John boslough stephen hawking'in evreni

JOHN BOSLOUGH

STEPHEN •

•

HAWKING'IN •

EVRENi Türkçesi: Osman Bahadır

İÇİNDEKİLER

Giriş

................................................................................................

Kuarklar ve Kuasarlar

.

..... ...........

Zayıf Olanın Üstünlüğü

.

......

...

.

.......

.

............. .................................

.................................................

7

11

17

Galile'nin Gözleri ......................................................................... 29 Einstein Bağlantısı

..................................

Kara Deliklerle Karşılaşma Patlayan Kara Delikler ..

.. . .

....

Son Soru......... .. ...... .... .. . .

.

.

.

......

.

.

..

....

.

..

...

.

....

.

.

.

.

. .

...

..

.

.

.......... ..................

.

...

........ ...

.

..............

. .. . . .... . .... .. . .. .

....

.

Kabarma ya da Patlama ...... ...... .... ... .. .

.

.............. . . . ................ . . .

...............

.....

.... . ..

.

..

.

.. .

.

. ..

.

.

.

.

. .......... ......... ....

....

.

.

.....

..........

.

.

....

..

41

55 65 79 93

Entropi İlkesi............................................................................... 1 1 1 Ek (Kuramsal Fizikte Son Yakın mı?) .. .

.. .. .... ..

...

.

..

.

.

. . . . . 121

..... ... .

.

.

..

Giriş

1974 baharı nın bir sabah ında tak ım elbise giymi ş genç bir adam, Londra' da St. James ' s Park' ına bakan beyaz sütunlu büyük bir binanın merdi venlerinden yukarıya taşınıyordu . Yu­ karıda, Carlton House Terrace No: 6' da bir tekerlekli san­ dalyeye oturtuldu . Genç adam, tekerlekli sandalyesini, Büyük Britanya' daki en yüksek onur ödüllerinden birini almak için toplantı salonuna doğru sürdü . Bu ödül, dünyanın en seçkin bi­ limsel kuruluşlarından biri olan Kral iyet Demeği ' ne kabul bel­ gesiydi.

Kuramsal Fizik alanındaki çalı şmalarıyla onurlandırılan otuziki yaşındaki S tephen William Hawking, demek ta­ rihindeki en genç üyelerden biriydi . Onyedinci yüzyı ldan bu yana süren gelenek uyarınca yeni seçilen üyenin podyumda yü­ rüyerek başkanın elini sıkması ve onur listesini imzalaması ge­ rekiyordu . Ama bu kez öyle olmadı . Demek başkanı, Nobel ödüllü Sir Alan Hodgkin onur defterini odanın önünde duran Hawking ' in sandalyesine getirdi. Yeni üye imzasını atmaya uğ­ raşı rken uzun bir sessizlik oldu . Bel irgin bir gül ümsemeyle bunu başardığında salonda büyük bir al kış koptu .

Hawking ' le ilk kez yedi yıl sonra kabul töreninin yapı ldığı toplantı sal onunun dı şındaki bir koridorda karşı laştı m . B i zi, Oxford Üni versitesi' nde matematikçi ve kuramsal fi zikç i olan Roger Penrose tan ıştırmıştı . Hawk ing' in eski bir dostu ve ça7

l ı şma arkadaşı o l an Penrose, onun l a birl ikte yapm ı ş olduğu bir çal ı şma nedeniyle i k i yıl önce derneğe kabu l edilmi şti .

Hawking, 1962' den bu yana motor nöron hastal ığı denen bir hastal ıktan şikayet edi yordu . Hastal ık, sinir ve kas fonk­ siyon ların ı n çoğunu yavaş yavaş yok etmişti . Yürüyemiyor ve ancak güçlükle konuşabiliyordu . Penrose ve diğerleri , onu bek­ lediğimden daha kötü bir durumda bulacağım konusunda beni u y armı ş l ardı .

Ama y ine de onu görünce afalladım . Dünyanın en ünlü b i l i m adamlarından biri , benden çok yaşlı olmayan bir adam, önümde tekerlekli sandalyesinde çökmüş bir h alde duruyordu .

50-55 kilodan daha fazla olamazdı . O kadar inceydi ki, boyunu tahmin etmek imkansızdı . Bununla birlikte l . 60 m. ' den biraz fazla olduğu söylenebilirdi . Yüzü gençti ama vücudu, zayıf ve yaşlı bir yatalak hastan ı nki gibiydi.

Penrose' un tanıştırması sona erdiğinde Hawking öyle h afif b i r sesle konuşmaya başladı ki, ne dediğini anlayabilmek için ona doğru eği l mek zorunda kaldım . Konuşmak için ça­ balı yordu ve sesi solumalarla kesilen bir iniltiyi andırıyordu .

Penrose ' a baktım. Acele ile Hawking ' in söylediklerini aktard ı ; "Gelecek sah saat onbirde büromda görüşeceğiz".

Penrose' a sonradan Hawking' in o gün özellikle kötü bir gü­ nünde mi olduğunu sordum. Tam aksini söyledi o gün Haw­ king ' in özellikle iyi göründüğünü düşünüyordu .

Hawking ' i Cambridge' de ve ABD ' de birçok kez gör­ müştüm. Her defasında da, bunca şeyi nasıl yaptığını çok merak ettim . Oniki yılı aşan bir süreden beri yürüyemiyordu, Sesi, yalnızca birkaç y akınının anlayabileceği kadar zayıftı.

Ancak kuramsal fizikte kendi kuşağının en önemli adım­ larından bir bölümünü atmış ve evrene bakış açımızı de­ ğ i şt i rmi şti .

8

Hawking ' i tanıdıkça gerçek ortaya çıkı yordu . Kesinl ikle da­ yan ı k l ı ve inatç ı bir kimse olmasına karşı n , başarı ları salt ya­ şama arzusundan ya da hayatta kalmış ol masından kay­ naklanmıyordu . O her şey i akl ı y l a başarı yordu. Yirmi y ı l ı aşan hastalığın neden olduğu y ı k ı m fiziksel gücünü elinden al ırken o daha canlı bir akı l yaşamına yöneliyordu .

Hawking ' in aklı , onun en güçlü s i l ahıdır . O ayn ı zamanda onun işi, oyunu, dinlencesi, eğlencesi ve hayatıdır da. Te­ kerlekli sandalyesi , o aklın en büyük uğraşında (içinde ya­ şadığımız evren nasıl oluştu, nasıl işliyor ve nasıl sona ere­ cek?) özel bir üstünlük aracı oluyor . Tümüyle akılsal bir kişi olan Hawking, serbest bırakıldığında, durmak bilmeyen insan aklının, evrenin tüm niteliklerini anlamaya nasıl yetenekli ol­ duğunu gösterdi.

9

zdek i dü nyaya baktığımızda, böyle farklı pek olanaklı görünmemektedir. de ve kuvvetlerin kararlı ve birbirinden ba­ lüşük enerj i l i , soğuk bir evrende yaşıyor ol­ !n her zaman bugün gözlediğimiz gibi de­ ıum an ından bu yana soğumaktadır .Ve ısında ardında çok sayıda iz bırakarak fi­ ardımıyla onun ilk günlerine gidebilmelerini ,u fizikçi evrenin anahtarının Büyük Patlama l hemen sonrası nda yattığına inanıyor . Dört bu müth iş patlamanın yoğun enerjisi için.da, . ..

Evrenın, n açok küçük bir bölümünde tek bir etkileşim ha­ yap ılan bu ara olabil ir. Bu etki leşimin, sonraki tüm kuvvetleri büyük macera�ten bir temel olduğu düşünülebil ir. etrafın da döneı . . .

1 "':ı k çı.1er en son matematı k se1 yenı den ya. .. tum evrem an ai . .. . narak Buyu k Pat 1 ama 'd an sonrak"ı sanıyenın .. . .. butunuy 1 e k avraı . .. . . d a b"ı ı:ı n d e� d �-h �- k ısa b"ır s �re ıçın de n � 1 er o 1 � etmek oldu k a zı'l . _ Bu onemlı .. � . lukça ıyı. bır duşunce gel ı_ ştırdıler.

Bu sozlf'aı'ıia denklemlerinde doğanın tüm kuvvet ve ya­ bir grup �rleşmiş olduğu anı görmeye yetecek ölçüde geriye gulan aç .!ktedir. . . . kileşim�. ..l\.. ı aşamal ard a d"ort kuvvetın h er b'ırının, tıp k ı d ey� ü lkelerdeki siyasi partilerin yükseliş dönemleri gibi, tığı ar tarihinde ü stünlük evreleri olmuştur. Yaşadığımız ev­ gelerr .ütlesel çekim kuvveti, en zayıf ama en yaygın olan baş­ keml ; vvettir. Onun çekimi, çok büyük uzaklıklarda -galaksiler, laş ık'lf ve evrendeki hem en uzak hem de en az an­ Ama . i lmiş olan kuasarlar üzerinde etkilidir. Kütlesel çekim bağ ı.ti, evrenin ondört ya da onbeş milyar y ı l l ık yaşamının ·n tamamında başl ıca etkenlerden biri olmuştur. Ondan evı. Büyük Patlama ' y ı izleyen ilk birkaç saniye içinde zayıf kor,er kuvvet, daha önce de elektromanyetizm etkin olmuştu .

KUı. ırıl ması

.

.

.

.

13

Bugün çevremizdeki dünyaya baktığımızda, böyle fark lı kuvvetlerin uzlaştırı lması pek olanaklı görünmemektedir.

Bunun nedeni, madde ve kuvvetlerin kararl ı ve birbirinden ba­ ğımsız göründüğü düşük enerj i l i , soğu k bir evrende yaşıyor ol­ mamızdır . Ama evren her zaman bugün gözlediğimiz gibi de­ ğildi . Kozmos oluşum an ından bu yana soğumaktadır .Ve evren soğuması sırasında ardında çok sayıda iz bırakarak fi­ zikçileri n bu izler yardımıyla onun ilk günlerine gidebilmelerini sağ lamaktadır . Çoğu fizikç i evrenin anahtarının Büyük Patlama an ında ya da onun hemen sonrası nda yattığına inanıyor .Dört kuvvet, işte bu anda, bu müthiş patlamanın yoğun enerjisi için­ de ve san i yeni n çok küçük bir bölümünde tek bir etkileşim ha­ l inde bulunmuş olabil ir. Bu etkileşimin , sonraki tüm kuvvetleri kendisinden türeten bir temel olduğu düşünülebilir.

Kuramsal fizikçiler en son matematiksel yeniden ya­ pılanmaları kullanarak Büyük Patlama'dan sonraki saniyeni n milyar kere trilyonda birinden daha kısa b i r süre içinde neler ol­ duğuna i lişkin oldukça iyi bir düşünce gel iştirdiler. B u önemli bir başarıdır ama denklemlerinde doğanın tüm kuvvet ve ya­ salarının b irleşmi ş o lduğu anı görmeye yetecek ölçüde geriye gidilmemektedir.

Sonraki aşamalarda dört kuvvetin her birinin, tıpkı de­ mokratik ülkelerdeki siyasi part ilerin yükseliş dönemleri gibi, evrenin tarihinde ü stünlük evreleri olmuştur. Yaşadığımız ev­ rende, kütlesel çeki m kuvveti, en zayıf ama en yaygın olan baş­ l ıca kuvvettir. Onun çekimi, çok büyük uzaklıklarda -galaksiler, y ıldızlar ve evrendeki hem en uzak hem de en az an­ laşıl abilmiş olan kuasarlar üzerinde etk i lidir. Kütlesel çekim kuvveti , evrenin ondört ya da onbeş milyar y ı l l ık yaşamının hemen tamamında başl ıca etkenlerden biri olmuştur. Ondan önce, Büyük Patlama' y ı izleyen ilk birkaç saniye içinde zayıf nükleer kuvvet, daha önce de elektromanyetizm etkin olmuştu .

13

Büyük olası lı kla, güç lü nükleer kuvvet, madde ve enerjinin bir olduğu , y ı ldızlarla galaksi lerin henüz oluşmadığı bir anda, Büyük Patlama ' y ı izleyen saniyenin milyarda biri kadar süre içinde hemen hemen tümüyle egemendi . Kozmos tari hi nde bi­ rinci saniyenin ilk milyarda birlik bölümünde enerji o kadar yo­ ğundu ki, dört kuvvetten hiçbiri ötekinden ayırt edilemiyordu .

En azından kuramc ıların çoğu bu kurguya inandılar. ·

Bir Harvard kuramcısı olan Sheldon Glashow 1982 Ağus­ tos 'unun yağmurlu bir gününde Aspen Fizik Merkezi ' nde "Da­ ğarc ığındaki matematiksel araç ların tümünü kullanarak şey­ lerin, dört kuvvetin bölünmesine ve temeli oluşturan etkileşimin örtülmesine yetecek kadar soğumasından önce neler olup bit­ tiğini bulmak kuramsal fizikçinin işidir." dedikten sonra şun­ ları eklemişti ; "Aralarında ben im de bulunduğum pek çok kişi bu çok önemli sorun ü zerinde çalışıyoruz. Fakat henüz hiç ki mse, evrenin en erken evresinde tüm etkileşimlerin bir ve aynı olduğunu gösteremedi".

Glashow, temeli olu şturan etki leşimin araştırı lmasına ön­ cülük etti. 1960' 1ı yıllarda, herhangi bir başarı sağlamaksızın bazı kısa ömürlü atomaltı parçac ıkları , söz konusu birleştirici kuvvete götürecek biçi mde gruplandırmak amacıyla çalışmalar yaptı. Yaklaşı mı, açıklanmamış ve kullanışsız matematik sel büyüklükler üretmeyi sürdürdü .

Massachusetts Teknoloji Enstitüsü ' nde Steven Wei nberg ve Londra Imperial College' de Abdus Salam, sonraki ça­ lışmalarında daha başarılı oldular. Weinberg ve Salam, bir­ birlerinden bağımsız olarak 1967 ' de bir dizi denklem ürettiler.

Bu denklemlerde, zayıf nükleer kuvvet ve elektromanyetizmin, bazı belirsiz faktörler göz ardı edi ldiğinde bir ve aynı olduğu kanıtlanmış gibi görünüyordu .

Weinberg-Salam modelinin

14

güzelliği,

fizikç ilerin

atom-

!ardaki pek çok katman ı ayırıp koparmada kul landıkları atom çarpı ştı rıc ıl arı olan parçac ık hızlandırıcılarda özel koşullar al­ tında ol u ş acak belirli olayları öngörmesindeyd i . Weinberg.

Salam ve Glashow bu çalı şmalarıyla 1979 Nobel Ödü l ü n ü pay­ laştılar. '

1 970' l i yıllarda öteki fizikçi ler, yal n ı zca zayıf kuvvet ile elektromanyetizmin aynı ol madığını, aynı zamanda atomlarda çekirdekleri bir arada tutan güçlü kuvvetin de aynı ailenin bir üyesi olduğunu göstermek üzere farklı hesaplama grupları ge­ liştirdiler. Bu tü r hesaplamalar büyü k birleşik kuramlar ya da GUT' lar olarak adland ırılır.

Kimi bilim adamları GUT' l ar yaklaşımının tam olarak he­ defe yönelmiş olduğundan pek emin değil. Murray Gell-Mann "Onlar ne büyük ne de birleşiktir. Hatta kuram olmadıkları (yalnızca gösterişli model ler oldukları) bile söylenebilir" de­ mektedir. Buna karşın gene de temelde yatan etkileşimin aran­ masında en ümit verici yaklaşımlardan biri olabileceğini kabul etmektedir.

Gell-Mann, çoğu kuramcının evrendeki her atomun çe­ kirdeklerini oluşturan proton ve nötronların temel bileşenleri olduğuna inandıkları ikincil atomaltı parçacıklar, kuarklar kav­ ramını gel i ştird i . Gell-Mann kuarkları açıklamadan ve ad­ landırmadan önce (kuark adını James Joyce'un Finnegans Wake adlı yapıtında geçen "Muster Mark için üç kuark" sa­ tırından esinlenerek koymuştu) parçacık fiziği tam bir karmaşa içindeyd i . 1950'1i yıllarda ve 1960'1ı yılların başlarında hız­ landırıcılarda bulunan düzinelerce yeni parçacıkla uğraşmakta büyük bir başarı sızlığa uğranmıştı. Gel l-Man n ' ın kuark sen­ tezi nin bir sonucu olarak parçacık fizikçileri bir kez daha ato­ mun içini, kendi içinde az çok düzenli bir yapısı olan küçük bir evren gibi görmeye başladı lar.

15

Dört kuvvetin birleştirilmesini görmekten büyük mutluluk duyacağı n ı söyleyen Gel l -Mann bunun kendi yaşam süresi içinde gerçekleşebi leceği nden i se pek emin o l madığını be­ lirtiyor. "Hiç ki mse atomun iç inde etkinlikte bulunan üç kuv­ vetin ayn ı köke sahip olduğunu gösteremedi . B azı l arı bu so­ nuca yaklaşmış olab i l i r . B i lm i yorum . Henüz bana gösteril medi".

Hepimizin en çok aşina olduğu kuvveti, gravitasyonu ne ya­ pacağız? Büyük birleştirmeni n neresine koyacağız? Parçacık fizikçi leri atomun içindeki iten ve çeken üç kuvvetle evrenin b i rleştiri lmiş kuramına o ldukça yaklaşmış görünüyorlar. Ama grav itasyon hata dışta kalan kuvvet olmayı sürdürüyor . Bu­ nunla birlikte kozmosun büyük dünyası ile atomun içindeki minik evren bir noktada birleşmeye gidiyor. Dev hız­ l andırıcılarıyla içe bakan parçacık fizikçi leri ve teleskopl arı y la dışa b akan kozmologl ar ayn ı şeye baktıkların ı anl amaya baş­ lıyorlar.

Gravitasyonu ötekilere ekleyerek dört kuvveti birleştirmeye çal ı şan birkaç b i l i m adamı g rubu vardır. Gell-Mann bana "Bu n l arın çoğu ne y aptığını b i lmiyor, yalnızca çeşitli ma­ tematik h i lelerini kullanıyorlar" demişti . Ancak biraz i htiyatla olsa da evrenin bu büyük gizini bulma yolunda bazı gelişmeler sağlama şansına sahip bir grup kuramcının olduğunu kabul edi­ yordu .

Bu grup İngiltere ' de Cambridge Üniversitesi' nde Stephen Hawking tarafından yönetilmektedir. Gell-Mann "Hawking par­ çacık fiziğini anl ayan, görecelik taraftan tek kişidir" diyor. "O olağanüstü bir insan ve kesinlikle şaşırtıcı bir bilim adamıdır".

16

Zayıf Olanın Üstünlüğü

Stephen Hawking birbirine bağlı ve okumaya düşkün bir ai­ lenin dört çocuğundan en büyük olanıydı . Babası Ulusal Tıp Araştırmaları Enstitüsü ' nde tropik hastalıklar üzerinde çalışan bir araştırmacı biyologdu . 8 Ocak 19 42' de Oxford ' da doğdu .

Londra' da ve y aklaşık 20 mil kuzeyindeki St. Albans'da bü­ yüdü . Eğitimini onbir yaşından sonra bir özel okul olan St. Al­ bans School'da sürdürdü. Ailesi bu okulun onun Oxford Üni­ versitesi ' ne girmesini sağlayacağını umuyordu .

Hawking henüz sekiz dokuz yaşlarındayken bilim adamı ol­ mayı kafasına koymuştu . Daha o günlerde saat ve radyoları, nasıl çalıştıklarını anlamak için büyük bir ustalıkla parçalarına ayırabiliyordu . B ilim ona kendisini çevreleyen şeylere ilişkin gerçekleri bulabileceği yer olarak görünüyordu . Bununla bir­ likte, 13-1 4 yaşına geldiğinde bilimin büyük bölümünün kesi n ' olmadığını anladı. O günlerde "biyoloj i bilimleri çok tanımsal , benim için çok muğlak" dediğini anımsar. "Kuşkusuz mo­ leküler biyoloj inin yardımıyla günümüzde çok daha kesin so­ nuçlar elde ediliyor" . Ondört yaşındayken bir matematikçi ya da fizikçi olmaya karar vermişti . Oğlunun hiçbir zaman iş bu­ lamayacağından korkan babası onu bu düşüncesinden vaz­ geçirmek için çok .uğraştıysa da bunda başarı lı olamadı.

Aşağı yukarı ayn ı dönem, Hawking' in kafasının kuşkularla dolu olduğu bir dönemdir. 1950'li yıtlarda Duke Üniversitesi ' nde 17

programı çerçev e si nde yüri.itiilen zar atma de­ uğraştığın d a onbeş yaşı ndayd ı . Du ke deneyleri n i bir süre yakından i z l e d i k te n sonra duyul ar ötesi program ı n ın bir sahtekarlık olduğunu an lad ı . "Deneyler sonuç verdiği nde de­ neysel tek n i k ler hatal ı oluyor, deneysel tekni kler doğru ol­ duğunda i se sonuçlar olumlu çıkmı yordu" diyordu . duyular ötesi

neyleriyle

Bugün parapsikoloj i n i n zaman kaybından başka bir şey ol­ mad ı ğ ı n ı düşünen Hawki ng "İn san lar onu ben i m o yaşlarda önemsediğim kadar önemsiyorlar" diyerek gülüyor.

Zaman zaman yaşın a göre böyle i le ri say ı l ab i l ecek ç ı k ı şlar yapmasına karşı n ortaöğre n i m i boyunca pek göze çarpmad ı .

A i l e s i , Oxford ' a g i r i ş s ı navında başarı sızlığa uğrayacağı n ı dü­ şü nerek end i şeleniyordu . Bu yüzden Ün i versity Col lege ' i n eski bir öğrencisi olan babası okula kabulünü sağl amak için gi­ rişi mlerde bu lunuyordu . Henüz oğlunun gerçek değeri n i n far­ kı nda değ i ld i . Stephen giriş s ı navları n ı n fi zik böl ümünde mü­ kemmele yakın bir nen ald ı . Mü lakatta da o kadar i y i yd i ki. kabulünde h iç bir sorun ç ı kmad ı . Böy lece 1959 ' da Oxford ' da öğren ime başlad ı .

Hawking Oxford ' da, zekası v e b i r ara oku lun sekiz kişilik kik tak ı m ı nda yaptığı dümencilikle tan ınan popü ler bir öğ­ renc iydi . O günleri yaşayan kişilerin çoğu onu uzun saç l ı , kla­ sik müziğe ve b i l i m kurguya ilgi l i , can l ı bir öğrenci olarak anı msar. Bağımsız ve fazlaca serbest bir yaklaşımla ça­ l ışmas ı n a karşı n , danı şman öğretmeni Dr. Robert Serman, kendis i n i n ve öteki öğretmen lerin , Hawki ng' i n yaşıtlarından ta­ mamen farklı ve mükemmel bir zekaya sahip olduğunu fark et­ tiklerini an ımsıyor.

Fizikte o kadar iyiydi ki, çok az bir çalışma ona yetiyordu .

Serman "Üni versite fi ziği onun için uğraşılacak bir konu de­ ğ i ldi" demekted ir. "Önüne konulan bir problemi hiç uğ-

18

raşmadan çözeb i l i rd i " . B i r gün sı n ı fta üzeri nde çal ı ştığı bir probl emin çözümünü okuduktan sonra kağıdı buruşturmuş ve küçümseyerek karşı köşedeki çöp sepetine fı rlatmıştı .

Hawk ing çok öneml i anl arda unutkan olabi liyordu . Ox­ ford'daki son yı l ı nda İng i l tere Çalışma Bakanlığı ' na bir iş için başvurdu . Bu sı rada s ı nava girmey i unuttu . Başarı r mıydı bi­ linmez . Ama pekala ömrünün geri kalan bölümünü tarihi ya­ pıtların arasında geç i rebi lird i .

Mezuni yet zaman ı geldiğinde Hawking, Cambridge Üni­ versitesi' nde bir fi zik programına katılmak istedi . Oxford ' un geleneksel rakibi olan bu oku ldan burs alabilmesi için okulu bi­ rincilikle bitirmesi gerekiyordu . Çok önen.li bir sözlü sınavı sı­ rasında bu plan ı n ı sınavdaki hocalardan birine açtı; "B irinc i l i ği al ırsam Cambridge' e gideceğ im . İkinci olursam Oxford'da ka­ lacağ ı m . Bu durumda bana birinc i l i k vereceğinizi umuyorum" .

Kuşkusuz bu onu tan ıyanların kabul edeceği tipik bir Hawking davran ı ş ı y d ı .

Dr . Berman Hawking ' in sözlü sı navındak i hocaların ı " Hiç olmazsa kend i leri nden daha zek i birisiyle karşı karş ıya ol­ dukları n ı farkedecek kadar zekiydiler" diye tan ımlamaktadır .

Hawking Oxford ' u birincilikle bitirdi ve ertesi yıl Camb­ ridge'in li sansüstü programına katıldı .

Genel olarak kuramsal fizik özel olarak da kozmoloj i üze­ rine kariyer yapmaya karar veren Hawki ng, fiziğin öteki alan­ larıyla k ısaca ilgilendi . B i r keresinde, Kral iyet Greenwich Göz­ lemevi ' nde özel bir yaz kursunda bir ç i ft-yıldızın bi leşen leri ni ölçen Büyük B ritanya Kral iyet Astronomu Sir Richard Wo­ oley ' e yardım ett i . Gözlemevi teleskobuyla çal ı ş ı rken arac ı n odağına girip ç ıkan bir ç i ft donuk ışık noktasın ı gördüğünde büyük bir düş kırıklığına uğrad ı .

Bundan sonra yalnızca bir y a d a i k i kez daha teleskopla 19

baktı ve gözlemsel astronomiye ilgisiz kaldı. Hawking için kuram her zaman daha heyecan vericiydi . Özell ikle e, "Even nereden geliyor?" sorusunu içermesi yüzünden kozmoloji ona büyük heyecan veriyordu .

Lisansüstü eğitimi başladıktan sonra kuramsal fizikte do­ ruğa tırmanacağının işaretleri n i vermeye başlamı ştı . O gün­ lerde Londra Kings ' s College ' de araştırma görevlisi olan Roger Penrose, Hawking ile ilk karşılaşmalarını düşündüğünde şunları anımsıyor; "En olmadık ve yanıtlanması zor sorular sormay ı alışkanlık edinmişti. Her zaman öne sürdüğünüz gö­ rüşlerin en zayıf noktasına yüklenirdi. O günlerde Hawking ' in gelecekte böylesine özgün olacağını kestirebilmek kolay de­ ğildi".

