uyumlu olmayacaklardır. Bazıyerlerde bir dalganın çukuru, diğer dalganıntepesine denk gelecek ve dalgalar birbirlerini yokedecektir; bazı yerlerde ise dalgaların tepeleri veçukurları denk gelecek ve dalgalar birbirlerinigüçlendirecektir; çoğu yerde de durum bu ikisininarasında olacaktır. Sonuçta, ışığın ve karanlığınkendine özgü bir deseni olacaktır.

Evre; bir içeride bir dışarıda.

Dalgaların tepeleri ve çukurları rastlaşıyorsa,bunun sonucu güçlü bir dalgadır, ancak bir

dalganın tepesi, diğerinin çukuruna denkgeliyorsa, iki dalga birbirini yok eder.

Işık kaynağı yerine, belli bir hıza sahip olan birparçacık kaynağı, örneğin elektronlarkullanıldığında, tam olarak aynı deseni elde etmekgörülmemiş bir durumdur. (Kuvantum kuramınagöre, elektronlar belli bir hıza sahipse, onakarşılık gelen dalganın dalgaboyları da aynıolacaktır.) Diyelim ki bölmenin üzerinde tek yarıkvar ve bölmeye elektronlar yollamaya başladık.Elektronların çoğu bölme tarafındandurdurulacak, ancak bir kısmı yarıktan geçerekarkadaki perdeye ulaşacaktır. Bölmede ikinci biryarık açmakla, perdeye ulaşan elektron sayısınınartacağını varsaymak mantıklı görünebilir. Fakatikinci yangı açtığımızda, perdeye ulaşanelektronların sayısı bazı yerlerde artarken, bazıyerlerde azalacaktır; elektronlar parçacık gibi

değil, dalga gibi hareket ederek birbirleriniengelleyecektir.

Şimdi de elektronları yarıklardan teker tekergönderdiğimizi düşünelim. Yine de girişimgerçekleşir mi? Yarıklardan birinden geçen birelektronun, girişimin ortaya çıkardığı modelioluşturmayacağı düşünülebilir. Gerçekte,elektronlar teker teker gönderildiğinde bile,girişimden kaynaklanan desen perdede belirir. Budurumda her elektron, iki yarıktan aynı anda geçerve kendisiyle girişimi oluşturur!

Parçacıklar arasındaki girişim fenomeninin, bizive çevremizdeki her şeyi meydana getiren temelunsurun, atomların yapısını anlamamızda çokönemli bir yeri vardır. XX. yüzyılın başlarındaatomların, Güneş'in etrafında dönen gezegenlergibi, merkezde pozitif elektrik taşıyan birçekirdeğin etrafında dönen, (negatif elektrikyüklü) elektronlardan oluştuğu düşünülüyordu.Pozitif ve negatif elektrik arasındaki çekimin

elektronları yörüngelerinde tuttuğu sanılıyordu;tıpkı Güneş ve gezegenler arasındakikütleçekiminin gezegenleri yörüngelerinde tutmasıgibi. Kuvantum mekaniğinden önceki klasikmekanik ve elektrik yasalarına göre budüşüncenin sorunu, bu şekilde dönen elektronlarınışınım çıkardığını varsaymasıydı. Bu durumelektronların enerji kaybetmelerine ve böyleceçekirdekle çarpışıncaya kadar döne dönedüşmelerine yol açıyordu. Bu da atomun, aslındabütün maddenin, hızla çok yüksek bir yoğunlukdurumuna düşmesi demekti ki, böyle bir şeyinolmadığı çok açıktı!

Uzaklık ve girişim.

İki yarık deneyinde, dalgaların yukarıdaki veaşağıdaki yarıktan geçip perdeye ulaşmak için

kat ettikleri uzaklık, perde üzerinde farklıyükseklikler olarak yansır. Sonuç olarak, bazıyüksekliklerde dalgalar birbirlerini destekler,bazılarındaysa yok eder ve böylece bir girişim

deseni oluştururlar.

DanimarkalI bilimci Niels Bohr 1913'te bu sorunakısmi bir çözüm buldu. Elektronların muhtemelenmerkezdeki çekirdeğin etrafında herhangi biruzaklıkta değil, sadece belirlenmiş bir uzaklıktadöndüğünü önerdi. Bu belirlenmiş uzaklıktayalnızca bir ya da iki elektronun dönebileceğidüşünüldüğünde çökme sorunu çözülebilirdi,çünkü iç yörüngelerin sınırlı sayısı bir kezdolduğunda, elektronlar çekirdeğe daha fazlayaklaşamazlardı. Bu model en basit atomunyapısını, çekirdeği etrafında dönen bir tekelektronu olan hidrojeni çok iyi açıklıyor. Ancakbu modeli daha karmaşık yapıdaki atomlara nasıl

uygulayabileceğimiz açık değildi. Dahası, sınırlısayıda olmasına izin verilmiş yörüngeler takımıdüşüncesi, yalnızca bir tür yara bandına benziyor.Bu matematiksel olarak işleyen bir düzen, ancakhiç kimse doğanın neden bu şekilde hareketettiğini ya da simgelediği daha derindeki yasayı -eğer varsa- anlayamıyordu. Yeni kuvantummekaniği kuramı bu zorluğu çözdü. Çekirdeketrafında dönen bir elektronun, hızına bağlı birdalgaboyuna sahip bir dalga olarakdüşünülebileceğini ortaya koydu. Bohr'unvarsaydığı gibi, bir çekirdeğin etrafında, belli biruzaklıkta dönen bir dalga düşünün. Bazıyörüngelerin çevresi, elektronun dalgaboyununtam katına (kesirli sayıların tersi olarak) denkgeliyordu. Bu yörüngelerde dalgaların tepesi herdönüşte aynı konumda olacak, böylece dalgalarbirbirlerini güçlendirecektir. Bu yörüngeler,Bohr'un izinli yörüngelerine karşılık gelecektir.Ancak, çevresi dalga boylarının tam katına denkgelmeyen yörüngelerde, elektron döndükçe her

dalganın tepesi er geç, diğer dalganın çukurutarafından yok edilecektir. Bu yörüngeler izinliolmayacaktır. Bohr'un izinli ve yasaklı yörüngeleryasası böylece bir açıklamaya kavuşmuştu.

Elektron girişimi.

Girişim nedeniyle, iki yarıktan aynı andagönderilen elektronların oluşturduğu girişim

deseni, her yarıktan ayrı ayrı gönderilenelektronların oluşturduğu girişim deseninden

farklıdır.

Atom yörüngelerinde dalgalar.

Niels Bohr atomun, çekirdeğin etrafındadurmadan dönen elektron dalgalarından

meydana geldiğini düşündü. Bu resimdeki gibi,sadece elektron dalgalarına tam olarak denk

gelen dairesel yörüngeler, yıkıcı girişime maruzkalmadan varlıklarını sürdürebilirler.

Parçacık-dalga ikiliğini hayal etmenin güzel biryolu, Amerikalı bilimci Richard Feynmantarafından ortaya konulan, çoklu geçmiş fikridir.Bu yaklaşımda parçacığın, klasik, kuvantumolmayan kuramlarda olduğu gibi, uzay-zaman

içerisinde tek bir geçmişi ya da yolu yoktur.Tersine, parçacığın A noktasından B noktasınamümkün olan her yoldan gittiği varsayılır.Feynman, A ile B arasındaki her yola bir çift sayıvermiştir. Bir tanesi dalganın genişliğini ya dabüyüklüğünü gösterir. Diğeri de evresini ya daçevrimdeki konumunu (yani dalganın tepesi mi,çukuru mu ya da ikisinin arasında bir yer miolduğunu) gösterir. Bir parçacığın A'dan Byegitme olasılığı, A ile B'yi birbirine bağlayan bütünyollardaki dalgaların toplamı alınarak bulunur.Genelde, birbirine yalan yollar karşılaştırıldığında,çevrim içindeki konumlar ya da evreler büyükfarklılık gösterecektir. Bu, birbirine komşuyollardaki dalgaların neredeyse tümüylebirbirlerini yok edecekleri anlamına gelir. Yine de,birbirine yakın bazı yollar arasındaki evreler çokfarklı olmayacak ve bu yollardaki dalgalarbirbirlerini yok etmeyecektir. Böyle yollar Bohr'unizinli yörüngelerinin karşılığıdır.

Somut matematiksel biçimdeki bu düşüncelerle,daha karmaşık atomların izinli yörüngeleri, hattabirden fazla çekirdek etrafında dönen elektronlarınbir arada tuttuğu atomlardan oluşan moleküllerinyörüngeleri nispeten doğru olarak hesaplanır.Moleküllerin yapısı ve birbirleriyle tepkimeleribütün kimya ve biyolojinin temelinioluşturduğundan, ilkesel olarak kuvantummekaniği, çevremizde gördüğümüz hemen her şeyiçin belirsizlik ilkesinin çizdiği sınırlar içerisindekestirimde bulunabilmemizi sağlar. (Ancakuygulamada, tek bir elektronu bulunan en basitatom olan hidrojeninki dışında, karmaşıkatomlarla ilgili denklemleri çözemeyiz ve dahakarmaşık atomlar ve moleküller için tahminleri vebilgisayarları kullanırız.)

Kuvantum kuramı önemli bir başarının sahibidir,çağdaş bilimin ve teknolojinin temelini oluşturur.Televizyon ve bilgisayar gibi elektronik aygıtlarıntemel unsurları olan transistorların ve integrallerin

işleyişini yönettiği gibi, çağdaş kimya vebiyolojinin de temelidir. Kuvantum mekaniğininfizik biliminde henüz gerektiği gibi dahilolamadığı tek alan, kütleçekimi ve evrenin büyükölçekli yapısıdır. Daha önce de belirttiğimiz gibi,Einstein'ın genel görelilik kuramı, diğerkuramlarla tutarlı olmak için dahi, kuvantummekaniklerinin belirsizlik ilkesini hesaba katmaz.

Son bölümde gördüğümüz gibi, genel görelilikkuramının değiştirilmesi gerektiğini biliyoruz.Klasik genel görelilik kuramı (yani kuvantumolmayan kuram) sonsuz yoğunluk noktalan -tekillikler- kestirimiyle, kendi çöküşüyle ilgilikestirimde bulunmuştur; tıpkı klasikmekaniklerin, kara cisimlerin sonsuz enerjiyaydığı ya da atomların sonsuz yoğunluğadüşeceği önermesiyle kendi çöküşününkestiriminde bulunması gibi. Klasik mekanikteolduğu gibi, klasik genel görelilik kuramımkuvantum kuramıyla bağdaştırarak -yani

kütleçekimi kuvantum kuramını yaratarak- bukabul edilemez tekillikleri elemek istiyoruz.

Elektron yolları.

Richard Feynman'ın kuvantum kuramıformülünde, yukarıda gördüğünüz gibi birparçacık kaynaktan perdeye doğru hareketederken, mümkün olan her yoldan gider.

Genel görelilik kuramı yanlışsa, neden bütündeneyler şimdiye kadar bu kuramı destekledi?Gözlemlerimizde henüz herhangi bir çelişki farkedemeyişimizin nedeni, normaldedeneyimlediğimiz bütün kütleçekimi alanlarınınçok zayıf olmasıdır. Ancak görmüş olduğumuzgibi, evrendeki bütün madde ve enerji çok küçük

bir hacme sıkıştırıldığında, kütleçekimi kuvvetiçok güçlü olacaktır. Böylesi güçlü alanlarınvarlığı söz konusu olduğunda, kuvantumkuramının etkisi de çok önem kazanır.

Kütleçekimi kuvantum kuramına henüz sahipolmasak da, böyle bir kuramın sahip olmasıgereken bazı özellikleri biliyoruz. Bunlardan biri,kuvantum kuramım çoklu geçmişin kavramlarıylaformüle eden Feynman'ın önermesiyle uyumluolmasıdır. İkinci özellik ise, Einstein'ın, eğri uzay-zamanın kütleçekimi alanının göstergesi olduğudüşüncesidir; eğri bir uzayda en yakındaki nesneyidüz bir yolla izlemeye çalışan parçacıkların yolu,uzay-zaman düz olmadığı için, kütleçekimi alamtarafından eğilmiş gibi görünür. Herhangi birnihai kuranım bu düşünceyi içermesi gerektiğineinanıyoruz. Feynman'ın çoklu geçmiş fikrini,Einstein'ın kütleçekimi düşüncesineuyguladığımızda, bir parçacığın tarihi artık, bütünevrenin geçmişini temsil eden tam ve kapalı bir

uzay-zamandır.

Klasik kütleçekimi kuramında, evreningidebileceği mümkün olan iki yol vardır: evren yasonsuz bir zaman boyunca var olmuştur ya dageçmişteki sonlu bir zamanın tekilliğindebaşlamıştır. Daha önce tartıştığımız nedenleryüzünden, evrenin sonsuzdan beri var olduğunudüşünmüyoruz. Ancak, eğer bir başlangıcı varsa,klasik genel görelilik kuramına göre, Einstein'ındenklemlerinin hangi sonucunun evrenimiziaçıkladığını bilmek için, ilksel durumunu, yanitam olarak evrenin nasıl başladığım bilmekzorundayız. Tanrı başlangıçta doğanın yasalarınıbelirlemiş olabilir, ama sonrasında evreni buyasalara uygun şekilde evrimleşmeye bırakmış veartık evrene karışmıyormuş gibi görünüyor. Tanrıevrenin ilksel durumunu ya da düzenini nasılseçmiştir? Zamanın başlangıcındaki sınır koşullanneydi? Klasik genel görelilik kuramında bu birsorundur, çünkü bu kuram evrenin başlangıcıyla

birlikte çöker.

Öte yandan kütleçekimi kuvantum kuranımdaortaya çıkan yeni bir olasılık, eğer doğruysa, busorunun çaresi olabilir. Kuvantum kuramındauzay-zamanın sınırlı boyutlara sahip olması,ancak bir sınır ya da kenar oluşturabilecektekilliklerin bulunmamasıyla mümkündür. Uzay-zaman dünyanın yüzeyi gibidir, yalnız fazladan ikiboyutu daha vardır. Daha önce değindiğimiz gibi,dünyanın yüzeyinde belli bir yöne doğru yolculuğusürdürürseniz, geçilmez bir sınıra denk gelmez yada kenardan aşağıya düşmezsiniz; bir tekilliğerastlamadan sonunda başladığınız noktayadönersiniz. Eğer durum buysa, kütleçekimikuvantum kuramı, bilimin yasalarını yıkantekilliklerin olmadığı yeni bir olasılığı ortayaçıkarıyor.

Uzay-zamanın bir sınırı yoksa sınırdaki birhareketi tanımlamaya -evrenin ilksel durumunubilmeye- gerek de yoktur. Uzay-zamanın Tanrı'nın

kanıtı olarak kabul edilecek bir sınırı ya da uzay-zaman için sınır koşullan oluşturacak yeni biryasası yoktur. "Evrenin sınır koşulu, bir sınırıolmamasıdır" diyebiliriz. Evren tümüyle kendineyeterlidir ve dışındaki herhangi bir şeydenetkilenmemektedir. Ne yaratılmıştır ne de yokolacaktır. Evren sadece vardır. Evrenin birbaşlangıcı olduğuna inandığımız sürece, biryaratıcının rolü açıklık kazanır. Ancak evrengerçekten kendine yeterliyse, bir sının ya da kenarıyoksa bir başlangıcı ya da sonu yoksa "Biryaratıcının rolü ne?" sorusunun yanıtı o kadar daaçık olmaz.

