zamanın kısa tarihi #3

stephen hawking

1926'da heisenberg, ünlü belirsizlik ilkesini ortaya koydu. bir parçacığın gelecekteki konumunu ve hızını hesaplayabilmek için şu andaki konumunun ve hızının kesin olarak ölçülebilmesi gerekir. bunu yapmanın en kolay yolu parçacığa ışık tutmaktır. ışık dalgalarının bir bölümü parçacığa çarpıp saçılacak ve buradan parçacığın konumu saptanacaktır. ancak parçacığın konumu, ışığın iki dalga tepesi arasındaki uzaklıktan daha küçük bir hata ile saptanamayacağından, parçacığın konumunu daha kesin ölçmek için daha kısa dalga boylu ışık kullanmak gerekir. planck'ın tanecik varsayımına göre, alabildiğine küçük nicelikte ışık kullanamayız; en az bir adet tanecik kullanmak zorundayız. bu tek tanecik dokunduğu parçacığın hızını önceden bilinemeyecek bir biçimde değiştirecektir. üstelik konumu daha kesin ölçebilmek için daha kısa dalga boylu ışık gerekecek ve bundan dolayı tek bir taneciğin enerjisi daha da yüksek olacaktır. o halde parçacık daha fazla etkilenecektir. dolayısıyla, parçacığın konumunu daha kesin ölçmek için uğraşıldığında hızı daha hatalı ölçülüyor olacaktır.

1929'da hubble, hangi yöne bakarsak bakalım uzak yıldız kümelerinin hızla bizden uzaklaştıklarını gözlemleyerek evrenin genişlemekte olduğunu bir kez daha gösterdi. öyleyse başlangıçta evrendeki tüm cisimler tek bir noktadaydı ve evrenin yoğunluğu sonsuzdu. bu da big bang denilen ve zamanın başlangıcı kabul edilen bir anın varlığını gösteriyordu.

1920'lerde gökbilimciler, öbür kümelerdeki yıldızların renk yelpazelerine bakmaya başladıklarında, bizimkinde olduğu gibi onlarda da kendine özgü eksik renk takımları olduğunu ve hepsinin göreceli olarak aynı oranda kırmızıya doğru kaydığını saptadılar.

görünen ışık, elektromanyetik alandaki dalgalardan oluşur. ışığın frekansı saniyede dört yüz milyon kere milyondan yedi yüz milyon kere milyona değişen büyük bir sayıdır. insan gözünün renk diye gördüğü, kırmızı en düşük, mavi en yüksek olmak üzere ışığın değişik frekanslarıdır.

bir yıldız gibi dünya'dan sabit uzaklıkta bir ışık kaynağı sabit frekansta ışık dalgaları yaydığında, bize ulaşan ışığın frekansı, onun yaydığı ışığın frekansıyla aynı olacaktır. bir yıldız bize doğru hareket ettiğinde ise yeni bir ışık dalgası yaydığında bu yeni dalganın bize ulaşması, yıldızın durağan olduğu konumdan daha kısa sürecektir. bu da bize ulaşan iki dalga arasında geçen sürenin, yıldızın durağan olduğu durumdakinden daha az olduğu, yani saniyede bize ulaşan dalga sayısının -frekansın- daha yüksek olduğu anlamına gelir. uzaklaşmakta olan bir yıldızın dalgalarının frekansı ise daha düşük olacaktır. bir dalgayı yayan hareketli kaynağın algılanan frekansı ile gerçek frekansı arasındaki sapma "doppler etkisi"yle açıklanır. bizden uzaklaşan yıldızların ışık yelpazesi kırmızıya, bize yaklaşan yıldızların renk yelpazesi ise maviye kayacaktır.

1930'da chandrasekhar, kütlesi güneş'inkinin bir buçuk katından fazla olan soğuk bir yıldızın kendi çekim kuvvetine karşı duramayacağını hesapladı. bu kütle chandrasekhar limiti adıyla bilinir. benzeri bir bulguya aynı tarihlerde landau da vardı. buna göre bir yıldızın kütlesi chandrasekhar limitinin altında ise yıldız büzülmeyi durdurup sonunda yarıçapı birkaç bin kilometre ve yoğunluğu santimetre küp başına onlarca ton olan bir beyaz cüce durumunda karar kılabilecekti. beyaz cüce, maddesindeki elektronların arasındaki dışlama ilkesi itimiyle ayakta durur.