Hastalığın ciddi belirtileri, lisansüstü eğitiminin ilk yılında görülmeye başlamıştı . Ayakkabılarını bağlamasında ve zaman zamanda konuşmasında güçlüklere yol açan beceri eksiklikleri ve hafif inmeler biçiminde göründü bu ilk belirtiler. Doktorlar başlangıçta biraz zorlandıktan sonra ender görülen ve sakat bı­ rakma olasılığı yüksek olan bir tür kas erimesi ya da motor nöron hastalığı teşhisini koydular. Bu hastalık, ünlü Amerikan beyzbolculanndan Lon Gehrig' in ölümüne neden olduğu için kimi zaman Lon Gehrig hastalığı olarak da anılır. Aynı has­ talık 198 3 ' de David Niven ' in de ölümüne neden olmuştu .

Motor nöron hastalığı, omurilik ve beyindeki bilinçli kas ha­ reketlerini düzenleyen sinir hücrelerinin yavaş yavaş çözülüp dağılması olarak tanımlan ıyor. İlk belirtileri, konuşma bo­ zukluğu ya da yutma güçlüğüne eşlik eden zafiyet ve ellerin se­ ğirmesi halidir. Sinir hücreleri işlevlerini y itirirken, kontFolleri altındaki kaslar da yıkıma uğruyor, zihnin sağlam kalmasına karşın hasta giderek kuvvetten düşüyor. Ölüm genellikle, so­ lunumla ilgili kasların iş göremez hale gelmesi sonucunda za­ türreden ya da solunum yetersizliğinden ileri geliyor.

20

Doktorların hastal ığın duraklayacağını ummalarına karşın Hawking ' in durumu giderek kötüleşti. İki yıl kadar ancak ya­ şayabileceği düşünülüyordu . "O günlerde yaşam sürem üze­ rine yapılan tahminler bende açık bir ruhsal çöküntü ya­ ratıyordu" diyor.

Erken bir ölüm beklentisi onu iki yıl süren bunalıma itmiş ve adeta uyuşturmuştu . Bu sürede araştırmalarına çok az zaman ayırdı ve zamanının önemli bir bölümünü odasında kla­ sik müzik -çoğunlukla Wagner- dinleyerek ve bilim kurgu oku­ yarak geçirdi. Aynca içki de içmeye başlamıştı.

Cambridge' de genel görecelik grubunu yöneten danışman öğretmeni kuramcı Dennis Sciama, öğrencisinin yeteneğinin farkındaydı ve hastalığından büyük endişe duyuyordu. ''Tar­ tıştığımız her konuda mutlaka bir sezgisi vardı. Öteki parlak öğrencilerin bu sezgiyi kazanmaları iki yıl alır. Stephen' da bu süre yalnızca bir aydı. Hemen hemen her sözünüze 'Ama . . . ' yla başlay an yanıtlar verirdi . "Sciama, Hawking' in kendisini has­ talığa kapıp koyvermesine bir süre izin verdi . Eğer sıkıntılarını unutmak için içiyorsa sorun yoktu . Ama tezi üzerinde çalışmak istemediği için içiyorsa işte bu çok kötüydü. Bu arada Haw­ king' in babasının, oğlunun tezini erken bitirmesine yardım et­ mesi için yaptığı ricayı geri çevirmişti .

Aylar geçtikçe Hawking' in durumu dengeli bir hal almaya başladı. Ölümün çok yakın olmadığını anlayan Hawking ya­ şama geri döndü . Arkadaşlarının, ailesinin ve Sciama'nın yar­ dımlarıyla doğal canlılığını yeniden kazandı. Aynca insanın fi­ ziksel yeteneğinin önem taşımadığı salt zihinsel bir alanda çalıştığının bil incine vardı. Hastalığın aklı üzerinde olumsuz bir etkisi yoktu ve çalışmasını engellemeyecekti . Hawking, ruhsal çöküntüyü atlattı ve Sciama'nın desteğiyle tezi üze­ rindeki çalışmalarına yen iden başladı.

21

Tam bu sı ra l a rd a Hawki ng'i n yaşamı ndaki en önemli olay­ lardan biri gerçekleşti. Katı ldığı bir partide Londra'da dil öğ­ renc isi olan Jane Wilde i le tan ı şt ı . Londra ve Cambridge ara­ sı nda süren iki y ı l l ı k bir arkadaşl ı ktan son a 1965 ' de evlendiler .

Jane "Onu tan ı d ı ğ ı mda hastal ı ğ ı başlam ı ştı . Bu nedenle hiçbir zaman sağl ı k l ı ve sağlam vücutlu bir Stephen tan ı mad ım" diyor . "Yaln ızca ne yapacağıma karar verdim ve onu yaptım"

Hawking'in evliliği yaşamında bir dönüm noktasıdır . "Beni yaşama konusunda kararlı yaptı. Jane gerçekte bana yaşama is­ teği verdi" demektedir.

Onu tan ıyan herkes Jane Wilde Hawking ' in olağanüstü bir kadın olduğunda birleşir. Evl i l iklerinin i l k y ı lında Lond ra ile Cambridge aras ında gidip gelerek lisansüstü eğit imini ta­ mamladı ve bu sı rada kocasının tezini daktilo etti . Yak l aş ı k yirmi yıl boyunca Hawking ' i n fiziksel gereksinim lerini kar­ şıladı kocasının hastal ığına ve son zamanlarda edindiği üne karşın Ha w k in g ailesinin görece normal bir yaşam sürmesini sağladı. İ l k çocukları Robert 1967 ' de doğdu . Üç y ı l sonra k ı z­ ları Lucy ve 1 9 79 'da da Timothy dünyaya geldi . .

.iane ve Stephen'in yak ı n çevresi bir dereceye kadar ona özel bir özen göstermekle onu korumakla birlikte genelde du rumu nu kabul e tm e me eği limindeydi ler. Jane S tep h e n kendi sini hasta olarak kabul etmiyor, ben de onu hasta olarak görmüyorum" de­ mişli bir keresinde. Yaşamlarındaki en bü yük sorun kocas ı n ı n fi z ik s el durumu değildi. K oc a s ı nın kuramsal fizikteki ça­ "

lı�malarının ayrınlılarını Jane' in izleycmemesiydi.

Hawk in g doktorasın ı al d ı k tan sonra ü�· yıl a ra ş tı rm a gö­ rev l isi ol arak çalıştı. Bu döneımk PL·ııınse ile hirlikte, araş­ tırmalarının ilk önemli höliiıııii olan ıaınanın lıaşlangıcının matematiksel bak ım d a n k:ııı d Lınnn ı ıiıcrind� ça ı ş m ay a ba�­ ladı. Anı.:ak s a ğ l ı � ı Y-:nid· • hı,, ;q·�tu. l la wk i ı ı g 1970'lerin 22

başları nda bir daha k a l k mamak üzere tekerlek l i sandal yeye mah kum oldu. Ama zi h i n sel erk inl iği gün geçti kçe artıyord u.

1974'de Kral i yeı Derncğ i'ne girişi. on y ı l önce yirmibeş ya­ ş ı n a u laşamayac ağını d üşünen b i r adam için şaş ırtıcı b i r za­ ferdi .

O y ı l l ar hem mesl e k i hem de kişisel aç ıdan Jane ve Stephen için mutlu y ı l lard ı . Sağ l ı ğ ı da a z çok dengel i bir hal almışıı .

Ancak meslektaşları ndan baz ı l arı son bir iki y ı l d ı r onu an­ lamanı n giderek daha zorlaştığı kanı sın d aydı lar . Özel likle onu düzenli ol arak görmeyen bazı ark adaşl arı, son bi rkaç yı lda sağ­ l ı ğ ı n ı n yen iden bozul nıdya başladığı e n d i şe s i n i taşıy orl ard ı .

Hawking ' i n çal ıştığı u ygulama l ı Matematik ve Ku ramsal Fizik Bölümü ' nün kirl i tuğla binası Cambridge ' i n Gotik gö­ rünüşlü duvarları ve kuleleri aras ında kaybol muş, art ık kul­ lanıl mayan bir 19. yüzy ı l fabri kası n ı and ırır . Giriş kapısı S i l ver Street' e bağlı geç ide aç ılır. Hawking ' in iki tarafa da aç ı lan bir kapıdan geçerek binaya girmekte ku l l andığı 7.5 m'lik eğ i m l i y o l binanın arkası ndaki başka b i r geçitted ir. Hawk ing her gün yaklaşık 800 m uzaklıkta West Road ' dak i V i ktorya tarz ı bir bi­ nanın zemin katında bulunan evinden motorlu tekerlekli san­ dalyesiyle buraya gelip gider. Gri , davetkar ol mayan bek leme odasına bakan çalışma odası Gotik tarzındadır. Burada raflar dolusu fizik ders kitapları, bir bilgisayar terminal i , üç güzel ço­ cuğun resimleri ve Hawking ' i n elde etmek için bürokrasiyle bv­ ğuştuğu özel bir sayfa çeviricisi vardır. Ku l lanmasına uygun ama şimdi kullan ı l mayan özel bir telefon bu lunmaktadır. Bi­ limsel makalelerin l i stesi, kolaylıkla görebileceği biçimde du­ varlardaki saydam bantlara as ıl ıdır.

Ha wking ' i ilk karş ıl aşmada anlamak hemen hemen ola­ naksızdır. Onun i nce ve tekdüze sesini birkaç saat yakı ndan dinledikten sonra (konuşma o zaman lar sekreteri olan genç bayan Judy Fella tarafından çevri l i yordu) söylediklerinin ancak :n

yarısını anlayabi ldiğimi gördüm. B azı kelimeler, birkaç yı ldır onunla çalışan Fella için bile anlaşılmazdı. Hawking onl arı he­ celemekte zorlanıyordu . Onu avutmak için, bir Amerikalı ola­ rak onu anlamadaki sorunumun bir kısmının İngiliz ak­ sanından kaynaklandığını söyledim. Çalışırken vücudu ara sıra tekerlekli sandalyesine yıkılıyor, bazen de başı göğsüne düşüyordu . B aşını ve yüzünü hemen hemen hiç kontrol edemiyordu . Bu yüzden gülümsemesi bazen birden yüz buruşturmaya dönüşebiliyordu . Bununla birlikte ça­ lışma odasına ilk girdiğimde, kalın camlı gözlüklerinin ar­ kasından mavi gözlerini kırpıştırarak cin gibi bir gülüşle ben i selamlamıştı .

Yer yer kırlaşmış kahverengi saçları B eatles tarzındadır.

Normal olarak standart bilim adamı giysileri giyer; düşük pan­ talon, çoğunlukla kalın çizgili gömlekle uyuşmayan gösterişli kravat, ekose ya da tüvit spor ceket ve tabanları pek kul­ lanılmamış yumu şak ayakkabı ya da botlar.

Hawking konuşmadan önce dikkatle düşündüğünden ken­ disini y inelemek zorunda kalmaz. Kelimeleri boşa h arc�maz.

B azen konuşmasına herhangi bir nedenle birkaç dakika ara ver­ mek zorunda kalmışsa, konuşmasına tam bıraktığı yerden, cümlenin ortasından başlardı. Fiziksel kısıtlılıklarını öylesine yok sayıyordu ki, bundan etkilenmemem olanaksızdı, bir süre sonra kendimi de aynı şekilde davranır buldum.

B ir gün onunla konuşurken durumunu unutu verip birkaç gün önce Londra' daki maçta dirseğimde oluşan sorun h akkında dikkatsizce konuşmaya başladım. Söylediklerim üzerine hiç yorum yapmadı . Yalnızca tekerlekli sandalyesini odadan çı­ kardı · ve salonda konuştuğumuz kuramsal fizik konusuna dön­ memi bekledi. Çalıştığı günlerin çoğunda Hawking yalnızca düşünür. Za24

manının büyük bölümünü kuramsal fizikteki sorunlara yeni yaklaşımlar gel iştinneye harcar. Çalı şma arkadaşlarından lan Moss bir sabah bana "Stephen tüm fikirleri ortaya atar, bize de onların doğru olup olmadığını kontrol etmek düşer"demişti .

Hawking' in olağanüstü güçlü bir belleği vardır. Nonnal bir insanın cümle içindeki kelimeleri düzenlemesi gibi ma­ tematiksel simgelerle örülmüş sayfalar dolusu karmaşık denk­ lemlerle çalışabilir ve bunları aklında tutabilir. Genel Gö­ recelik kitabını Hawking ' le birlikte yazan Alberta Üniversitesi' nden kuramsal fizikçi Vemer Israell, onun bel­ leğinin başarısını, Mozart ' ın bütün bir senfoniyi aklından bes­ telemesine benzetmektedir. Çalışma arkadaşları , Hawking ' in anımsadıklarıyla sürekli şaşırırlar. Kalifomiya Teknoloj i Enstitüsü ' nü ziyareti sırasında onunla çalışan bir sekreter, bir keresinde, akıldan. kırk sayfalık bir eşitliği dikte ettirirken yaptığı küçük bir yanlışı yirmidört saat sonra anımsadığını söylemektedir.

Hawking' i bir fizik konferansı için arabayla Londra' ya gö­ türen öğrencilerden biri bana, Hawking ' in önceki yıllarda oku­ duğu bir kitaptaki çok küçük bir hatanın sayfa numarasını anımsadığını söylemişti. Öteki fizikçiler de onun aklından dö­ külen karmaşık denklemleri hem seçkin, hem de esin verici bu­ lurlar. Bu bir kuramsal fizikçi için yapılan en büyük övgü ol­ malıdır.

Hawking' in çalışmaları, Atlantik' in her iki yakasından önemli bir grup kuramsal fizikçiyi Cambridge'e çekti . Bunlar çoğu günler öğle yemeğinde ve daha sonra çay saatinde bilgi ve düşüncelerini Hawking' le paylaşmak üzere toplanırlar. Top­ lantının yeri 19. yüzyıldan kalmadır, ama tartışılan konu 2 1 . yüzyıl bilim kurgusudur. Kırmızıya kayma olgusundan , ku­ antum etkilerinden kara deliklere ve zamanın başlangıcındaki özelliklere atlarla.

25

Konuşmalar h ı z l ı d ı r . Sonr a yavaşlar ve biri s i n i n ç izg i çek­ mes iyle noktalan ır. Hawk i n g önemsiz bir mate m at i k sel yan l ı ş yaptığı nda, l i sansüstü öğrenci lerinden biri "Hey, Stephen ya­ ş ı n ı göstermeye başl ad ı " der. Hawking bu toplantıl arı var­ l ığ ı yla ayd ın latır. Bu oturumları, günün en önem l i an larıdır.

B i r keresinde bir öğrenci bana, Stephen i le geçiri len bir çay sa­ at i n i n , başka biriyle geç i ri len bir · sömestrden daha aydı nlatıcı olabi leceğini söylemişt i .

Hawk i ng ' i n şimdiki durumuna ulaşabilmesi olağanüstü bir şey d i r . Gerçekte doktorlar yaşamas ı n ı n bile mucize olduğuna i nanıyor. Hawk ing ' in hastalığına aşina bir Amerikalı doktor, "yaşadığı her gün yeni bir tıbbi rekordur" demektedi r.

B öyle dramati k açıklamalar karşısında Hawking ' in mes­ lektaşları başları n ı sall ı yorlar. Ş i mdi Princeton Ünivesitesi'nde bir fiz ikçi olan eski bir li sansüstü öğrencisi, "Stephen yaln ızca S tephen ' d ir" diyor. "O hastal ığını çok ciddiye almıyor ve böy­ lece biz de almıyoruz."

Hawking ile pek çok konferansta karşılaşan Kaliforn iya Teknoloj i Enstitüsü ' nden bir yerbilimci ve fizikçi olan Gerald Wasserburg onun için "İnsan akl ı n ı n gücünün bilim tarihindeki en çarpıcı örneklerinden biridir" demiştir.

Bununla birlikte, Hawking, birbirine sıkıca bağlı fizikçiler toplu luğunda eleştiri ler de al ır. Princeton ' da en üst düzeydeki kuramc ı l ardan b i ri bana "Onun çal ı ştığı alanda başkaları da çalışı yor. Ama fi zi ksel durumu yüzünden o daha çok dikkat çe­ k iyor" dem i şt i . Öteki fizikçi ler de onu bilimsel konferanslarda aşırı dramat ik ve tart ı şmacı olmakla suç luyorlar.

Değişik mizaç l ı ve k ı skanç meslektaşların ı n bu dav­ ranışl arı na karş ı n Hawk i n g ' in çal ı şmaları yaygın kabul gördü .

1978'de, kuramsal fizikte en yüksek onur olarak düşünülen Al­ hert Einstein ödü lünü ald ı .

1982'de, tek başına Notre Dame, Şikago Ün iversitesi , Prin­ ceton ve New York Üniversiteleri ' nden onur dereceleri ald ı .

Kraliçe Elizabeth o n a "Britanya İmparatorluğunun b i r Önderi" adı n ı verd i . Yay ın araç ları sık sık Hawking ' i bu yarım yüzyılın Einstei n ' a yanıtı olarak nitelendird i . Hawking ise bu tür n i­ telendirmelere, standart sözlerinden biri olan "Okuduğunuz her şeye i nanmay ı n " dey işiyle karşı koy uyordu .

27

Galileo'nun Gözleri

Stephen Hawking 17. yüzyıl astronomu Galileo Galilei' nin çağımızda y aşasaydı 20. yüzyılın en iyi bilim adamı olacağını öne sürmüştü . "O gerçekte fi ziksel ve mecazi anlamda göz­ lerini kullan an ilk bilim adamıdır. Bu anlamda şu anda içinde bulunduğumuz bilim çağından o sorumludur. O gözlerini iyi so­ nuçlara ulaşmak için kullandı. Ne gördüğünü biliyordu ve ona g�re hareket etti . Doğru sonuçları nasıl çıkaracağını biliyordu.

Haklılığından emin olduğu için sonuna kadar direndi." Haw­ king Galileo ' nun ölümünden yaklaşık 340 yıl sonra, günümüz bilim adamlarının, ayn ı davranışı biraz daha fazla gös­ terebileceklerine inanıyor.

"Galileo gibi günümüz bilim adamları da ana akımın dı­ şına, genel kabul gören düşüncelerin· ötesine adım atmaya hazır olmak zorundadır. Bu yolla gel işme sağlanır." Bunları söyledikten sonra birkaç dakika sessizce gülmüş ve şunu ek­ lemişt i ; "Elbette h angi yola adım atacağımızı bilmek zo­ rundayız."

Hawking' e ana düşünce akımının dışındaki kişi lerden her hafta çok sayıda mektup gelir. O bundan çok hoşlan ır. Bir gün Michigan ' dan bir adamın gönderdiği tek bir sayfa üzerine ka­ ralanmış denklemleri gösterdi. "Evrenin gizini bulmuş ola­ bileceğini düşünüyor. Ama bu adam Galileo değil" dedi.

Gal i leo, doğanın en yaygın ama, buna karşın en zayıf kuv29

veti olan kütlesel çek i m i tan ı m l ayan i l k kişi ol arak, Newton ve Einstein gibi Hawk i n g ' in doğrudan entelektüel atasıydı . Ga­ l i leo' dan bu yana sorun, özgün aç ıklamanın düzelti lmes i , ye­ niden tan ımlanması ve uyarlanması olmuştur. Newton , Ga­ l i le o ' y u onarmış ve arıtmış, Einstein ise Newton ' un temel yasal arını tüm evren i kapsayacak şek i lde inceltmiş ve ge­ nişletmiştir . Şimdi Hawking ve öteki kozmologlar, ay nı şeyi Einstei n ' ın genel görelilik kuramı için yapmaya, kütlesel çe­ kimin modern aç ıklamas ın ı gerçek leştirmeye çalışıyorlar.

1905' de, Einstein' in Alman B i l i m dergisi Annalen der Physik ' i n 17 . bölümünde üç makalesi yayınlandığında dü­ şünceleri devri mciydi . Bu makalelerin bilim tarihinin akışını değiştireceğini o günlerde farkedebi l mek zordu. İlk makale is­ tatiksel mekanik, Einstei n ' i n en önemlisi olarak gördüğü ikin­ cisi ise fotoelektrik etki konusundaydı. Üçüncü makale tam bir sürprizdi . Einstein bu makalesinde zamana ve uzaya bakışımızı sonsuza dek değiştirecek ve daha sonra özel görel i l i k kuramı olarak adlandırılacak görüşlerini aç ıklıyordu . B u kuramında Eintstein , uzay ın esir ad ında ge­ çirgen bir maddeden oluştuğu ve zamanın bir nehrin akışı gibi akıp gittiği yolundaki eski düşünceleri eleştiri yordu . Bunlar b i l i m dünyasına yüzlerce yıl egemen olmuş düşüncelerd i .

Einstein zaman v e uzayın, şair v e fel sefecilere değil, ama bilim adaml arına yarayan terimlerle tanımlanması gerektiğini gösterdi. Bu tanımın öğeleri , bilimsel yaran olmayan so­ yutlamalar değil, normal insanların bilinen araç l arla öl­ çebileceği nicelikler olmak zorundaydı. Ne uzay ne de zaman için daha fazlası gerekiyordu . Bu, bir 19. yüzy ı l sonunda açık bir 20. yüzyıl çözümüydü . Önceki iki yüzyılın en iyi düşüncelerini cesaretle bir y ana bırakan Einstein iki önerme ileri sürdü . B i rincisi, kaynağının 30

hareketi nden bağımsız ol arak ışı k daima sabit bir hızla yol alır.

Bu düşünce yeni değ i ldi . O zaman a dek yapılan her ölçüm bun u doğru l amıştı . I şığın saniyede yaklaşık 186.000 mil yol aldığı belirlenmişti ( bugün ku l l anılan kes in değer saniyede 186.282 mildir) . Ama o günün büyük deneycilerinin hiçbiri ön­ lerinde uzanan delillerin i ma ettiğ i sonuç lara inanmaya istekl i değildi .

Einstein' in gördüğünü hiç ki mse görmedi . Işığın hızı, ışı­ ğın kaynağı ya da yönü ne ol ursa ol sun hep aynıdır, hiçbir zaman değişmez. Bu nokta, Einstein'in yazdığı üçüncü ma­ kalede tam şekl ini aldı . Işığın nereden geldiğinin hiçbir önemi yoktur . Başka bir dey i şle, kaynağı bir galaksi ya da y ı ldız gibi çok hızlı hareket ed iyor olsa bile ışığın hızı boş uzayda sa­ bittir.

Bu, o güne dek kabu l olunmuş ç i zgi lere karşı bir kavramdı ve üstelik sağduyuya da aykırı görülüyordu . Makalede bize doğru hareket eden bir y ı ldızdan yay ı l an ışıkla bizden uzak­ laşan bir y ı l d ı zdan gelen ışığın aynı hızda olacağı i leri sü­ rül mektedir.' B u , o günlerde olduğu gibi günümüzde de hala akıl karı ştıran bir düşüncedir. Çünkü, hareket eden bir tren içinde tüfekten atılan bir merminin, yerde hareketsiz duran bir tüfekten atı lan mermiden daha hızlı olacağını (merminin hızına trenin hızı da ekleneceği iç in) kabul etmek mantığa uygundur.

Einstein aynı dü şüncenin ışık için geçerli ol madığını söy­ ledi . Işığın hızı daima sabittir ve sonuç olarak ışık hızı başka herhangi bir şey in hızından farklıdır. B i r mermi, uydu ya da gezegen daima başka bir şey karşısında görece bir hıza sa­ hiptir. Oysa ışık hızı hiçbir şeye göreceli değ i ldir . Mutlak bir sabittir ve daima aynıd ır. . . Öteki önerme, bir gözlemcinin yalnızca göreceli hareketi an­ layabileceğini öne sürüyordu . Buna göre, bir istasyon plat31

formunda duran bir kişiye göre, tren giderken hareket halinde olan trendir, platform değil. Oysa trende bulunan bir kişi, ken­ disinin ve trenin hareketsiz durduğunu, ama platformdaki ki­ şiyle birlikte öteki şeylerin de uçarak geçtiğini düşünebilir.

Tüm hareketlerin göreceli olduğunu söyleyen birinci önerme i le mutlak bir sabit kabul ettiği ışık hızını bunun d ı şında tutan ikinci önerme birbiriyle çelişkili gibi görünüyor. Ancak özel göreceliğin dünyasında bunlar çelişmez. Newton ' un zamanın mutlak olduğu ve bir ırmak gibi, daima geçmişten geleceğe ak­ tığı biçimindeki temel varsayı mını ortadan kaldırmaya h izmet eder.

Einstein ışık hızının sabitliğini ve öteki tüm hareketlerin göreceliğini göstermek için şu düşünce deneylerini kullandı .

B i r istasyon platformunda duran bir kişi, aynı anda çakan biri doğuda uzakta, öteki batıda uzakta iki şimşek parıltısı gör­ düğünde, mantıksal olarak bunların aynı anda oluştuğuna karar verecektir. Ama platformun hemen önünde doğudan batıya yük­ sek h ı zla hareket eden bir trende oturan bir kişi batıdak i şim­ şeğin daha önce çakmış olduğunu düşünecektir.

Einstein ' e göre bunun nedeni trendeki gözlemcinin batıdaki şimşek parıltısına doğru hareket etmesidir. Işık hızı sabit ol­ duğu için batıdaki parıltı gözlemciye doğudaki parıltıdan biraz daha önce ulaşacaktır. Böylece trendeki gözlemci önce birini sonra ötekini görürken , platformdaki kişi iki parıltıyı aynı anda görür. Sonuçta bu iki kişi, gerçekte aynı olan bir olguyu farklı biçimde anlatacaklardır. B aşka bir durumda, doğudaki şimşek az farkla daha önce çakmış olsaydı, bu kez trendeki gözlemci her iki şimşeğin aynı anda çaktığını bildirecekti .

Gözlemcilerin hangisi haksız? Tren y a d a platform gibi re­ ferans noktalarına bağlı olarak her ikisi de haklı . B enzer bir akıl yürütmeyle Einstein, zaman ve uzay ın birbirine bağlı ve 32

gözlemcinin hareketin•� göre eşil derecede değişken olduğunu g österd i . Oldukça ba:.it bi r matematik kull anarak örneğin, is­ tasyon platformunda d·1ran bir kişiye, uçarcasına geçen trenin perce relerinin k ı salmış görüneceği n i kanıtladı . Tren hızlanarak ışık hızına yaklaştıkça pencereleri n boyu da sıfı ra yak­ laşacaktır. Oysa trendeki kişi için pencereler aynı kalacakt ı .

Einstein'in cesu r v e yeni görece l i düny asında ışık hızı dı­ şında hiçbir şey aynı kalmıyordu . B u tür dü şüncelerden bazı tuhaf sonuçlar doğuyordu. Örneğin, platformdak i k i ş i , hızla giden trendeki kişinin saatini görebilseyd i, toprağa bağ l ı tren­ lerin normal hızlarında bile saatin bir mi ktar geri kalmış ol­ duğunu farkedecekti . Doğal olarak saatteki yavaşlama miktarı çok az olacağı için bunu ölçmek olanaksızdı, ama ışı k hı zına yakın daha yüksek hızlarda değişikl ik ler çok büyük olacakt ı .