Solucan delikleri ve zaman yolculuğu

Bundan önceki bölümlerde, zamanın doğasınailişkin görüşlerimizin yıllar içinde nasıldeğiştiğini gördük. XX. yüzyıla kadar insanlarmutlak zamana inanıyordu. Yani, her olay"zaman" denilen bir sayıyla benzersiz bir şekildetanımlanabilmeli ve doğru çalışan bütün saatleriki olay arasındaki zaman aralığı konusundaörtüşmeliydi. Ancak, ışık hızının -nasıl hareketederse etsin- her gözlemciye göre aynı olduğununkeşfi, görelilik kuramım ortaya çıkardı ve tekmutlak zaman düşüncesinin terk edilmesine yolaçtı. Olayların zamanlan tek şekildetanımlanamazdı. Bunun yerine, her gözlemciyanındaki saatin kaydettiği zaman ölçüsüne sahipolabilirdi ve farklı gözlemcilerin taşıdığı saatlerinörtüşmesi gerekmiyordu. Böylece zaman, onuölçen gözlemciye göre daha kişisel bir kavramadönüştü. Ancak zaman hâlâ dümdüz uzanan,üzerinde sadece ileriye ya da geriye doğru hareket

edebileceğimiz bir tren yolu gibi ele alınıyor. Yatren yolunun kavşakları ve kollan varsa; tren ileridoğru gitmeyi sürdürürken bir süre önce geçmişolduğu istasyona geri dönmez nü? Bir başkadeyişle geçmişe ya da geleceğe yolculuk yapmakmümkün mü? H. G. Wells, sayısız bilimkurguyazan gibi, Zaman Makinesi kitabında buolasılıktan araştırdı. Yine de bu konu,bilimkurgunun pek çok düşüncesi gibi -tıpkıdenizaltılar ve aya yolculuk gibi- bilimsel gerçeğinkonusu oldu. Öyleyse, zaman yolculuğununolasılıkları nelerdir?

Geleceğe yolculuk yapmak mümkündür. Yanigörelilik, bizi zamanda ileriye sıçratacak birzaman makinesi yaratmanın mümkün olduğunugösteriyor. Zaman makinesinin içine girersiniz,beklersiniz, dışarı çıkarsınız ve Dünya'da geçenzamanın, sizin makinede geçirdiğiniz zamandançok daha fazla olduğunu görürsünüz. Günümüzdebunu yapabilecek teknolojiye sahip değiliz, ancak

bu sadece bir mühendislik sorunu; bizyapılabileceğini biliyoruz. Böyle bir makineyapmanın yöntemlerinden biri, 6. Bölüm'detartıştığımız ikizler paradoksundaki durumugeliştirmektir. Bu yöntemde, siz zamanmakinesinin içinde otururken, makine uzaya fırlar,ışık hızına yakın bir ivme kazanır, (zamanda nekadar ileri gitmeyi istediğinize bağlı olarak) birsüre böyle devam eder ve sonra geri döner. Zamanmakinesinin aynı zamanda uzay gemisi olmasısizi şaşırtmamalı, çünkü görelilik kuramına görezaman ve uzay bağlantılıdır. Her durumda, sizegöre bütün bu süreç içinde bulunacağınız tek "yer"makinenin içi olacaktır. Makineden dışarıçıktığınızda, Dünya'da geçen zaman, sizin içingeçen zamandan çok daha uzun olacaktır.Geleceğe yolculuk yaptık. Ancak geçmişegidebilir miyiz? Zamanda geriye yolculuk yapmakiçin gerekli olan koşullan yaratabilir miyiz?

Zaman makinesi. Yazarlar zaman makinesinde.

Fizik yasalarının zamanda geriye yolculukyapılmasına gerçekten izin verebileceğiyle ilgiliilk işaret 1949'da, Kurt Gödel, Einstein'ındenklemlerine yeni bir çözüm keşfettiğinde geldi;genel görelilik kuramı yeni bir uzay-zamanıolanaklı kılıyordu. Pek çok farklı matematikselevren modeli Einstein'ın denklemlerini doğrular,ama bu, modellerin içinde yaşadığımız evrenebenzeyeceği anlamına gelmez. Örneğin oevrenlerin ilksel ya da sınır koşullan farklı olabilir.Bu modeller, evrenimize benziyor mu benzemiyormu karar vermek için fiziksel kestirimlerebakmamız gerekir.

Gödel, bütün doğru hesaplamaların doğruluğununkanıtlanamayacağını kanıtlamasıyla ünlü birmatematikçidir; kendinizi aritmetik gibi öncedenbelirlenmiş bir alandaki bütün doğruhesaplamaları kanıtlamakla şuurlaşanız bile, bunuyapamazsınız. Belirsizlik ilkesi gibi, Gödel'ineksiklik kuramı, evreni anlama ve tahminlerdebulunma yeteneğimize belki de temel bir sınırgetirdi. Gödel, daha sonraki yıllan Einstein'labirlikte Princeton'daki Yüksek AraştırmaEnstitüsü'nde geçirdiği için genel görelilikkuramını muhtemelen biliyordu. Gödel'in uzay-zamanının tuhaf özelliği, bütün evrenin dönmekteolmasıydı.

Bütün evrenin dönmekte olduğunu söylemek neanlama geliyor? Bir şeyin etrafında dönmek, sabitbir referans noktasının varlığını gerektirmiyor mu?"Neye göre dönmek?" diye sorabiliriz. Yanıt birazteknik olacak, ama aslında uzak bir madde, küçüktopaçların ya da cayroskopların evrende işaret

ettiği noktaya göre dönmektedir. Gödel'in uzay-zamanında bunun matematiksel yan etkisişöyledir: Dünya'dan çok uzaklara yolculuk edipgeri geldiğinizde, yola çıktığınız zamanınöncesine dönmeniz mümkündür.

Genel görelilik kuramında zaman yolculuğuna yerolmadığını düşünen Einstein, denklemlerininböyle bir olasılık taşıdığım öğrenince gerçektençok üzüldü. Gözlemlerimize göre evrenimizdönmediğinden ya da en azından döndüğü farkedilmediğinden ne Gödel'in bulguları, içindeyaşadığımız evrene uyuyordu ne de Gödel'inevreni bizimki gibi genişliyordu. Ancak bundansonra, Einstein'ın görelilik kuramını araştıranbilimciler, genel göreliliğin olası saydığı diğeruzay-zamanların geçmişe yolculuğa izin verdiğinibuldular. Oysa mikrodalga fonunun ve bol bolbulunan hidrojen ve helyum gibi elementleringözlenmesi ilk evrenin, bu modellerin zamanyolculuğu için öngördüğü eğriliğe sahip

olmadığını gösteriyor. Eğer sınırsızlık önermesidoğruysa, aynı sonuç kuramsal alan için degeçerli. Öyleyse sorumuz şu: Eğer evren, zamanyolculuğunun gerektirdiği eğriliğe sahip olmadanbaşladıysa, uzay-zamanı zaman yolculuğuna izinverecek şekilde sonradan eğriltebilir miyiz?

Yine, zaman ve uzay bağlantılı olduğundan,zamanda geriye yolculuk sorusunun, ışıktan hızlıyolculuk yapabilir miyiz, sorusuyla yakındanbağlantılı olması sizi şaşırtmamalı. Zamanyolculuğunun ışıktan hızlı yol almayıgerektirdiğini görmek kolay; yolculuğun sonbölümünde zamanda geri gitmekle, bütünyolculuğu dilediğinizce kısa bir zamandayapabilir, sınırsız bir hızda yolculukyapabilirsiniz! Ancak, daha sonra göreceğimizgibi, bu durum tersine de işler; sınırsız bir hızdayolculuk yapabiliyorsanız, zamanda geriye degidebilirsiniz. Biri olmadan diğeri mümkündeğildir.

Işıktan daha hızlı yolculuk yapma konusu, dahaçok bilimkurgu yazarlarını ilgilendiren birsorundur. Göreliliğe göre onların sorunu şu: enyakındaki yıldıza, yaklaşık dört ışık yılıuzaklıktaki Proksima Erboğa'ya bir uzay gemisigönderdiğimizde, yolcuların geri dönüp, nelerbulduklarını anlatmaları için en azından sekiz yılbeklenmesi gerekecektir. Galaksimizin merkezinebir araştırma yolculuğuna çıkılırsa, geridönmemiz en azından yüz bin yıl kadar sürecektir.Bu, galaksi içindeki bir savaş üzerine yazmaya hiçde uygun bir durum değil! Yine de, 6. Bölüm'detartıştığımız ikizler paradoksu uyarınca görelilikkuramının bir tesellisi var: Uzay yolcuları içinyolculuğun, Dünya'da kalanlara göre çok dahakısa olması mümkündür. Ancak uzayyolculuğundan birkaç yıl yaşlanmış olarak dönüp,arkada bıraktığınız herkesin binlerce yıl önceölmüş olduğunu görmek pek keyifli olmayabilir.Yani bilimkurgu yazarları, öykülerindekiinsanların yararına, bir gün ışıktan hızlı nasıl

yolculuk yapacağımızı düşünmek zorundaydılar.Bu yazarların çoğu, genel görelilik kuramına göreeğer ışıktan hızlı yolculuk yapabilirseniz, zamandageriye de yolculuk yapabilirsiniz gerçeğinianlamış görünmüyorlar. Tıpkı aşağıdaki şiir gibi:

Wight'in genç leydisi

Işıktan hızlı gidebilirdi.

Bir gün gitti

Ama farklı bir yoldan.

Ve gitmeden önceki gece geri döndü.

Bu bağlantının anahtarı şudur: Görelilik kuramınagöre bütün gözlemcilerin üzerinde birleştiği tekzaman olmadığı gibi, belli koşullar altında,gözlemcilerin olayın sistemi konusunda da fikirbirliğine varmaları gerekmez. Özellikle, eğer A veB olayı, uzayda çok uzaktaysa ve roketin A'dan

B'ye ulaşmak için ışıktan hızlı gitmesigerekiyorsa, hızlan farklı olan iki gözlemci, Aolayı B olayından önce mi oldu, yoksa B olayı Aolayından önce mi oldu konusunda anlaşamazlar.Diyelim ki, A olayı 2012 Olimpiyatlarında yüzmetre koşusunun finali olsun, B olayı da ProksimaErboğa Kongresi'nin 100 004. açılışı olsun. Bolayı bir yıl sonra, dünya zamanıyla 2013’tegerçekleşecek diyelim. Dünya ve ProksimaErboğa arasındaki mesafe yaklaşık dört ışık yılıolduğuna göre, bu iki olay yukarıdaki kriterleridoğrular: A olayı B'den önce olmasına rağmen,Adan B'ye ulaşmak için ışıktan hızlı gitmenizgerekmektedir. Bu durumda, ProksimaErboğa'dan bir gözlemci için dünyadan neredeyseışık hızında uzaklaşmak, olayların oluş düzeninideğiştirecektir; B olayı, A olayından öncegerçekleşiyormuş gibi görünecektir. Bu gözlemci,B olayından A olayına ulaşmak için ışıktan hızlıyol alınabildiğinde, bunun mümkün olduğunusöyleyecektir. Aslında, gerçekten hızlı

gidebilirseniz, yarışlardan önce dünyaya geridönüp, kimin kazandığını bileceğinizden bahisoynayabilirsiniz!

Işık hızı sınırını aşmada bir sorun var. Görelilikkuramına göre, uzay gemisi gitgide ışık hızınayaklaşırken, roket gücünün ivme kazanmasıgerekir. Bununla ilgili deneysel bir kanıtımız var;uzay gemisiyle değil ama Fermilab'da ya daAvrupa Nükleer Araştırma Merkezi'nde (ConseilEuropeen pour la Recherche Nucleaire - CERN)bulunan temel parçacık hızlandırıcılarıyla budeney yapıldı. Parçacıkları ışık hızının yüzde99,99'u oranında ivmelendirebiliyoruz, ancak nekadar güç kullanırsak kullanalım, ışık hızı sınırınıaşmalarını sağlayamıyoruz. Aynı durum uzaygemileri için de geçerli; ne kadar çok roket gücünesahip olurlarsa olsunlar, ışık hızım aşacak kadarivme kazanamıyorlar. Zamanda geriye yolculukancak ışıktan hızlı bir yolculukla mümkünolabileceğinden, hem hızlı uzay yolculuğunu, hem

de zamanda geriye yolculuğu olasılık dışısaymalıyız belki de.

Solucan deliği. Eğer solucan delikleri varsa,uzaydaki uzak noktalar arasında kestirme yollar

oluşturabilir.

Oysa mümkün olan bir yol var. Uzay-zamanıbükebilirsek, A ve B arasında kestirme bir yololuşabilir. Bunu yapmanın yollarından biri A ve Barasında bir solucan deliği yaratmaktır. Adındananlaşılacağı gibi solucan deliği, birbirinden uzakhemen hemen düz iki alam birbirine bağlayabilenince bir uzay-zaman tünelidir. Bu durum, birşekilde yüksek budağın eteğinde olmaya benzer.Diğer tarafa geçmek için normalde yüksek dağsırtım tırmanır, soma tekrar aşağı inersiniz; ancakdağı yatay olarak kesen dev bir solucan deliği

varsa bunu yapmanıza gerek kalmaz. Güneşsistemimizin çevresinden Proksima Erboğa'yauzanan bir solucan deliği olduğunu ya dayaratıldığını hayal edebilirsiniz. Normal uzaydaDünya ile Proksima Erboğa arasındaki uzaklıkyirmi milyon kere milyonken, solucan deliğininiçindeki mesafe sadece birkaç milyon kilometreolacaktır. Yüz metre yarışlarının sonucunualdıktan sonra, Kongre'nin açılışına yetişmek içinbir sürü zamanımız kalacaktır. Ancak Dünya'yadoğru yol alan gözlemci, Proksima Erboğa'dakiKongre açılışından soma yarışlar başlamadanDünya'ya dönmek için bir başka solucan deliğidaha bulabilmelidir. Yani solucan delikleri,ışıktan hızlı herhangi bir yolculuk gibi, geçmişeyolculuk yapmanızı da mümkün kılar.

Uzay-zamanın farklı bölgeleri arasında uzanansolucan delikleri, bilimkurgu yazarlarının icadıdeğildir; çok saygıdeğer bir kaynağı vardır.