1932'de chadwick, çekirdekte, protonla aynı kütleye sahip ama elektrik yükü olmayan nötron adlı başka bir parçacığın bulunduğunu keşfetti. önceleri, atom çekirdeğinin elektronlar ve değişik sayıda proton denen artı yüklü parçacıklardan oluştuğu sanılıyordu. kütlesi en hafif atomun kütlesinin binde birinden az olan elektronların varlığını ise daha önce thomson göstermişti.

1969 nobel ödülünü kazanan gell-mann, protonların hızla diğer proton ve elektronlarla çarpıştıkları deneyler sonucunda onların daha da küçük parçacıklardan yapıldıklarını gösterdi. bu parçacıklara kuvark adını verdi. ondan önce proton ve nötronların temel parçacıklar olduğu sanılıyordu.

zamanın kısa tarihi #2

stephen hawking

1865'te maxwell, o güne de elektrik ve manyetik kuvvetleri tanımlayan parça parça kuramları birleştirmeyi başardı. ona göre birleşik elektromanyetik alanda dalgaya benzer çırpıntılar -radyo dalgaları, mikrodalgalar ve kızılötesi ışınlar- vardı ve bunlar durgun suda yayılan halkalar gibi sabit bir hızla ilerliyordu.

1887'de michelson ve morley, yaptıkları deneyde, ışığın dünyanın devinimi yönündeki hızıyla bu devinime dik açılardaki hızının tıpatıp aynı olduğunu ortaya koydular.

1900'de planck; ışık, röntgen ışınları ve öteki dalgaların herhangi bir sıklıkta değil de ancak tanecikler diye adlandırdığı belli paketlerle yayılabileceğini öne sürdü. ayrıca, her taneciğin dalgaların frekansı yükseldikçe artan belli bir enerjisi vardı. 

1905'te einstein, e=mc2 ["e" enerji, "m" kütle ve "c" ışık hızı] ile özetlenen kütle-enerji eşdeğerliği ve hiçbir şeyin ışıktan hızlı gidemeyeceğini belirten görelilik kuramı yasasını ortaya koydu. buna göre, enerji ve kütlenin eşdeğerliği nedeniyle, deviniminden ötürü enerji kazanan bir nesnenin kütlesi artar ve hızını artırmak zorlaşır. bu etki ancak ışık hızına yakın hızlarda devinen nesnelerde belirgindir. bir nesnenin hızı ışık hızına yaklaştıkça kütlesi o denli artar ki, hızını bir dirhem daha artırabilmek için çok büyük bir enerji gerekir. ışık hızına ise hiçbir zaman erişemez; çünkü ışık hızında kütlesinin sonsuz olması gerekir ve kütle-enerji eşdeğerliğine göre de sonsuz enerji almış olmalıdır. ancak ışık ya da gerçek kütlesi olmayan benzeri dalgalar ışık hızında gidebilir.

hawking: bu yüzyılın başlarında, atomların güneş etrafında dönen gezegenler gibi, artı elektrik yüklü bir çekirdek etrafında dönen eksi elektrik yüklü elektronlardan oluştuğu düşünülüyordu. güneş ve gezegenler arasındaki kütlesel çekim kuvvetleri nasıl gezegenleri yörüngede tutuyorsa, artı ve eksi yüklerin arasındaki çekimin de elektronları yörüngede tuttuğu sanılıyordu. bu düşüncenin sorunu, elektronların enerji yitirerek sarmal bir yörüngede alçalıp çekirdeğin üzerine düşmesinin gerekmesiydi. bu da atomun ve dolayısıyla tüm maddelerin çökerek büyük bir hızla müthiş bir yoğunluk durumuna geleceği demekti.