Einstein, ışık hı zının % 86'sına u laşan bir hızla ( saniyede 160.000 mil) uzaklaşan bir uzaygemisini yeryüzünden gö­ zetleyen bir kişiye, gemide bulunan bir saatin yalnızca yarı hızla ilerl iyor gibi görüneceğini matematiksel olarak kanıtlad ı .

A y n ı anda geminin boyutları önceki büyüklüğünün yarısına i n m i ş ama kütlesi de i k i katına çıkmış gibi görünecekt i . Uzay­ gemisindeki astronota ise değişikl ikler kendi gemisinde değ i l , a m a zaman ın yavaşlamış göründüğü yeryüzünde oluşuyormuş gibi gelecektir.

Einstein, birbirlerine göre hareket hal inde olan nesne ya da insanlar için zamanın farklı ölçü ldüğünü aç ıklayarak mutlak za­ man ı ebediyen yok ett i . ("Ebed iyen" kavramı görecel i l i k ev­ reninde artık anlamsız bir söz haline gelmişti). Einste in daha sonra, ışık hızına yakın bir hızla yol alan gemideki ast:-onotun, yeryüzünde bıraktığı iki kardeşinden daha yavaş yaş­ lanacağını da gösterd i .

1905 ' deki dördüncü v e son makalesinde Einstein, belki d e en 33

cesur atağını yaptı . Uzay ve zamana i l i şkin eski kavram ları or­ tadan kal d ı rmıştı . Aynı şey i şimdi de kütle ve enerj i için ya­ pıyordu . Einstein' den önce kütle ve enerj i ayrı ve bağımsız şeyler olarak görü lüyordu . Sezgi lerimiz bize, Einstein ' den ön­ ceki fizikçi lere olduğu gibi, bir topla onu fırlatmak için gerekli enerj i n i n aynı şey olmadığını söyler. Einstein, özel görecelik önermelerine dayanarak bu ayrımın geçersiz olduğunu buldu . Özel görecelik matematiğini ve fotoelektrik makalesindeki bazı düşünceleri kullanarak Einstein, eğer bir nesne ışık şek­ linde enerj i yayımlarsa kütlesinin, enerj in i n ışık hızının ka­ resine bölümü yani m= E/c2 kadar azalacağı sonucuna vardı.

Buradan tarihteki en ünlü denkleme ulaşmak için yalnızca basit bir cebirsel adım kalmı ştı . E=mc2 denklemi ilk kez 1907 ' de yayımlandı .

Einstein kütle ve enerjinin y alnız e ş i t olmadığını a y n ı za­ manda birbiriyle deği ştirilebilir olduğunu da gösterdi. Bunun o lası sonuçları ürkütücüydü . Maddenin küçük bir parçasının bile uygun koşullar altında binlerce ton TNT (tri­ nitrotoluen)'nin patlama gücüne eşit korkunç bir enerj iye dö­ nüştürü lebileceği anlamına geliyordu .

Kütle ve enerjinin gerçekten birbiriyle değiştirilebilir ol­ duğu , parçacık hızlandırıcılarda binlerce kez gösterilerek ka­ n ı tland ı . Çok büyük atom parçalay ıcıları olan parçacık hız­ landırıcılar gü nümüzde atom çekirdeği n i araştırmak amacıyla kul lanı l maktadır. Fermi Ulusal Hızlandırıcı Laboratuvarı ' nda uzunluğu dört mil civarındaki bir tüp içinde hı zlandırılan pro­ ton kütlelerini, hızları, ışık hızının önemli bir kesrine yak­ l aştığında, binlerce kez arttığı bulunmuştur.

Göreceliğin özel kuramı dışındaki çalı şmalarında Einstein, tekdüze bir hızla hareket eden yani hızlanmayan, ya­ vaşlamayan ya da bir gezegenin yörüngesi gibi bir eğri bo�4

yunca hareket eden gözlemc i ler arasındak i uzay ve zamanın öl­ çülmesini kapsayan yeni yasal arl a i l g i lenmişti . Einstein, hız­ land ı rı l m ı ş hareketin daha karmaşık sorunlarını çözmek zo­ runda olduğunu biliyordu .

Tekdüze olmayan hareketin en büyük sorunlarından biri küt­ lesel çek i m sorunudur . Bu sorun yeryüzü bir nesneyi zemine doğru çekerken nesnenin hızının artmas ında kendini gösterir.

Kütlesel çekimin, ağırlıkları ne olursa olsun tüm cisimler üze­ rinde aynı etkiyi yapıyor gibi görünmesi Newton ve Ga­ l i leo' nun farkına vardığı önemli bir konudur . Pisa Kulesi' nde yaptığı (olasılıkla kendisine mal edi l miş) ünlü deney lerinde Galileo farklı kütledeki nesnelerin eşzaman lı bırakıldıkl arında zemine aynı anda. çarptıklarını göstermişti . Eğer bir gülle, bir tüyden daha önce zemine çarpıyorsa bu ancak havanın di­ renciyle i lgili olabilird i .

Galileo v e Newton, kütlesel çekimi doğadaki tek kuvvet ola­ rak gördüler; yeryüzüne ya da öteki gökcisimlerine özgü bir kuvvet. Einstein ise kütlesel çekimi daha kapsamlı bir olgu ola­ rak gördü .

Einstein, "Yerin çekim etkisinden uzakta bir uzay­ gemisindeki asansörde bulunan bir bilim adamını varsayın" de­ mişti. "Asansörün saniyede 32 feetl ik bir hızla uzaygemisinin yukarısına doğru yükseldiğini düşünü n . Bu değer, kuleden bı­ rakılan bir gülle gibi, herhangi bir nesnenin kütle çekimi ne­ deni y le yere doğru çeki ldiği hıza tam eşit bir değerdir. Ama kütlesel çekimin etkisinden uzakta, uzaygemisi asansöründe bilim adamının vücudu yukarıya doğru hızlanmaya diren irken ayakları hala zemine basar ve elindeki bir taşı bıraktığında taş tıpkı yeryüzünde olduğu gibi hemen zemine düşer."

B il i m adamının vücudunun aşağıya doğru çek ilmesinin, kütlesel çekimden mi, yoksa asansörün yukarıya doğru hız35

!anmasına direnen vücudun ataleti yü zünden mi olduğu söy­ lenemez. Einstein bu nun, kütle çeki minin neden olduğu i v me ile öteki kay nakl arın yarattığı ivme arasında fark ol maması an­ lamına ge ldiğ i n i söy lemiştir . Bu , eşdeğerl ik ilkesi olarak ad­ landırı l ı r; bir kütlesel çekim alanı "göreceli varl ığa" sah iptir.

Gal i leo Pisa Ku lesi ' nden atlayıp da bir de taş bı raksayd ı , o ve taş, her ikisi de serbest düşme yapacaklard ı . Düşüş s ı ­ rasında taş Gali leo'ya duruyor g i b i görünürken, kütlesel çe­ kiminin etkisiyle an be an askıda kalan Gal ileo, birkaç saniye için kendi sini de hareketsiz sanacaktır.

O halde kütlesel çekim nedir? Einstein özel görecelik ku­ ramındaki düşüncelerine yeni lerini ekledi ve bunları özgün bir yolla kütlesel çekimi tanımlamakta kul l andı . Bu tan ı m ı nda Einstein kütlesel çeki min alı ş ı l m ı ş anlamda bir ku vvet ol­ mad ığını aç ıklad ı . Ayrıca eski tip geometriy i (Ökl id), evren i yeni yoru m l ayışında çok sınırlay ı c ı bulduğu için özel görecel i ğe farkl ı bir tür geometri ekled i . ·

B u konuda Einstein'e, y ı l l arca önce İsv içre Lises i ' nde sınıf arkadaşı olan ve önem l i bir sınav ı geç mesine y ard ı m eden eski arkadaşı Marcel Grossman yol gösterdi. Bernhard Riemann adında bir A l man matemat ikçinin Öklid sisteminden fark l ı bir geometri gel i şt i rmiş olduğunu ve bundan yararlanabileceğini söyledi . Einstein gerçekten de gereksinme duyduğu ma­ tematiksel araç ları Riemann'ın eğri uzak geometrisinde bul­ muştu .

Ama bu eğri uzay ve hızlanan asan sörün kütlesel çekimle i l i şkisi neyd i ? Einstein tekrar dü�ünülınesini istiyordu. Uzay­ gemisinde bi l im adamını taşıyan asan sör o kadar hızlandırı l ı r k i , h ı z ı ışık hızına yaklaşmaya başlar. B u durumda, asansörün duvarı ndaki bir delikten giren ışık de meti içerdeki bilim ada­ mına bir yay haliııJc :ı �a�ıya eğil iyor �e kar ş ı du varl arda daha aşağ ıda bir noktaya dü)iiyor görünecektir. ,

36

Bunun nedeni, Ein stein ' in önceki formü llerinde açıkladığı gibi, belirli koşu l l ar altına ışık ve kütlenin eşdeğer olmasıdır.

Işık, enerjisi olduğundan bir kütleye de sahiptir ve kütlesi olan her şey kütlesel çekim kuvvetinin etkisine uğrar. Kütlesel çekim bir ivme biçimidir. Bu yüzden hızlanan asan sörde ışık ve bilim adamı eşit o larak etkilenecek ve her ikisi de asansörün zeminine doğru çeki lecektir. Einstein , benzer biçimde bir ı şık demeti eğer gezegen gibi ağır bir c ismin yanından geçerse, kütle çekiminin ışık yolunu gezegene doğru bükeceğini söy­ lemi ştir.

Einstein bu kavranılan on matematiksel formül ya da alan denkleminde bir araya getirdi ve genel görecel ik kuramı olarak 1916 'da yayımlad ı . B u , özel görecel i k kavramından daha da devrimci bir kuramdı . Çünkü herhangi bir kuramsal geçmişi bulunmuyordu .

Genel göreceli k kuramının en önemli yanı, kütlesel çekim kavramının, bir kuvvet kavramı ol maktan çıkan lmasıydı . Eins­ tein, gerçekte kütlesel ç ekim ku vveti diye bir şey olmadığını söyledi. Kütlesel çeki m o larak düşündüğümüz kuvvetin yerine evrenin geometrisi (Riemann ' ın geliştirdiği eğri geometri) so­ rumluydu artık. Einstein eğri uzayı, bir uzay-zaman sürekli liği olarak adlandırdı .

Uzay-zaman sürekl iliği bir ölçüde trampoline benziyordu .

Trompolin (üzerinde akrobasi hareketleri yapı l an gergin bez ya da ağ) üzerine bir gülle koyarsan ız sonuçta büyük bir çukur olu­ şur. Bir portakal i se daha küçük bir çukur yaratacak ve daha derin çukura doğru yuvarlanma eğiliminde olacaktır. Yı ldızlar ve gezegenler de uzayda, topların trampol in üzerinde gösterd iği etkiyi yaratır. Gökci s imleri gerçekte çevrelerinde çukurlar oluş­ tu rarak uzayın geometrisini değişti ri rler . Bu çukurlu eğri uzay­ da, büyük nesneler tıpkı trampolin üzerindeki gülle örneğinde ol duğu gibi daha az kütlel i nesneleri kendilerine doğru çekme eğil i mi gösterir .

37

Gene l görecelik, o günkü geleneksel düşüncenin çok öte­ sinde hareket ediyordu. Bütünüyle yeni bir fizikti, evrene ba­ kışı tümüyle farkl ıydı ve bazı karşıt düşünceler vard ı .

Einstein, i k i doğal olayın, eğri uzayın gerçekliğini ka­ nıtlayacağından emind i . Bunlardan birincisi Merkür'ün yö­ rüngesiyle ilgiliydi. Merkür'ün izlediği yörünge, Newton fı­ ziğince tanımlanmış olan eliptik yörüngeye uymuyor ve çizdiği elipsin ekseni yüzyılda 43 saniyelik bir ötelenme gösteriyordu.

Küçük ama 19. yüzyıl teknoloj is i y le ölçülebilen bu farkı hiç kimse açıklayamad ı . Einstein ' in alan denklemleri Merkür'ün yörüngesi için uygulandığında, kesinlikle 43 saniyelik bir fark öngördü .

Kuramın öteki doğal olay l a denenmesi daha zordu . Eins­ tein ' in denklemleri, uzak bir y ı ldızdan gelen ışığın, tıpkı uzay­ gemisi asansöründeki ışık demeti gibi, güneş çevres indeki küt­ lesel çekim alanının etki siyle bir miktar eğileceğini gösteriyordu . Bu denklemlere göre sapmanın tam olarak 1,75 sa­ niyelik bir yay olması gerekiyordu . B u düşüncenin de­ nenebi lmesine uygun tek zaman güneşin tam tutul ması anıydı . Çünkü aksi durumda güneşle aynı h izada bulunan bir y ı ldızdan gelen ışığın görül eb i l mesi güneş ışınl arınca enge l l enecekti .

Tam güneş tutulması, genel göreceliğin yayımlanmasından yaklaşık üç y ı l sonra, 29 Mayıs 191 9 ' da güney y arımküresinde oluşacaktı . Kraliyet Derneği , Afrika' n ın batı kıyı ları açığında bir ada olan Principe' e bir araştırma ekibi gönderd i . Tutulma gerçekleştiğinde, İng i l i z fizikçi Arthur Eddington yı ldız ışı­ ğında Einstein ' in hesaplarında öngörü lene yakın sapmalar buldu . Bu doğrulama Berl i n ' e bildirildiğinde, Einstein sonucun böyle geleceğinden asla kuşku duymamış olduğunu söyled i .

Eğer ölçümler genel göreceliği doğrul amamış olsaydı n e dü­ şüneceği sorulduğunda ise "O zaman Tanrıya acıyacaktım" diye yanıtlad ı .

38

B u gözlemler, genel görecel iğin kanıtlanmasının ilk ör­ nekleriydi . Evrenin hemen tümüy le genel görecel iğin ön­ gördüğü biçimde davrandığının çok sayıda deneyle doğ­ rulanmasıyla modem kozmoloj i doğmuş oldu . İnsanın evrene bakışı y l a ilgi l i yeni kavramsal çalışmalar hemen daima eski düşüncelerin başarısızlıklarla karşılaşmaya başl adığı bir dönemi izler . Şeylerin eski planlarına uy mayan yeni gerçekler bulunur ve eski tasarımlar çökmeye başlar .

Einstein sahnede göründüğünde bilim kavramsal bir altüst oluşa hazırdı. Newton ' cu sistemde yeterince çatlak vardı ve bu durum nesnelere çok farklı bir bakış için gereksinim du­ yul masına neden oluyordu . Günümüzde, 20. yüzy ı l fiziğinin bütünsel y apısında, yeni kavramsal bakışlara yol açacak mik­ tarda çatlağın olup olmadığı kesin değildir.

Hawking, tümüyle ve kabul edilebilir biçimde genel gö­ recelikle tanıml anan bir evrende doğdu ve onun dogmalarıyla yeti şen ikinci kuşak bilim adamları arasında yer aldı . 20. yüz­ yılda gelişme o denl i h ızlıdır ki, Einstein daha şimdiden aziz­ lik mertebesinden i n miştir. Einstein' in evren görüşü çökmeye başlamış mıdır? Yeni bir b i l i m çağının eşif,inde olduğumuz söylenebilir mi ? Hawking bu soruları tam o:arak yanıtlamaz; "Oluşuncaya dek kimse bir şey söyleyeme'.� . Keşfedilmemiş bir şeyin güzell iklerinden biri , keşfedilmemi;: olmasıdır".

39

Einstein Bağlantısı

Einstein, çeşitli fırsatlarda "Tanrı evren le zar atmaz" demi ş ya da yazmıştı . Bu onun, 1920'1er ve l930' 1arda atomaltı par­ çacıkların davran ışını aç ıklamak amacıyla gel i ştirilen bir ma­ tematiksel si stem olan kuantum mekan iğine duyduğu öfkenin dile getiri l i şidir . Onlarca yıl sonra Stephen Hawking "Tanrı zarla oynamaz ama bazen onları göıii lemeyecekleri yerlere fır­ latır" yanıtını verdi . Bu Einstein' in sözü kadar özlü değildi ama y i ne de Hawk i ng ' i n görüşünü belirtmesi bakımından önem ta­ şıyordu ; zaman ve bilgi Einstein'e en azından yetişmişti artık: Hawking ' i n çalı şma odasında, Einstein ' in fotoğraf ve pos­ terlerinden olu şan küçük bir koleksiyon vardır. Zaman zaman eskileri yenileriyle değiştiri l ir. Hawking, Einstein ' in çok üstün bir fizikçi olduğu düşüncesindedir.

Genel görecel iğin deneysel olarak doğrulanmasından sonra Einstein dünya çapında çok yaygın bir üne kavuştu . Krallar ta­ rafından kabu l edildi . Gazete ve dergi ler, görüşme için kapısını aşındırdı. Popüler türde kitapl ar genel göreceliğin gizlerini aç ıklamaya çalıştı . Ama göreceliğe karşı çıkanlar da vardır.

Bazı ları, matematiksel hiyerog lifler kul l anan yalnız bir adamın tüm evreni yeniden tanımlamasına inanmay ı kabul etmedi ler.

*

Görül meyen zarl ar nitelemes i , zarl arın b i r kara delik i ç i nde bulunma ola­ s ı l ı ğ ı n a yönel i ktir.

41

Övgü ve tartı şmalara karşın Ein stein çal ı ş malarında yavaş yavaş i lerledi . Genel görecelik gibi devri mci bir başarıyı yi­ nelemek belki olanaksızd ı , ama hiç ol mazsa onu gen işletmek istiyordu . Uzay-zaman geometrisini tanımlayan denklemlerinin, tüm uzay -zaman geometrisi için ve evrenin başlangıcından so­ nuna dek geçerl i olacağına emindi. 19 1 7 ' de bir makale ya­ yımladı ve özellikle bu makaley le, evrenin köken ini, tarihini ve biçimini araştıran modem kozmoloj inin temel ini attı .

Bu olağanüstü b i r çal ışmayd ı . İlkinin yapımından 4 0 yıl önce Lazer i lkes ini ortaya koymuştu . Bu başlı başına baş­ döndürücü bir başarıdır. Ama daha önemlisi, evrendeki büyük madde parçalarının uzun süreler içindeki davranışlarının genel görecel i k denklemleriyle nasıl tanımlandığının açıklanmasıydı .

Einstein, doğrudan güçlüklere doğru koşuyordu .

Sorun, denklemlerinin en iyi ve en basit yorumunun kararsız bir evrene, büyük bir olasılıkla da gen işleyen bir evrene işaret ediyor olmasından kaynaklanıyordu . Hollandalı astronom Wil­ lem de S i tter' in o günlerde çözüme kavuşturduğu denklemler, evrenin durağan olmadığını, geni şlediğini ya da daraldığını ama hareketsiz olmadığını gösteriyordu . Einstein buna direndi.

O denklemlerinin çoğu astronomun tanımlamasında olduğu gibi gökyüzünü, kararlı ve değişken olmayan, her yönde aynı (izot­ ropik) ve her yerde aynı (homojen) olarak göstermesini is­ tiyordu .

Einstein alışılmamı ş bir çıkış yolu buldu . Genel göreceliği bu evren modeline uydurmak amacıyla denklemlerini de­ ğiştird i . Kozmoloj i sabiti olarak adlandırdığı bir sabiti denk­ lemlerine ekledi ve bu yeni durumu "hafif bir değişikl ik" ola­ rak sundu .

Ama genel görecelik kendi içinde o denli eksiksiz bir ku­ ramdı ki, böyle bir sabite gereksinim duymuyordu . "Delta te42

ri mleri" olarak adlandırılan bu teri mler gerçekte gereks izdi ve yen i bir sorun yaratmıştı . Einstein bunun farkındaydı ve 19 l 7'de yayımladığı makalesinin son cümlesinde şu nları söy­ lüyordu ; "Delta teri mi, y aln ı zca y ı ldızların düşük h ızları yü­ zünden gerek duyul an maddenin dengeli gibi görünen da­ ğı lımını olan aklı kılmak için zorunludur." . 1 922'de bir Rus matematikçi, Alexander Friedman , Eins­ tein' in denklemlerini hem kozmoloji sabitini kul lanarak hem de kul lanmadan çözdü . Kozmoloji sabitini kullanarak elde ettiği çözüm, Einstein ' in çözümü gibi her zaman aynı kalan durağan bir evren sonucunu verdi. Friedman ' ın delta terimlerini dışarda bırakarak gerçekleştirdiği daha cüretkar ikinci çözüm, onu ge­ nişleyen bir evrenin ilk model ine götürdü . Gerçekte iki farklı genişleyen evren modeli vardı ve hangisinin doğru olduğunun belirlenmesi gerekiyordu . Çünkü evrenin akıbeti hakkında her biri farkl ı bir görüş getiriyordu .

Genişleyen evren üzerine Friedman ' ın geliştirdiği bu iki model gerçekte günümüz kozmoloj isinin temelini oluşturur.

Madde yoğunluğunun belli bir kritik değerin altında olduğu bi­ rinci modelde evren sonsuzdur ve hep genişleyecektir. Modem kozmologların çoğunun benimsediği ikinci modelde yoğunluk kritik düzeyin üstündedir ve bunun sonucu olarak evrenin ge­ nişlemesi bir gün son bulacaktır. Bu modelde evren sonlu ama sınırsızdır. Yani düz bir hat izlersen iz onunda başladığınız yere dönersiniz.

Bu, yumurtaların sıcak bir tavada kızaracağı düşüncesi gibi doğallıkla kabul edeceğimiz, ama gerçekte biraz tuhaf bir kav­ ramdır. Hawking kendi üzerine geri eğrilmiş böyle bir evrenin, kendi çevresinde eğrilen dev bir kara deliğe benzediğini dü­ şünüyor. En azından matematiksel tanımlamalarının benzer olduğunu söylüyor. ·

43

Hawking " B u evren mode l i ne bakmaktan hoşlanacağ ı n ı z bir başka yol, onu kocaman, gen i ş leyen bir balon ol arak dü­ şü nmen izdir" der . * Üzeri ndeki noktalar galaksi leri gösteri r.

1 922' de Einstein, Friedman ' ın çalı şması üzerine bir ma­ temat iksel eleştiri yayımlad ı . Ama çok geçmeden geri çekildi ve yaklaşık 1 O y ı l bu konudan söz etmed i .

Aşağı yukarı aynı dönemlerde A B D ' n i n batı sında birbiri ardı sıra kurulan ve ölçekleri giderek büyüyen teleskoplar, Fri­ edman ' ın dah a önce hesaplarında öngördüğü gökleri gözlemeye başlamıştı . 1 908' de Kal iforn i y a ' da W i l son Dağ ı ' nda 60 inç l i k b i r yansıtıcı v e 1 9 1 7 ' d e d e aynı gözlemevinde 1 00 inçlik b i r te­ leskop kuruldu . Eski bir amatör boks şampiyonu olan Edwin Hubble, 1 9 1 9 ' da W i l son Dağ ı ' nda çalışmaya başladı ve 1 923 'de bizim galaksimiz S amanyolu ile en yakın komşumuz Andromeda galaksisi arasındaki uzaklığın ilk hesap l arını yapt ı .

Hubble, Andromeda' nın S amanyolu i le yaklaşık ay nı bü­ yüklükte olduğunu gösterd i . Bu, evrenin öteki kısımların ın da bizimkiyle aynı olduğu yolundaki ilk işaretti. l 920' l i y ı l larda Hubble uzak galaksilerin uzayda eşit olarak dağıldığını bu ldu ve daha da önemlisi, bunların tümünün bir av tüfeğinden atılan saç maların saçılması gibi birbirlerinden öteye kopup ay­ rı ldıklarını doğru l ad ı .

Hubble, 1 929 ' da elindeki veri lerin, galaksilerin Sa­ manyolu ' ndan uzaklıklarıyla doğru orantı l ı olan bir hızla uzak­ laştıklarını gösterdiğini bildirdi . Bu, evrenin gen i ş lemekte ol­ duğunun ilk doğrudan kanıtıyd ı . Hubble yasası olarak tan ınan bu yasa çoğu fizikçiyi, Friedman ' ın Einstein yorumunun, Eins­ tein ' ı n Einstein yorumundan daha doğru olduğuna inandırdı.

Einstein, kozmol oj i sabitinin bilimsel kariyerindeki en kötü yan l ı ş olduğunu aç ıkladı .

•

B a l o n pat l a d ı ğ ı nda noktalar b i rbi rleri nden uzak l aşarak hareket eder.

44

Hubble ' in gözlemlerinden önce Freidman ' ın hesapları ku­ ramc ı l ara oyuncak ol maktan öte bir işe yaramıyordu . Ama Hubble yasası ile birleşince, günümüzde kozmoloji ilkesi ola­ rak bil inen temel ortaya çıkmış oldu . Bu ilkenin temeli, evren in kabaca tüm yönlerde ayn ı olduğunu öngörür. Evren, neresinde bu lunduğuna bağlı ol maksızın her gözlemci için hemen hemen aynı görünecektir. 1 930' 1 ardan beri yapılan her gözlem ger­ çekte evren in gen işlediğini doğruladı ama kozmoloj i i lkesinin geçerl i olup olmadığı astronomik verilerle kesin olarak des­ teklenmedi.

Bu sorun üzerine konuştuğumuzda Hawking bana "Gerçekte evrenin her noktada aynı olduğunun garantisi yok. B irisi so­ nunda bizi evrenin farkl ı kollara sah ip olduğu bir görüntüye gö­ türebilir. Evrenin, geri kalan bölümlerini görmemize izin ver­ mediği bir kolunda bulunuyor olabil iriz. Gerçekte evrenin çok farklı biçimlere sah ip olma olasılığı sıfır değildir" demişti.

Friedman ' ın yorumu ve Hubble ' ın gözlemleriyle birleşen genel görecelik, tam doğruluk aranmadığı sürece, ilk kez ev­ renin bütün bir görüntüsünü sağlad ı . Ancak kozmologların gö­ rüntünün gerçekte ne kadar geni ş kapsamlı olduğunu kav­ ramaları, ony ıllarca sonra, Hawking ve Roger Penrose ' un sahneye çıkmalarıyla oldu .

"Friedman çözümlerinin o dönemde çok ciddiye alınmayan özelliklerinden biri, bu çözümlerin geçmişte evrende bir tekil çağ (devir) olduğunu ve evrenin tüm maddesinin bir tek nok­ tada yoğunlaştığ ı n ı göstermesiydi" demişti Hawking. " B u nokta ' tekillik' olarak bi linir. Çoğu kimse gerçek evrendeki ko­ şul l arın o devirde o denli uç değerlerde olamayacağı dü­ şüncesindedir."

Hawking bana, kendisinin ve Penrose ' un evren in baş­ langıcının görecel ik açısından yoru mu sorununa ak ı l ları nı tak-

45

tıkları nda, Friedman modelinin ilk yüz sani yeden sonra neler olduğunun oldukça iyi bir görüntüsünü verdiğini gördüklerini söy lemiş ve sonra da "Doğal olarak ilk yüz san iyede neler ol­ duğunu bu lmaya daha çok i stekl iydik" demi şti .