1935'te Einstein ve Nathan Rosen, genel görelilik

kuramının onların köprü dedikleri -bizim bugünsolucan deliği dediğimiz- durumu olanaklıkıldığını anlatan bir makale yazdılar. Einstein-Rosen köprüleri, bir uzay gemisinin geçebileceğikadar dayanamadılar; uzay gemisi bir tekilliğeçarparken solucan deliği de kapandı. Yine de,gelişmiş bir uygarlığın solucan deliklerini açıktutabileceği ileri sürüldü. Bunu yapabilmek ya dauzay-zamanı, zaman yolculuğuna izin verecekşekilde bükmek için uzay-zamanda, bir semerinyüzeyi gibi karşıt bir eğrilmeye gerek duyulurdu.Pozitif enerji yoğunluğuna sahip sıradan birmadde, uzay-zamanı pozitif bir şekilde eğriltir,tıpkı bir kürenin yüzeyi gibi. Öyleyse, uzay-zamanı geçmişe yolculuk yapılmasına izin verecekşekilde bükmek için negatif enerji yoğunluğunasahip bir maddeye ihtiyaç vardır.

Negatif enerji yoğunluğuna sahip olmak nedemek? Enerji biraz paraya benzer; eğer paranızınpozitif bir dengesi varsa, farklı biçimlerde

dağıtabilirsiniz; oysa bir yüzyıl önce geçerli klasikyasalara göre, hesabınızdan fazla paraçekemezdiniz. Yani bu klasik yasalar negatifenerji yoğunluğunu, dolayısıyla da zamandageriye yolculuk olasılığını göz önüne almıyordu.Yine de, önceki bölümlerde anlatıldığı gibi, klasikyasaların yerini, belirsizlik ilkesine dayanankuvantum yasaları aldı. Kuvantum yasaları dahaliberaldir ve bakiye toplamının pozitif olmasınısağlamanız için bir ya da iki hesaptan fazla paraçekmenize izin verir. Başka bir deyişle, kuvantumkuramı enerji yoğunluğunun bazı yerlerde negatifolmasına izin verir; bunu diğer yerlerde pozitifenerji oluşturmak için yapar ki böylece toplamenerji pozitif kalsın. Böylece, hem uzay-zamanınbükülebileceğine, hem de zaman yolculuğuna izinverecek şekilde eğrilebileceğine inanmak için birnedenimiz var.

Feynman’ın çoklu geçmiş fikrine göre, zamandageçmişe yolculuk, tek parçacıklar ölçüsünde

meydana gelir. Feynman’ın yönteminde, zamandaileri doğru giden sıradan bir parçacık, zamandageriye doğru hareket eden karşıt parçacığa eşittir.Onun matematiğinde bir parçacık-karşıt parçacıkçiftinin birlikte yaratıldığını ve birbirlerini yokederek, uzay-zamanda kapalı bir devrede hareketeden tek bir parçacık gibi davrandığınıgörürsünüz. Bunu görmek için, bu süreci öncegeleneksel yoldan hayal edelim. Belli bir zamanda-diyelim ki A zamanında- bir parçacık ve karşıtparçacık yaratıldı. İkisi de zamanda ileriye doğruhareket ediyor. Sonra, ileriki bir zamanda, diyelimki B zamanında ikisi birbirini etkiledi vebirbirlerini yok etti. Adan önce ve B’den sonra ikiparçacık da mevcut değil. Feynman’a göre buduruma farklı bakabilirsiniz. A zamanında tekparçacık yaratıldı. Bu parçacık zamanda ileriye, Bzamanına doğru ilerledi, sonra tekrar A zamanınadöndü. Parçacığın ve karşıt parçacığın zamandabirlikte ileriye doğru hareket etmeleri yerine, AdanB’ye uzanan bir kapalı devrede hareket eden tek

bir nesne vardır. Bu nesne zamanda ileriye doğru(Adan B’ye) hareket ettiğinde, ona parçacıkdiyoruz. Ancak bu nesne zamanda geriye doğru(B'den A'ya) hareket ettiğinde, zamanda ileridoğru hareket eden bir karşıt parçacık olarakgörünür.

Böyle bir zaman yolculuğunun gözlenebiliretkileri vardır. Örneğin, parçacık-karşıt parçacıkçiftinden birinin (diyelim ki karşıt parçacığın),kendisini yok edecek parçacığı yalnız bırakarakbir kara deliğe düştüğünü varsayalım. Terk edilenparçacık da kara deliğe düşebilir, ama kara deliğinkenarından kaçabilir de. Eğer kaçarsa, uzaktakigözlemci için parçacık kara delikten çıkıyormuşgibi görünür. Ancak, kara delikten yayılanışınımın mekanizmasıyla ilgili farklı, ama sezgiselolarak eşit bir tablo görebiliriz. Parçacık çiftininkara deliğe düşen üyesini (karşıt parçacığıdiyelim), kara deliğin dışında zamanın gerisinedoğru hareket eden parçacık olarak kabul

edebiliriz. Parçacık-karşıt parçacık çifti birliktegöründüğü noktaya ulaştığında, kara deliğinkütleçekimi alanı tarafından dağıtılır;parçacıklardan biri zamanda ileriye doğru yol alırve kara delikten kaçar. Kara deliğe düşenparçacığı da zamanda geriye doğru hareket edenve kara delikten dışarı çıkan parçacık olarakdüşünebiliriz. Yani kara deliklerin yaydığı ışınım,kuvantum kuramının zamanda geriye yolculuğumikroskobik ölçekte olanaklı kıldığını gösterir.

Bu nedenle kuvantum kuramı, bilim veteknolojide geliştiğimizde nihayet bir zamanmakinesi yapabilmeyi sağlar mı sağlamaz mı diyesorabiliriz. İlk bakışta mümkün görünüyor.Feynman'ın çoklu geçmiş fikri, bütün geçmişlerintoplamıdır. Yani, uzay-zamanın geçmişeyolculuğu mümkün kılacak şekilde bükülmüşolduğu bir geçmişi de içermesi gerekir. Fiziğinbilinen yasaları henüz zaman yolculuğuna izinverecekmiş gibi görünmese de, bunu, mümkün

mü, değil mi diye sorgulamamızın farklı nedenlerivar.

Sorulardan biri şöyle: Eğer geçmişe yolculukyapmak mümkünse, neden gelecekten biri geriyegelip, bunu nasıl yaptığını bize anlatmıyor?Şimdiki ilkel gelişmişlik düzeyimizde zamanyolculuğunun sırrını vermenin akıllıcaolmayacağını düşünmesinin iyi bir nedeni olabilir;ancak insan doğası kökten bir şekilde değişmekteolduğundan, gelecekten gelen bir ziyaretçininağzındaki baklayı çıkarmayacağına inanmak zor.Elbette bazı insanlar UFO'ların yabancılar ya dagelecekten gelen insanlar tarafından ziyaretedildiğimizin kanıtı olduğunu iddia edeceklerdir.(Diğer yıldızların bizden ne kadar uzak olduğunudüşünürsek, yabancılar mantıklı bir sürededünyamıza gelebiliyorlarsa, ışıktan hızlı yolculukyapabiliyor olmaları gerekir ki böylece iki olasılıkeşitlensin.) Gelecekten gelen ziyaretçilerinolmadığını açıklamanın yollarından biri şöyle

olabilir: Gözlemlediğimiz kadarıyla geçmişsabittir ve geçmişe yolculuk yapmayı mümkünkılacak bükülmenin olmadığı görülmüştür. Öteyandan, gelecek bilinmez ve açıktır; yani gerekeneğrilmeye sahip olabilir. Bu, herhangi bir zamanyolculuğunun gelecekle sınırlı olacağı anlamınagelir. Kaptan Kirk ve yıldız gemisi Atılgan'ınşimdiki zamana dönmesinin hiç yolu yoktur.

Feynman'ın karşıt parçacığı.

Bir karşıt parçacık, zamanda geriye yolculuk

yapan parçacık olarak kabul edilebilir. Bunedenle bir edimsiz parçacık-karşıt parçacık çifti,

uzay-zamanda kapalı bir halkada hareket edenbir parçacık olarak düşünülebilir.

Belki de bu, dünyanın neden gelecekten gelenturistlerle dolup taşmadığını açıklıyor, amageçmişe dönüp tarihi değiştirmek mümkün mü,değil mi sorusundan kaynaklanan bir başka türsorundan kaçamıyor: Neden tarihle sorunumuzvar? Örneğin, biri geçmişe gitti ve Nazil ere atombombasının sırrını verdi ya da siz geçmişe gidip,büyük büyük büyükbabanızı çocuk sahibiolmadan önce öldürdünüz. Bu paradoksun pekçok biçimi var, ama temelde aynılar: Geçmişideğiştirmekte özgür olsaydık, çelişkiye düşerdik.

Zaman yolculuğunun ortaya çıkardığıparadoksların mümkün olan iki çözümü var.İlkine tutarlı tarih yaklaşımı diyebiliriz. Bunagöre, uzay-zaman geçmişe yolculuğu olanaklıkılacak şekilde bükük olsa bile, uzay-zaman

içinde olanlar fizik yasalarıyla tutarlı olmakzorunda. Bir başka deyişle, bu bakış açısına göre,tarih zaten geçmişe gittiğinizi ve oradayken büyükbüyük büyükbabanızı öldürmediğinizi ya daşimdiki zamana gelişinizin tarihiyle çatışacak bireylemde bulunmadığınızı söylüyorsa, geçmişegidemezsiniz. Dahası, geçmişe gitmiş olsanız da,kayıtlı tarihi değiştiremeyebilirsiniz, sadece onuizlersiniz. Bu bakış açısına göre geçmiş vegelecek önceden saptanmıştır; istediğiniz şeyiyapmak için özgür iradeye sahip değilsiniz.

Elbette özgür iradenin sadece bir yanılsamaolduğunu söyleyebilirsiniz. Gerçekten her şeyiyöneten eksiksiz bir fizik yasası varsa, tahmineneylemlerimizi de belirliyordur. Ancak insan gibikarmaşık bir organizmada bunu hesaplamak birşekilde olanaksızdır ve kuvantum mekaniğinegöre belli bir gelişigüzellik gerektirir. Yani buduruma farklı bir şekilde bakabilir, ne yapacağınıönceden kestiremeyeceğimiz için insanın özgür

iradeye sahip olduğunu söyleyebiliriz. Yine de,eğer insan bir roketle gidip, gitmeden öncekizamana geri dönerse, onun ne yapacağını öncedenkestirebiliriz, çünkü yapacakları kayıtlı tarihin birparçası olacaktır. Yani bu durumda, zamanyolcusunun hiçbir şekilde özgür iradesiolmayacaktır.

Zaman yolculuğunun paradokslarının diğermümkün olan yoluna alternatif geçmiş varsayımıdiyebiliriz. Buradaki düşünceye göre, zamanyolcusu geçmişe gittiğinde, kayıtlı tarihten farklıolan alternatif geçmişe girer. Böylece, öncekigeçmişiyle uyumlu olmak zorunluluğuhissetmeyeceğinden, özgürce davranabilir. StevenSpielberg Geleceğe Dönüş filmlerinde budüşünceyle eğlenmiştir; filmin kahramanı MartyMcFly geçmişe gidip, daha başarılı bir geçmişyaratmak için anne ve babasının kur yapmalarınamüdahale edebilmiştir.

Alternatif geçmiş varsayımları, 9. Bölüm'de

anlatılan Richard Feynman'ın kuvantum kuramınıçoklu geçmiş olarak anlatmasına benzer. Ona göreevrenin sadece tek geçmişi yoktur; tersine, her birikendi olasılığını taşıyan, mümkün olan hergeçmişe sahiptir. Yine de, Feynman'ın varsayımıile alternatif geçmiş arasında önemli bir farkvarmış gibi görünüyor. Feynman'ın çoklu geçmişi,geçmiş uzay-zamanları ve içindeki her şeyieksiksiz kapsıyor. Uzay-zaman o kadarbükülmüştür ki, bir roketin içinde geçmişe gitmekmümkündür. Ancak roket, tutarlı olabilmek içinaynı uzay-zamanda ve dolayısıyla aynı geçmiştekalabilir. Yani Feynman'ın çoklu geçmiş fikri,alternatif geçmişleri değil, tutarlı geçmişvarsayımlarını destekler görünüyor.

Kronoloji koruma tahmini diyebileceğimiz biryöntemle bu sorunlardan kaçabiliriz. Buna görefizik yasaları, makroskobik cisimlerin geçmişebilgi taşımalarını önlemek üzere bir düzenkurmuştur. Bu tahmin doğrulanmamıştır, ama

doğruluğuna inanmamızı sağlayan bir neden var.Uzay-zaman geçmişe yapılacak zamanyolculuğunu mümkün kılacak şekildebüküldüğünde kuvantum kuramının kullandığıhesaplamalar, kapalı bir döngü içerisinde dönüpduran parçacık-karşıt parçacık çiftinin uzay-zamanı, zaman yolculuğunu mümkün kılanbükülmeyi önleyecek ve pozitif bir şekilde eğmeyeyetecek büyüklükte enerji yoğunluğuyaratabileceğini gösterir. Durum böyle mi değilmi, henüz netlik kazanmadığından, zamanyolculuğu olasılığı açık duruyor. Ama bununüzerine bahse girmeyin! Rakibiniz geleceğibiliyorsa, haksız bir üstünlüğe sahip olacaktır.

Doğa güçleri ve fiziğin birleştirilmesi

Daha önce 3. Bölüm'de açıklamış olduğumuzgibi, evrendeki her şeyi bir defada açıklayacak,eksiksiz birleşik kuramı oluşturmak çok zor.Bunun yerine, olayları sınırlı kapsamlardatanımlayan kısmi kuramlar bularak, diğeretkenleri yok sayarak ya da bu etkenlere belirlisayılarla yaklaşarak gelişme kaydettik. Bugünbildiğimiz kadarıyla fiziğin yasaları pek çok sayıiçerir -örneğin, bir elektronun elektrik yükününbüyüklüğü, proton ve elektronun kütlelerinin oranıgibi- ve bütün bu sayılan en azından şimdilikkuramdan umamayız. Bunun yerine, gözlemyaparak bu sayılan bulmalı ve sonra onlarıdenklemlere koymalıyız. Bazıları bu sayılara temelsabitler diyor; bazılarıysa uydurulmuş unsur.

Bakış açınız ne olursa olsun dikkate değer gerçek,bu sayıların değerlerinin, hayatın gelişmesinimümkün kılmak üzere titizlikle ayarlanmış

olmasıdır. Örneğin, bir elektronun elektrik yüküsadece birazcık farklı olsaydı, yıldızlarınelektromanyetik ve kütleçekimi kuvvetleribozulur, ne hidrojeni ve helyumu yakabilir ne depatlayabilirlerdi. Her iki durumda da hayatolmazdı. Bütün bu kısmi kuramları yaklaşımsa!olarak birleştiren kuramdaki elektronun elektrikyükünün gücü gibi, öznel sayıların değerleriniseçerek gerçeklere uyarlanmayı gerektirmeyen,eksiksiz, tutarlı bir kuranım eninde sonundabulunacağım umuyoruz.

Böyle bir kuram arayışı fiziğin birleştirilmesiolarak biliniyor. Einstein son yıllarının büyük birbölümünü başarıya ulaşamadan birleşik kuramıaramakla geçirdi, ama zaman, henüzolgunlaşmamıştı: kütleçekimi kuvveti veelektromanyetik kuvvetler için kısmi kuramlarvardı, ancak nükleer kuvvet hakkında çok az şeybiliniyordu. Dahası, 9. Bölüm'de değindiğimizgibi, Einstein kuvantum kuramının gerçekliğine

inanmayı reddediyordu. Ancak, görünen o ki bu,belirsizlik ilkesi çerçevesinde yaşadığımız evrenintemel özelliği. Bu nedenle başarıya ulaşılmış birbirleşik kuram bu ilkeyi içermek zorunda.