1913'te bohr, elektronların çekirdekten herhangi bir uzaklıkta değil de önceden saptanmış belli uzaklıklarda yörüngede kalabileceklerini ortaya attı. belli bir uzaklıkta ancak bir ya da iki elektronun dönebileceği varsayılırsa, bu, atomun çökmesi sorununu çözmüş olurdu; çünkü elektronlar olsa olsa çekirdeğe en yakın olan en az enerjili yörüngeyi dolduracak kadar alçalabileceklerdi. 

1915'te einstein, ortaya koyduğu genel görelilik kuramıyla, dünya gibi büyük bir kütle yakınında zamanın daha yavaş geçer gibi gözükeceği öngörüsünde bulundu. bunun nedeni, ışığın enerjisi ve frekansı arasındaki bağıntıdır; enerji arttıkça frekans da yükselir. ışık dünyanın çekim alanından uzaklaştıkça enerji yitirir ve frekansı alçalır. böylece, bir dalga tepesinden ötekine olan uzaklık artar. yukarıdan bakan birine göre, aşağıdaki olaylar daha yavaş gelişmektedir.

newton'ın devinim yasaları uzayda mutlak konum düşüncesine son verdi. görelilik kuramı ise mutlak zamanı çöpe attı. bunun yerine herkesin, nerede olduğuna ve nasıl devindiğine bağlı olarak işleyen kendi özel zaman ölçüsü olduğunu ortaya koydu.

friedmann 1920'lerde einstein'ın genel görelilik kuramını tam olarak değerlendirdi ve evrenin genişlemekte olduğu sonucunu çıkardı. oysa einstein evrenin statik olduğundan emindi. kendi görelilik kuramının, evrenin statik olmadığı sonucunu çıkarmasını görmezden gelmişti. friedmann, hangi yöne bakarsak bakalım evrenin aynı görüneceği ve evreni başka herhangi bir noktadan gözlemlerken de bunun doğru olacağını öngördü.

evrenin genişlemekte olduğunun ortaya çıkarılması 20. yüzyılın en büyük düşünsel devrimlerinden biridir.

friedmann üç ayrı evren modeli geliştirdi. genişleyen ve büzülen birinci tür modelde uzay, dünyanın yüzeyi gibi kendi üstüne kapanık olduğu için sonlu boyuttadır. sonsuza dek genişleyen ikinci tür modelde uzay daha değişik bir biçimde bir semer gibi bükülüdür. kritik hızla genişleyen üçüncü modelde evren düzdür ve bu yüzden yine sonsuzdur.

evren sonunda genişlemeyi durdurup büzülmeye mi başlayacak yoksa sonsuza dek genişleyecek mi? bunu anlamak için evrenin şimdiki genişleme hızını ve ortalama yoğunluğunu bilmeliyiz. eğer yoğunluk genişleme hızıyla belirlenen kritik bir değerin altındaysa çekim kuvveti genişlemeyi durdurmak için güçsüz kalacaktır. eğer yoğunluk kritik değerin üstündeyse çekim kuvveti gelecekte evrenin genişlemesini durdurup çökmesine neden olacaktır.

1924'te hubble, yıldız kümemizin evrendeki tek galaksi olmadığını gösterdi. hubble dokuz ayrı yıldız kümesinin uzaklığını hesapladı. bugün biliyoruz ki bizim kümemiz, her biri yüz bin milyon yıldız içeren yüz bin milyon yıldız kümesinden yalnızca bir tanesidir. güneş ise sarmal yıldız kollarından bir tanesinin iç kenarına yakın, sıradan, orta büyüklükte, sarı renkte bir yıldızdır.

1925'te pauli, bugün kendi adıyla anılan, evrendeki madde parçacıklarının dışlama ilkesini buldu. buna göre iki benzer parçacık aynı duruma sahip olamazlar; yani belirsizlik ilkesinin tanımladığı sınırlar içinde hem aynı konumda hem de aynı hızda bulunamazlar. dışlama ilkesi, madde parçacıklarının neden çok yoğun bir konuma çökmediklerini açıkladığı için çok önemlidir. çünkü eğer madde parçacıkları birbirine çok yakın konumdalarsa, aynı hıza sahip olamayacakları için aynı durumda uzun süre kalamayacaklardır.