Friedman modelleriyle olan sorun , gerçek evren in dü­ zensizlikler içermesinden kaynaklanıyordu . Bu sorun modeller kadar yeniydi . "Zamanda geriye gidildiğinde bu düzensizlikler büyüyebilir, tek tek parçacıkların birbirlerine çarpmadan yak­ laşmalarına ve bir çeşit sıçrama yapmalarına neden olabilir" demişti Hawking. "Bu durumda büzülme süresince noktalar birbiriyle buluşamayacak ve evren gerçekte h içbir zaman te­ killiğe ulaşamadan yeniden geni şleyecekt i . " "Sonuç olarak h i ç kimse Friedman modelini, evrenin ya­ radılışında neler olduğunun bir yorumu olarak çok c iddiye al­ madı. Gerçekte pek çok i nsan bir başlangıcın olmadığını dü­ şünüyor . B iz bunların hatal ı olduğunu kanıtladık."

Fizikçiler Friedman ' ın genişleyen � vren modelini kuramsal bir büzülmeyle geriye doğru götürerek (bir başka deyişle zaman geri giderek) evrenin ilk anında neler olduğunu araş­ tırıyorlardı. Daha doğrusu, Friedman modelinin öngördüğü gibi, evren in tüm maddesinin bir tek noktada yoğunlaştığını ve bu noktanın evrenimizi, uzayı ve zamanı y aratan bir Büyük Pat­ lama geçirdiğini kan ıtlamak istiyorlardı. Hawking ve çalışma arkadaşı Roger Penrose bunu başarmak üzereydiler.

Genç bir matematikçi ve kuramsal fizikç i olan Penrose o za­ manlar Londra Üniversitesi Birkbeck College ' deydi . Daha o günlerde bile dünyanın önde gel e n matematikçilerinden biri sa­ yılıyordu . Geometrik ve matematik bulmaca ve bilmecelerin us­ tasıydı . Hol landalı grafik sanatçısı M . C . Escher' in çizdiği pek çok grafiğin esin kaynağı oldu. Penrose' un bilime olan ilgisi rastlantı sonucu doğmam ıştı . B abası tanınmış bir ma46

tematikçiyd i ve matematiksel bu lmacalar keşfetmişti . Erkek kardeşlerinden biri on kez İngiltere Satranç Şampiyonu ol­ muştu . Amcası önde gelen bir gerçeküstücü ressamdı . Pablo Pi ­ casso ' nun arkadaşı ve biyografi yazarıydı .

"Birlikte çalı ştığımız ilk büyük konu, zaman ın bir baş­ langıcının ya da sonunun olup olmadığı üzerineydi" demişti Hawking. " 1 962 ' de sorun üzerinde çalı şmaya başladığımda genel düşünce, zamanın bir başlangıcının olmadığı yö­ nündeydi ."

Büyük Patlama kuramcılarının, en mantıklı biçimde, göz­ lenebilir model olarak bakabilecekleri yer sönen yıldızlar ol­ gusuydu . Ağırl ıklarıyla kendi üstlerine çöken bu yıldızlar so­ nunda fizikçileri, özünde "tekillik" sorununun bulunduğu kara deliğe götürebilecekti. Daha önemlisi sönen yıldızların, ge­ nişleyen evrenin bazı ayırıcı nitel ikleri ne -tersine dönmü ş ola­ rak- sahip olmalarıydı .

B i r y ı ldızın tarihi, büyüklüğüne bağlı olmaksızın (güneş gibi orta büyüklükte ya da çapı dünyanın yörüngesi kadar o lan Antares gibi büyük bir yıldız olabilir) temelde ısı ve rad­ yasyonunun (yıldızın atomları içinde yer alan etkileşimin ürünü) dışa doğru etkili kuvveti ile kütlesel çekimin içe doğru güçlü kuvveti arasındaki bir halat çekme oyunu gibidir. Eğer yıldız yeterince ağırsa, evrendeki öteki üç kuvvetten (güçlü nükleer kuvvet, zayıf nükleer kuvvet ve elektromanyetizm) hiç­ biri y ı ldızın kendi maddesi üzerindeki kütlesel çekimine karşı koyamayacak ve yıldız kendi üstüne çökmeye başlayacaktır. Çöken y ı ldız, tüm maddesini içeren son derece küçük ve sonsuz yoğunlukta bir tek noktaya sıkışır. Böyle bir çökmen in sonsuza dek sürmesini önleyen şey nedir? Durmaksızın Çöken yı ldızı tasarımlayan fizikçi ler, y ı ldızın "tekillik" olarak ad­ landırdıkları noktaya ulaşması hal inde neler olacağını be47

l i rlemekte yetersiz kalıyorlard ı . Yolun sonu olan tekillik, uzay ve zaman ın basi tçe yok olduğu yerdir . Hawk i ng bana "Te­ k i l l i kte normal uzay ve zaman kavramları artık geçerl iğini yi­ ti rir" demi şti . "Ay n ı şey denk lemler için de söz konusudur." Çoğu kuramcı teki l l iklerin matemati ksel soyutlamalardan başka bir şey ol mayacağ ı na inan m ı ştı . Pen rose ' u n matematik dehasıy la, sonuna kadar çöken bir y ı ldızın basit bir kuramsal oyuncak ol madığı ve çöken y ı ldızların fiziksel bir gerçek ola­ rak tek i l l iğe ulaşacağı gösterildi. Penrose ayrıca uzay ve za­ man ı n yalnızca mecaz olarak değil fiziksel olarak da sonunun gelebileceğin i gösterdi.

1 965 ' de, bu tek i l l i k kanıtı n ı n çekic iliğine kap ı l an Hawking Pen rose ile birlikte çal ışmaya başlad ı . Sonraki üç y ı l içinde uzay zaman ve tekilliğin yapısı hakkında birkaç anahtar kuram gel iştirdi ler ve evre n i n bir tekill ikle başlad ı ğ ı n ı gösterdi ler.

Evrenin, çöken bir y ı l.dızın son andaki durumuna benzer şe­ ki lde sonsuz yoğunlukta bir teki llik hali nde başladığını gös­ termek kolay bir şey deği ldi. "Elbette, o tüm denklemlerimizin artı k işlemediği bir n oktaydı" demektedir, Hawking. "Einstein denklem lerine çözümler getiri lmişti ama çoğu kimse bunların gerçeğe uymad ı ğ ı n ı düşünüyordu. Çünkü bu denklemler çok tekdüze ve izotropik bir evren tanımı veriyordu."

"Sorun üzerinde çalı şan çoğu kimse, gerçeğe yaklaşmak için büyük bir ölçekte say ı s ı z düzensizlikler içeren karmaşı k bir çözüm gerektiğine inanıyordu" demişti Hawking gülerek.

"Hiç ki mse gerçeğin olabildiğince basit olabileceğine inanmak istemiyordu ."

Eğer evrenin gen işleme süreci kuramsal bir büzülme şek­ l inde geriye döndürülürse, karşı laşılan sorunl ardan biri, dü­ zensiz ve gel işigüzel hareket eden parçacıkların birbirleriyle bu luşamama olas ı l ı klarıydı . Bu, 1 96 3 ' de bir grup Rus ku48

ramc ının düşüncesiydi . Bu kuramc ılar, Büyük Patlama sı­ rasında parçacıkları n birbirine çarpmalarını önleyecek biçimde birbirini izleyen büzü lme ve genişleme evrelerini öngören bir kuram geliştirmişlerd i .

Hawking güldü v e "Araştı rmamın i l k büyük bölümü onlann yanl ı şın ı göstermekti" ded i . 1 965 ve 1 968 arasında Hawking ve Penrose bu sorun üzerinde çal ı ştılar. Hawking düşüncelerini bana şöyle açıkladı ; " B i z yeni bir matematiksel tekn ik ge­ liştirmiştik . B u , gerçekte uzay-zaman içindeki noktalann bir­ birleriyle ancak nedensel ilişkiler içinde olabileceğini gösteren bir analizdi. Bu olgu zaten genel görecelik içinde, hiçbir sinyal ışıktan daha hızlı hareket edemez önermesiyle ifade ediliyordu .

Bu nedenle iki olay, ışık hızıyla ya da daha az bir hızla bir­ leşmedikçe ve birbirine etki yapmadıkça, bağımsız iki olay ola­ rak kalacaktı r" . B unun anl amı, Hawking ve Penrose ' un, baş­ kaların ın yapmaya çalıştıklannın tersine, Büyük Patlama anında tek tek parçacıkl ara ne olduğunu açıklama gereğini duy­ mamalanydı . "Gerçekte biz, başlangıçta bir teki l l iğin olması gerektiğini kanıtlayan büyük ölçekl i özellikleri kul­ lanabileceğimizi bulduk. B u daha basit bir yrJdaşımdı ve za­ manın bir başla'. ıgıca sah ip olduğu anlamına gt liyordu ."

Hawking ve Penrose, evrenin başl angıcmda bir tekilliğin yalnızca olabıleceğini değil, ama gerçekte b ınun zorunlu ol­ duğunu kanıtl amaya uğraştılar.

"Yaptığımız şey, genel göreceliğin en basit çözümünün doğru çözüm olduğunu. göstermekti" demişti Hawking. "Ger­ çekte, evrenin tüm karmaşıklığını veren genel göreceliğin doğru çözümünün aynı zamanda en basit çözüm olması her yö­ nüyle olağanüstüdür."

Einstein ' in genel göreceliğinin Freidman 'cı yorumu, tüm ev­ re nin ilk görüntüsünü vermişti . Hawking ve Penrose, onun bu kaba tasan sına, en azından bir fiziksel tekilliğin varlığını ge­ re ktiren baş lang ıcın göreceli bir yorumunu ekledi ler.

49

Kesinl ikle gerçek ve fi ziksel olmasına karşın Hawking ve Penrose 'un hesaplamalarla açığa çıkardığı bu tekillik, normal fizi ksel davran ışların geçerli olmadığı uzay-zamanda yer alan matematiksel bir olgudur. Hesaplamaları , gerçek fiziksel özel­ liklere sahip göreceli bir evren için böyle bir tekilliğin zorunlu olduğunu gösterdi. Anlatılmak istenen açıktı ; başlangıçta bir B üyük Patlama ya da çok benzeri bir şey bulmaksızın genel gö­ receliği kullanarak evrene bakamazsınız. Büyük Patlama'nın kuramsal analizi, Freidman ' ın matematiğini genel göreceliğe uygulamasından sonra kozmoloj ide atılmış en büyük adım­ lardan biridir.

Aşağı yukarı aynı dönemde - 1 960' lı y ıllarda- astronomik keşifler Freidman ' ın kuramsal çalışmalarını doğrulad ı . Hubb­ le' den sonra bunların en önemlisi, zemin radyasyonunun ev­ renin her yerinde eşit olarak dağıldığının bulunmas ıdır. Bu gerçek 1 964' de Amold Penzias ve Robert Wilson tarafından farkına varı lmadan bulunmuştu . Hawking "Bu doğru bir şe­ ki lde Büyük Patlama' nın bir kalıntısı olarak yorumlandı" dedi.

"Bu olgu, George Gamow ve çalışma arkadaşları tarafından daha 1 94 8 ' de öngörülmüştü ama o dönemde kısmen Freidman modelinin sorunları yüzünden kimse öngörüyü çok ciddiye al­ m am ı ş t ı . " Diğer çok önemli bulgu, helyum elementinin evrendeki tüm madde kütlesinin % 25 ' ini oluşturduğunun bulunmasıydı . Ge­ riye kalan % 75 çoğunlukla h idrojenden oluşuyordu .

"Gamow'un hesaplan ve daha sonraki arındırmalar, tekillikten y aklaşık yüz saniye sonra, daha önce yaratılmış tüm proton ve nötronların dörtte birinin az miktardaki dötoryumla birlikte hel­ yuma dönüşmüş olması gerektiğini öngörüyordu. Evrende bu kadar çok helyumun bulunmasını, Gamow' un gösterdiğinden başka bir yolla açıklamak çok zordu . Bu nedenle bu bulgu da kuramcılar açısından evrenin yoğun fazından arta kalan zemin radyasyonunun keşfi kadar doyurucuydu ."

50

Bu keşifler, evrenin kökeninde şiddetli sıcak bir patlama ol­ gösteren kuramcıların çal ışmalarını doğruladı . Böy­ ğunu du kuramcıların yalnızca kurgu değil, daha fazlasını da ya­ lece pac ak kapasitede olduklarını, evrenin tarihi ve doğumu hakk ında geçerl i sonuçlara ulaşabileceklerini ortaya çıkardılar.

Ve Hawking ile Penrose tüm bu gözlemleri bir araya getirerek Büyük Patlama' nın nasıl yalnızca olgusal ve kuramsal olarak ol anaklı değil ama aynı zamanda zorunlu olduğunu açıkladılar. Şaşırtıcıdır ki, kozmoloj ik sabitin büyük yanlışlığına kar­ şın Einstein y ı llar önce benzer bir sonuca ulaşmıştı . Fre­ idman ' ın dolaylı y ardımlarıyla o çok kötü delta sabitlerini bı­ raktığında, genel göreceliğin evrenin tarihi boyunca en az bir teki llik gerektirdiğini buldu . Ama bu tekilliği, denklemlerde ku­ ramın geçerli olmadığı bir nokta olarak kabul etmedi.

Büyük Patlama' nın en yaygın kabul gören açıklamasına göre, evrendeki tüm madde, 1 0- 1 5 milyar yıl önce, bir ateştopu · hal inde aşırı s ıcak l ı kta sıkıştırılmış bir gazdan oluşuyordu .

Evrenin en erken dönemleri üzerine konuşurken Hawking "Büyük Patlama hakkındaki en büyük yanılgı, uzay boş­ luğunda bir yerde bir madde topağı halinde başladığının dü­ şünülmesidir" dedi ve şunları ekled i ; "Büyük Patlama sı­ rasında y aratılan yalnızca madde değildir. Uzay ve zaman da yaratılmıştır. Bu nedenle zamanın ve uzayın da başlangıçları vardır".

Hawking ' e zamanın Büyük Patlama ile başladığına ger­ çekten inanıp inanmadığını sordum. "Evrenin en erken dö­ nemlerine geri gittiğimizde alışılmış zaman kavramı be­ lirsizleşir. Zamanın sınırsız olarak geriye götürülmesi düşüncesine sahip olamazsınız. Büyük Patlama'ya yakın bir n oktada, zamanı tanımlamanın kolayca anlaşılan bir yolu yok­ tur. Bu anlamda zaman ın bir başlangıcı vardır."

51

Evrenin başlangıc ındaki teki lliğin varlığını kan ıtlamak için genel görece lik fiziği kullan ı ldı . Hawking "Bu yaklaşımda sorun, başlang ıçtaki tekilliği öngörmesi neden iyle kul lan ılan genel göreceliğin tamamen klasik bir kuram olmasıdır" dedi. "Çünkü genel görecelikte Büyük Patlama' da yaratılan atomaltı parçacı kları n kuantum davran ı şları n ı göz önünde tutacak hiç­ bir şey yoktur."

Atomal tı parçacıkların hareketi ve kütlesi kuantum me­ kaniğiyle tanımlanır. 1 920' - I 930' 1 arda geliştirilen ve ma­ tematiksel bir sistem olan kuantum mekaniği, genel göreceliğe tamamen yabancıdır. Atomaltı düzeyde oluşan etkileşimleri ta­ nımlayan bu sistemin özünde, ilk kez 1 927 ' de Alman fizikçi Wemer Heisenberger tarafından açıklanan belirsizlik ilkesi yatar.

Belirsizlik ilkesi, bir elektronun konumu ve momenti gibi bazı nicelik çiftlerinin aynı anda ölçülemeyeceğini öngörür.

Bunun an lam ı , elektronun, klasik fiziğin tanımladığı gibi nes­ nel, mutlak ve belirlenebilir bir madde parçası değil, ama çe­ kirdeğin etrafında yayılan bir tür nesnel varlık olmasıdır.

Belirsizlik ilkesi , atomi k ve nükleer parçacıkların belirsiz ve gelişigüzel dağıldığını matematiksel olarak açıklayarak ku­ antum mekaniğini tüm öteki fiziklerden ayırır. Belirsizlik il­ kesine göre, herhangi bir parçacığın herhangi bir andaki yeri ancak bir olasılıklar ve istatistikler si stemi kullan ı larak ta­ nımlanabilir.

Kuantum mekaniğini Einstein ' ın kabul edememesi, onun bu öngörülemezci özelliğinden ileri gelir. Einstein evreni, düzenli ve öngörülebi lir bir yer olarak görmekte direndi . Genel gö­ recelik bu görüşün mükemmel bir yansımasıydı . Einstein ' a göre kuantum sistemi, genel görecelikle aynı evrende bu­ lunabi lmesi için gerekli felsefi ve matematiksel donanı mlardan 52

yoksu ndu . Oysa günümüzde fi zikçi ler kuantum si stemine genel görecel iği eşdeğer bir önem veri yorlar. Kuantum mekan iği , genel görecelik için tasarlanan her deneysel testte onunla bu­ luşuyor. Bu deney ler, nelerden oluştuğunu anlamak için atom­ ların parçacık hızlandırıcılarında bi leşenlerine parçalanması biçiminde yürütülüyor. Bu süreç, bazı kuramcılara göre, neyin düşeceğini görmek için bir saati parçalamaya benziyor.

Kuantum mekaniği, atomaltı dünyasının (ve hatta atom ötesi dünyanın) bağımsız bir yapıya sahip olmadığını öne sürüyor gibi (en azından şimdilik) görünmektedir. (Bu · evren gö­ rüşünün Doğu felsefesiyle Hawking ' i tedirgin eden benzerl ikler taşımas ı , Fritjof Capra' n ın "Fiziğin Tao' su" ve Michael Tal­ bot'un "Mistisizm ve Yeni Fizik" gibi kuantu m fiziğiyle Doğu mistisizmini birleştirmeye çalışan popüler yayınların bol­ laşmasına yol açmıştır) . Fizikçilerin kuantum mekaniğiyle genel göreceliğin önerdiği evren görüşünü uzlaştırma çabaları sonuçsuz kalmıştır. Genel görecelik zamanın başlangıcındaki mükemmel , nokta benzeri tekilliğe izin verirken kuantum me­ kaniği bunu yapmaz, herhangi bir tek parçacığın ya da tekilliğin kesin yerini, hızını ve boyutunu aynı anda belirlemeyi engeller.

Sonunda, ilk başlangıç anındaki bölünemeyecek kadar küçük evrenin işlediğini anlamak istiyorsak kuantu m me­ kaniğini sahneye çıkarmak zorunda kalacağız. Kuramcılar, fi­ ziğin uzlaşmaz görünen bu iki alanını yalnızca uzlaştırmak su­ retiyle tüm evrenin işley işini aç ıklayacak bir birleşik alan kuramına u laşmay ı umuyorlar.

Hawking ' i n çalışmaları, böyle bir kuramın for­ mülleştirilmesiyle kara deliklerin de derinlemesine an­ laşılacağını göstermiştir. Çünkü soğuk ve ürkütücü yapı ları yla kara delikler zaman ın başlangıcına anahtar n iteliğinde ben­ zerl ikler içerir.

53

Kara Delikle Karşılaşma

Kara delikl :r hakkındaki bir makalenin 4 Eylül 1 978'de Time dergisine kapak olması, geniş kitlelerin bu görülmeyen ve çoğunlukla da yanlış anlaşılan nesnelere duyduğu ilginin artmasına yol açtı . Hawking yazının girişinde önemle anılıyor ve "yüzyılımızın önde gelen kuramcılarından biri , belki de Einstein ' ın eşiti" sözleriyle tanıtılıyordu.

B u kıyaslama hakkındaki düşüncesini sorduğumda Haw­ king gülümsed i ; " İki farklı insanı, iki farklı fizikçiyi kı­ yaslamak hiçbir zaman geçerli değildir" dedi ve "İnsanlar öl­ çülebilir değildir" diye ekleyerek konuyu kapattı.

Hawking bir kara delik uzmanı olduğu düşüncesine karşı koymaz. Dikkati başka yere, daha çok evrenin başlangıcının ilk anlarına yönelmiş olmasına karşın kara deliklere hala hay­ ranlık ve zevkle bakar. Onlar hakkında konuşmaya her zaman hazırdır.

Kara deliklerden biriyle karşılaşmanın neye benzeyeceğini sorduğumda gülerek "Oraya buradan gidemezsin" dedi. Ve zayıf omuzlarında açıkça görülen bir silkinişle matematiğe dal­ maya ne kadar istekli olduğumu sordu. Sonra da kara deliklerle ilgili çalışmalarını ayrıntılarıyla anlatmaya başladı.

Kara delikler Hawking ' e göre, uzay ve zamanının do­ kusundaki girdaplardır. Son derece yoğundur ve olağanüstü 55

güçteki kütle çekim kuvvetlerinin etki siyle biçimi bozu lmuştur.

Bu nedenle y ı l lar boyunca fi zikçiler ışık da dah i l , hiçbir şey in kara deli kten kaçamayacağına inanmı şlardı r. Görünmez olan kara delikleri, teleskobu çok güçlü de olsa ki mse gö­ remeyecektir.

Hawking, kara deliklerin varl ığının kaçınıl maz olduğunu düşünüyor. "Yalnızca bizim galaksim izde bir milyardan çok kara delik bulunabil ir" diyen Hawking ' e bunun kanıtını sor­ duğumda, şu anda varl ıklarının doğrulanmasının ancak genel görecelik denklemlerinin özel çözümleri ve birkaç kısıtlı, do­ laylı fi ziksel veri paketiyle olabileceğini bel irtti.

Son y ı l l arda Hawking' in çal ışmalarının bir sonucu olarak fi zikçi ler galaksi ve kuasarların yaratılışından evrenin akı­ betine kadar hemen her şeyi açıklamak için tüm gizemine kar­ şın kara delikleri kullan maya başlam ışlardır. "Bu biraz, açık­ lanamayanı başka bir açıklanamayanla açıklamaya benzer" demişti, Hawking bana. B aşka herhangi biri gibi o da, tüm gök cisi mlerini n en gizemlisi olan kara deliklerin şaşırtıcı ve gi­ zemli yapısından zevk duyuyor. " Kara deliklerin içinde normal olarak algı ladığımız u zay ve zaman · bir sona ulaşır. B u , te­ dirgin edici bir düşüncedir."

Bir kara del iğin kenarına çok yaklaşan göktaşı ya da ast­ ronot önce bir lastik şerit gibi uzayacak ve sonra da hiçbir iz bı­ rakmadan deliğin içinde kaybolup gidecektir. Bu anlamda kara de l i k ler, uzaytozu parç acıkları ve ışık oluşturan fotonlardan dev y ı ldızlara kadar karşı laştığı her şey i yutan kozmik vakum tcmi zley ic i leridir. B i r kara del ikten kaçış olanağı yoktur.

Hawking ve öteki ku ramcılar, uzun süredir araştırı lan ve ev­ renin ana etkileşimini aç ıkl ayacak olan fiziği birleştirme kav­ ram ı n ı n , kara delik lerin ya da evrenin evriminde orada burada ortaya ç ı kan ona be nzer tuhaf yapı ların s ı n ı rında yattığ ına i n an maktadırlar.

)(ı

Böyle matematiksel bir yapı , en azından kuramsal olarak, evrendek i her madde parçası n ı n yapısını ve bu maddeler ara­ sında birbirini etki leyen bütün kuvvetleri de açıklayabi lir. Bu durum tümüyle matematiksel olarak ifade edilen bir tek re­ çeteyle, çorbadan çimentoya her şeyin karı ştırı lıp ha­ zırlanmasına benzer. Hawking beni, fiziğin yirmi yıl ya da daha kısa bir süre içinde her şey i içine alan bir kavram olacağına inandı n yor.

Hawkin g ' e kara deliklerle ilk kez nasıl igilenmeye baş­ ladığını sorduğumda bana şunları söy led i ; " Kara deliklerde, temel parçacıkları bağlayan güçlü kuvvetlerin, kütlesel çekimin daha zay ıf kuvvetleriyle birlikte olacağını açıkça anladığım anda. Elbette kara delikler, gizemleri ve insan zihninde ya­ rattıkları i mgeleriyle kendilerine özgü bazı çekiciliklere de sa­ hiptir."

Kara delikler yıldızların ölümünün doğal sonuçlandır. Eğer bir y ıldızın çöküşü sonuçta tekilliğe kadar giderse, bir kara del ik, yıldızın ölümünde tekillikten önceki son aşama olarak tanımlanabilir. Kara delikler bu tekil l iği, alışılmış uzay­ zamanla kendi arasında bir kesinti yaratarak evrenin öteki kı­ sımlarından saklar.

Fransız bilim adamı Pierre Simon Laplace, yalnızca kütlesel çeki m ve ışık hakkındaki Newton 'cu düşünceleri kullanarak ilk kez 1 796' da, bir yıldızın yeterince büyük olması du­ rumunda nelerin olabileceğini öngörmüştü . Laplace bu ça­ lı şmasıyla, y ı ldızın ışık dah i l tüm radyasyonununu yen iden tutup yakalayacak kadar güçlü bir kütlesel çekime sahip ola­ bileceğini kuram laştırd ı .

Zaman ın neredeyse 200 y ı l i lerisinde olan Laplace "Ev­ rendeki çok büyük parlak cis imler gerçekte görenmeyebi lir" de­ mi ş t i .

57

Güneş için de aynı durum söz konusudur. Güneşte etkili olan ve birbiriyle çekişen kuvvetler arasındaki mücadelenin sona ermesi için 5 mi lyar yıllık bir süre vardır. Astronomlar bu kuvvetlerin en azından bu kadar süre dengede kalmaya devam edeceğini düşünmektedir. Bu süre dolduğunda, güneşin nük­ leer yakıtı tükenirken kütlesel çekimin bu şiddetli rekabeti ka­ zanmaya başlayacağı ileri sürülmektedir. B öylece 865 .000 mil genişliğinde yoğun ve sıcak bir gaz küresi olan güneşin kütlesi çökmeye başlayac aktır.

Güneşteki madde yeterince yoğunlaştığında astronomların deyimiyle bir "Beyaz Cüce" haline gelecektir. "Beyaz Cüce" deyimi ; atomik çekirdeklerin ve serbest hale gelmiş elekt­ ronların kaynaştığı bir kürey i niteler. Güneş bir beyaz cüceye dönüştüğünde, yerin yaklaşık dört katı büyüklüğünde, evren ölçülerinde önemsiz bir cisim olacaktır.