Böyle bir kuramı bulma olasılığı şimdi daha fazla,çünkü evrenle ilgili çok daha fazla şey biliyoruz.Fakat kendimize fazla güvenme konusundadikkatli olmalıyız; daha önce aldanmıştık!Örneğin XX. yüzyılın başında her şeyin, sürekliliktaşıyan maddenin esnekliği ve ısı iletimi gibiözellikleriyle açıklanabileceği düşünülüyordu.Atom yapısının ve belirsizlik ilkesininkeşfedilmesi, bu inancı kesin olarak sonlandırdı.Sonra yine 1928'de, Nöbel Ödüllü Max Bom,Göttingen Üniversitesi’nde bir grup ziyaretçiye,"Bildiğimiz fizik altı ay içinde bitecek" dedi.Onun bu güveni, elektronu tanımlayan denkleminDirac tarafından henüz bulunmuş olmasındankaynaklanıyordu. O sırada bilinen ikinci parçacıkolan protonun da benzeri bir denkleme göre

tanımlandığı düşünüldüğünden, bu durumkuramsal fiziğin sonu olacaktı. Ancak, nötronunve nükleer kuvvetin bulunuşu, bu düşünceyi deyerle bir etti. Bunları söylerken, doğanın nihaiyasalarını arayışımızın artık sonuna yaklaşmaktaolabileceğimize dair taşıdığımız sakınganiyimserliğin nedenleri var.

Parçacık değiş tokuşu. Kuvantum kuramına görekuvvetler, kuvvet taşıyıcı parçacıkların değiş

tokuşun dan kaynaklanır.

Kuvantum mekaniğinde, kuvvetler ya damaddenin parçacıkları arasındaki etkileşiminbütünüyle parçacıklar tarafından taşındığıvarsayılıyor. Olan şey, bir madde parçacığının,elektron ya da kuvark gibi, kuvvet yayan bir

parçacık taşıması. Bu yayılımın geri çekilmesiparçacığın hızını değiştirir; aynı neden yüzündengülleyi ateşleyen top geri teper. Kuvvet taşıyıcıparçacık daha sonra bir başka madde parçacığıylaçarpışır ve o parçacığın hareketini değiştirmeküzere soğurulur. Yayılma ve soğurulma sürecininkesin sonucu, iki madde parçacığının arasında birkuvvet olduğunda ortaya çıkacak olan sonuçlaaynıdır.

Her kuvvet, kendine özgü türde bir kuvvet taşıyıcıparçacık tarafından aktarılır. Kuvvet taşıyıcıparçacığın kütlesi çoksa, uzak mesafelerdekuvvetin üretimi ve değiş tokuşu zor olacağından,taşıdıkları kuvvet ancak kısa erimli olacaktır. Öteyandan, kuvvet taşıyıcı parçacıkların kendilerineait bir kütleleri yoksa taşıdıkları kuvvet uzunerimli olacaktır. Madde parçacıkları arasındadeğiş tokuş edilen kuvvet taşıyıcı parçacıklara,edimsiz parçacık denir, çünkü gerçekparçacıkların tersine, parçacık dedektörü

tarafından doğrudan algılanmazlar. Yine deonların var olduklarını biliyoruz, çünkü etkileriölçülebiliyor; madde parçacıklarının arasındakuvvetin ortaya çıkmasını sağlıyorlar.

Kuvvet taşıyıcı parçacıklar dört kategoridetoplanabilir. Bu dört kategoriye ayırma işinininsanlar tarafından yapıldığını vurgulanmalıyız;bu, kısmi kuramların oluşturulmasında kullanışlıolabilir, ancak daha derin bir durumun karşılığıolmayabilir. Çoğu fizikçi, dört kuvveti tek birkuvvetin farklı görünüşleri olarak açıklayacakbirleşik kuramı eninde sonunda bulmayı umutediyorlar. Aslında pek çoğu günümüzde fiziğinbaşlıca amacının bu olduğunu söyleyecektir.

İlk kategori kütleçekimi kuvvetidir. Bu evrenselbir kuvvettir; yani, her parçacık kütlesi veenerjisine göre kütleçekimi kuvvetinden etkilenir.Kütleçekiminin çekimini, graviton denilenedimsiz parçacıkların değiş tokuşunun nedenolduğu çekim olarak tanımlayabiliriz. Kütleçekimi

kuvveti, dört kuvvet arasında büyük farkla enzayıf olanıdır; o kadar zayıftır ki, iki önemliözelliği olmasaydı varlığını hiç fark etmezdik; çokbüyük uzaklıkları bile etkileyebilir ve hep çeker.Yani, Dünya ve Güneş gibi iki büyük cisimarasındaki her bir parçacığın çok zayıfkütleçekimi kuvvetleri bir araya gelerek önemli birkuvvet oluşturabilir. Diğer üç kuvvet ya kısaerimlidir ya da bazen çekici bazen de iticidir; buyüzden de birbirini yok etme eğilimindedir.

İkinci kategori, elektron ve kuvark gibi elektrikyüklü parçacıklarla etkileşen, ama nötrino gibielektrik yükü olmayan parçacıklarla etkileşmeyenelektromanyetik kuvvettir. Bu kuvvet, kütleçekimikuvvetinden çok daha güçlüdür: iki elektronarasındaki elektromanyetik kuvvet, kütleçekimikuvvetinden milyon x milyon x milyon x milyon xmilyon x milyon x milyon kere (l'den sonra kırkiki sıfır) büyüktür. Ayrıca iki tür elektrik yüküvardır: pozitif ve negatif. İki pozitif yük ve iki

negatif yük arasındaki kuvvet iticidir; ama birpozitif ve bir negatif yük arasındaki kuvvetçekicidir.

Dünya ve Güneş gibi büyük cisimler, hemenhemen eşit sayıda pozitif ve negatif yük içerirler.Böylece her parçacığın arasındaki çekici ve iticikuvvetler birbirlerini hemen hemen yok ederler vegeriye çok küçük bir elektromanyetik kuvvet ağıkalır. Oysa atomların ve moleküllerin küçükölçeklerinde elektromanyetik kuvvet baskındır.Atom çekirdeğindeki negatif yüklü elektronlarla,pozitif yüklü protonlar arasındaki çekim kuvveti,kütleçekimi kuvvetinin Dünya'nın Güneş etrafındadönmesine neden olması gibi, elektronlarınçekirdek etrafında dönmesine neden olur.Elektromanyetik çekimi, foton denilen edimsizparçacıkların büyük sayılarda değiş tokuşununneden olduğu çekim olarak tanımlayabiliriz.Fotonların, değiş tokuş edilen edimsiz parçacıklarolduğunu tekrarlayalım. Ancak, bir elektron

yörüngesini değiştirip, çekirdeğe daha yalan olanbir yörüngeye geçtiğinde enerji serbest kalır vegerçek bir foton ortaya çıkar; bu durum, uygundalgaboyundaysa çıplak gözle ışık olarak görülürya da fotoğraf filmi gibi bir foton dedektörüylegözlemlenebilir. Aynı şekilde, gerçek bir foton biratomla çarpışırsa, çekirdeğe yakın yörüngesi olanbir elektronu, daha uzaktaki bir yörüngeyekaydırabilir. Bu sırada enerjisi kullanılan fotonsoğurulmuş olur.

Üçüncü kategori, zayıf nükleer kuvvettir. Günlükyaşamımızda bu kuvvetle doğrudan ilişkimizolmaz. Oysa bu kuvvet radyoaktivitenin -atomçekirdeğinin bozulmasının- sorumlusudur. Zayıfnükleer kuvvet 1967'ye, Londra'daki ImperialCollege'tan Abdus Salam ve Harvard'dan StevenWeinberg, bu etkimeyi elektromanyetik kuvvetlebirleştiren kuramlarını, tıpkı yüz yıl önce elektriğive manyetizmi birleştiren Maxwell gibi, önesürünceye kadar pek anlaşılamadı. Bu kuramın

kestirimleri deneylerin sonuçlarıyla doğrulandı ve1979'da Salam ve Weinberg, yine Harvard'dan,elektromanyetik kuvveti ve zayıf nükleer kuvvetibirleştiren benzer kuramıyla Sheldon GlashowNobel Fizik Ödülü'nü aldılar.

Dördüncü kategori, dört kuvvetin en güçlüsü olan,güçlü nükleer kuvvettir. Bu da, doğrudan ilişkiiçinde olmadığımız, ancak günlük yaşamımızınbüyük bir bölümünü etkileyen bir kuvvettir. Atomçekirdeğindeki protonların ve nötronların bir aradatutulmasından, protonların ve nötronların içindekikuvarkların birbirine bağlanmasından sorumludur.Güçlü nükleer kuvvet olmasa, pozitif yüklüprotonlar arasındaki itici elektrik, evrendeki bütünatom çekirdeklerinin -çekirdeğinde tek proton olanhidrojen gazındakiler hariç- patlayıp dağılmasınaneden olurdu. Bu kuvvetin, sadece kendisiyle vekuvarklarla etkileşen ve glüon denilen birparçacıkla taşındığına inanılıyor.

Elektromanyetik kuvvet ile zayıf nükleer kuvvetin

başarıyla birleştirilmesi, bu iki kuvveti güçlünükleer kuvvetle birleştirme girişimlerine nedenoldu; buna da büyük birleşik kuram (BBK) adıverildi. Bu oldukça abartılı bir isim; sonuçta orayaçıkan kuram ne o kadar büyüktü ne de tam olarakbirleştirilmişti, çünkü kütleçekimi kuvvetinikapsamıyordu. Ayrıca tamamlanmış kuramlar dadeğiller, çünkü kuramın kestirimde bulunmadığıdeğerlere sahip, ancak deneylere uygun olsun diyeseçilmiş birçok parametre içerir. Yine de,eksiksiz, tümüyle birleştirilmiş bir kurama doğruatılan bir adım olabilirler.

Kütleçekimini diğer kuvvetlerle birleştiren birkuram bulmanın asıl zorluğu, kütleçekimikuramının -genel göreliliğin- kuvantum kuramınıiçermeyen tek kuram olmasıdır; kütleçekimikuramı belirsizlik ilkesini hesaba katmaz. Yalnız,diğer kuvvetlerin kısmi kuramları temel olarakkuvantum mekaniğine dayandığından,kütleçekimini diğer kuramlarla birleştirmek, bu

ilkeyi genel göreliliğe dahil edecek bir yolunbulunmasını gerektiriyor. Ancak şimdiye kadarkütleçekimi kuvantum kuramını bulabilen biriçıkmadı.

Kütleçekimi kuvantum kuramım yaratmanın bukadar zor olmasının nedeni, belirsizlik ilkesinin"boş" uzayın bile edimsiz parçacıklarla ve karşıtparçacıklarla dolu olduğu anlamım taşıdığıgerçeğidir. Eğer böyle olmasaydı -yani "boş" uzaygerçekten tümüyle boş olsaydı- kütleçekimi alamve elektromanyetik alan gibi bütün alanlarkesinlikle sıfır olacaktı. Ancak, alanın değeri vezaman içerisinde değişme oram, bir parçacığınkonumuna ve hızına (konumun değişmesine)benzer; belirsizlik ilkesine göre, bu niceliklerdenbirini bildiğiniz kesinlikte diğerini bilemezsiniz.Yani, boş uzaydaki bir alan tam olarak sıfırdasabitlenmişse, o zaman bu alan belirsizlik ilkesinibozan kesin bir konumsal değere (sıfır) ve kesinbir değişim değerine (sıfır) sahip olacaktır.

Böylece alanın değerinde, en az oranda belirsizlikya da kuvantum dalgalanması olacaktır.

Bu dalgalanma, bir çift parçacığın bir süre birlikteortaya çıkmaları, ayrılmaları, sonra yeniden biraraya gelerek, birbirlerini yok etmeleri olarakdüşünülebilir. Bunlar, kuvvet taşıyıcı parçacıklargibi, edimsiz parçacıklardır; gerçek parçacıklarıntersine, parçacık dedektörüyle doğrudangözlenemezler. Yine de bunların dolaylı etkisi,elektron yörüngelerindeki küçük enerji değişimlerigibi ölçülebilir ve bu veriler kuramınkestirimleriyle dikkate değer bir doğruluklaörtüşür. Elektromanyetik alanın dalgalanmasıdurumunda, bu parçacıklar edimsiz fotonlardır;çekimsel alanın dalgasındaki parçacıklar, edimsizgravitonlardır. Zayıf ve güçlü nükleer kuvvetalanlarında edimsiz parçacıklar, maddeparçacıklarından -elektronlar ya da kuvarklar gibi-ve onların karşıt parçacıklarından oluşançiftlerdir.

Feynman'ın edimsiz parçacık-karşıt parçacık çiftidiyagramı. Elektronlara uygulanan belirsizlikilkesi, boş uzayda bile edimsiz parçacık-karşıt

parçacık çiftinin belirdiğini ve sonra birbirleriniyok ettiğini söyler.

Sorun, edimsiz parçacıkların enerjiye sahipolmalarıdır. Aslında, sonsuz sayıda edimsizparçacık olduğundan, sahip oldukları enerjimiktarı da sonsuz olacak ve bu yüzden, Einstein'ınE=mc2 denklemine göre, kütleleri de sonsuzolacaktır. Genel göreliliğe göre bu durum,parçacıkların kütleçekimi kuvvetinin evrenisonsuz küçüklüğe kadar eğriltmesi anlamınageliyor. Böyle olmadığı açıkça ortada! Diğer

kısmi kuramlarda da -yani güçlü, zayıf veelektromanyetik kuvvetler- benzeri saçmalıktasonsuzluklar ortaya çıkıyor, ama bunlarınhepsinde sonsuzluklar, yeniden normalleştirmedenilen bir işlemle ortadan kaldırılabilirler; bukuvvetlerin kuvantum kuramlarımyaratabilmemizin nedeni de bu işlemdir.

Yeniden normalleştirme, kuramda ortaya çıkansonsuzlukları yok edebilme etkisine sahip yenisonsuzluklar bulmayı gerektirir. Bununla birlikte,sonsuzlukların tam olarak yok edilmelerigerekmiyor. Yeni sonsuzlukları, küçük artanlarkalacak şekilde seçebiliriz. Bu küçük artanlara,kuramın yeniden normalleştirilmiş nicelikleridenir.