Bununla birlikte kütlesi hemen hemen şimdiki kadar ka­ lacaktır. B u nedenle yüzeyindeki atomik maddeyi etkiyen küt­ lesel çekim kuvveti bugünkünden çok daha güçlü olacaktır. Bu gün roket gibi bir nesnenin güneş yüzeyinden ayrılabilmesi, gü­ neşin çekim kuvvetini yenebilmesi için saniyede 380 millik bir hıza sahip olması gerekiyor. Beyaz cüce aşamasında gereken hız ise saniyede 2 1 00 milin üstünde olacaktır. Çökme bu aşamadan sonra da devam edebilir. Fizikçiler bir yıldızın süresiz olarak çökebileceğinden kuşku duymuyorlar.

Bir yıldızın bu kalıcı kendi kendini yok etme noktasına ge­ lebilmesi için gerçekten ağır ve iri olması zorunludur. Güneş orta büyüklükteki kütlesiyle, beyaz cüce olabilecek ama daha fazla çökmeyeektir. Çünkü bu noktada dışlama ilkesi olarak ad­ landırılan bir fizik yasası i şe karışır.

Bu yasa, iki elektronun aynı enerji uzayında bu­ lunamayacağını söyler. Bu, maddenin bir arada ne kadar sıkıca

58

tutabi leceğinin bir sınırı olduğu an lamına gelir. Bu sınır al ı­ şıl mış standartl ara göre yüksektir. Beyaz cüce aşamasında, gü­ neşin bir dikiş yüksüğü kadarlık bölümü tonlarca ağırlıkta ola­ cak tır.

Eğer yıldız orij inal durumunda oldukça büyük bir kütleye sahipse dışlama ilkesi kütlesel çekime yenilecektir. Bunun için yeterli kütlenin güneşinkinden 1 4 kat ya da daha fazla olduğu hesaplanmıştır. Kütlesel çekimin yarattığı çöküşün sancılarını çeken böyle bir yıldız, atomları yok ederek, atom çekirdeğini parçalayarak büzülüp çökecektir. Çöken bu yıldız sonunda, yalnızca birkaç mil çapında ve ağır nötron kütlesi olan bir "nötron yıldızı" haline gelir. Böyle bir yıldızın yüzeyinden kaçabilmek için gerekli hız saniyede 1 20.000 mil olacaktır. Eğer yıldız güneşten yaklaşık 3,6 kez daha kütleliyse büzülmesi nötron yıldızı aşamasında dur­ mayacaktır. Kütlesel çekim artık açıkça egemendir ve hiçbir merhamet göstermez. Yıldızı kendi içine çeker ve yıldız kendi ağırlığının kurbanı olarak bu çekime katlanır. Sonunda yü­ zeyinden kaçmak için gerekli hız o denli yükselir ki, saniyede 1 86.282 mile, ışık hızına u laşır. Eğer tam bu anda yıldıza ba­ karsanız, ı.aten zayıf bir elektromanyetik yansıdan daha fazla olmayan donuk parıltısının titreyerek yok olduğunu gö­ rürsünüz. ·

Kütlesel çekim son kurbanı olarak ışığa sahip çıkar. Şimdi bir kara delik olan eski yıldız mutlak ve mükemmel biçimde görünmez olacak ve çok çok uzun bir süre öyle kalacaktır.

Astronomlar büyük teleskoplarla, resimlerinin çekilmesine yetecek kadar ışık yayan beyaz cücelerin belirtilerini top­ layabilirler. Nötron yıldızlarının elektromanyetik cızırtıları da radyo-teleskoplarla saptanabilir. Ancak doğaları gereği kara de­ likler zayıf muhabirlerdir. Varlıkları genel kabul görüyor ama 59

astrofizikç i ler ve hatta kuramsal fi zikçiler eğer onlara. daha ya­ kından bakabilme olanağını elde edebil selerdi bundan büyük hoşnutluk duyacaklard ı .

Hawking ' in kendisi, b i r denklemin öngördüğü sonuçlardan öte kara del iklerin gerçekten var olduğuna inanıyor mu? Gerçek şu k i , bazı fizikçi lerle birlikte Hawking en azından bir kara de­ l iğin bulunmuş olduğuna ikna olmuştu .

"Eğer Cygnus takımy ıldızına bakarsanız, bir kara del iğe dqğru bakıyor olma şansınız vard ı r" diyerek düşüncesi n i des­ tekledi Hawking.

B azı yıldızlar çiftler halinde yol alır. Ç i ft y ı ldızlar diye anı­ lan bu y ı ldızlar ortak bir çekim merkezi etrafındaki yörüngede hareket ederle r. Astronomlar, bir çiftli sistemdeki yıldızlardan biri kara delik hal inde çöktüğünde, görülmeyen kara yıldızın görülebilen eşi üzerindeki kütlesel çekim etki sini sürdüreceği sonucuna varıyor. Hawking yeryüzünden 6 .000 ışık y ı l ı uzak­ l ı ktaki Cygnus takımy ıldızında böyle karışık bir çiftin ast­ ronomlarca bulunduğundan emindir. "Mavi renkteki gö­ rülebilen y ı ldız uzamış ve eğrilmiştir" demektedir. Bunun neden i, bir kara delik olan eşinin ona çok büyük bir kütlesel çek im kuvveti uygulaması ve yumurta biçimi aldıracak şek­ linde çekmesidir.

Cygnus X- 1 ad ı verilen bu çiftli si stemdeki kolay anlaşılır kara del iğin 1 97 3 ' deki keşfi, astrofizik kuramc ılarını, başka bir gezegenin an iden Neptün ' ün ötesine sürüklemesinden daha çok heyecan landırd ı (Neptün şu anda geçici, tuhaf bir yö­ rüngede bulunan , güneşten en uzak gezegendir. Kökenleri , sonu gelmeyen kurgulara konu olmuştur) .

Hawking en iyi arkadaşlarından biriyle, Kal ifomiya Tek­ noloj i Enstitüsü ' nde saygı du yulan bir kuramcı olan Kip Thor­ n e ' la, Cygnus X- 1 ' deki gizemli nesnenin geçmişi hakkında 60

bah se girm işti . Bu çiftli sistemin bir kara del ik içermediği or­ taya çıkarsa -bir fizikçinin kalbi çok kırılacaktı- Hawk ing İn­ gi liz m i zah dergisi Private Eye in dört yıllık abonel iğin i, eğer k ara delik içerdiği anlaş ı l ı rsa, Thome bir y ı l l ı k Penthouse abo­ neliğini kazanacaktı . '

Bu dörtte birlik tuhaf bahis fizik çevrelerinde oldukça ilgi uyan d ı rmıştı . Çal ı ş maları gerçekte kara deliklerin varl ı ğ ı n ı gerektiren Hawking neden tam tersi b i r bahse girmişti? Bir gün Cygnus X- 1 ' in bir kara delik içerme olas ı l ığı üzerinde ko­ nuşurken bana "Bu bahis gerçekten psikolojimin bir ifadesidir.

Gerçekte, Kip' ten daha kolay kazanabilirdim. Sadmelerin ya­ yınımı gibi herhangi birkaç gözlem kara delik olmadığını ka­ nıtlayabilirdi." ded i .

B ununla birlikte Cygnus X - 1 ' in gerçeği ortaya ç ı ­ karacağından emindi v e "Eğer o b i r kara delik değilse çok eg­ zotik bir şey olmalı" diyordu .

Astronomlar birden çok kara delik bulabilirler. Kanadalı ve Amerikalı l ar' dan oluşan bir ekip 1 98 3 ' de, galaksimizin dı­ şında ikinci bir kara deliği bulduklarını açıklad ılar. Onu, ya­ y ımladığı güçlü X- ı ş ı n ları yardımıy la, Samanyolu ' nu n yal­ n ı zca Güney Yarımküre ' de görülebilen uydu galaksisi Large Magel lanic C loud (Büyük Magel lan Bulutu ) ' da bulmuşlard ı . Ş i l i , Cerro Tololo'da inler-Amerikan Gözlemevi ' ndeki 1 58 inçlik teleskobu kullanarak kara del iğin dünyadan 1 80.000 ışık y ı l ı u zaklıkta, güneşin yaklaşık on katı ağırl ı ğ ında ve çiftli sis­ temdeki eşinden ise yalnız 1 1 milyon mil uzakta olduğunu he­ saplad ı lar.

Cygnus' da, Büyük Magellan Bulutu ' nda ya da başka bir yerd eki kara del ik, evrenimizin gizemli bir unsurudur. Varlığı fizik y asaların ı zorlar. Dahası, "bir kara deliğin, sonsuz yo­ ğun lukta ve daha fazla bölünemez bir noktaya, Büyük Pat61

lama' nın başlangıcındaki gibi bir teki lliğe kadar çökmesini en­ gelleyen nedir" sorusuna yanıtı zorunlu kılar.

Hawking ve Penrose, çalı şmalarının ilk aşamalarında, tü­ kenmiş yıldızların bazı larında nelerin gerçekleşebi leceğini gösterdi ler. Daha sonra Hawking öteki çalışma arkadaşlaıyla birlikte, bir kara del iğin, eski yıldızla artık benzerliği olmayan oldukça kararl ı bir duruma gelebileceğini göstermeyi başard ı .

Bu tür kara delikler yalnızca ü ç ölçülebilir parametreye sahip olacaktı ; kütle, dönme hızı ve elektriksel yük.

"Bunun gerçek pratik bir önemi olduğu ortaya çıktı" dedi Hawking. Ben de ona, göıii l emeyen ve ölçülemeyen bir nes­ nenin gerçek parametrelere sahip olmasının · ne fark ya­ ratacağını sordum.

"Bir kara deliğin kütlesel çekim alanının yapısının kusursuz bir şekilde öngöıii l ebileceği anlamına gelir. Aynca Cygnus X- 1 gibi kara delik içerdiği düşünülen astrofiziksel nesnelerin mo­ dellerinin yapılabilmesini olanaklı kılar. Bu modelin özellikleri sonra gerçek gözlemlerle karşılaştırılabilir."

1 970' 1erde kara delikler kültürel bir olgu haline geldi. Araba tamponl arındaki etiketler ve tişörtler bizi, "kara deliklerin göıii ş alanımızın içinde" olduğuna ikna etti . Konuşmaların ortak konusu ve sonu gelmeyen espri ve şakaların kaynağıydı.

Kara deliklerle ilgili 1 970' 1erin ortalarındaki bu genel tutku belki yalnızca geçici bir hevesti. Bu anlamda kara delikler, pa­ rapsikoloji, büyü, UFO' lar ve astroloj i arasında bir yerde bu­ lunan, uzayın Bermuda Şeytan Üçgeni gibi bir şeydi.

Kara delik ya da Büyük Patlama imgesi, bilinçaltımız için hem karıştırıcı hem de eğlendiric idir. Karadelikler kendi ki­ şisel akıbetimiz ya da evrenin akıbeti için bir metafor (mecaz) olabilir. Eğer bir yıldız çatırdıyarak kendi üstüne çökebiliyorsa neden tüm evren de çökmesin?

62

"Bu nesneleri kara delikler olarak adlandırmak John Whe­ el er' in yaptığı çok ustaca bir işti" dedi Hawki ng. "Bu ad in­ sanda imgeler yaratıyor. Kuşkusuz kara deliklerin ad­ landırı lması ile popülerleştirilmesi arasında psikolojik bir bağlantı vardır."

Bilimsel terimlerin yarattığı psikolojiyi kastederek "Bir kav­ ramın iyi bir ada sahip olması önemlidir" ded i . Halkın dikkatini o kavrama çekebilecek bir ad olmal ıdır. Kara delik adının ol­ dukça dramatik bir imge yarattığını ama aynı zamanda çok da tanımlayıcı olduğunu düşünüyorum. Güçlü bir psikolojik etkisi var. İnsanoğlundaki evren korkusunun iyi bir imgesi olabilir."

Nasıl Büyük Patlama' dan önce mutlak bir unutuluş bu­ lunuyorsa, bir kara deliğin merkezinde de mutlak bir unutuluş vardır. Normal zaman, tıpkı Büyük Patlama' dan önce bu­ lunmayışı gibi burada da kesinlikle olmayacaktır. Hawking için Büyük Patlama ve kara deliğin çekiciliği de buradan gelir.

Daha da önemlisi, her iki kavram da, 20. yüzy ıl fiziğinin ikiz sütunlan olan Einstein' ın genel görecelik kuramı ile Max Planck ' ın kuantum kuramını bir araya getirir.

1 974' de Stephen Hawking büyük bir cesaretle ve yeni bir kuramı tartışmaya açma riskine girerek kara delikler hakkında şaşırtıc ı düşünceler ortaya atmıştı . Onun bu düşünceleri ilk kez olarak kuark ve kuasarların gerçekte, çok derinlerde saklı olsa da bir tek fizik yasasının sınırları içinde işleyebi leceğini ima ediyordu .

63

Patlayan Kara Delikler

Rutherford-P ppleton Laboratuvarı , Londra' nın batısına yak­ laşık birbuçuk s�at uzaklıkta, Oxford'un güneyinde M4 oto­ yoluna birkaç mil uzaklıkta kurak ve manzarasız bir yerdedir. Çok geniş bir alanc.a kurulmuş olan Rutherford-Appleton , New Mexico ' da S anta Fe yakınlarındaki Los Alamos U lusal La­ boratuvarı ' nın İngiliz eşdeğeri Harwel l ' e komşudur.

Her iki yerde de bilim adamları parçacık fiziği, kuramsal fizik ve enerji üzerinde temel araştırmalar yapar. Ancak Los Alamos ve Harwel l gerçekte nükleer silahların tasarlandığı ku­ ruluşlardır. Farklı coğrafık yerleşi mlerine karşın iki la­ boratuvar bazı benzerliklere sahiptir; sağlam görünüşlü ol­ mayan tel örgüler, lakayt orta yaşlı nöbetçiler ve az sayıda kontrol noktası. Bu görünüş içerde yürütülen çok yüksek dü­ zeydeki işleri yalancı ç ıkarır gibidir. Böylece orada çalışan fi­ zikçilerin de yeğlediği türde ilgi çekmeyen bir çevre ya­ ratılmıştır.

1 974 kışında Hawking, Cambridge' den Rutherford­ Appleton ' a bir seyahat yaptı . Amacı bir makale sunmaktı . Bu makale için aylardır büyük bir mücadele vermişti . Mücadelesi, makalesini bir grup fizikçiye sunacağı günde de hala sürüyordu.

Makalenin başlığı "Kara Delik Patlamaları"yd ı .

Genellikle kendinden çok emin olan Hawking, b u makalenin n as ıl karşılanacağı konusunda kaygılıydı . Kökten yeni bir tez 65

ileri sürüyordu ve eğer haklıysa kuramsal fiziğe temelden yeni bir düşünüş tarzı getirmiş olacaktı . Makalenin başlığı ndaki soru işareti taşıdığı kaygı ların bir yansımasıyd ı . Bu durum, Isaac Newton ' un yeterince emin olmadan "Kütle Çekimi Nes­ neleri Aşağı Doğru Çeker mi?" adlı bir kitapçık ya­ yımlamasına benziyordu .

Hawking_' in güvenirliğine karşın izleyiciler ona karşı bir­ leştiler. Konferans salonu parçacık fizikçileri ve hızlandırıcı deneycileriyle doluydu . Bu kişiler, matematiksel formüllerle çok uğraşan ve laboratuvar fizikçilerine uygun pratik sonuçları pek az üreten kozmoloj i kuramcılarının felaketi olabilirlerdi.

S alonda yanlışlıkla gelmiş bir iki nükleer silah fizikçisi de vardı.

Hawking başladı. Işıklar söndü ve denklemlerin slaytları ekranda parlamaya başladı. Hawking ' in konuşması sürerken günün klasik bilimine tümüyle aykırı bir düşünce olan kara de­ l ikler hakkında şaşırtıcı bir sonuca ulaşmış olduğu açıkça gö­ rülüyordu.

Fizikçilerin çoğu Hawking ' in çıkanmlannı izlemekte zor­ lanıyordu . B irkaç soru soruldu ve Hawking sunuşunu çabucak bitirdi. Işıklar yandığında, toplantı başkanı , Londra Üni­ versitesi ' nde matematik profesörü ve "Kara delikler ve Gelecek Akılların B içimi" adlı parapsikoloj i üzerine yazılmış popüler bir kitabın yazan John Taylor ayağa kalktı ve " Üzgünüm Step• hen ama bunlar kesinlikle saçma" dedi. * * *

Hawking' in o gün Rutherford-Appleton ' da sunduğu ma­ kalenin kökeni, ilk kez 1 970' de yaptığı çal ışmalara da­ yanıyordu . Kara deliklere olan ilgisi büyük ölçüde, 1 968 ' de, hızlı sadmeli kozmik radyo dalgalarının keşfi ile artmıştı. Ast66

rofı zikçi ler arası ndaki ilk kargaşalardan sonra bu dal galann, kütleleri yaklaşık güneşinki kadar ama çaplan on mi lden fazla olmayan ve . hızla dönen nötron yıldızlarından kaynaklandığı yorumunda genel olarak birleşilmi şti .

Pulsar olarak adlandınlan bu cisimler, bir atom çe­ kirdeğind'!ki kadar sıkıca bir araya gelmiş hemen tümüyle nöt­ ronlardan oluşan ve bu nedenle bir fincanı tonlarca ağırlıkta olan çökmüş yıldızların, nötron yıldızlarının varlığını doğ­ ruluyor gibi görünüyordu .

B ir nötron yıldızı bir kara delik değildir. Sonunda kara de­ liğe giden yolda bir istasyon, bir yıldızın kütlesel çekim kuv­ vetinin nükleer yayınım gücünü aşması halinde oluşan çö­ küşteki bir durak noktasıdır.

Onların varlığının bu açık doğrulaması, bir yıldızın çö­ kerken izlediği aşamalar hakk ı ndaki kuramlann temelde doğru olduğunu gösteriyordu. 1 968 ' de kozmologlar için "Eğer nötron yıldızlan varsa, kara delikler niçin olmasın?" demek artık kolay bir adımdı. Nötron y ı ldızına benzemeyen kara del ik, tanım gereği herhangi bir radyasyon yayımlamaz. Onun tek açık etkisi, yakınındaki bir yıldız üzerinde uyguladığı kütlesel çekim etkisidir. Bunun kanıtı, 1 972'de, Hawking' i Kip Thome ile bahse tutuşmaya iten Cygnus X- 1 çiftli sistemin keşfiyle geldi .

Bu tarihten üç yıl önce, 1 969' da, Roger Penrose bir kara de­ liğin, yakınındaki bir madde üzerinde basit bir kütlesel çe­ kimden daha fazla etkide bulunacağını öngören bir düşünce de­ neyi geliştirmişti . Penrose, bu kara deliğin, eğer dönüyorsa enerj i de yayabileceğini öne sürdü. "Süperradyasyon" olarak adlandırılan bu düşünce, bir kara deliğin çevresindeki bazı tür dalgalann dönen bir kara delik tarafından soğurulmaktan çok, güçlendirilerek yay ılacağını öngörüyordu .

67

Penrose ' u n düşünce deneyi, kara de liğin kend i eksen i et­ rafında dönme enerjisinin bir bölümünün dı şarı aktarı lacağ ı n ı d a i m a ediyordu . Bu, b i r kara del iğin evrendeki t ü m öteki mad­ delerden ayrı , kend isi için bir varl ık olarak bulun mak zorunda olmad ı ğ ı n ı göstermeye çal ı şan ilk girişimd i . Kendi ekseni et­ rafı nda dönen bir kara delik, çift oluşturma olarak bilinen bir süreç sonunda elektriksel ya da dönme enerj i sini kaybedebi lir.

Buna göre bir parçacı k ve onun antiparçacığı -örneğin bir elekt­ ron ya da pozitron- deliğin hemen d ı ş ı nda oluşur.

O zaman elektron kütlesel çek i m nedeniyle kara del iğin içine çekilecek, ama pozitron kaçacaktı . Bu süreçte, kara de­ liğin sahip olduğu elektri ksel yükün k Ü çük bir bölümü yok ola­ cak ve açısal (ya da dönme) momentinin çok az bir bölümü dı­ şarı taşınacaktı . Böy lece kara delik gerçekte, olabileceği daha önce asla düşünül meyen bir şeki lde enerj i kaybedecekt i .

O gün lerde Hawking b i r kara deliğin çevresindeki sınır üze­ rinde düşünüyordu . Bu sınır, ı şığın kara deliğin kütlesel çe­ kiminin güçlü kavray ışından kurtulabildiği noktadır. Bu olgu, "olay u fku" olarak adlandırılır. Kara del i k ne kadar kütlel i y se, olay ufkunun yüzey alanı da o kadar büyük olur.

Olay ufku, ışığın dışardan içeri girebildiği ama içeriden dı­ şarı asla çıkamadığı tek geç i ş l i bir tür zar olarak düşünülebilir.

Knadeliğin içinde oturan bir gözlemc i , olay ufkunun hemen dı­ şındaki bir uzaygemisinden gönderilen kodlanmış mesaj ı ve deliğe giden ışığın parıl tıları n ı göreb i l ir.

Ancak gözlemci geriye bir sinyal gönderemez. Işık ya da radyo dalgası ya da başka herhangi bir enej i biçimi, olay uf­ kundan daha i leriye gidemeyecektir. Neye benzediğini görüp bildirmesi için kara del iğin içine bir gözlemc i gönderen uzay­ gemi sinin kaptanı sonsuza dek rapor bekleyecektir.

Kaptanı ve gözlemcisini ay ıran olay ufku kuramsal fizikçiler 68

için daha az hayal kırıcıdır. Hawking ve öteki yer fizikç i leri için bu tasarı m bazı bü yülü imalara sahiptir. Bunl ardan biri, ışı ğ ı n ya da başka bir şey in kara del iğin içine düşer düşmez dışarıdaki bir gözlemci için görünmez olmasıydı. Fizikçiler bu bilginin yok olması tasarı mını "Kara Deliğin Saçları Ol maz" adını verdikleri bir kuram yönünde genişlettiler.

Bu tuhaf ama fizikçi lerin hoşlandığı türden ifadenin anlamı basitçe şudur; kütlesi, elektriksel yükü ve dönüşü eşdeğer olan iki kara delik, neden yapı lmış olursa olsun dışarıdaki bir göz­ lemciye aynı görünür. Kara deliğin biri maddeden, öteki an­ timaddeden yapılmış olsa bile ay ırt edilemez. Bunun anlamı, bir kara deliğin fiziksel özelliklerinden çoğunun bir gözlemciye sonsuza dek görünmeyeceğidir .

Bu görünmeyen özellikleri açıklamak için fizikçiler bir kara deliğin yüzey alanının (başka bir deyişle olay ufkunun) bo­ yutlarını anlamlı kılmaya çalıştı lar. Çünkü kara deliğin dı­ şındaki bir kimse için tek önemli özellik buydu . Karadel ikle il­ gili başka her şey görü ş olanakların ı n dışında kaldığı için ancak bu özellik (olay ufkunun boyutları) gerçek ve anlamlı sa­ yılarla açıklanabilirdi . Olay ufkunun boyutlarının özel anlamı Hawking' in aklına 1 970' in sonuna . doğru geldi. B ir gece yat­ maya hazırlanırken aklına gelen bu düşünce o kadar açıktı ki, gecenin sonuna doğru zorlukla uyuyabilmişti . Düşünce basitçe şuydu: B ir kara deliğin olay ufku ya da yüzey alanı asla kü­ çüle mez. Bu, herhangi bir kimsenin matematiğin yardımı ol­ madan da anlayabileceği çok açık bir düşünceydi.

Hawking düşüncesinin doğuşundan sonra "Bir yerden fikir almak gerekir" demişti. Uykusuz geçen birkaç günden sonra o ve birkaç arkadaşı bti düşünceyi matematiksel olarak de­ nediler. Sonuç olumluydu . .

Hawking, kara deliğin olay ufku hakkında öngördüğü so69

nuca ulaşmak için genel görecelik düşüncesini uygulamıştı .

Kara deliğin içine bakmak için gözlemcisini gönderen uzay­ gemisi kaptan ını düşünün . Uzaygemisinden küçük aracıyla ay­ rılan gözlemci deliğe düşecekti. Eğer izleyebi lecek du­ rumdaysa yol gözlemciye böyle görünecekti .

Oysa köprüdeki kaptana, kara deliğe yavaş ve sonu gel­ meyen bir dönüşle yaklaşıyor gibi görünecekti . Gözlemcinin aracının görünürdeki hızı, eğer dönüyorsa kara deliğin dönme hızına doğrudan bağlı olacaktı . Kaptan gerçekte gözlemcinin olay ufkuna girişini asla göremeyecekti .

Farklı zaman ölçekleri , abartılı b i r zaman genleşmesiyle aç ıklanır. Aynı şey, ışık hızıyla yol alan bir uzay yolcusu için de geçerlidir. Olay ufkunun yakınında kara deliğin kütlesel çe­ kimi o denli büyüktür ki, yaklaşan gözlemciyi de kapsayarak tüm nesneleri artan ve ışık hızına y aklaşan bir hızla kendine çeker.

Kütlesel çekim alanının dışındaki uzaygemisinde güvenle gözetleme yapan kaptana, gözlemcisi üssel olarak azalan bir hızla yol al ıyormuş gibi gelir. B u tıpkı ışık hızıyla yol alan bir uzay yolcusunun yeryüzündeki gözlemciye hiç yaş­ lanmıyormuş gibi görünmesine benzer. Gözlemcinin aracının kaptan tarafından algılanan yavaşlama hızı azalıyor (olay uf­ kundan daha hızlı geçiyor) gibi görünecektir. Gözlemci için bunun karşıtı doğrudur; kara del ik büyüdükçe olay ufkundan daha yavaş geçtiğini düşünür.

Hawkin g ' e göre, zaman genleşmesinde genel görecelik dü­ şüncesinin anlamı, olay ufkunun boyutunun dışarıdaki bir göz­ lemciye hiçbir zaman küçülüyor görünememesidir. Bu düşünce kara deliklerin kuramsal incelenmelerinde önemli bir adımdır. Çünkü ilk kez bu düşünce tüm kara delikleri n davranışı üze­ rine genel bir sınırlama koyar: Bir olay ufku küçülemez, yal-

70

nızca büyüyebi lir. Bunun kavranmasından önce bir kara delik için statik ya da dinamik bir sınır koyulmamıştı .

Hawking ' in küçülemeyen olay ufku düşüncesi, tan ımı ge­ reği zamanla artış gösteren entropi kavramıyla da önemli bir bağıntı kurdu . Termodinamiğin ikinci yasasının doğal bir so­ nucu olarak entropi düşüncesi, fiziksel bir iş yapmak için mev­ cut enerji miktarının daima azalacağını açıklar. Entropi, ör­ neğin ·elektrik enerjisinden ısı enerjisine geçişte olduğu gibi bir türden ötekine dönüşürken enerjinin dereceli "kullan ışsızlığını" tanımlayan bir sözcüktür.