Bu uygulama, matematiksel olarak oldukçaşüpheli bir yöntem olmakla birlikte, işe yarargörünüyor; güçlü, zayıf ve elektromanyetikkuramlarla kullanıldığında, gözlemlerleolağanüstü doğruluk ölçülerinde uyuşan hesaplar

yapılabiliyor. Yeniden normalleştirme, tam birkuram bulma açısından bakıldığında, ciddi birsakınca taşıyor, çünkü kütlelerin gerçek değerlerive kuvvetlerin güçleri kurama görehesaplanamıyor, gözlemlere uygun olsun diyeseçilmek zorunda kalmıyor. Yenidennormalleştirmeyi, genel görelilikteki kuvantumsonsuzluklarını kaldırmak için kullanmayaçalıştığımızda, ne yazık ki elimizdeuyarlayabileceğimiz iki nicelik var: çekimin gücüve evrenin genişlediğine inanmayan Einstein'ındenklemlerinde kullandığı kozmolojik sabitindeğeri (7. Bölüm'e balan). Ancak bunlarlaoynamanın bütün sonsuzlukları ortadankaldırmaya yetmediği ortaya çıktı. Böyleceelimizde, uzay-zamanın eğriliği gibi bazıniceliklerin gerçekten sonlu olduğunuhesaplayabilir görünen kütleçekimi kuvantumkuramı kalıyor; ancak bu niceliklerin tamamensonlu olduklarını zaten gözlemleyebiliyor veölçebiliyoruz!

Genel göreliliği ve belirsizlik ilkesini bir arayagetirirken sorun çıkacağı bir süredir bekleniyorduve sonunda 1972'de yapılan ayrıntılı hesaplamalarbu sorunu doğruladı. Dört yıl sonra, süperkütleçekimi denilen bir çözümün mümkün olduğuöne sürüldü. Ne yazık ki, süper kütleçekimindegiderilmemiş sonsuzluklar kalmış mı, bulmak içingereken hesaplamalar o kadar uzun ve zordu ki,kimsenin böyle bir işe kalkışacak donanımı yoktu.Bilgisayarla bile hesaplamaların yıllarca süreceğidüşünülüyordu; ayrıca en az bir hatanın,muhtemelen daha da çoğunun, yapılması olasılığıçok yüksekti. Doğru yanıta sahip olduğumuzu,ancak bir başkası hesaplamaları tekrarlayıp aynısonuca varırsa anlayacaktık ve bu pek mümküngörünmüyordu! Bu sorunlara ve süper kütleçekimikuramındaki parçacıkların, gözlemlenenparçacıklara benzemediği gerçeğine rağmen, çoğubilimci kuramın değiştirilebileceğine ve bunun,kütleçekimini diğer kuvvetlerle birleştirmesorusunun doğru yanıtı olduğuna inandı. Sonra

1984'te, sicim kuramı lehinde dikkate değer birgörüş değişikliği oldu.

Sicim kuramından önce, temel parçacıkların herbirinin uzayda tek bir nokta kapladığıdüşünülüyordu. Sicim kuramlarında temelnesneler, nokta parçacıklar değil, tıpkı sonsuzincelikte bir sicim parçası gibi, uzunluğundanbaşka boyutu olmayan şeylerdi. Bu sicimlerinuçları olabilir (açık sicim denilenler) ya da uçlarbirbirleriyle birleşerek kapalı bir ilmekoluşturabilir (kapalı sicimler). Bir parçacık,zamanın her anında, uzayda tek bir nokta kaplıyor.Öte yandan bir sicim, zamanın her atımda uzaydabir çizgiyi kaplar. İki parça sicim bir arayagelerek, tek bir sicim oluşturabilir; açık uçlusicimler durumunda, sadece sicimlerin uçlarıbirleşirken, kapalı sicimler durumu, birpantolonun iki bacağının birleşmesine benzer.Aynı şekilde tek parça sicim, iki sicimebölünebilir.

Evrendeki temel nesneler sicimse, deneylerdegözlemlediğimiz nokta parçacıklar ne? Sicimkuramlarında, daha önce farklı nokta parçacıklarolarak düşündüğümüz şey, sicimin üzerindekidalgalar olarak tanımlanıyor. Ancak sicimler vesicim boyunca oluşan dalgalar o kadar küçük ki,en gelişmiş teknolojimiz bile onların biçiminiçözemiyor; böylece bütün deneylerimizde onlarınufacık, özelliksiz noktalar olarak hareketettiklerini görüyoruz. Bir toz zerresine çokyalandan ya da bir büyüteçle baktığınızı düşünün;zerrenin düzensiz, hatta sicim benzeri bir biçimiolduğunu, ama uzaktan özelliksiz bir nokta gibigöründüğünü fark edersiniz.

Sicim kuramında bir parçacığın bir başkaparçacık tarafından yayılımı ya da soğurulması,sicimin bölünmesine ya da bir araya gelmesinedenk düşer. Örneğin, Güneş'in Dünya üzerindekikütleçekimi parçacık kuramında, graviton denilenkuvvet taşıyıcı parçacıkların Güneş'teki bir madde

parçacığı tarafından yayınlanıp, dünyadaki birmadde parçacığı tarafından soğurulması olaraktanımlanıyordu. Sicim kuramında bu süreç Hbiçimli bir tüpe ya da boruya denk düşer (sicimkuramı daha çok su tesisatına benzer). H'nin ikidüşey kolu Güneş ve Dünya'daki parçacıklara,aradaki yatay kolu ise, ikisi arasında yol alangravitona denk düşer.

Sicim kuramının garip bir tarihi var. İlk olarak1960ta, büyük kuvveti tanımlayacak bir kurambulma çabası sonucunda bulunmuştur. Buradakidüşünce, proton ve nötron gibi parçacıkların birsicim üzerindeki dalgalar gibi kabuledilebileceğiydi. Parçacıklar arasındaki büyükkuvvet, tıpkı bir örümcek ağında olduğu gibi,sicim parçalan ki sicim parçalan gibidir. Bukuramın, parçacıklar arasındaki büyük kuvvetingözlemlenen değerini verebilmesi için, sicimlerinon tonluk çekişe dayanan lastik şeritler gibiolmaları gerekiyordu.

Feynmarfın sicim kuramı diyagramları.

Sicim kuramında uzun erimli kuvvetler, kuvvettaşıyıcı parçacıkların değiş tokuşundan çok,

birbirine bağlanan tüplerden kaynaklanıyormuşgibi görünür.

1974'te, Paris'teki Ecole Normale Superieure'danJoel Scherk ve Kaliforniya Teknoloji

Enstitüsü'nden John Schvvarz yayımladıkları birmakalede, sicim kuramının kütleçekimikuvvetinin doğasını açıklayabileceğini, ancakbunun için sicimdeki gerilimin milyar x milyon xmilyon x milyon x milyon x milyon (l'den sonraotuz dokuz sıfır) ton olması gerektiğinigösterdiler. Normal uzunluktaki ölçeklerde sicimkuramının hesaplamaları, genel görelilikkuramınınkilerle aynı olacaktır, ama santimetreninmilyar x milyon x milyon x milyon x milyonda biri(l'den sonra otuz üç sıfır) kadar çok küçükaralıklarda farklı olacaktır. Bu çalışma pek dikkatçekmedi, çünkü tam o sırada pek çok bilimci,büyük kuvvete ilişkin ilk sicim kuramını,gözlemlere daha çok uyduğu düşünülen kuvark veglüonlara dayanan kuram yüzünden bırakmıştı.Scherk kötü bir şekilde öldü (şeker hastasıydı veyanında insülin iğnesi yapacak kimse olmadığı birsırada komaya girmişti), böylece Schvvarz,sicimin gerilimi için çok daha yüksek bir değerönererek, kuramın neredeyse tek destekçisi olarak

kaldı.

1984'te sicim kuramına duyulan ilgi aniden, ikinedenle yeniden canlandı. İlk neden, süperkütleçekiminin sonlu olduğunu göstermekte ya dasüper kütleçekiminde gözlemlenen parçacıktürlerinin açıklamasında pek bir ilerlemeolmamasıydı. İkinci neden ise, John Schvvarz'inbu kez Londra'daki Queen Mary College'tan MikeGreen'le birlikte yayımladığı makaleydi.Makalede, sicim kuramının, gözlemlediğimiz bazıparçacıklardaki gibi, solak yapıda parçacıklarınvarlığını açıklayabileceği anlatılıyordu. (Deneyselortamı bir aynaya yansıtarak değiştirdiğinizdeçoğu parçacığın davranışı aynı kalır, ama solakyapıdaki parçacıkların davranışı değişir, iki elinibirden kullananlar gibi değil, sol ya da sağ elinikullananlar gibi davranırlar.) Nedeni ne olursaolsun, çok geçmeden pek çok bilimci sicimkuramı üzerinde çalışmaya başladı vegözlemlediğimiz parçacık türlerini açıklayacakmış

gibi görünen yeni bir yorum geliştirildi.

Sicim kuramı sonsuzluklara da yol açar, amadoğru bir uyarlamayla (bu henüz kesin olarakbilinmiyor) hepsinin yok edileceği düşünülüyor.Ancak sicim kuramlarının daha büyük bir sorunuvar: Uzay-zaman dört yerine ancak on ya da yirmialtı boyutlu olursa, tutarlı görünüyorlar! Elbette,fazladan uzay-zaman boyutları bilimkurgu içinsıradan bir durum. Aslında, genel göreliliğinışıktan hızlı gidilemeyeceği ya da zamanda geriyegidilemeyeceği (10. Bölüm) gibi normalkısıtlamalarını aşmak için mükemmel bir yolbulmuşlar. Bilimkurguya göre, bu fazladanboyutların arasında kestirme yollar var. Budurumu şöyle hayal edebilirsiniz: İçindeyaşadığımız uzayın yalnızca ikiboyutlu olduğunu,bir çapa demirinin halkası ya da çöreğin yüzeyigibi eğrilmiş olduğunu düşünün. Halkanın içkısmındaysanız ve halkanın iç kısmında karşıdakibir noktaya gitmek istiyorsanız, halka boyunca,

hedef noktaya varıncaya kadar yürürsünüz. Ancaküçüncü boyutta yolculuk yapabiliyorsanız, halkayıbırakıp, doğrudan karşıya geçersiniz.

Bu fazladan boyutlar gerçekten varsa, onları niçinfark etmiyoruz? Niçin sadece üç uzay bir dezaman boyutunu görebiliyoruz? Bu noktada diğerboyutların bizim alışık olduğumuz boyutlarabenzemediği öne sürülüyor. Çok küçük bir uzayparçasında, bir santimetrenin milyon x milyon xmilyon x milyon x milyonda biri gibi bir ölçüdeeğrilmiş duruyorlar. Bu o kadar küçük bir alan ki,fark etmemiz mümkün değil; biz ancak, uzay-zamanın oldukça düz olduğu bir zaman boyutunuve üç uzay boyutunu görebiliyoruz. Bunun nasılişlediğini görmek için, bir zaman parçasınınyüzeyini düşünün. Yakından bakarsanız yüzeyinikiboyutlu olduğunu görürsünüz, Yani, samanparçasının üzerindeki bir noktanın konumu ikisayıyla belirlenir: samanın uzunluğu ve daireselboyutun çevresi. Ancak dairesel boyutu, uzunluk

boyutuna göre çok daha küçüktür. Bu yüzden, birsaman parçasına uzaktan baktığınızda, samanınkalınlığını göremezsiniz ve saman tekboyutlugörünür. Yani, samanın üzerindeki bir noktanınkonumunu belirlemek için, sadece samanınuzunluğuna ihtiyacınız varmış gibi görünür. Uzay-zamanda da durum böyledir; sicim kuramcılarınagöre, çok küçük ölçeklerde on-boyutludur ve iyiceeğrilmi ştir, ancak büyük ölçeklerde eğriliği veyaekstra boyutları göremeyiz.

Eğer bu doğruysa, sözde uzay yolcuları için kötühaber demektir; ekstra boyutlar uzay gemileriningeçemeyeceği kadar küçük olacaklardır. Ancak budurum bilimciler için de büyük bir sorundur:Neden boyutların hepsi değil de bazıları küçük birtopun içinde eğrilip kalmıştır? Herhalde evreninilk zamanlarında bütün boyutlar eğrilmişti. Pekidiğer boyutlar iyice eğrilmiş dururken, neden üçuzay boyutu ve bir zaman boyutu çözülüp açılmış?

Bunun mümkün olan yanıtlarından biri, "Var

olduğumuz için evreni olduğu gibi görüyoruz"diyen antropik ilkedir. Antropik ilkenin zayıf vegüçlü olmak üzere iki türü vardır. Zayıf antropikilkeye göre, uzay ve zaman içinde sonsuz ya dabüyük bir evrende, zeki yasanım gelişmesi içingereken koşullar, uzay-zamanda sınırlı olan bellibölgelerde bulunabilir ancak. Bu nedenle, bubölgelerdeki zeki varlıklar, evrende bulunduklarıyerin kendi varlıkları için gereken koşullara sahipolduğunu gözlemlediklerinde şaşırmazlar. Bubiraz, varlıklıların yaşadığı mahallede yaşayan veyoksulları hiç görmeyen bir varlıklının durumunabenzer.

Bazdan daha da ileri gider ve ilkenin daha güçlüyorumunu öne sürer. Bu kurama göre, hem farklıevrenler, hem de bir evren içinde her biri kendiilksel durumuna ve -belki de- kendi bilimyasalarına sahip pek çok farklı bölge olabilir. Buevrenlerin çoğunda koşullar karmaşıkorganizmaların gelişmesi için elverişli

olmayacaktır, sadece bizimki gibi evrenlerde zekivarlıklar gelişip, 'Evren neden bizim gördüğümüzgibi?" sorusunu sorabilir. O zaman yanıt basittir:Evren farklı olsaydı, biz burada olmazdık!

Zayıf antropik ilkenin geçerliliğini veya yararlarınıtartışacak çok az kişi olsa da evrenin gözlemlenendurumu olan güçlü antropik ilkeye pek çok itirazgelebilir. Örneğin, bütün bu farklı evrenlerin varolduğu hangi anlamda söylenmektedir? Eğer buevrenler gerçekten birbirlerinden ayrıysa, başkaevrende olan bir şeyin, bizim evrenimizdegözlemlenebilir sonuçlan olamaz. Bu nedenletutumluluk ilkesini kullanırız ve o evrenlerikuramdan çıkarırız. Öte yandan, eğer bunlar tekbir evrenin farklı bölgeleriyse, bilimin yasaları herbölge için aynı olmak zorunda, çünkü öyleolmasaydı bir bölgeden diğerine kesintiyeuğramadan geçemezdik. Bu durumda, bölgelerarasındaki tek fark, ilksel durumlarında olacak,böylece güçlü antropik ilke, zayıf antropik ilkeye

dönüşecektir.

Sicim kuramındaki ekstra boyutların neden eğrilipkaldıkları sorusuna antropik ilkenin verebileceğibir yanıt vardır. İki uzay boyutu, bizim gibikarmaşık varlıkların gelişebilmesi için yeterlideğildi. Örneğin, bir çemberde (ikiboyutludünyanın yüzeyi) yaşayan ikiboyutlu hayvanlar,birbirlerini geçebilmek için, birbirlerinin üzerinetırmanacaktı. İkiboyutlu bir hayvan bir şeyyediğinde bunu tümüyle sindiremeyecek, sindirimartıklarını yuttuğu yoldan geri çıkarmak zorundakalacaktı, çünkü gövdesini boydan boya katedecek bir sindirim yolu hayvanı iki ayrı parçayabölecekti, ikiboyutlu varlığımız parçalanacaktı.Aynı şekilde, ikiboyutlu bir yaratıkta kandolaşımının nasıl olacağını düşünmek de çokzordur.