Elektrik gibi çok kullanışlı bir enerji biçimi düşük ent­ ropiye, ısı gibi daha az kullanışlı enerji yüksek entropiye sa­ hiptir. Düşük entropili enerji daima yüksek entropili enerj iye dönüştürülebilir. Bu nedenle elektriği ısıya dönüştürmek ko­ laydır. Ama bu süreci tersine çevirmek olanaksızdır. Çünkü entropi asla azalamaz. Enerjinin kullanışsızlığının artması an­ lamında o daima artar. Bu gerçek, bir otomobil, bilgisayar, yıl­ dız ya da evren gibi her sistem için geçerlidir. Bir kara deliğin olay ufkunun boyutları hiçbir zaman azalmayacağı için kara de­ liğe, dışardaki gözlemcilere başka türlü h içbir zaman gö­ rünmeyecek ol an fiziksel karakteristiklerin çoğunu açıklayacak bir entropi değerinin atfedilmesi akla uygundur.

B ununla birlikte bu büyük bir zorluğa yol ·.ıçar. Eğer kara de­ liğe bir entropi değeri atfedilirse, o zaman, çalışabilir bir ter­ modinamik model sağlamak için bir sıcaklık değerinin de ve­ rilmesi zorunludur. Ama sıcaklığı olan bir nesne ısı yaymak zorundadır. Oysa klasik tanıma göre kara delikler hiçbir şey yaymazlar.

Bu, Hawking' in Rudherford-Appleton La­ boratuvarı ' nda sunduğu makaleyi yazıncaya dek yıllarca çö­ zemediği bir problemdi.

Bu süre içinde kara delikler üzerinde çalışmaktan vaz71

geçmed i . 1 97 1 ' de, kara del ik oluŞumunun tek yolunun yıldız ölümü olmadığın ı, evrende sönmüş yı ldızlardan gel meyen mil ­ yonlarca kara del i k bu lunabi leceğini i leri sürdü .

O ana kadar kuramcılar, bir kara deliğin oluşmasına yeterl i bir kütlesel çekim alanının on ya da onbeş güneş kütlesindek i çöken bir yıldızın çekim alanı olabi leceğ ini düşünüyorlardı. ama küçük bir kara del iğin, örneğin bir atomun çekirdeği bü­ yüklüğündeki kara deliğin olu şması için ne gerekliydi? Küt­ lesel çekim, y ı ldızı ya da başka tür bir maddeyi bu boyuta in­ direbi lir miydi ? Kütlesel çekim bir atomun çekirdeği kadar küçük bir nesnenin içinde hemen hemen etkisiz olduğundan bunu anlamak zordur.

Bununla birl ikte Hawking beklenmedik bir sonuca vardı. B i r nesneye yeterince basınç uygulanırsa, kütlesi b i r ya d a iki ki­ logram olsa bile o nesne çok yüksek bir yoğunluğa sı­ kıştırılabi lir. B ir metal külçesi gibi küçük bir nesnenin mad­ desi , yeterince küçük bir hacme -örneğin bir proton büyüklüğüne- sıkıştırıldığı zaman , bir noktada kendi kütlesel çekim kuvveti üstün duruma gelecektir. Bu sıkıştırma, minicik bir kara delik oluşuncaya dek sürecektir.

Ama böyle bir süreci başlatacak büyüklükte bir kuvvet yer­ yüzünde ya da görünür evrende yoktur. Hawking bunun ya­ nıtının evrenin başlangıcında yattığını biliyordu . Yalnızca o zaman evrenin oluştuğu tüm madde aynı anda aynı yerdeydi ve küçük kara deliklerin oluşmasına yetecek bir basınç altında bu­ lunuyordu.

Hawking, kusursuz bir tekdüzelikteki evrende bunun hiç ola­ mayacağını biliyordu . Ama bazı bölgelerin ötekilerden daha yoğun olması gibi düzensizlikler varsa aşırı yoğunluktaki bu alanlardan bazıları küçük kara delikler halinde çökebilecekti.

Hawking, bu mini kara deliklerin, Büyük Patlama' dan sonra ilk 72

ı o-20 saniye içi ndek i düşünülemeyecek kadar küçük bir zaman parçası nda olağanüstü zen g i n l i kteki baş langıç çorbasının aşırı yoğun bölgelerinin sıkı ştırı lmas ıyla oluşabi leceğini hesapladı .

O şimdi evrende milyon larca minik ama güçlü kara nokta b ulunmasının olası olduğunu düşünüyor . Bu noktaların bir­ birine Dünya ile Pluto aral ığı kadar yakın olabileceklerini umu­ yor. Bu, evren in her ışık yılı küplük hacminde 100 mil yon mini kara delik bulunduğu anlamına gelir.

Hawking ' in makalesinin yayımlanmasından sonra fizikçiler bu minik kara delik düşüncesini benimsedi ler. Daha önce açık­ lanamamış bazı olgular için yanıtlar sundular ve büyük bir ola­ sılıkla astrofizikçilerin evrende bir yerde gizli olabi leceğini dü­ şündükleri sözde kayıp kütleyi de ortaya çıkardılar. Bu düşünceyle ilgili haberler dünyanın her yanındaki fizikçi top­ lulukları arasında hızla yay ı ldı .

Hawking küçük kara deliklerle ilgili çalışmalarını sürdürdü ve atması gereken bir sonraki ve en cesur adımını attı ; bir atom parçacığına benzeyen, başlangıç nesnelerinden biri kadar küçük bir nesnenin konumu, kuantum mekaniğiyle ta­ nımlanmaya uygundur.

1 97 3 ' de, kuantum mekaniğiyle genel görecelik dünya öl­ çüsünde birbiriyle uyuşmayan kuramlar olarak görli lüyordu .

Ama Hawking kara deliklerin genel göreceliğin kuantum te­ rimleriyle açıklanabilen bir anahtar durumu olma olanağını araştırmanın tam zamanı olduğunu düşündü .

O y ılın sonlarında Hawking büyük ya da küçük kara de­ lik lerin yakınında bulunan maddelerin davranışları üzerine dü­ şünmeye başlad ı . S onbaharda bir düşüncenin hafif ışığı be­ lirdi . Bir gün kara deliklerin matematiksel Sanskritleriyle uğraşırken önceki düşüncelere öylesine karşıt bir keşifte bu­ lu ndu ki, buna kendisi de şaştı ve çok ciddi bir yanlışlık yap­ mış olduğuna hükmetti .

73

Hawking fiziğin bil inen tüm yasalarına karşı olarak kara de­ liklerin düzenli biçimde parçacık akımı yayı mladığını bu l­ muştu . Ama başka herkes gibi o da, dönme durumu dışı nda, kara deliklerin herhangi bir şey yayımlayamayacağına ina­ nıyordu. Haftalarca hesaplarında bir hata bulmak için uğraştı.

Sonunda, kara deliğin kenarında tam olaylı ufkunda ku­ antum kuramının uygulanması, kara deliklerin parçacık ya­ yımlayabileceğine onu ikna etti . Kuantum mekaniğinin temeli olan belirsizlik ilkesinin, boş uzayın asla gerçekten boş ol­ madığını açıkladığını düşündü . Uzay daima etkin ve kargaşa içindedir. Elektronlar ve onların antimadde k:ırşıtları olan po­ zitronlar gibi temel parçacık çiftlerini içerir. Bu temel par­ çacıklar, elektronlar ve pozitronlar uzayda, birleşmeden önce san iyenin küçük bir bölümü kadar süre için var olurlar ve küçük bir X-ışını atımıyla birbirlerini yok ederler.

Eğer böy le bir şey , olay ufkunda gerçekleşiyorsa, par­ çacıklardan biri kütlesel çekimin güçlü cazibesine kapılabilir ve bir daha hiç görülmemek ve işitilmemek üzere kara deliğe doğru dolaşmaya inebilir. Bu durumda, karşılıklı yok ederek birleşme yerine öteki parçacık serbest kalı r ve dışarıya doğru kaçar. Bu ikinci parçacık, bir gözlemciye sanki kara delikten dı­ şarı fırlatılmış gibi görünecektir, genel göreceliğin kurallarıyla yönetilen daha büyük bir nesne, bu tür bir kuantum eyleminin dı şında kalacaktır.

1 97 3 sonlarında bu tuhaf ve beklenmeyen bir düşünceydi.

Hawking kendi sonuçlarına hala inanmıyordu . Problem üze­ rinde haftalarca çalıştı . Sonunda kendisini doğrulayan çözümü bulduğuna emin oldu. Olay ufkundaki kuantum eylemi için ge­ rekli enerj i nereden gelmişti? Hawking ' in hep şüphe duyduğu ve sonunda matematiksel olarak da gösterebildiği yanıt, "kara deliğin kendisinden"d i . Bu enerj iyi, kara deliğin çok büyük olan kütlesel çekim alanı sağlıyordu .

74

Hawking ' in hesapl arı bir başka şaşırtıcı sonuç üretti. Ener­ jisi parçacık yayın ımının üretilmesine (radyasyona) giden kara del ik böylece zaman içi nde yavaş yavaş kendisini tü­ ketmektedir. En sonunda kütlesel çekim alanı o denli har­ canmış olacaktır ki, kara delik artık kendini bir arada tu­ tamayacak ve yüksek enerj i l i gamına ışınları sağanağı halinde patlayıp saçılacaktır.

Ama kara deliklerin hepsi patlamayacaktır. Bir yıldızın çök­ mesiyle oluşan kara deliklerde ya da astronomların bazı ga­ laksi lerin merkezinde bulunabileceğini düşündükleri ola­ ğanüstü iri deliklerde olduğu gibi buharlaşma süreci çok uzun olacak ve evrenin yaşının pek çok katı süresindeki zaman için­ de gerçekleşecektir. Kara deliğin, örneğin güneşin ya da başka ortalama büyüklükte bir yıldızın kütlesi kadar olması du­ rumunda Hawking buharlaşma ve sonuçta patlamanın, güneşin kara delik olmasından sonra geçecek l 066 y ıldan önce oluş­ mayacağını hesapladı . B öy le bir zaman süresi, kozmik te­ rimlerle bile anlamsız olacak kadar büyüktür. Öte yandan Hawking ' in hesapları, küçük kara deliklerin çok daha hızlı buharla§tığını ve patladığını gösterdi. Küçük kara deliklerin ortalama ömürleri yaklaşık 1 0 milyar yıldır. Bu uzun bir süre olmakla birlikte evrenin yaşından biraz azdır. Haw­ king, ortalama y arıçaplarının 1 0- 1 3 cm (yaklaşık bir proton bo­ yutunda) ve yaklaşık ağırlıklarının ise bir protonunkinden bir milyar ton daha fazla ya da Everest Dağı' nın ağırlığına eşit olacağını hesapladı.

Olay ufkunda parçacık yayınımı çok fazla olacaktır. Haw­ king bunun altı bin megawatt civarında yani kabaca altı tane büyük nükleer enerj i istasyonunun gücüne eşdeğer olduğunu hesapladı. Bununla birlikte kamu şirketleri küçük bir kara de­ liği bir enerj i kaynağı olarak kullanmak için planlar yapmaya yeltenmeyecekl.erdir. Çünkü bunlardan bir tanesi dünya yü75

zey ine geti ri l se, ağırl ığı yüzünden bir mermi gibi dünyanın içinden geç ip gidecektir .

Bu küçük kara de l i klerin son aşamalarında buharlaşma o kadar hızlıdır ki, her biri l megaton luk 10 mil yon nükleer bom­ ban ın patl amasına eşdeğer korkunç bir patlamaya neden olur.

Bun lar, temeli olmayan boş hesaplar değildi . Hawking, gerçek evrende gerçek anlamları olduğuna emindi. Ve en önemlisi, pat­ layan kara delikler hakkındaki kuramının deneysel olarak nasıl kanıtlanacağını ya da çürütüleceğini gösterebilmişti . Bu, her­ hangi bir yeni bilimsel kuramın en can alıcı özelliğidir.

Mini k ara deliklerin yaşam süresi evren in yaşına yakın ol­ duğundan şimdi bazılarının zaman z.a man patlay abileceğini dü­ şündü . Bu patlamalar muazzam bir yüksek enerjili gamına ışını akışı üreteceklerdir. Hawking, dün y a çevresindeki bir yö­ rüngede bu lunan büyük bir gamına ışını topl ayıcısıyla bu pat­ l amaların bel irlenmesinin kolay olduğunu düşünüyor. B u amaçla bir uzay mekiği kurulmasını önerdi ve evrenin bizim bulunduğumuz köşesinde, her yüzyılda, her ışık y ı l ı küplük hacimde iki kara delik patlaması olduğunu tahmin etti .

Buharlaşan ve patlayan kara delikler düşüncesi geleneklere o den l i aykırıydı ki, bu noktaya ulaştığında Hawking kendi so­ nuç larını bile sorgu lad ı . Bulgu l arının ü zerinde haftalarca durdu ve hesapları kafasında tekrar tekrar y aptı . Sonuçlar çok tuhaf ve güvensizdi . Hiçkimse ona inanmayacaktı . Gerçi, "Bir kara delik aşınıp patladığında artık bir kara delik değildir" diyordu ama bu buluş Hawking için bile çok fazlaydı . Ünlü bilim tarihçisi Thomas Kuhn, Bilimsel Devrimlerin Ya­ adlı kitabında önemli · bil imsel atı lımların ilk açık­ landıklarında nadiren kabu l edi ldiğini bel irtiyor. Bu tür atı­ l ımlar yapan Copemicus, Galileo ya da William Harvey gibi bilim adamları önemsenmez ya da y ı l l arca toplumdışı bı­ rakılır.

pısı

76

1 974 başlarında Hawking ay nı şey in, kendi başına da ge­ leceğinden korktu . Patlayan kara delikler hakkındak i düşüncesi doğruysa astrofizikle devrim yaratacağını bil iyordu. Ama sağ­ lam ve kes intisiz kara delik düşüncesi çok sıkı bir şek i lde gü­ vence altına alınmıştı . Eğer hatalı olduğu ispatlanırsa Haw­ king' in güvenirl iğini yen iden kazanması y ı llar alacaktı .

Bu nedenle, kafasında tekrar tekrar hesap yaparak ve kara deliğin parçacık yayınımı konusundan kimseye söz etmeyecek birkaç yakın arkadaşıyla konuşarak bekledi . Vardığı so­ nuçlardan şüphe d�yan bazı arkadaşlarının bu yüzden ona yar­ dımı olmadı . Bir gün Martin Rees, Dennis Sciama' nın kulağına doğru yaklaşarak "Duydun mu , Stephen her şeyi değiştirdi" demişti .

Bu belirsizlik günleri ve haftaları boyunca Sciama, Haw­ king' i nazikçe sonuçları açıklamaya zorladı . Sciama sonunda başardı ve Hawking, Rutherford-Appleton ' a gitmeye karar verdi. Makalesine gösteri len ilk tepki korktuğundan da kötüydü .

Gerçekten hatalı olabilir miydi? Hawking yeniden kuşkuya ka­ pılmıştı.

Ertesi a y Hawking sonuçlarını prestij l i İngiliz haftalık bilim dergisi Nature' da yayımladı. O günlerde dünyanın her ya­ n ındaki fizikçiler onun hakkında konuşuyordu . İzleyen haf­ talarda patlayan kara delikler, fizik konferanslarında üzerinde en çok konuşulan yeni düşünceler arasına girdi. B irkaç fizikçi yeni kuramı , kuramsal fizikte son yıllardaki en önemli bul­ gulardan biri olarak nitelendirdi . Her zaman bir Hawking hay­ ranı olan Sciama ise makaleyi "fizik tarihindeki en güzel ma­ kalelerden biri" olarak açıkladı.

Hawking' in açığa çıkardığı kara delik dinamiği, çok önemli şeyler ima ediyordu. Bunlar, Büyük Patlama'yı izleyen anda oluştuğu düşünülen olayların bazılarına ters yönde benziyordu .

77

Dolayısıyla bu model patlamaya yaratılış an ında, atomaltı par­ çacıkların oluşma biçimini ve birbirleriyle etkileşimini an­ lamada fizikçi lere yardım edebi lecek gibi göıii n üyordu . Daha önemlisi, Hawking ' in kara deliklere kuantum mekaniğini uy­ gulayarak, kuantum mekaniğiyle genel göreceliği bir araya ge­ tfrebilecek temeldeki etkileşimi bulma yolunda deneme ni­ teliğindeki ilk adımı atmış olmasıydı. Kuantum mekaniğiyle genel göreceliğin, kütlesel çekimin kuantalaştırılması olarak adl andırılan bu birleştirilmesi fizikteki en zor problemdir.

1 974' den günümüze, kara deliklerin parçacık yaydıklarını ve patladıklarını gösteren çok say ıda matematiksel kanıt bu­ lundu ve bu gerçek farklı yaklaşımlar kullanan öteki ku­ ramcılar tarafından da doğrulandı. Kara _delik yayınımı "Haw­ king Radyasyonu" olarak adlandırılır ve herhangi bir yerdeki herhangi bir fizikçi bunun tam olarak ne anlama geldiğini size anlatabilir.

78

S on S oru

Evrende, bir kara delikten daha zor tasarlanabilecek bir şey yoktur. Yine de fizikçilerin zihinlerinde pek çok imgenin tu­ tuşmas ına neden olan Büyük Patlama' yı bunun dı şında tutmak gerekir. Çünkü bir çeyrek yüzyıldan biraz fazla süredir Büyük Patlama binlerce zihinde, bu zihinlerdeki sayısız he­ saplamalarda tekrar tekrar oluşmuştur.

Fizikçi olmayan bir kişi şöyle düşünebilir; insandaki boş­ luk kavramıyla tam bir alay niteliğinde, boşlukta bir ham nokta belirdi. Ve tam yaratılış anında, tüm maddeyi boyutları, ener­ j iy i ve zamanı içinde barındıran bu nokta patladı, tüm içer­ diklerini dışarı kustu .

Doğuş anında tüm madde ve kuvvetlerin birbirinden ayırt edi lmesi olanaksızdı. Evren genişleyip soğudukça madde ve kuvvet birbirinden ayrıldı ve sonra bu ayrılma yinelendi. Evren, tarihinin ilk saniyesinin ilk milyarda birlik bölümünde parçalara ayrılmayı sürdürdü. Hemen sonra, bugün kuark ve lepton* ola­ rak adlandırdığımız, tüm maddenin bileşenleri olan ve asla tek­ rar birleşmeyecek biçimde ayrı sınıflara düşen parçacıklar oluştu .

Yeni kuvvetlerin ayrılmasıyla, Büyük Patlama' ya neden *

Lepto n l ar, elektron, nötrino, tau ve muon ' u kapsayan ve çekirdeğin d ı ­ ş ı ndaki atomaltı parçacı k l a r s ı n ı fı d ı r . Çekirdeği oluştu ran proton ve nöt­ ron l arın kendileri de kuarkl ardan o luşur.

79

olan bu tek kuvvet de parçalan m ı ş oldu . Kuark ve lepton lar oluşu rken ortaya çıkan yeni kuv vetlerle bu farklı parçacıklar sonsuza dek birleştiler. Parçalanan kuvvetlerden üçü bugün hala atom içinde işlemektedir. Bunları n en kuv vetlisi, çe­ kirdeğ i n bi leşenlerini, proton ve nötronları oluşturan kuarkları bir arada tutan güçlü k uv vettir. B in kez daha zayıf olan elekt­ romanyetik kuv vet, leptonun bir türü olan elektronları çe­ kirdeğin etrafındaki yörüngede tutar . Atomların bütü n lüğünü sağlayan bu kuv vet ayn ı zamanda radyo ve ışık dalgalarından sorumludur.

Yüz kez daha zayıf olan öteki kuvvet uranyum gibi bazı ele­ mentlerin atomlarındaki nötron ları yavaş yavaş y ıkıma uğ­ ratarak radyoaktif bozunmaya neden olan zayıf kuvvettir. Tüm kuvvetler vektör bosonlanyla iletilir. Saniyenin bir bölümü kadar süre içinde var olan bu kuv vet taşıyıcı parçacıklar, tıpkı kayıklardaki insanların birbirlerine i leri geri top atarak ve her atı şta geri çeki lerek enerj i y i aralarında i letmelerine benzer bi­ ç i mde kuvvet taşırlar.

Vektör bosonları , kuvvetleri n i taşırken yalnızca bir anın bir bölümü kadar yaşar. B u özel liğiyle, kayıklar arası nda fırlatılan topun her tutuşta gözden kaybolmasına benzer. Gluon olarak adlandırılan bir vektör boson, güçlü nükleer kuvvetten so­ rumludur. Atomun dışındaki kütlesiz bir parçac ık olan foton ise ışığın bi leşenidir ve elektromanyetizmden sorumlu bo­ sondur.

Elektromanyetizm ve güçlü nükleer kuvvet söz konusu ol­ duğunda bosonlar, hokkabazlar arasında i leri geri uçan toplar gibi davranır. Bu, aralarındaki enerj i y i değiştirirken topların hokkabazları bir arada tutmasına benzer. İkisi W ve biri de Z olarak adlandırılan üç parçacık radyoaktif bozunmadan so­ rumlu olan kuvveti taşır. Bu parçacıklar ilk kez 1 98 3 ' de CERN ' de (Cenevre ' deki Avrupa Nükleer Araştırma Kon80

seyi ' n in Fransızca baş harflerinden olu şan bir kel ime) Carlo Rubbia'nın yönetimindeki bir grup tarafından bulundu .

Evrende geçerli en zayıf kuvvet olan kütlesel çekim kuvveti , güçlü nükleer kuv vetten yaklaşık 1 038 kez daha zayıftır. Gra­ viton olarak adlandırılan ama henüz keşfedilmemiş bir vektör bosonunun kütlesel çekime neden olduğu öne sürülmektedir .

Kütlesel çekim kuvveti yalnızca büyük kütleler üzerinde iş­ lediğinden bir atomun içinde anlamlı bir etki yaratmaz. Üç atomaltı kuvvetin, temel nitelikteki bir etki leşimin bi­ leşenleri olduğunu gösterme çabalarından doğan büyük bir­ leşik kuramlar yalnızca son on yılın ürünüdür. Ancak bu ku­ ramlardan hiçbiri henüz kütlesel çekimi kapsamamaktadır.

Büyük birleşik kuramlar üzerindeki çal ışmalarıyla Nobel Ödülü ' nü paylaşan Sheldon Glashow bir keresinde bana "Evren henüz çok çok sıcakken tüm kuvvetlerin bir olduğuna inanıyoruz. Temeli oluşturan görünüşte büyülü kuvvet, şimdi hepimizin keşfetmek için uğraştığı kuvvettir" demişti .

Hawking de aynı fikirdedir: "Dört kuvveti tek bir ma­ tematiksel tanımlamada birleştirmek tüm bilimlerin en büyük amacıdır."

Ona bu ara�tırmay ı yapmaya nasıl karar verdiğini ve kişisel amacının ne c lduğunu sordum.

"Amacım basit" dedi ve birden ciddileşti . "Evrenin tam bir kavray ışına u laşmak . O niçin öyledir ve niçin vardır . " Bu düşünceleri bir not defterine aceleyle yazdım. Başımı kaldırdığımda gülmekten katılıyordu ve gözlerinde bir parıltı vardı .

"Bu kelimeler sana tanıdık mı geldi?" diye sordu .

B i r anlık düşünmeden sonra gerçekten öyle olduğunu anım­ sadım. Bir y ı l önce popüler bir bilim dergisine Hawking hak­ kında bir makale yazmı ştım. Hawking ' in bir yıl önceki söy81

!eşimizde bana söylediği sözler, hikayenin önemli bir yerinde tam bu kelimelerle geçiyordu. Çoğu kuramsal fizikçi gibi Hawk ing de hala an laşı lması en zor gizemin evrenin ilk anlarında yattığına, Büyük Patlama' dan sonraki ilk saniyenin trilyonda biri kadarl ık süre içinde ol­ duğuna inanıyor. Bu evre, soğuk ve kararl ı evrende gör­ düğümüz dört kuvvetin büyük olasılıkla tek kuvvet olduğu ev­ redir. Bu düşünce, evrenin inanılması güç o ilk an larındaki, ilk ı o·32 ya da 1 0-33 saniyedeki olaylar temel alınarak öneri lmişti .

Ama Hawking daha geriye, trilyonda birden de daha küçük ke­ sirlere gidilmesinin gerektiğini düşünüyor. " 1 0-33 ve 1 Q-43 saniyeler arasında tam olarak neler olduğunu bilmek istiyorum" dedi Hawking . "Yaşamın kendisi de dahil, evrenle ilgili tüm sorulann kesin ve en son yanıtlan orada ya­ tıyor".

"Klasik zaman kavramının yok olduğu yer 1 0·33 i le 1 0-43 sa­ niyeler arasında bir yerdedir. Son zamanlarda 1 0-33 saniyedeki evren hakkında bir makale yazmıştım. Ama benim asıl merak ettiğim şey, ondan önce ne olduğudur. Gerçekte bu noktada çok bel irli bir model olduğunu sanmıyorum. Şimdiye dek yanıt ve­ recek hiçbir şey görünmed i . " Zamanı n başlangıcının açıklanmasın ı zorlaştıran ç o k sa­ y ıda sınırlayıcı etken vardır. Öncel ikle, onu gözleyen herhangi bir kuram, günümüzde hala var olan olgular temel alınarak çok eskilerin yorumlanmasına dayanır. Evrenin her yanında bu­ lunan zemin radyasyonu, insanl ığın yaratılışla kurduğu en büyük bağlantılardan biridir. Ormanlardaki kayaçlar içinde bu­ lunan kömürün, orada daha önce bulunan sıcak bir şeyin var­ lığına sağlam bir kanıt olması gibi, zemin radyasyonu da, madde ve radyasyon birbirlerinden ayrıldığında evrenin neye benzediğini fizikçilere göste:-en bir ipucudur. Çünkü zemin rad82

yasyonu , her yerde o kadar kesin ve düzgün biçimde da­ ğılmıştır ki, homojen (ya da izotropik) evren model inin te­ melde doğru olduğunu düşündürmektedir. Kozmologlann tar­ tışmaları gereken öteki önemli kanıt, günümüz evrenindeki 75 : 25 ' lik hidrojen-helyum oranıdır. Hawking ve öteki fi­ zikçilerin çoğu, bu oranın evrenin oluşmasından sonraki ilk bir­ kaç dakika içinde gerçekleştiğini düşünüyor.

Hawking'e, bilim adamlarının evrenin ilk anlannı tam ola­ rak anlama yolunda bir başlangıç yaptıklanndan nasıl emin olabileceklerini sordum. Kozmologların evrenin gelişimindeki bazı dönemleri gözden kaçırma ya da temel nitelikteki göz­ lemleri n yorumlamasında ciddi yanlışl ıklar yapma olas ılığı yok muydu?

"Evet, bu olanaklıdır" dedi, Hawking. ''Teleskoplarımızla uzayda ileriyi gözetleyerek zaman içinde geriye ba­ kabileceğimizi hatırla. Uzayda daha ileriye bakmak bizi baş­ langıca y aklaştırır."

"Ama bu, uzaktaki ve buradaki her şeyi n aynı olduğu ve aynı şekilde işlediği anlamına gelmez mi?"

"Evet, o anlama gelir."

"Peki bu zamanımız içinde keşfettiğimiz doğa yasalarının evrende daima işlediğini ileri sürmek anlamına gelmiyor mu?"

"Doğrusu öyle."

"Ama bilim adamlan bu öngörülerde bulunurken bi­ limsellikten uzak metafiziksel bir inanç adımı atmış ol­ muyorlar mı?" " B i risi, evrenin başlangıcını araştırırken oldukça keskin bazı öngörülerde bulunur. Ama zemin radyasyonu gibi ger­ · çeklerin çoğu onları destekliyor görünür. Hesaplarımızın te­ melden yanlış olduğuna inanmamıza yol açacak herhangi bir 83

neden şimdiye dek olmamıştır."

Gerçekten uzayda ve güçlü hı zlandı rıc ıl ar içinde yapı l an gözlemler, zaman içinde geriye dönüş üzerine tutarl ı bir se­ naryo tan ımlamıştır. B u yolcu lukta kuramc ıların olayları ay­ rıntı larıyla incelemek istedikleri , özel önem taşıyan anahtar ni­ teliğinde birkaç nokta vardır.

Bunlardan ilkinde, evren bir milyar yaşındadır. Ast­ rofizikç iler, günümüzde gökyüzündeki en uzak nesneler olarak kabul edilen kuasarların bu dönemde oluşmaya başladığını dü­ şünmektedir. Kuasarların nasıl oluştuğu sorunu bugün hala kozmoloj i konferanslarının en bel l i başlı konularından birini oluşturmaktadır. Ama evren in, kara gökyüzünde parlak nok­ talar biçiminde bilinen görünüşünü aşağı yukarı bu dönemde almaya başladığı genellikle kabul edilir.

B ir sonraki nokta, 1 0 milyardan fazla y ı l önce, evrenin henüz 500.000 y aşında olduğu dönemdir. Bu dönemde, temel parçacıkl;ır atomları oluşturmak üzere birbirleri y le birleştiler.

Daha önce evren, bir elektronun çekirdek çevresinde bir ku­ antum yörüngesine girmesine olanak vermeyecek ölçüde sıcaktı ve başıboş elektron ve çekirdeklerden oluşan kaynayan bir deniz görünümündeydi .

Fizikçi ler, bir elektronun bir elementi herhangi bir atomunun çekirdeğine bağlı olarak tutulabilmesi için gerekli elekt­ romanyetik kuvvetin miktarını tam olarak bildiklerinden bu noktayı işaretleyebilirler. B u saptamayı yapabilmek için bu kuvveti s ıcaklık eşdeğerine çevirmek ve soğuyan evrenin o aşamada hangi noktadan geçtiğine bakmak yeterlidir. Bunun yanıtı y arım m i l yon y ı ldır.

Hawkin g ' e göre "B ir kez atomlar oluşmaya başlayınca, madde galaksiler ve y ı ldızlar hal inde yoğun laştı ve kütlesel çekim evrenin gelişmesinde önemli bir rol oynamaya ba�Jadı."

B u nokta aynı zamanda ışığın evren boyunca yol alabi lmesinin 84

de başladığı noktadır.

Geriye doğru yolculuktaki bir sonraki durak yaklaşık t OO .OOO ' inci yıldır. Evren in iki temel bi leşen i galaksi leri, yıl­ dı zları , gezegenleri ve insanları oluşturan madde ile mik­ rodalga zeminini oluşturan radyasyonudur. Günümüzde zemin rad yasyonu ile madde arasında hemen hemen herhangi bir et­ kile şim yoktur.

Ancak evrenin ilk dönemlerinde, yoğunluk ve sıcaklığın şimdikinden çok daha büyük olduğu evrelerde madde ile rad­ yasyon birbirlerini kuvvetlice etki liyorlardı. Kuramcılar, mik­ rodalga zemin fotonlarının gerçekte, maddeyi oluşturan proton, nötron ve elektronlarla çiftleştiğine inanıyorlar. Evren so­ ğudukça radyasyon ve madde birbirlerinden ayrıldılar. Bu, ev­ renin başlangıcından 1 00.000 yıl sonra oldu . 1 964 ' de Amold Penzias ve Robert Wilson tarafından keşfedilen mikrodalga zemin, radyasyonun maddeden ayrıldığı andan bir kalıntıdır.

Kuramcılar için geride bir sonraki durak, evrenin baş­ langıcında, sıfır zamandan yaklaşık üç dakika sonrasıdır. "Bu önemli bir noktadır" dedi Hawking. "Üçüncü dakikadan önce, evren proton ve nötronların bir çekirdekte birleşmelerine izin vermeyecek kadar sıcaktı. Üçüncü dakikada, güçlü nükleer kuvvete çok dikkatle bakmaya başlamamız gereken noktadır."

Bir proton ve bir nötron eğer ilk üç dakikada bir araya ge­ lirse, zemin radyasyonundan gelen fotonlarla ya da öteki par­ çacıklarla çarpışma İ ar onları birbirinden uzaklaştıracaktı. Bu­ nunla birlikte üçüncü dakikada her şey yeterince soğuduğu için güçlü nükleer kuvvet, bir proton ve bir nötronu ya da bir ağır hidrojen çekirdeğini oluşturacak şeki lde bir proton ve iki nöt­ ronu çekmeye başlayabi lecek duruma gelmişti .

Aşağı yukarı aynı zamanda bir çift proton ve bir ya da iki nötrondan helyum çe kirdekleri oluştu ve bugünkü 75 :25 ' 1ik 85

hidrojen-helyum oranı kuruldu . tık üç dakika evresinde öteki bi rkaç hafif elementin çekirdekleri de oluştu . Ama demir ve altın gibi ağır elementlerin y ı ldız fı rın larında işlenmesine baş­ lanması için milyonlarca y ı l gerekiyordu . Üçüncü dakikadaki tablo oldukça açıktır. Güçlü nükleer kuvvet egemen durumdadır .

Orta büyüklükteki hız­ landırıcılarda bile bu andaki duruma oldukça benzer koşullar yaratabilir. İlk · üç dakikan ın hemen gerisinde, evren görece soğuk bir evresindedir. Bununla birlikte sıfırdan sonraki saniyenin yak­ laşık ilk yüzde birlik bölümünde evren yaklaşık 200 milyar Celsius sıcaklıktaydı . Bu evredeki sıcaklığı, yüzlerce tür par­ çacığın oluşmasına ve bun l arın birbirleriyle çarpışmalarında üretilen enerj iyle yok olmalarına yetecek kadar yüksekti. Sa­ niyenin yüzde biri kadar olan bu evre bir başka açıdan da önemli bir kilometre taşıdır. Fizikçiler zaman içindeki geriye doğru yolculuklarında bu noktaya kadar olan gerçekleri bil­ dirdiklerinden oldukça eminler.

"Senaryo açık" dedi, Hawking, "Saniyenin yüzde birine kadar olan dönem üzerinde çok az anlaşmazlık var" .

Kozmologlar, evrenin kayıp tarihini araştırmada bu nok­ tan�n ötesine geçildiğinde, h ızlandırıcıları yeryüzünde benzer koşul l arı tümüyle yaratacak kapasitedeki parçacık fizikçilerinin çalı şmalarına güvenmekte zorlanıyorlar. İlk saniyenin on binde biri ( 1 o-4) ile milyonda biri ( 1 o-6) arası , başka bir dönü m noktasıdır_ Bu dönemde evrendeki mad­ denin temel bi leşen leri olan kuarklar protonlarla nötronları oluşturarak üçlü gruplar hal inde ortaya çıktı . Bundan önce evren kaynayan bir kuark çorbasıydı . Nükleonları oluşturmak ü zere aşırı bir enerj i ve yoğun lukla sıkışmışlard ı .

Fizikçiler b u noktada karşılaştıkları bazı kuramsal sorunları 86

yenmek için "kuark çorbası" kavramını kul lanır. ı o-4 ' üncü sa­ niy ede evrenin yoğunluğu o denli büyüktü ki, proton ve nöt­ ronların arasındaki uzaklık, parçacıklardan birinin boyutu kadar küçük kalıyordu . Bu mesafe böyle bir yoğunluğun ne­ denini açıklamaya kalkıştıklarında atomaltı parçacıkların dav­ ran ış şekillerinin yeni bir tanımını yapmaya zorlanan fizikçiler için oldukça küçüktü .

Neyse ki, nükleonları, bir atomun çekirdeği içinde bir arada tutan güçlü nükleer kuvetin aradaki uzaklıkla artma özelliği vard ı . ParçacıHar yakınlaştıkça bu kuvvet de azalıyordu . Bu hem proton ve nötronlar, hem de onları oluşturan kuarklar için geçerlidir.

B u nedenle fizikçiler, yüksek yoğunluktaki erken dönem evren için birbirleriyle etkileşimi olmayan, kuark çorbası mo­ delini geliştirdiler. Bu model basitçe sıcaklığın sıfır zamana doğru giderek artmakta olduğunu gösterir. Eğer model doğruysa bu, sıcaklığın Planck duvarını geçerek artmasını sürdürdüğü anlamına gelir. Bu noktada (Planck duvarı ) evren 1 043 saniye yaşındadır ve Planck duvarının ötesinde fizikçilerin hesapları geçersizdir. Öteki model tasarısı, soğuk Büyük Patlama olarak ad­ landırılır. Bu, evrenin soğuk bir patlamayla başladığı an­ lamında değildir. Daha çok, başlangıçta, trilyonda bir saniye sonrakinden daha sıcak olmayı gerektirmeyen bir uzay ge­ nişlemesini ifade eder. Bu tür modellerde kuarkların varlığı zo­ runlu değildir. Model sahipleri bunun yerine, evrenin baş­ langıcına doğru belirli bir sınır olmaksızın artan temel parçacıklar olgusunu öne sürerler.

Bu bir paradoks gibi görünür. Çünkü evren, tarihi boyunca soğumuştur. Bugün de soğumasını sürdürüyor. Bu neder.le zaman içinde geriye doğru gittikçe daha uzağa bakarken, evren 87

de başlangıçtaki teki llik anına kadar gittikçe daha sıcak ol­ malıdır. Ama bu model ler, evrenin başlangıçtaki gerçek ener­ j isinin, say ıları ve kütleleri giderek artan parçacıkların olu­ şumunda harcanmas ı yüzünden başlangıcın ilk an larında görece soğuk bir Büyük Patlama görünümüyle kar­ ş ı l aşacağ ımızı öne sürerler.

Kuramcı lar arasında kuark çorbası modeli, soğuk Büyük Patlama' dan daha çok benimsenmektedir. Bununla birlikte Hawking göz kırparak "kuramcıların düşünceleri değişebilir ve üstelik oldukça da sık olur bu" demişti.

Doğumundan sonraki ilk 1 0- 1 0 saniye içinde evren, büyük enerj inin olağanüstü genişlemesiyle yaklaşık olarak güneş sis­ temimizin boyutlarına ulaşmıştı . Bununla birlikte, dünyanın en büyük hızlandırıcılarında, birkaç proton ve antiprotonu içeren çarpışmalarda evrenin saniyenin ilk milyonda birlik bö­ lümü ndeki ısı ya da enerj i düzeyi yeniden yaratılabilir.

Fizikçi ler bu noktada en önemli olaylardan biriyle kar­ ş ı l aştılar. Kuramcıların , bugün evrenimizi yöneten dört kuv­ vetin birleştirilebileceğini ilk olarak görmeye başladıkları yer burasıdır. Bu dönemden önce Glashow, Steven Weinberg ve Abdus Salam tarafından gerçekleştirilen kurama göre, lep­ tonları kontrol eden elektromanyetik kuvvet ile radyoaktif bo­ zun maya neden olan zayıf kuvvet bir ve aynıydı .

Hawking "Eğer bu hesaplar doğruysa, ı o- 10· uncu saniyeden önce evrende yalnızca üç kuvvet vardı" dedi . "Birleşik elekt­ romanyetik ve zayıf kuvvet, güçlü nükleer kuvvet ve kütlesel çekim. Bu, günümüzde evrende gördüğümüz her şey için ortak bir kökenin bulunduğunu düşünmemizin başlangıcıdır."

Weinberg, Glashow ve Salam ' ın birleşik kuramı dünyadaki büyük hızlandırıc ılarda denenebil ir. 1 982 ve 1 98 3 ' de Carla Rubia yönetimindeki bir ekip Cenevre yakınlarındaki CERN' de 88

bu lun an büyük graton-antiproton çarpıştırıcısını, birleşik ku­ ramın tüm özelliklerini önceden belirlediği W ve z par­ çac ıklarını üretmek için kullandı lar.

Rubia ' n ı n ekibi ilk W parçacıklarını ortaya çıkardığı sırada CERN ' e gittim. Günümüzün bu en güçlü hızlandırıcısında üre­ tilen enerj i düzeyi 100 mi lyar elektronvoltu (ev) aşıyordu . 1 000 ttilyon ( 1 015) derecedeki bu sıcaklık, evrenin 1 Q· 1 2' nci sa­ n iyesindeki sıcaklığına eşittir.

CERN kontrol odasındaki bilgisayar terminallerinde ağır parçacıkların gösterisi başladığında, herkesin büyük bir he­ yecan içinde olduğu görülüyordu . Rubia bana "Yıllardır bu küçük ·canavarların izindeydik" dedi . "Sonunda dikkatlice kur­ duğumuz tuzakta görünmeye başladılar. Bunlar eğer dü­ şündüğümüz şeylerse, bu deneysel fizikte bir kilometre ta­ şıd ı r . "

Kuramcılar geçmişe doğru yolculuklarında b i r noktadan sonra artık kendi başlarına olacaklardır. Çünkü giderek daha büyük h ızlandırıcı ların kurulmasına karşın dünyadaki h içbir hızlandırıcı, evrenin ilk anlarındaki sıcakl ığın yakınına bile ulaşamaz . Bu nedenle kuramsal kurguları doğrulamak için de­ neye başvurmak bir noktada artık olanaksız hale gelecektir. ı o·20 • nc i saniyede, Hawking ' in küçük kara deliklerin oluş­ muş olabileceğini düşündüğü noktaya geliriz. Hawking' in şimdi bütün evrende bulunduğuna inandığı bu mini deliklerde, fizikçiler artık kütle sel çekim içindeki kuantum etkilerine bak­ maya başlamalıdırlar.

"Bunlar çok fazla olmayabilir" dedi, Hawking. "Çünkü aksi takdirde çok sayıda gamına ışını gözlememiz gerekecekti ama bunları göremiyoruz. Galaksimizdeki kara delikler birbirlerine dünyanın Plüton ' a olan uzaklığından daha yakın olamazlar. Ga­ laksinin kütlesel çekim etkisi bunu gösteriyor. Ayrıca böyle bir 89

durumda küçük kara deliklerin yoğun luğu galaksi içinde, dı­ şındakinden daha yüksek olurdu.

1 o·32' nci saniyesinde evren yalnızca bir beyzbol topu bo­ yutlarındaydı . Sıcaklığı 1 027 Kelvin derecesiydi. Bundan çok az (microflash) önce - J 0·35' inci saniyede- geriye doğru yol­ culukta fizikçilerin evrenin en erken dönem tarihi hakkındaki düşüncelerinin doğruluğundan emin oldukları son duraktır. Bu nokta i le tekillik arasında kalan zaman , ışığın bir protonun ça­ pını katetmesi için gerekli sürenin trilyonda birinden daha kı­ sadır.

Büyük birleşik kurama güvenen fizikçiler, ı o·35' inci sa­ niyede güçlü nükleer kuvvetin öteki iki atomaltı kuvvet olan elektromanyetik ve zayıf kuvvetlerle bir olduğuna inanıyorlar.

Bu büyük birleşik kuram, tarihindeki o anda evrenin neye ben­ zediğini tanımlamaya çalışır. Evrenin boyutu yalnızca 1 0-24 cm. dir ve katışıksız enerjisi kuark ve leptonlar gibi nokta ben­ zeri parçacıklar halinde yoğunlaşmaya henüz yeni başlamıştır.

Madde ve antimadde hemen hemen eşit miktardadır.

Planck du varının zamanı 1 o-43 ' üncü saniyede gelir. Bu nok­ tada, fizikçilerin uzay, zaman ya da maddeyi tanılama ye­ tenekleri temelden çöküntüye uğrar. Kütlesel çekimin, Büyük Patlama anında var olan tek birleşik kuvvetle bağını tam bu anda kopardığı tahmin edilmektedir. Ama kütlesel çekimin ku­ antum davranışı olmadığından kimse bunu kesin olarak bi­ lememektedir.

Planck duvarını geçmek için fizikçilerin çeşikli büyük bir­ leşik kuramların gerçekten iz üzerinde olup olmadığını bil­ melerinin yararı olacaktır. Ancak dünyadaki hızlandırıcılarda onları denemenin belirli bir yolu yoktur. Evren tarihinin bu dö­ nemindeki enerj i düzeyleri tekrarlanamayacak kadar yüksektir.

Bu nedenle yeni deney tekniklerinin geliştirilmesi gerekebilir.

90

"Eğer büyük birleşik kuramlar doğruy sa, dı şarıda kalan tek şey kütlesel çeki mdir" dedi, Hawking. "Ama büyük birleşik kuramların doğru modeller olduğuna tamamen ikna olmuş de­ ği lim."

"Ve bildiğiniz gibi standart Büyük Patlama modelinde çok ciddi sorunlar var. Çeşitli büyük birleşik kuramlar mutlaka tu­ tarlı bir tablo çizmemektedir."

Her şeyden önce manyetik tek kutup problemi varlığını sür­ dünnektedir. Bu tek kutup, büyük birleşik kuramın çoğu ver­ siyonuna göre Planck duvarının bu tarafında ilk anda bükülüp uzayda kutuplaşan anlaşılması zor bir parçacıktır. Maddenin yaratılışı ve egemenliğini açıklayan kuramlar da bu tek ku­ tuplarla sonuçlanır. Bunlar serbest manyetik kutuplardır ve bir mıknatısın kuzey ya da güney kutbuna benzerler.

Stanford Üniversitesi fizikçilerinden Blas Cabrera bu tek ku­ tupların tamamen yeni tipte bir madde olarak gerçekte gü­ nümüzde de var oldukları hakkında kanıt bulduğunu ileri sür­ mektedir. Ama jüri Cabrera' nın çalışmasını hata görmezlikten geliyor. Öteki sorun, mikrodalga zemin radyasyonunun her yerde aşın ölçüde tek biçimli olmasıyla ilgilidir. Eğer bu radyasyon gerçekten evrenin 1 00.000 ' inci yılında maddeden ayrılarak ser­ best kalmışsa, evrenin tüm farklı bölümleri boyunca bu denli homojen olması nasıl açıklanır? Evren tarihinin o noktasında gökyüzü parç�ları , milyonlarca ışık yılı uzaklıklarla bir­ birlerinden ayrılmışlardı. Bu parçaların bu kadar büyük uzak­ lıklardan enerj i değişimi gerçekleştirmeleri olanaksızdı. O halde neden her yerde aynı zemin sıcaklığı saptanmaktadır? Öte yandan 1 o-43 ' üncü saniyedeki duvar var. Bu yüzden öte tarafında belki de kendisini basitçe açıklayacak bir evrenin bu­ lunduğu bu son sının geçme konusunda yakın zamanlar için pek ümit yok .

91

"Bu noktada kütlesel çekim alanı o kadar güçlüdür ki, ta­ nıma göre kuantum etki leri hesaba katı lmal ıdır" ded i Hawking .

"Evrenin nasıl başladığını anlamak istiyorsak kütlesel çekim ile kuantum mekaniğinin nasıl birleştiğini anlamamız gerekir" .

"Planck zamanı, klasik görecelik kuramına göre uzay ve za­ manı tanımlama yeteneğimizdeki, bir kopuşu ifade eder.

B unun nedeni kütlesel çekimi nasıl kuantalaştıracağımızı (ni­ celiklerine göre nasıl ifade edeceğimizi) bilmememizdir.

Kuramc ılar, bir anlamda, Planck duvarına yaklaşmışlar ama geçememişlerdir. Çünkü evrenin gelişimindeki önemli dönüm noktalarından geriye doğru g iderken şu ya da bu şe­ kilde denklemlerini zorlamışlardır. I 0-4' üncü saniyede, sıkıca bir arada bulunan proton ve nötronlar arasındaki etkileşimi at­ lamanın doğru olduğuna karar verildiğinde böyle oldu .

Planck duvarı evrenin ültimatomudur; eşitlikleri sınırlamak ve çok karmaşık ya da anlaşılması güç noktaları atlamak artık söz konusu olmayacaktır. Burası, insanoğlunun evren hak­ kındaki tarihinde tüm hesaplarını ve düşüncelerini en açık bi­ ç imde oluşturması gereken, evrenin nasıl başladığını bilmeden önceki son yerdir. Ve hala hiçbir zaman bunu tam olarak bil­ meme olasılığı da vardır.

92

Kabarma ya da Patlama

B üyük Patlama, fizikçilerin bir kuşağı için evrenin ya­ ratılışı konusunda bir hareket tarzı olmuştur. Bununla birlikte bugün bir kozmoloj i konferansına katı lsanız, kabaran ve şişen evren konuşmalarından başka bir şey duymazsınız.

Kuramcılar, madde ve kuvvetlerin doğup günümüzde hala genişleyen evreni oluştu rmak üzere tüm yönlerde saçıldığı bir korkunç patlama senaryosu olan Büyük Patlama' da bazı tu­ tarsız faktörler bulduklarından hiçbir zaman kendilerini çok rahat h issetmediler. B aşlangıçtaki tekillik bazılarını rahatsız ediyor. Ayrıca çoğu kimse Büyük Patlama'nın, zemin rad­ yasyonunun her yerde tek biçimli olmasını yeterince açık­ lamadığını düşünüyor. Onlar B üyük Patlama' y ı , bir bomban ın patlaması ve parçalarını mükemmel bir süre içinde fırlatması gibi ele alıyorlar. Büyük Patlama evrendeki uzayın doğası hak­ kında da bir varsayımda bulunur. Evrenin kendi düzlüğünü, ba­ sitçe, bir kürenin yüzeyinden çok, bir masanın düz yüzeyine benzeterek açıklar.

Hawking "Evrenin bir kabarcık halinde başlaması dü­ şüncesi, bu problemlerin çoğuna basit bir çözüm sunar" de­ mektedir. 1 9�1 ' de ortaya atılan kabarcık kuramı, Büyük Pat­ lama' nın çoğu kusurunu giderir ama doğal olarak yeni problemler yaratır. Temel düşünce, boşlukta balon lar gibi şişen kabarcıklardan birkaç evrenin canlanması yönündedir.

93

tık başlangıçta her biri bir trilyon dereceden daha sıcak enerj i yüklü noktaların düzensiz bir karışımı vardı . Isıları yüzünden bu noktalar o kadar hızlı genişlediler ki çok geçmeden ısı ların ı yitirdiler. Daha sonra da "aşırı" soğudular .

Bu olay, kütlesel çekimin üç kuantum kuvvetinden ayrıldığı ı o·43 ' üncü saniyedeki Planck engelinden az sonra oluşur. Bu aşı rı soğumuş bölgeler, Harvard fizikç i lerinden S idney Co­ leman ' ın "sahte vakum" olarak adlandırdığı kendine has bir özelliğe sahiptir. Bu özellik, bölgelerin kendilerini saran küt­ lesel çeki m alanından enerji çekebilmelerine olanak sağlar. Bu süreç başl adıktan sonra yaklaşık ı o·35 ' inci saniyede, aşı rı so­ ğumuş bölgeler, belki de bir negatif kütlesel çekim sarsıntısına benzer biçimde büyük bir enerj i tepkimesi göstererek her biri ayrı bir evren olmak üzere kabarcık püskürtür.

Bu düşünce tarzının anahtarı "sahte vakum" kavramıdır. O, donma noktasının oldukça altında soğutulan suya ben­ zeti l mektedir. Su, hızla buz halinde kristalleşmeden önce çok kısa bir an için sıvı durumda kalabilir. Aynı şey , aşırı sa­ ğumuş bölgeler için de geçerlidir. B ir an için dağılmamış du­ rumda kalırlar.

Sahte vakumun tepkimesiyle yaratılan kabarcıklar tekrar so­ ğumaya başladığından, birleşik elektromanyetik ve zayıf kuv­ vetler birbirinden ayrılır ve farklı kimlik kazanır. B u ka­ barcıklardan birinin (evrenimizin) içindeki enerj i, Lepton ve kuark gibi parçacıklar halinde yoğunlaşmaya başlar. Bu şi şme döneminin sonunda (ilk başlangıçta l 0-12 saniye sonra) gü­ nümüzdeki tüm yıldızların, galaksilerin, gezegenlerin ve ora­ larda yaşayan insanların maddesini içeren evren imiz yaklaşık olarak bir greyfurt büyüklüğündedir. B u noktada, bilinen Büyük Patlama senaryosu işlemeye başlar.

Kabarcık senaryosu son zamanlarda fi zikçilerin çok ilgisini 94

çekiyor. Bunun nedenlerinden biri, evrenin şi şmesi döneminde k ab arcı kların Bü yük Patlama' dakinden daha yavaş gel işmesi .

Bu, zaman içinde geli şen maddenin düzgün bir biçimde ka­ rı şmasına, aynı sıcaklığa gelmesine ve böylece evren boyunca homojen bir radyasyon oluşmasına olanak yaratıyor.

Kabarcık kuramı, evren imizin düzlüğünü de keyfi bir var­ say ımdan çok doğa y asasına dayanarak açıklıyor. Buna göre, bir kabarcık bugünkü evrenin boyutlarına büyürken, dünya gibi büyük bir kürenin yüzeyinin düz görünmesine . benzer şekilde düzleşmiştir.

Kabarcık senaryosunda hala üzerinde düşünülmesi gereken problemler nelerdir? Astrofizikçiler, galaksilerin ve yıldızların evrenimiz olan kabarcığın içindeki madde kümelerinden nasıl katı laştığı konusunda tam emin değiller. Ve bazı fizikçiler de ayn ı anda çok sayıda evrenin yaratılması düşüncesinden ra­ hatsızlık duymaktadırlar.

Bu, emin olacak şekilde asla bilmeyeceğimiz bir şey midir?

Fizikçiler bu noktada farklı düşünüyor. Sağduyu, bir ekmek so­ munundaki yükselen kabarcıklar örneğinde olduğu gibi ayn evrenlerin asla birleşmeyeceklerini söyler. Ama genel kurallara pek aldırmayan bazı fizikçiler, kendilerine özgü şevkle, ge­ nişleme yavaşlay ıp durduğunda ayn evrenlerden bazılarının sonunda birleşeceğine i.n anmaktadır.