Üçten fazla boyutlu uzayda da sorunlar olacaktır.İki cisim arasındaki kütleçekimi kuvveti uzaklığagöre, üç boyutta olduğundan çok daha çabuk

azalacaktır. (Üç boyutta, uzaklık iki katınaçıktığında kütleçekimi kuvveti dörtte bir oranındaazalacaktır. Dört boyutta sekizde bir oranında, beşboyutta on altıda bir oranında vs azalacaktır.)Bunun önemli sonucu, Dünya gibi gezegenlerinGüneş etrafındaki yörüngelerinin kararsızolmasıdır: Dairesel yörüngeden (diğergezegenlerin kütleçekimlerinin neden olabileceği)en ufak bir sapma, dünyanın sarmallar çizerekGüneş'e doğru yaklaşmasıyla ya da ondanuzaklaşmasıyla sonuçlanacaktır. Bu durumda yadonardık ya da yanardık. Aslında, üçten fazlaboyutta kütleçekiminin uzaklığa göre aynı şekildeişlemesi demek, Güneş, basıncın kütleçekimikuvvetini dengelediği kararlı durumda var olamazdemektir. Güneş bu durumda ya parçalanır ya daçökerek bir kara delik oluşturur. Her durumda,Dünya'daki yaşam için ısı ve ışık kaynağı olmasımümkün değildir. Daha küçük ölçeklerde,elektronların çekirdek etrafında dönmesinisağlayan elektriksel kuvvet, tıpkı kütleçekimi

kuvveti gibi hareket eder. Böylece elektronlar yadan kaçar ya da spiraller çizerek çekirdeğinüzerine düşer. Her iki durumda da bildiğimizatomlar olmaz.

Üç boyutlu olmanın önemi.

Üçten fazla uzay boyutunda gezegenlerinyörüngeleri dengesizdir; gezegenler ya Güneyinüzerine düşer ya da ondan tamamen uzaklaşır.

Bu durumda yaşamın, en azından bizimbildiğimiz biçimiyle, bir zaman üç uzayboyutunun küçük bir noktada bükülüp kalmadığı

uzay-zaman bölgelerinde ancak var olabileceğiaçıktır. Yani biz, zayıf antropik ilkeye başvurabilirve sicim kuramının en azından böyle bölgelerinvarlığına olanak tanıdığını gösterebiliriz; sicimkuramı gerçekten de bunu ger çekleştir iyormuşgibi görünüyor. Evrenin başka bölgeleri ya dabütün boyutların küçücük bir noktada eğrildiği yada dörtten fazla boyutuyla hemen hemen düz olanbaşka evrenler (bu her ne demekse) olabilir, fakatböyle bölgelerde farklı sayıdaki etkin boyutugözlemleyen zeki varlıklar olmayacaktır.

Sicim kuramının öngördüğü ekstra boyutlarınmilyonlarca şekilde eğrilmiş olabileceğisorununun yanı sıra, kuramının bir başka sorunuda, ortada en azından beş farklı sicim kuramı (ikisi açık uçlu, üçü farklı şekillerde kapanmışsicim kuramları) olmasıdır. Neden sadece birsicim kuramını ve bir eğrilmeyi seçmiyoruz? Birsüre bu sorunun yanıtı yokmuş gibiydi vebataklığa saplanıldığından ilerleme

sağlanamıyordu. Sonra, 1994'te insanlar ikiliğinne olduğunu anlamaya başladılar; farklı sicimkuramları ve ekstra boyutların farklı şekillerdeeğrilmeleri, dört boyutta aynı sonuçlan veriyordu.Dahası, tıpkı uzayda tek noktayı işgal edenparçacıklar gibi, uzayda ikiboyutlu ya da dahayüksek boyutlu yer kaplayan p-zar denilennesneler bulundu. (Bir parçacığı 0-zar, bir sicimi1-zar olarak sayabiliriz; ancak p=2'den p=9'akadar p-zarlar vardır ve bunların ikiboyutlu zarlarolduğu düşünülebilir. Daha yüksek boyutlu zarlarıbetimlemek daha zordur.) Süper kütleçekimi,sicim ve p-zar kuramları arasında bir türdemokrasi (eşit konuşma hakkına sahipleranlamında) varmış gibi görünüyor; birbirlerineuyuyorlar, ama hangisinin diğerlerinden dahaesaslı olduğunu kimse söyleyemez. Hepsi de, dahatemel bir kuramın her biri farklı geçerliliktekideğişik yaklaşımları gibi görünüyor.

İnsanlar bu temelde yatan kuramı arıyorlar, ama

şimdiye kadar başarabilen olmadı. Gödel'ingösterdiği gibi temel kuramın, aritmetiğin tek biraksiyom sistemiyle formüle edilmesi gibi, tek birformülü olmayabilir. Kuram bir haritayabenzeyebilir, Dünya'nın ya da bir çapa halkasınınyuvarlak yüzeyini tanımlamak için tek ve düz birharita kullanamayız; her noktayı gösterebilecekdünya için en azından iki, halka için dört haritakullanmalıyız. Her harita ancak sınırlı bir bölgeyigösterir, ama farklı haritalar üst üstebindirildiğinde bütün bölgeyi görebiliriz. Bir diziharita yüzeyin tam bir betimlemesini sağlar. Aynışekilde, fizikte de farklı durumlar için farklıformüller kullanılabilir, ama iki farklı formül,ikisinin birden uygulandığı durumlardabirbirleriyle örtüşmelidir.

Eğer bu doğruysa, bir kuram tek bir varsayımsistemiyle ifade edilemese bile, farklı formüllerdenoluşan tam bir koleksiyon, eksiksiz birleştirilmişkuram olarak kabul edilebilir. Birleştirilmiş

kuramın olmaması mümkün mü? Yoksa birserabın peşine mi düştük? Bu noktada üç olasılıkvar gibi:

1- Gerçekten eksiksiz ve birleştirilmiş bir kuramvar (veya birbirini tamamlayan formüllerkoleksiyonu var) ve yeterince akıllı olduğumuz birgün bu kuramı keşfedeceğiz.

2- Evreni açıklayan nihai bir kuram yok; sadeceevreni gittikçe daha doğru açıklayan, ama aslakesin olmayan sonsuz kuramlar dizisi var.

3- Evreni açıklayan bir kuram yok; belli birboyutun ötesinde önceden kestirilemeyen olaylar,rasgele ve keyfi olarak gerçekleşiyor.

Bazıları, tam bir yasalar sistemi olsaydı, bu durumTanrı'nın fikrini değiştirme ve dünyaya karışmaözgürlüğünü ihlal ederdi düşüncesine dayanarak,üçüncü olasılığı savunacaktır. Ancak, Tanrısonsuz güce sahip olduğuna göre, eğer isteseydi

özgürlüğünü ihlal edemez miydi? Bu biraz eski birparadoksa benziyor: Tanrı, kaldıramayacağı birağırlıkta taş yaratabilir mi? Aslında, Tanrı'nınfikrini değiştirmek isteyebileceği düşüncesi, AzizAugustinus'un belirttiği gibi, Tanrı’yı zamaniçinde var olan bir varlık olarak hayal etmektenkaynaklanan bir aldanmadır. Zaman, Tanrı'nınyarattığı evrenin bir özelliğidir. Galiba Tamı,evreni yaratırken ne istediğini biliyordu!

Kuvantum mekaniğinin bulunuşuyla, olaylarıntam bir doğrulukla tahmin edilemeyeceğinianladık; bir ölçüde belirsizlik hep olacaktı. Eğeristerseniz, bu gelişigüzelliği Tanrı'nın müdahalesiolarak kabul edebilirsiniz. Ancak bu, bir amacayönelik olduğuna dair herhangi bir kanıtıolmayan, tuhaf bir müdahaledir. Aslında, eğer biramacı olsaydı, tanımı gereği gelişigüzel olamazdı.Günümüzde, bilimin amacını yenidentanımlayarak, üçüncü olasılığı seçeneklerarasından kesin olarak çıkardık; amacımız,

olayları belirsizlik ilkesinin tanımladığı sınırakadar kestirimde bulunmamızı sağlayacakbiryasalar sistemi formüle etmektir.

İkinci olasılık, yani evreni gittikçe daha doğruaçıklayan sonsuz kuramlar dizisinin var olması,bugüne kadar bütün deneylerin birleştiği birdurum. Var olan kuramla kestirimdebulunamayacağımız yeni bir fenomenikeşfedebilmek için ölçümlerimizin duyarlılığınıpek çok kez artırdık veya yeni bir gözlem biçimigeliştirdik ve bunları açıklayabilmek için dahaileri bir kuram geliştirmek zorunda kaldık.Gittikçe artan bir enerjiyle etkileşen parçacıklarıaraştırarak, şimdi "temel" parçacıklar olarak kabulettiğimiz kuvark ve elektronlardan daha temel,yeni yapı katmanları bulmayı gerçektenumabiliriz.

Kütleçekimi kuvveti, bu "kutu içinde kutu"dizisine bir sınır koyabilir. Planck enerjisindendaha yüksek enerjisi olan bir parçacık bulunsaydı,

kütlesi o kadar yoğun olacaktı ki, kendisinievrenin geri kalanından ayırıp, küçük bir karadelik oluşturacaktı. Öyle görünüyor ki, biz dahayüksek enerjileri araştırdıkça geliştirilen kuramlardizisinin bazı sınırları olmalı, yani evrenin nihaibir kuramı olmalı. Ancak Planck enerjisi, bugünlaboratuvarlarımızda üretebildiğimiz enerjinin çokçok ötesinde. Parçacık hızlandırıcılarıyla buaralığı yakın gelecekte kapatamayız. Ancakevrenin ilk evreleri, böyle enerjilerin ortaya çıktığıetkin alanlardı. Evrenin ilk dönemlerini vematematiksel tutarlılığının gereklerini araştırmak,bugün yaşayanların bazılarının ömürleri bitmedentam bir birleşik kurama ulaşmamızı sağlayacaktır,elbette bundan önce kendimizi havayauçurmamışsak!

Evrenin nihai kuramını keşfetmemiz ne anlamagelecek?

3. Bölüm'de belirttiğimiz gibi, kuramkanıtlanamayacağı için, gerçekten doğru kuramı

bulduğumuzdan asla emin olamayacağız. Ancakkuram matematiksel olarak tutarlıysa ve herzaman gözlemlere uyan kestirimlerde bulunduysa,bunun doğru kuram olduğundan makul ölçülerdeemin olabiliriz. Bu durum, insanın evreni anlamakiçin gösterdiği akılcı çabanın tarihinde, uzun vemuhteşem bir bölümün sonunu getirecektir. Fakatsıradan insanın evreni yöneten yasalara ilişkinanlayışını kökten değiştirecektir.

Newton döneminde, eğitimli birinin insanlığınbütün bilgisini, en azından genel hatlarıylakavraması mümkündü. Ancak geçen zamaniçinde, bilimin gelişme hızı bunu olanaksız kıldı.Kuramlar, yeni bir gözlemi açıklayacak şekildesürekli değiştirildiklerinden, sıradan insanlarınanlayabileceği şekilde basitleştirilip,sindirilemiyor asla. Mutlaka bir uzman olmanızgerekiyor, bu durumda bile sadece bilimselkuramların küçük bir bölümünü gerektiği gibikavrayabilmeyi umabilirsiniz. Dahası, gelişme o

kadar hızlı ki, okulda ya da üniversitedeöğrendiğiniz şeyler hep biraz eski kalıyor. Bilgininhızla ilerleyen ön saflarına ayak uydurabilen çokaz insan var ve onlar da bütün zamanlarını adayıp,küçük bir alanda uzmanlaşıyorlar, insanların gerikalanı yapılan ilerlemelerden ve bunların yarattığıheyecandan pek haberdar değil. Öte yandan,Eddington'a göre, yetmiş yıl önce genel görelilikkuramından anlayan sadece iki kişi vardı. Oysabugün, on binlerce üniversite mezunu bu kuramıanlıyor ve milyonlarca insan en azından kuramaaşina. Eğer tam ve birleşik kuram bulunursa,kuramın aynı şekilde sindirilip sadeleştirilmesi,okullarda en azından ana hatlarının öğretilmesisadece bir zaman sorunu olacaktır. Böylecehepimiz, evreni yöneten ve varlığımızdan sorumluolan yasaları bir ölçüde anlayabileceğiz.

Tam ve birleşik kuramı bulsak bile bu, iki nedenyüzünden genelde kestirimde bulunabileceğimizanlamına gelmeyecektir. îlk neden, kuvantum

mekaniğinin belirsizlik ilkesinin kestirimdebulunma gücümüze getireceği sınırdır. Ancakuygulamada, bu ilk sınır, İkincisinden dahakısıtlayıcıdır. Bu kısıtlama, böyle bir kuramındenklemlerini, çok basit durumlar dışındaçözebilmemizin hemen hiç mümkün olamayacağıgerçeğinden kaynaklanır. Daha önce desöylediğimiz gibi, bir çekirdek ve birden fazlaelektron içeren atomun kuvantum denkleminikimse çözemez. Üç cismin hareketini, Newton'unkütleçekimi kuramı gibi basit bir kurama göre bileçözemiyoruz; cisimlerin sayısı ve kuramınkarmaşıklığı yüzünden zorluk daha da artıyor.Tahmini çözümler uygulamalar için genellikleyeterli, ama bunlar, "her şeyin birleştirilmişkuramı" kavramının yarattığı beklentilerikarşılamaktan çok uzak.

Bugün, maddenin davranışını yöneten bütünyasaları, en uç koşullar dışında, zaten biliyoruz.Özellikle de, bütün kimya ve biyolojinin temelinde

yatan esas yasaları biliyoruz. Ancak bu konulan,çözülmüş sorunlar konumuna kesinlikleindiremedik. Ve hâlâ, insan davranışı üzerinematematiksel denklemlere göre kestirimdebulunmakta küçücük bir başarıya bile ulaşamadık!Yani, temel yasaların tam bir sistemini bulsak bilebu, önümüzde, karmaşık ve gerçekçi durumlarınolası sonuçlarını işe yarayacak şekildekestirebilmemizi sağlayacak daha iyi yaklaşımyöntemlerini geliştirmek gibi, zihinsel olarak çokzorlayıcı ve yıllarımızı alacak bir görev olacak.Tam, tutarlı ve birleşik bir kuram sadece ilk adımolacaktır; bizim amacımız çevremizde olanları vekendi varlığımızı bütünüyle anlayabilmektir.

Sonuç

Şaşırtıcı bir dünyadayız. Çevremizdegördüklerimizden bir anlam çıkarmaya çalışıyoruzve soruyoruz: Evrenin doğası nedir? Onuniçindeki yerimiz ne, o ve biz nereden geldik?Evren neden böyle?

Bu sorulara yanıt verme çabasıyla, Dünya'nın bazıbetimlemelerini benimsiyoruz. Tepsi gibi düz olanDünya'yı üzerinde taşıyan sonsuz kaplumbağalarkulesinin böyle bir betimleme olması gibi, süpersicim kuramı da böyle bir betimlemedir, ikincibetimleme, ilkine göre çok daha matematiksel vekesin olmasına karşın, her ikisi de evrene ilişkinkuramlardır. Her iki kuramın da gözlemselkanıtları yoktur; Dünya'yı sırtında taşıyan dev birkaplumbağa görülmediği gibi, bir süper sicimigören de olmamıştır. Ancak, kaplumbağa kuramı,insanların Dünya'nın kenarından düşebileceklerikestirimi yüzünden iyi bir bilim kuramı değildir.

Bu kuram, elbette Bermuda Üçgeni'ndekaybolduğu varsayılan insanları açıklamak içinöne sürülmemişse de deneylerin sonuçlarıylauyuşmaz!

Evreni tanımlamaya ve açıklamaya yönelik ilkkuramsal girişimler, doğal fenomenlerin, tıpkıinsan gibi ve önceden kestirilemeyecek şekildedavranan, insan duygularına sahip ruhlartarafından yönetildiği düşüncesini içeriyordu. Buruhlar, nehirler, dağlar, Güneş ve Ay gibi gökselcisimlerde yaşıyorlardı. Toprağın verimliliğini,mevsimlerin döngüsünü garantilemek içinkurbanlar ve adaklarla memnun edilmelerigerekiyordu. Ancak yavaş yavaş, belli düzenlerinvarlığı fark edilmiş olmalı: Güneş Tanrısı'nakurban verilsin ya da verilmesin, Güneş hepdoğudan doğuyor, batıdan batıyordu. Dahası,Güneş, Ay ve gezegenler gökyüzünde, öncedenepey doğru bir şekilde kestirilebilecek yollarizliyorlardı. Güneş ve Ay hâlâ tanrı olabilirdi, ama

onlar istisnasız bütün katı yasalara uyuyorlardı;tabii Güneş'in Yehova için durduğunu anlatanöyküleri saymazsak.

Bu yasalar ve düzenler ilk önce astronomide vebirkaç farklı durumda aşikârdı. Yalnız uygarlıkgeliştikçe, özellikle son üç yüz yılda, gittikçe dahaçok yasa ve düzen keşfedildi. Bu yasalarınbaşarısı, XIX. yüzyılın başında Laplace'ı bilimselbelirlenimciliği öne sürmeye yönlendirdi; yani,evrenin belli bir andaki durumu biliniyorsa, onunevrimini kesin olarak belirleyen bir yasalar sistemiolmalıydı.

Kaplumbağalardan eğri uzaya.

Evrenin eski ve çağdaş görünümü.

Laplace'ın belirlenimciliği iki açıdan eksikti:yasaların nasıl seçilmesi gerektiğini söylemiyorduve evrenin ilksel durumunu belirtmiyordu. BunlarTanrı'ya bırakılmıştı. Evrenin nasıl başladığını vehangi yasalara uyacağını Tanrı seçmişti, amaevren bir kez başladıktan sonra bir daha onakarışmayacaktı. Sonuçta Tanrı, XIX. yüzyılbiliminin anlamadığı alanlarla sınırlanmıştı.

Laplace’ın belirlenimcilik umutlarınıngerçekleşemeyeceğini, en azından aklındangeçirdiği biçimiyle, artık biliyoruz. Kuvantummekaniğinin belirsizlik ilkesi, bir parçacığınkonumu ve hızı gibi belli nicelik çiftlerinin, kesinbir doğrulukla tahmin edilemeyeceğini söyler.Kuvantum mekaniği bu durumun üstesinden,parçacıkların konumlarının ve hızlarının kesinolarak tanımlanmadığı, ama bir dalgaylagösterildiği, bir dizi kuvantum kuramı aracılığıylagelir. Bu kuvantum kuramları, dalganın zamaniçinde evrimine ait yasaları belirlediği için

belirlenimcidir. Yani, belli bir andaki dalgayıbiliyorsak, bir başka zamanda da hesaplayabiliriz.Kestirilemeyen, gelişigüzel unsur ancak, dalgayıkonumu ve hızına göre yorumlamayaçalıştığımızda ortaya çıkar. Belki de bizimyanlışımız bu; belki de parçacık konumu ve hızıdiye bir şey yok, sadece dalgalar var. Dalgayı eskikonum ve hız düşüncemiz içine yerleştirmeyeçalışıyor olabiliriz. Sonuçta ortaya çıkanuyuşmazlık görünürdeki kestirilemezliğin nedeniolabilir.

Aslında bilimin görevini, belirsizlik ilkesininkoyduğu sınırlar içinde, olayları öncedenkestirebilmemizi sağlayacak yasaları keşfetmekolarak yeniden belirledik. Yine de bir soru öyleceduruyor: Evrenin ilksel durumu ve yasalar nasıl yada niçin seçildi?

Bu kitap, kütleçekimi kuvvetini yöneten yasalaraözel bir önem veriyor, çünkü kütleçekimi kuvveti,dört kuvvet kategorisi içinde en zayıfı olsa da,

evrenin büyük ölçekli yapısını biçimlendiriyor.Kütleçekimi yasaları, daha yakın dönemlere kadardoğru kabul edilen, evrenin zaman içindedeğişmediği görüşüyle uyuşmuyor; kütleçekimikuvvetinin her zaman çekici olduğu gerçeği,evrenin ya genişlediğini ya da eğrildiğini dolaylıolarak gösteriyor. Genel görelilik kuramına göregeçmişte, zamanın gerçekten başladığı, büyükpatlama denilen sonsuz yoğunluk durumununolması gerekir. Aynı şekilde, eğer bütün evrençökerse, gelecekte, zamanın sona erdiği, büyükçöküş diyebileceğimiz bir başka sonsuz yoğunlukdurumunun da olması zorunlu. Bütün evrençökmese bile, kara delikleri oluşturmak üzereçöken herhangi bir bölgede tekillikler ortayaçıkacaktır. Bu tekillikler, kara deliğe düşen biriiçin zamanın sonu olacaktır. Büyük patlama vediğer tekilliklerde bütün yasalar yıkılacağından,neler olacağını ve evrenin nasıl başlayacağınıseçme konusunda Tanrı hâlâ özgür olacaktır.

Kuvantum mekaniğini genel görelilik kuramıylabirleştirdiğimizde, daha önce ortaya çıkmayanyeni bir olasılık görülmeye başlar; uzay ve zamanbirlikte sonlu, dörtboyutlu, tekillikleri ve sınırlanolmayan, tıpkı Dünya'nın yüzeyi gibi, ama dahafazla boyutlu, bir uzay oluşturabilir. Bu düşünce,evrenin büyük ölçekli aynılığını, daha küçükölçekteki galaksiler, yıldızlar hatta insanlar gibitürdeşlikten sapmaları, gözlemlenebilirözelliklerini açıklayabilir görünüyor. Ancak evrentümüyle kendine yeterliyse, hiçbir tekillik ya dasınır barındırmıyorsa ve birleştirilmiş kuramla tamolarak açıklanabiliyorsa, bu durum Tanrı'nınyaratıcılık rolünü temelden etkileyecektir.

Einstein bir defasında, "Evreni yaratırkenTanrı'nın seçme özgürlüğü ne kadardı?" diyesordu. Eğer sınırsızlık önerisi doğruysa, Tanrı'nınilksel koşulları seçme özgürlüğü hiç olmamıştır.Elbette evrenin uyacaığı yasaları seçmeözgürlüğüne sahipti. Yine de bu, gerçekten bir

seçim olmayabilir; kendine yeten, evreninyasalarını araştıran ve Tanrı'nın doğasınısorgulayan insan gibi karmaşık yapıların varolmasına izin veren belki bir, belki de az sayıdatam ve birleşik kuram, sicim kuramı gibi, vardı.

Sadece bir tek birleşik kuramın varlığı mümkünolsa bile, bu kuram, denklemler ve kurallarsisteminden başka bir şey olmayacaktır. Budenklemlere yaşam ateşini üfleyen ve onlaratanımlayabilecekleri bir evren yaratan şey nedir?Bilimin matematiksel modeller oluşturan alışılmışyaklaşımı, neden bir modelin açıklaması gerekenbir evren olduğu sorusunu yanıtlayamaz. Evrenniçin var olmanın bütün sıkıntılarını yaşıyor?Birleşik kuram çok zorlayıcı olduğu için mi kendivarlığının nedeni oluyor? Ya da bir yaratıcıya mıihtiyacı var? Öyleyse, yaratıcının evren üzerindebaşka bir etkisi var mı? Ya O'nu kim yarattı?

Şimdiye kadar çoğu bilimci, evrenin ne olduğunuaçıklayan yeni kuramlarla, niçin sorusunu

soramayacak kadar fazla meşgul oldular. Öteyandan, işi niçin sorusunu sormak olan filozoflar,bilimsel kuramların gelişmesine ayak uydurmayıbaşaramadılar. XVIII. yüzyılda filozoflar, bilim dedahil olmak üzere insana ait bütün bilginin kendialanları olduğunu düşündüler ve evrenin birbaşlangıcı var mı yok mu, tartıştılar. Ancak XIX.ve XX. yüzyıllarda bilim, filozoflar ya da birkaçuzman dışında herkes için çok teknik vematematiksel hale geldi. Filozoflar araştırmaalanlarını o kadar daralttılar ki, XX. yüzyılın enünlü filozofu Wittgenstein, 'Felsefenin geriyekalan tek görevi, dillerin analizini yapmaktır"dedi. Aristoteles'ten Kant'a uzanan büyük felsefegeleneğinin büyük düşüşü!

Eğer tam bir kuram keşfedersek, genel ilke olarakyalnızca birkaç bilimci tarafından değil, herkestarafından zamanla anlaşılır olmalı. Böylecehepimiz, filozoflar, bilimciler ve sıradan insanlar,evrenin ve bizim niçin var olduğumuz sorusunun

tartışmalarına katılabiliriz. Eğer bir yanıtbulabilirsek bu, insan aklının en büyük zaferiolacak; çünkü o zaman Tanrı'nın nelerdüşündüğünü bileceğiz.

Albert Einstein

Einstein'ın nükleer bombaya ilişkin politikalarlabağlantısı iyi bilinir: Başkan Franklin Roosevelt'eyazılan ve Birleşik Devletler'i bu düşünceyiciddiye alma konusunda ikna eden o ünlümektubu imzalamış ve savaş sonrasında, nükleersavaşı önleme çabalarına katılmıştı. Ancakbunlar, politika dünyasına sürüklenmiş birbilimcinin tek başına sürdürdüğü eylemler değildi.Aslında Einstein'ın yaşamı, kendi sözleriyle,"Politika ve denklemler arasında bölünmüş"tü.

Einstein'ın ilk politik eylemleri Berlin'deprofesörken, Birinci Dünya Savaşı sırasındabaşlar. İnsan yaşamının boşa harcandığınıgörmekten duyduğu tiksintiyle, savaş karşıtıgösterilere katılır. Sivil itaatsizliği savunması vehalkı askere alınmaya karşı çıkmak üzerecesaretlendirmesi, meslektaşları tarafından pekhoş karşılanmaz. Savaştan sonra çabalarını,

uluslararası ilişkilerin geliştirilmesine veuzlaşmaya yöneltti. Bu da hakkındakihoşnutsuzluğu daha da artırdı; politikalarıyüzünden, konferans vermek için bile Amerika'yagidemez oldu.

Einstein'ın ikinci büyük hedefi Siyonizm'di.Yahudi bir aileden gelmesine rağmen, Tevrat'takiTanrı düşüncesini reddediyordu. Ancak, BirinciDünya Savaşı öncesinde ve sırasında gittikçeartan Yahudi karşıtlığını fark edişi onun yavaşyavaş Yahudi toplumuyla özdeşleşmesine ve dahasonra da Siyonizm'in sözünü sakınmayandestekçilerinden biri olmasına neden oldu. Bir kezdaha sevilmeyen insan olmak, düşündüklerinisöylemesini engellemedi. Kuramları saldırıyauğradı; hatta bir Einstein karşıtı örgüt bilekuruldu. Bir adam, Einstein'ı öldürmeleri içinkışkırtıcılık yapmaktan hüküm giydi (ve sadecealtı dolar ceza ödedi). Ancak Einsteinsoğukkanlıydı. 100 Authors Against Einstein adlı

kitap yayımlandığında sert bir yanıt vererek, "Eğerhaksız olsaydım bir tanesi bile yeterdi!" dedi.

1933'te Hitler iktidara geldi. Einstein o sıradaAmerika'daydı ve Almanya'ya geri dönmeyeceğinibildirdi. Bunun üzerine Naziler evini basıp, bankahesaplarına el koyarken, bir Berlin gazetesi,'Einstein'dan iyi Haber - Geri Gelmiyor" başlığıylayayımlanıyordu. Nazi tehlikesi karşısında Einsteinuzlaşmacı tavrım terk etti ve sonunda, Almanbilimcilerin nükleer bomba yapmasındankorkarak, Birleşik Devletlerin de kendi bombasınıyapmasını önerdi. Ancak, daha ilk atom bombasıpatlatılmadan önce, nükleer savaşın tehlikelerikonusunda açık uyanlar yapıyor, nükleer silahlarınuluslararası denetimini öneriyordu.

Einstein'ın yaşamı boyunca sürdürdüğü barışyanlısı çabalar pek başarılı olmadı ve onakesinlikle arkadaş kazandırmadı. AncakSiyonizm'i çekinmeden savunması nedeniyle ona1952'de İsrail başkanlığı teklif edildiğinde hak

ettiği ölçüde tanındı. Politika için çok toyolduğunu söyleyerek teklifi geri çevirdi. Belki degerçek nedeni başkaydı; yine ondan alıntıyapalım: 'Denklemler benim için daha önemli,çünkü politika bugün, bir denklem ise sonsuzlukiçindir."

Galileo Galilei

Çağdaş bilimin doğuşundan Galileo kadarsorumlu olan bir başkası yoktur belki de.Felsefesinin merkezinde Katolik Kilisesi'yleyaşadığı o ünlü çatışma yatıyor; çünkü Galileo,Dünya’nın işleyişini anlamayı umabileceğimizi,dahası bunu Dünyacı gözlemleyerekyapabileceğimizi savunan ilk insandı. Galileo,Kopernik'in kuramına (yani gezegenlerin Güneş'inetrafında döndüğüne) başından beri inanmıştı,ancak bu görüşü doğrulayan kanıtları bulduktansonra açıkça desteklemeye başladı. Kopernik'inkuramı hakkında İtalyanca yazdı (geneldekullanılan akademik dil Latince yazmadı) ve çokgeçmeden görüşleri üniversite dışındakiçevrelerde yaygın olarak benimsendi. Bu durumakızan Aristotelesçi profesörler, Katolik Kilisesi'niKopernik'in düşüncelerini yasaklamaya iknaetmek üzere, Galileo'ya karşı birleştiler.

Kaygılanan Galileo, Kilise yetkilileriyle görüşmeküzere Roma'ya gitti. Incil'in bilimsel kuramlarhakkında bir şeyler söylemeyi amaçlamadığını,Incil'in sağduyuyla çatıştığı yerde simgesel olarakkabul edilebileceğini savundu.

Ancak, Protestanlığa karşı verdiği savaşa zararverebilecek bir skandaldan korkan Kilise, baskıylaönlem almaya çalıştı. 1616 yılında Kopemik'indüşüncelerini "yanlış ve günah" ilan ederek,Galileo'ya bu düşünceleri asla "savunmamayı veyadesteklememeyi" emretti. Galileo bu emre boyuneğdi.

1623'te, Galileo'nun eski bir arkadaşı papa oldu.Galileo hemen, 1616'daki buyruğun iptal edilmesiiçin girişimde bulundu. Başaramadı, amaAristoteles ve Kopernik'in görüşlerini karşılaştıranbir kitap yazma izni aldı, iki koşul vardı: taraftutmayacaktı ve insanın hiçbir durumdaDünya'nın işleyişini belirleyemeyeceği sonucunaulaşacaktı; çünkü Tanrı aynı şeyleri, onun her şeye

yeten gücüne sınırlama getiremeyecek olaninsanın asla hayal edemeyeceği yollardanyaratabilirdi.

Dialogo sopra i due massimi sistemi del mondo,ptolemaico e copernicano kitabı 1632'detamamlandı ve sansürcülerin onayıyla basılırbasılmaz, bütün Avrupa'da edebi ve felsefi birbaşyapıt olarak karşılandı. Çok geçmeden papa,halkın kitabı Kopemikten yana inandırıcı birsavunma olarak gördüğünü fark etti vebasılmasına izin verdiği için pişman oldu.Sansürcülerin resmi onayından geçmiş olmasınarağmen, papa Galileo'nun 1616 buyruğuna karşıgeldiğini savundu. Engizisyon'un önüne çıkardanGalileo, ömür boyu ev hapsine ve Kopemik'indüşüncelerini halkın önünde reddetmeye mahkûmedildi. Galileo ikinci kez boyun eğdi.

Galileo imanlı bir Katolik olarak kaldı, amabilimin bağımsızlığına olan inancı kırılmadı.1642'deki ölümünden dört yıl önce, hâlâ ev

hapsindeyken, ikinci büyük kitabının elyazmalankaçırılarak, HollandalI bir yayıncıya götürüldü.İşte bu, Discorsi e dimostrazioni mathematiceintomo a due nuove scienze attenenti allameccanica isimli kitap, Kopemik'i desteklemeninötesinde çağdaş bilimin başlangıcı oldu.

Isaac Newton

Isaac Newton can sıkıcı bir adamdı. Diğerakademisyenlerle ilişkileri berbattı ve hayatınınson yıllarını şiddetli tartışmalarla geçirmişti.Principia mathematica'nın yayımlanmasındansonra -kuşkusuz fizikte yazılmış en etkileyicikitaptır- Newton birden herkesçe tanındı. RoyalSociety'nin başkanı ve şövalye ilan edilen ilkbilimci oldu.

Çok geçmeden Newton, önceleri Principia içinçok gerekli verileri sağlayan, ama artık istediğibilgileri vermeyen Kraliyet Astronomu JohnFlamsteed'le çatıştı. Newton hayır yanıtını aslakabul etmezdi: kendisini Kraliyet Gözlemevininyönetici kadrosuna aldırttı ve gerekli verilerinhemen basılması için dayattı. En sonunda,Flamsteed'in can düşmanı Edmond Halley'inçalışmalara el koymasını ve basıma hazırlamasınısağladı. Ancak Flamsteed mahkemeye başvurdu

ve çalınmış çalışmaların dağıtımım engelleyecekkararı tam zamanında çıkarttırdı. Newton çoköfkelendi ve öcünü Principia 'mn sonrakibasımlarından Flamsteed'e ait referansları sistemliolarak çıkartarak aldı.

Alman filozof Gottfried Leibniz'le aralarında çokdaha ciddi bir çalışma vardı. Leibniz ve Newton,modem fiziğin temeli sayılabilecek diferansiyel veintegral hesabını birbirlerinden habersizgeliştirmişlerdi. Newton'un diferansiyel ve integralhesabını Leibniz'den bir yıl önce bulduğubiliniyordu, ama kitabını çok daha sonrayayımladı. îki tarafi da savunan bilimcilerlebirlikte, kimin ilk olduğu konusunda büyük birkavga çıktı. Newton'u savunan yadların çoğunukendisi yazıp, arkadaşlarının adıyla yayımlatmasıdikkat çekicidir. Kavga büyüyünce Leibniz birhata yaparak, sorunu çözmeleri için RoyalSociety'ye başvurdu. Başkan olan Newton"tarafsız" bir araştırma komitesi atadı, ama

rastlantı bu ya, komitede sadece kendi arkadaşlarıvardı. Ancak hepsi bu kadar da değil; Newtondaha sonra komitenin raporunu kendi yazdı veRoyal Society'ye yayımlattı. Leibniz'i resmen eserhırsızlığıyla suçluyordu. Hâlâ tatmin olmadığıiçin, rapor hakkında isimsiz bir yazı yazarakcemiyetin yayın organında yayımladı. Leibniz'inölümünden sonra Newton'un, "Leibniz'in kalbinikırmaktan büyük bir zevk aldığı"m açıkladığısöylenir.

Bu iki çatışma sırasında Newton Cambridge'tenve Fransız Bilimler Akademisi'nden zatenayrılmıştı. Cambridge'te ve sonradan daparlamentoda Katoliklik karşıtı harekete etkinolarak katıldı ve sonunda bunun karşılığınıKraliyet Darphanesi'ne müdür olarak atanmaklaalmış oldu. Sinsiliğini ve iğneleyici yazı yazmayeteneğini burada daha kabul edilebilir bir şekildekullandı; sahte para basımına karşı büyük birmücadele başlattı ve hatta birkaç adamı

darağacına yolladı.

Sözlük

A

Ağırlık: Bir kütle çekim alanının bir kütleyeuyguladığı kuvvet. Kütlesiyle doğru orantılıdır,ama aynısı değildir.

Alan: Bir anda sadece bir noktada var olanparçacığın tersine, uzay ve zaman boyunca varolan her şey.

Antropik ilke: Evreni olduğu gibi gördüğümüzüileri süren düşünce, çünkü evren farklı olsaydı,onu gözlemleyen bizler de olmazdık.

Atom: Sıradan maddenin temel birimi, küçük birçekirdek (proton ve nötronlardan oluşan) ve onunetrafında dönen elektronlardan oluşur.

B

Belirsizlik ilkesi: Bir parçacığın konumu ve hızıhakkında tam olarak emin olamayacağımızısöyleyen, Heisenberg tarafından formüle edilmişilke; bir parçacığın konumu ya da hızı kesinliklebilindiği ölçüde, diğeri bilinmez

Büyük birleşik kuram: Elektromanyetik, zayıf vebüyük kuvvetleri birleştiren kuram.

Büyük çöküş: Evrenin sonundaki tekillik.

Büyük kuvvet: Dört temel kuvvetin en güçlüsü veen kısa erimlisi. Atom çekirdeğini meydanagetirmek üzere protonları, nötronları ve içlerindekikuvarkları bir arada tutar.

Büyük patlama: Evrenin başlangıcındaki tekillik.

Ç

Çekirdek: Bir atomun, büyük kuvvet tarafındanbir arada tutulan proton ve nötronlardan oluşan

merkezi.

D

Dalgaboyu: Ardışık iki dalga tepesi ya da çukuruarasındaki uzaklık.

Dalga-parçacık ikiliği: Kuvantum mekaniğindedalga ve parçacık arasında bir ayrım olmamasıkavramı; bazen parçacıklar dalgalar gibi, bazen dedalgalar parçacıklar gibi davranabilir.

E

Edimsiz parçacık: Kuvantum mekaniğinde, asladoğrudan fark edilemeyen, ama varlığınınölçülebilir etkileri olan parçacık.

Einstein-Rosen köprüsü: Uzay-zamanda iki karadeliği bağlayan ince bir boru ya da tüp.

Elektrik yükü: Bir parçacığın aynı (ya da karşı)

yükte parçacıkları itme (ya da çekme) özelliği.

Elektromanyetik kuvvet: Elektrikle yüklüparçacıklar arasında ortaya çıkan kuvvet; dörttemel kuvvetin en güçlü İkincisi.

Elektron: Bir atom çekirdeğinin etrafında dönen,negatif elektrik yüklü parçacık.

Evre: Bir dalganın belli bir anda, çevrimdekikonumu; dalganın çukurda, tepede ya da arada birnoktada bulunma ölçüsü.

F

Foton: Işığın kuvantumu.

Frekans: Bir dalganın bir saniyedeki tam devrininsayısı.

G

Gama ışını: Çok kısa dalgaboyunun

elektromanyetik ışını; radyoaktif bozunma ya datemel parçacıkların çarpışmasıyla ortaya çıkar.

Genel görelilik: Nasıl hareket ediyor olurlarsaolsunlar, bütün gözlemciler için bilim yasalarınınaynı olması gerektiği düşüncesine dayananEinstein'ın kuramı. Kütleçekimi kuvvetinidörtboyutlu uzay-zamanın eğrilmesiyle açıklar.

I

Işık saniyesi (ışık yılı): Işığın bir saniyede (yılda)kat ettiği mesafe.

İ

İkilik: Görünürde faridı iki kuram arasındaki, aynıfiziksel sonuçlara götüren benzerlik.

İvme: Birnesnenin hızındaki değişimin oranı.

J

Jeodezik: iki nokta arasındaki en kısa (veya enuzun) yol.

K

Kara delik: Kütleçekimi çok güçlü olduğu içinhiçbir şeyin, ışığın bile kaçamadığı bir uzay-zaman bölgesi.

Karanlık madde: Galaksilerde, kümelerde vemuhtemelen kümeler arasında bulunan, doğrudangözlemleneni ey en amakütleçekimi etkisiyle farkedilen madde. Evrendeki maddenin yüzde 90'ıkaranlık madde biçiminde olabilir.

Karşıt parçacık: Her madde parçacığına denkgelen bir karşıt parçacık vardır. Bir parçacık karşıtparçacığıyla çarpışırsa, ikisi de yok olur, geriyesadece enerji kalır.

Kızıla kayma: Bizden uzaklaşan bir yıldızınışığının, Doppler etkisiyle kızıllaşması.

Koordinat: Uzay ve zamanda bir noktanınkonumunu belirten sayılar.

Kozmoloji: Evrenin bir bütün olarak incelenmesi.

Kozmolojik sabit: Uzay-zamana yerleşik birgenişleme eğilimi vermek için Einstein tarafındankullanılan matematiksel yöntem.

Kuvantum mekaniği: Planck'ın kuvantumilkesinden ve Heisenberg'in belirsizlik ilkesindengeliştirilen kuram.

Kuvark: Büyük kuvvetten etkilenen, elektrik yüklüparçacık. Proton ve nötronların her biri üç kuvarictaşır.

Kütle: Bir kitledeki madde miktarı; kitlenineylemsizliği ya da ivmeye direnci.

M

Manyetik alan: Manyetik kuvvetlerden sorumlualan; elektrik alanı ile elektromanyetik alanıkapsayan alan.

Mikrodalga fon ışınımı: Sıcak ilk evreninışıltısından kaynaklanan ışıma; artık o kadar çokkızıla kaymıştır ki, ışık olarak değil, mikrodalga(dalga boylan birkaç santimetre olan radyodalgaları) olarak belirir.

Mutlak sıfır: Maddenin hiç ısı enerjisi içermediği,olası en düşük sıcaklık.

N

Nötrino: Yalnızca zayıf kuvvetten vekütleçekiminden etkilenen çok hafif parçacık.

Nötron: Bir atomun çekirdeğindeki parçacıklarınyaklaşık yarısını oluşturan, protona çok benzeyen,ama elektrik yükü olmayan parçacık.

Nötron yıldızı: Bazen supemova patlamasındansonra geride kalan soğuk yıldız; yıldızınmerkezindeki esas madde çökerek yoğun birnötron kitlesine dönüşür.

Nükleer kaynaşma: iki atom çekirdeğinin çarpışıp,daha ağır tek bir çekirdek oluşturması.

O

Olay: Uzay-zamanda zamanı ve konumuylabelirlenen nokta.

Olay ufku: Bir kara deliğin sının.

Orantılı: "X, Y'yle orantılıdır" demek, Y herhangibir sayıyla çarpıldığında, X de çarpıtabilirdemektir. "X, Y'yle ters orantılıdır" demek, Yheriıangi bir sayıyla çarpıldığında, Xbu sayıylabölünebilir demektir.

Ö

Özel görelilik: Einstein'ın kütleçekimifenomeninin yokluğunda, nasıl hareket ederlerseetsinler, her gözlemci için bilim yasalarının aynıolacağı düşüncesine dayanan kuramı.

P

Parçacık hızlandırıcı: Hareket eden elektrik yüklüparçacıkları, elektromıknatıslar kullanarakhızlandıran ve daha çok eneıji veren makine.

Planck'ın kuvantum ilkesi: Işığın (ya da herhangibir klasik dalganın) yalnızca eneıjisininfrekansıyla doğru orantılı ve dalga boyuyla tersorantılı tanecikler halinde yayılabileceği ya dasoğurulabileceği düşüncesi.

Pozitron: Elektronun pozitif yüklü karşıt parçacığı.

Proton: Çoğu atomun çekirdeğindeki parçacıklarınyaklaşık yansını oluşturan, nötrona çok benzeyen,ama pozitif yüklü olan parçacık.

R

Radar: Nesnelerin konumunu radyo dalgalandarbeleri kullanarak bulan aygıt; nesneye ulaşanve geri yansıyan tek darbenin zamanını ölçereknesnenin yerini saptar.

Radyoaktivite: Bir tür atom çekirdeğinin başka birçekirdek oluşturmak üzere kendiliğindenparçalanması.

S

Sınırsızlık koşulu: Evrenin sonlu olduğu, ama birsının olmadığı düşüncesi. Sicim kuramı:Parçacıkların, sicimler üzerindeki dalgalar olaraktanımlandığı fizik kuramı. Sicimlerinuzunluklarından başka boyutu yoktur. Solucandeliği: Evrenin uzak bölgelerini birbirine bağlayanince bir uzay-zaman tüneli. Solucan delikleriayrıca paralel ya da bebek evrenleri birbirinebağlayabilir ve zaman yolculuğunu mümkün

kılabilir.

T

Tayf: Bir dalgayı oluşturan frekanslar. Güneş'ingörülebilen tayfı gökkuşağıdır. Tekillik: Uzay-zamanın eğriliğinin (veya başka bir fizikselniceliğin) sonsuz olduğu, uzay-zamandaki birnokta. Temel parçacık: Bölünemeyeceğivarsayılan parçacık.

U

Uzay boyutu: Üç boyutun her biri, yani zamanboyutu dışında kalan boyutlar. Uzay-zaman:Noktaları olaylar olan dörtboyutlu uzay.

Z

Zayıf elektrikli birleşim enerjisi: YaklaşıklOOGeV'luk enerji; daha üstüne çıkıldığındaelektromanyetik kuvvet ile zayıf kuvvet arasındaki

fark ortadan kalkar.

Zayıf kuvvet: Dört kuvvetin, kütleçekimindensonra, ikinci en zayıf, çok kısa erimli kuvveti.Bütün madde parçacıklarını etkiler, ama kuvvettaşıyıcı parçacıkları etkilemez.