Hawking "Şişme, bu dönem boyunca evrenin ge­ nişlemesinin mükemmel biçimde düzenlenmiş olduğu ger­ çeğini açıklar" diye y anıtladı. "Her şeyden önce bu, evrenin bir kara delik gibi kendi üstüne çökmeden genişlemesine olanak verdi. Öte yandan madde, galaksileri oluşturmak üzere çok sey­ rek olarak dağılmış da olabi lirdi."

Tekillik noktasındaki, Hawking ' in deyişiyle "Zamanın baş­ langıcındaki" evren problemini düşündüm. Kabarcık kavramı, 95

pek çok kuramsal fi zikçiyi sıkıntıya sokan tekill iğin ortadan kaldırıl masına yardım etmiyor muydu?

"Evet, bir kabarcık kullanarak ve teki l l i k içermeksizin bir kozmolojik model kurabil irsin" dedi, Hawking. "Ama onun küt­ lesel çekimin yol açtığı çökmede ortaya çıkan tekillik olgusuna y ararı olacağını gerçekten düşünmüyorum. Kabarc ık kuramı kara delikleri teki ll ikten kurtarmayacaktır. " "Kısacası, kabarcık kavramının başlangıçtaki tekilliğe de son vermeyeceğin i düşünüyorum. ama yine de bu onlanak var­ dır" dedi kendisinden beklenmeyen bir kararsızlıkla, Hawking.

B irkaç fizikç i kabarcık evreni ü zerinde çalışmaktadır. Bun­ lardan biri, Princeton ' da genç bir astrofizikçi olan J . Richard Gott, o lası lıkla sınırsız sayıdaki evrenlerden biri olan ev­ renimizin , çok yüksek sıcaklıkta ama belirli yoğunluktaki bir sıvı içinde kabarcıklar gibi yaratıldığını öne sürdü . He­ saplarıyla da, evrenlerinin her birinin genişlemeye açık ol­ duğunu ve sonsuza dek büyümeye devam edeceğini gösterdi.

Bu kabarcıklar, ilk kez 1 9 1 7 ' de Wi llem de S i tter' in in­ celediği ve daha sonra da onun adıyla an ılan bir tür uzayı bi­ çimlendirir . Bu daima genişleyen sonsuz eğrilikte bir evren ta­ nımı yapan Einstein ' in genel görecel ik olan denklemlerine özel bir çözümdür. De Sitter, çözümüne bir de, evrensel itici kuv­ vete, bir tür negatif kütlesel çekime benzer kozmolojik sabit ek­ ledi. Evrenin, de Sitter terimleriyle bel irlenen genişlemesinde, evrendeki her nokta, bir diğer noktadan sürekli artan bir hızla uzaklaşma eği limindedir.

Kabarcık evrenin Gott versiyonunda, ilk kabarcık de Sitter uzayının dış çevresini pürüzsüzce biçimlendirir. Bu süreçte başlangıçtaki tekillik dışta kalır. Gott' a göre, evrenin büyük" öl­ çekli tekdüzeliği yalnızca, eğer evrenin her parçası ge­ nişlemenin ilk döneminde doğrudan ya da bir nedene bağlı ola96

rak ötek i her p arçay l a bir an i ç i n bile ol sa i l i şk i k u r m u ş s a ola­

n ak l ı d ı r .

Standart Büyük Patlama kozmolojisinde , en erken dö­ nemdek i evrenin çeşitli bölümleri muazam gen i şleme baş­ ladığında ışığın aralarında yol alamayacağı kadar birbirlerine uzak olduklarından bağlantısız durumda kal mış lard ı . B u , koz­ mologları daima rahatsız etmiştir. Oysa Gott modelinde, şişen evren kozmolojisinde olduğu gibi kısa bir sabit yoğun luk evresi vardır. Bu, evrenin tüm parçalarının birbirleriyle bağlantı kur­ malarına yetecek zamanı sağlayarak kaba noktaların pü­ rüzsüzleşmesine ve homojen bir kozmos yaratı lmasına olanak verir.

Bununla birlikte Gott kozmoloj isinin tuhaf bir yanı, Haw­ king radyasyonunu erken evrene uygulamasıdır. Kütlesel çekim ve kuantum mekaniği arasındaki karşılıklı etkileşme y e ba­ karak olay ufuklarının sürekl i olarak ısıl radyasyon ürettiğini belirleyen Gott, Hawking radyasyonunun, zemin rad­ yasyonunun neden tüm evren boyunca düzgün biçimde da­ ğılmış olduğunu açıkladığını ileri sürdü .

Hawking ve daha başkaları, olay ufkundaki kara delik rad­ yasyonunun, çok kapsamlı bir kuramın yalnızca özel bir du­ rumu olduğunu göstermişlerdi. Buna göre, olay ufku olan her­ hangi bir yerde ısıl radyasyon yayımı vardır. Bu, ışığın kaçamadığı herhangi bir bölgenin sınırında (kara del iğin ke­ narında ya da evrenin sınırında) bir tür ısıl radyasyon ya­ yımının olacağı anlamına gelir.

Gott, de Sitter uzayının önemli özelliklerinden birinin onun olay ufukları ve Hawking radyasyonu ile dolu olması olduğunu ileri sürdü . Gott' a · göre bütün bu olay ufuk alanların ı, sürekl i artan (gerçekte üssel olarak artan) genişleme yaratmaktadır.

Eğer iki nokta birbirinden yeterince uzaktaysa vt: bir ışık de-

97

metinin birinden diğerine ulaşmasına izin vermeyecek bir hı zla ay rı lı rlarsa, bun lar arasında bir olay ufku oluşur.

Hawking ile eski öğrencisi ve ofi s arkadaşı Gary Gibbon s bu

özel

olay

ufuklarıyla

birlikte

görii len

Hawking

rad­

yasyonunun zaten hesaplamışlardı. Ama Gott bunu bir adım

daha ileri götürdü.

Erken dönem evrenin genleşmesine dayanarak. radyasyonun enerj i yoğunluğunu matematiksel olarak. tanımlayan Hawking ve Gibbons'un sonuçlarrnı kullanan Gott, bunlara enerj i yo­ ğunluğunun birbirine uygun ve homojen olmasını sağlayan bir faktör ekledi. Bu sabit, matematiksel bakımdan, de Sitter uza­ y ının homojen yoğunluklu bir akışkanla doldurulmasıyla aşağı yukarı aynı sonucu verir. Bununla birlikte, bu Gott akışkanı bir negatif basınca sahiptir ve yaratıcısı tarafından evrensel emme olarak tanımlanır.

Gott, kuantum alan kuramında son zamanlarda yapılan he­ sapla rı n, Hawking radyasyonunun belirli koşullar altında tam bu tarzda davranacağını gösteren sonuçlar ürettiğini iddia edi­ yor. Bu koşullara ö ze ll ikle, de S itter uzayının erken aşa­ masındaki genişlemesi sırasında rastlanıyor.

Gott ' un hesaplarının i lginç bir sonucu vardır. Olay ufuklarr Hawking radyasyonu üretir. Bu radyasyon, kabarcık evrenin ge­ nişlemesine neden olan akışkan olur. Gott sabiti (ya da Haw­ king radyasyonu akışkanı) de Sitter uzaymın üssel olarak. ge­ nişlemesine neden olur. Ve genişleme olay ufuklarını üretir.

Bu döngüsel tez, eğer Hawking radyasyonu aşı n derecede sıcak ( 1 a3 1 derece Celsius'un üzerinde) ve kavranılmaz de­ recede yoğun (her cm3 ' te 1 093 gr madde) ise geçerlidir. Gott bu aşın y o ğunluk ve ısının, kütlesel çekimin olasıhkla bir ku­ antu m alanı gibi davranmaya başladığı koşullar (kütlesel çe­ kimin kuantalaştığ nokta) olduğuna emindir.

98

Gott ' un kabarc ık ku ramı, bir şi şme dönem ini de kap­ s amaktadır

.

Bu dönemde madde alttan alta değişir. Örneğin

Gott daha önce kütlesiz olan kuartlann aniden kütle ka­ zandığını ileri sürer. Bu dönem boyunca, Hawking radyasyonu

genişleyen de Sitter uzayından kabarcığa girer ve bir anda ( l o-42 inci

saniyede)

al ışılmış

maddeye

dönüşür.

Gott

ast­

rofizikçilerin günümüzde geriye baktıklarında gördükleri ve Büyük Patlama adını verdikleri şey in işte bu, radyasyonun hemen hemen bir anda maddeye dönüşmesi olgusu olduğuna inanmaktadır.

Bu nedenle, yeni evrendeki olay ufuklarınca üretilen Haw­ king radyasyonu günümüz evrenindeki tüm madde ve enerjinin kaynağıdır. Hawking radyasyonunun doğal olarak de Sitter uza­ yının her yanında homojen olması yüzünden mikrodalga zemin ve evrenin kendisi de bu denli homojen olmuştur.

Gott modelinin riskli rafından,

l o-44 ' üncü

yanı, Planck zaman ının öbür ta­

saniyede ya da daha öncesinde ne ol­

duğunu bize anlatmaya çalışmasıdır. Gott' a göre, bu dönem boyunca, sonsuz sayıda evren tıpkı bir bira köpüğündeki ka­ barcıklar gibi oluşabilmiştir.

Ne

yazık

ki,

öteki

evrenlerden

birini

bile

göz­

lemleyemeyeceğiz. Çünkü her biri diğerinden, her türlü bilgi iletimini önleyen ışık engelleyicisi niteliğindeki olay ufuk­ larıyla ayrı lmıştır.

Herhangi bir bilimsel kuram, doğrulanabilir olmalıdır. Oysa bu önermenin doğal sonucu, aynı zamanda onun doğrulanamaz olmasıdır. Bu nedenle Gott bir köpükten doğan kabarcıklar hakkındaki kurgusunu nasıl öne sürebilir? Öte yandan sonsuz sayıdaki evren iddiası nasıl kanıtlanabilir ya da çürütülebil�r? Öncelikle,

kabarcıkların

de

Sitter

uzayındaki

dav­

ranışlarının daha kesin olarak belirlenmesi için daha fazla ça-

99

l ı şma yap ı l ması gerek i r . Böyle bir çal ışma onun mode l i ne daha i y i bir kuramsal çerçeve sağ l ayacaktı r . Olgular cephesin de i se Gott, evrenin büyük ölçek l i özel likleri ve davran ışı hak­ kında daha tam ve daha iyi astronomik gözlemler yap ı l ması ge­ rektiğini savunur .

Astrofi zikçi lerin çoğu, galaksilerin ve yıldız kümeleri nin ta­ mamen homojen bir evrende as l a oluşmayacağını düşünüyor .

Ama Gott ' un kuramı böy le bir evren in varlığını yal n ı zca do­ ğumunu izleyen ilk an için öngörüyor. Bu nedenle evrenin ta­ rihinde bir yerde düzensiz ve dengesiz gelişmelerin olması ge­ rekiyor . Gott gökyüzüne daha iyi ve derinden bir bakışın bu anoma l i y i açıklay acağına inanıyor.

Hawkin g ' e Gott ' u n kuramını sordum . Kendi radyasyonunun evrendeki tüm madde ve enerj inin kaynağı olarak görülmesi dü­ şünces i n i n as ı l karş ı l am ı ş t ı ?

"De S i tter uzay ı nda ı s ı l radyasyon vardır v e b u kabarc ıklar için önemlidir . Ama Gott onu tam anlamıyla hesaba katmadı . " dedi Hawking ve aceleyle kendi çalı şmasın ı n savunusunu araya sıkıştırd ı ; "de S i tter uzay ında ı s ı l radyasyon bu­ lunduğunu ilk kez Gary Gibbson ve ben keşfetti k . Oluşma ne­ deni orada tıpkı kara deliklerde olduğu gibi olay ufuklarının bulunmasıdır. Bu nedenle kara del ik radyasyonuna çok benzer ve dolayısıyla da Hawking radyasyonuna benzer."

Bu durumda Hawking, Gott ' u n , Hawking radyasyonunu erken evren dönemine uygulama çabaları hakkında ne dü­ şünüyordu ?

"Pekala ! " dedi, Hawking kendine özgü muzip bir . gü­ lümsemeyle. "Sanıyorum Gott gerektiğinden fazla popüler oldu. B aşkaları da benzer düşünceler öne sürmüşlerdi ve ba­ zıları ondan çok daha önceydi . Üstelik bunlar kabarcıkları üre­ ten mekanizmay ı çok daha ayrıntı l ı verm i ş lerd i . " 1 00

"Bunlardan ikisi, M IT' den Alan Guth ve Moskova'da Sta­ ro bi nski 'dir." dedi, Hawk ing . "Gerçekte Starobinski kabarcık evrenler kuramını ilk prtaya atan kişidir . " Hawking 1 98 1 son larında kabarma-patlama kavgasına ka­ rı ştı ğında, birkaç Sovyet kuramcı tarafı ndan hazırlanan mü­ kemmel olarak gördüğü bir çalı şmadan etki lenerek şişen evren hakkı nda neler öğrendiklerini an lamak amacıyla Rusya' ya gitti .

Orada A . A . Starobinski ve A . D . Linde ile Moskova Lebedev Fizik Enstitüsü ' nde bulunan diğerlerini ziyaret etti .

"Kabarcık evrenler kavramının Rus versiyonlarından ba­ zı ları gerçekten çok çekiciydi" dedi, Hawking. "İlgi duyduğum temel düşünce oldukça basitti."

"Mantık şuydu ; eğer kabarcıklar oluşturuyorsanız birden çok kabarcıkla ortaya ç ıkmakla yükümlüsünüz. Bu kabarc ıklar büyük olası lıkla çarpışacaktır. Bu da homojen olmayan bir ev­ rene neden olacaktır. Oysa bu bugün gözlemlediklerimizle uyuşmaz."

Linde bir makalesinde, çevresi boyunca başka kabarcık ol­ maksızın bir tek kabarc ık oluşmasının mümkün olduğunu dü­ şündüğünü yazmıştı . Bu düşünce, Hawking ' in incelemek is­ tediği ana konuydu . Moskova' da Linde ile saatlerce tartıştı .

"Linde' nin versiyonunun Ruslannkinin en iyisi olduğu dü­ şüncesinden vazgeçtim ama çalışmasındaki yan lışın ne ol­ duğunu hala kavrayamadım" dedi, Hawking .

Cambrictge ' e döndüğünde yaptığı ilk şey, çalışma arkadaşı lan Moss ile oturup Rus kuramlarındaki açıkları onarmaya yar­ dım edecek bir makale planlamak oldu .

"Guth ' u n senaryosunun sorunu, şişme aşamasında doğan bi rkaç büyük kabarcığın egemenliğinde çok homojen ol mayan bir evrene yol açmasıydı" dedi, Hawking . "Makalemizde belirli durumlarda, evrenin erken evresinde uzayın tüm noktalarında 10 1

aynı anda oluşan bir şişme dönemine sahip olunabileceğini, gösterdik. Böylece homojenlik bozulmuyordu ."

Yaklaşımı dü şünen Hawking ve hesapları yapan Moss bu çözüme oldukça açık bir yöntemle ulaştılar. "Öteki makaleler şi şme döneminden çıkışı, düz uzay-zamandaki bir sorun ola­ rak görmüşlerdi" dedi, Hawking . "Evrenin eğriliğini ve sınırlı ufkunu ihmal ettiler."

"Biz şi şme döneminin düz uzay-zamanda değil, eğri uzay­ zamanda oluştuğunu gösterdik. Bu, şişme döneminden öteki çıkışlarla homojenliği bozu lmayan bir evren sonucunu verir."

Belal ı bir probleme getirdiği oldukça basit çözümüyle makale, kozmologlar arasında yaygın bir ilgi gördü .

1 982 Haziran ' ında Hawking ve Gary Gibbons Camb­ ridge ' de çok erken �önem evren (yaşamının ilk saniyesindeki evren) üzerine bir konferans düzen lediler. Bu alandaki ön­ derlerin çoğu konferansa katıldı. Linde ve Starobinski dahil Sovyetler B irli ğ i ' nden beş ve Guth da aralarında olmak üzere AB D ve Avrupa' dan yirmi beş kozmolog. Bir problem bu kadar çok ilgiyi çekmişti . Şişme senaryolarının tümünde öldürücü bir kusur vardı.

Evren büyük ölçekler söz konusu olduğunda homojen olmakla birlikte daha küçük ölçeklerde o kadar homojen deği ldir. Çünkü galaksiler, yıldızlar ve galaksi kümeleri halinde madde yı­ ğınları n ı içermektedir. B aşka bir deyişle, şişen bir evrenin büyük evrenimizde gözlediğimiz yıldızları ve galaksileri üre­ tebileceği çok açık değildi . Fizikçiler bu problemi çözmek için üç haftalık seminer süresince, ötekilerle birlikte Hawking, Guth ve Starobinski ' nin yönetiminde gruplara ayrılarak çalıştılar.

"Yeni şişen evren" olarak adlandırmaya başladıkları ku­ ramlarını test edip ve araştırırken bir araya gelen kuramcılar, karatahtalar ve bilgisayar terminalleri etrafında küçük kümeler

1 02

hal inde toplandılar ve bir an için galaksi oluşumu problemi ne bir çözüm bu lmuş olduklarını düşündü ler. Hesapları , şi şme senaryosunun, tüm evren boyunca uygun biçimde dağılmış madde kümelerinin doğru miktarını gerçekten verdiğini gös­ terdi.

Ancak şişme senaryosunu matematiksel sonuçlarına gö­ türdüklerinde, bu madde kümelerinin zamanından önce olu­ şacağını ve hemen aynı anda da tümüyle kara bir evren bı­ rakarak kara delikler halinde çökeceğini buldular. Hawking ' in ve öteki lerin yaratılmasına yardım ettikleri yeni şişen evrenin bu en basit modeli böy lece altı ay lık olmasına karşın resmen ölü olarak açıklanmak zorundaydı .

"Hiç olmazsa bize gitmemiz gereken yönü gösterdi . Bu ne­ denle konferans başarısızlıkla sonuçlanmış sayılmaz" dedi, Hawking. "Aynca bize çok i ş kaldığını da gösterdi." Şişen evren hala kozmologların en çok sevdikleri ku­ ramlardan biridir. "Doğru yaklaşım olarak görünüyor" dedi, Hawking. "Yarattığından daha fazla sorunu çözüyor" . Ku­ ramcıların özellikle sevdikleri şişme kuramı ürün lerinden biri, ilk şişmenin yarattığı atı lımın erken dönem evrendeki tüm maddey i , evrenin genişlemesine izin verecek bir yoğunlukta düzgün olarak yaydığı düşüncesidir.

Hızla büyüyen genç evrende madde öyles ine yoğun bir şe­ kilde sıkışmıştı ki, evren bir kara delik gibi basitçe kendi üs­ tüne çökebilirdi . Ya da madde, galaksi grubu oluşturmak üzere çok seyrek dağılmış olabilir ve uzayda sürüklenip gidebi lirdi.

Gerçekte evrenin genişlemesi çok hassas bir ayarlamayı ge­ rektirmişti . Bu, şi şme döneminin ilk ı o·32' inci saniyesinde ger­ çekleşmiş olmal ı .

Evrenimizin henüz gençl iğinde olmasına karşın kuramc ılar onun en son akıbetini araştırarak hoşça vakit geçiriyor. Bir

1 03

aç ı k e v re n d e m i y a ş ı y o ru z ? Gü n ü m ü zd e k i ge n i ş l e m e s i s o n su z a dek s ü recek m i ? B ü t ü n madde sonunda alabildiğine yay ı l m ı ş olacağı için y ı ldızlar v e galak si ler birer birer sönecek m i ?

Yoksa kapa l ı bir evrende m i y i z ? Evren bir g ü n Büyük Pat­ lama' nın tersine, fi zikçi lerin Büyük Çat ı rtı olarak ad­ land ırdık ları bir k ı y amet çöküşüy le kendi üzerine y ı k ı l maya başlayacak m ı ? Evren i n sonuna henüz milyarlarca y ı l var. Bu konuda Hawk ing ' e düşüncesini sordu m.

"Gerçekten evren in kaderini bildiğimi iddia etmiyorum" dedi, Hawking. "Hiç kimse de edemez. Sanıyorum iyi tahmin, onun geni şleme ile çökme arasındaki s ı n ı rda olduğunu söy­ lemektir. Ama bu yalnızca bir tahmin ." "Çökmey i önlemeye tam yeterli bir enerj iyle genişleyen ev­ ren i öngören özel bir kozmoloj i k model var. B i r model seçmek zorunda kalsam san ı rı m onu seçerdim, tam çökmenin kenarında olan ı n ı . " Ama yan yana var olan kabarcık evrenler düşüncesi , evren in açı k olduğunu ve sonsuz soğuk ve karanlığa dek ge­ nişleyeceğini öne sürmüyor mu?

"Yan yana var olan çok sayıda evren düşüncesi, açık evren düşüncesini etk i lemez" diye yan ı tladı Hawking. "O gerçekten klasik bir problem olarak düşünülemez. Tüm olası lıklarıyla ku­ antum mekaniğini hesaba katmak zorundasını z .

"Yan yana bulunabilen birkaç evrenden s ö z ettiğinizde, teh­ l i kel i bir zeminde, metafiziksel bir zeminde yürüdüğünüzü dü­ şünüyoruz. S an ırım Wittgenstein söylemişt i . o ömrünün ya­ rı sını · Cambridge ' de geçirdi.

B ana 'Öteki evren lerin varlığından söz etmek bir haber değildir' demi şti . Bununla, gözlemleyebileceğimiz bazı sonuçlar olmadıkça öteki ev­ ren lerin varl ı ğından söz etmenin çok anlamlı olmadığını be­ l i rtmişti .

1 04

"Gerçekte eğer kuantum mekaniğini evrene uygu layabi l i rsek o zaman doğal ol arak fark l ı bölümlerinin tüm çeşitliliğiyle bir evren görüntüsüne ulaşabi leceğiz . " Bunlar gerçek, gözlenebil ir fiziksel bölgeler mi?

"Hay ı r, bun lar fiziksel bölümler olmayacaktır. Evren in fark­ l ı biçimlere sahip olma olas ı l ığının sıfır olmadığı an­ lamındadır. Tıpkı evren in aç ık ve kapal ı olma olasıl ığının bu­ lunması gibi ." Üzerinde düşünmekten zevk aldığını belli ederek "Belki" dedi, Hawking "bu, evrenin aç ık olma ile kapalı olma ara­ sındaki sınır üzerinde özel bir bölümde olmamızdan ileri ge­ l iyor. Evrenin en dikkat çeken yan ı , açık ve kapal ı arasındaki sınıra çok yakın olmasıdır . Gerçekte evrenin böyle bir sınır üzerinde olmasının karşısındaki olasılıklar da pek fazladır.

Ama evren bu sınıra o kadar yakındır ki, hangi tarafta olduğuna karar vermekte güçlük çekiyoruz."

Evrenimizin açık mı, yoksa kapalı mı olduğunu hiç öğ­ renemeyecek miyiz?

En iyisi bunu metafiziğe bırakarak başka bir soruya yö­ nelelim. "Çok geçmeden yeni donanımlara sahip olacağız" dedi, Hawking. "Uzay teleskobu evrenin, sınır çözgisinin hangi ta­ rafında olduğunu kesinlikle belirlememize olanak sağlayacak .

Uzayda daha derinlere bakabileceğiz ve evrendeki maddeyi daha tam olarak hesaplayacağız.

"Ama y ine de karar veremiyor olabiliriz. Eğer gerçekten sı­ nırda mükemmel bir denge içinde oturuyorsa o takdirde asla bi­ lemeyeceğiz. Ama şimdiye kadar yaptığımız gözlemler, uzay tekeskobu çalışmaya başladığında evrenin açık mı yoksa ka­ pal ı mı olduğunu gerçekten belirleyebi leceğimize işaret edi­ yor."

1 05

"O zaman neyi bi leceğiz?"

"Vücudumuzdaki atomların kaderini."

Fransız Alpleri ' nde Chamoni x kayak köyü üzerinde Mont Blanc eteklerinde durdum. Gökyüzü açık ve maviydi, dağlar sonbaharın ilk kanyla örtül müştü ve yapraklar renklerini gös­ termeye yen i başlıyordu . Az sonra, İtalya ile Fransa' yı bir­ birine bağlayan, Mont B lanc ' ın altında açılmış tünelden küçük bir

Fiat

araba

çıktı .

lsviçre' deki

CERN

hızlandıncı

la­

boratuvarında bir görevli olan Roger Antoine ve ben bu arabaya bindik. Araba bir U dönüşü yaptı ve tekrar dağa yöneldi .

Yedi millik tünelin ortalannda hava ağır şeki lde oto egzozu ve dizel kokuyordu. Tam bu noktada, yolun hemen kenarındaki kayalann içindeki bir mağarada, tek bir şeyi test etmek ama­ cıyla büyük bir aygıt kurulmuştu : Test ettiği bu şey protondu .

Evrenin en kararlı ve güvenilir vatandaşı proton, sonsuza kadar kalıcı mı? Ya da öteki parçacıkların çoğu gibi o da bozunur mu? Protonun bozunması düşüncesi, çok değil yirmi yıl önce bilimsel bir gaflet olarak görülürdü . Oysa bugün bilim adam­ lan, bu düşü nceyi c iddiye alıyorlar.

Bu, çeşitli büyük birleşik kuramların sonuçlanndan biridir.

Daha önce değişmez olarak görülen protonlar da sonunda öteki parçacıklara bozunacaktır. Kurama göre bunun nedeni, protonu bir arada tutan güçlü kuvvet ile radyoaktif bozunmaya neden olan zayıf kuv vetin sonuçta, evrenin yaşamının ilk ı o·32 ' nci sa­ niyesinde yalnızca bir an için görünen aynı temel etkileşimden kaynaklan ıyor olmasıdır. Böylece radyoaktif bir atom gibi pro­ ton da sonunda kendi idam hükmünü verecek ve bozunacaktır.

Bu kuramlar, bir protonun ortalama ömrünün en azından

1 030 yıl ya da daha fazla olacağını öngörüyor. Bununla birlikte, gelecekte, evrenin yaşından çok daha uzun bir süre sonra ola­ cak bir şeyi test etmek üzere bir deney tasarlamak, araş­ t ı rmac ı lar için şaşırtıcı derecede kolaydı .

1 06

Bir İtalyan fizikçi olan Picchi Pio, Mont Blanc ' ın zirvesinin iki mil aşağısında, aygıtta aldatıcı sinyaller üretebilecek koz­ mik radyasyonun ulaşamayacağı güvenli bir yerde bana, pro­ tonun yaşam süresini ölçmek için düzenlenen bir deneyi gös­ terdi .

"Kuşkusuz b i r protonu gözlemek v e yok olup olmadığını görmek için milyarlarca yıl

bekleyemeyiz." dedi, Pio. "Ama

1 oJO ya da daha fazla sayıda protonu bir araya getirebilir ve be­ lirli bir sürede, söz gelimi bir yılda içlerinden bir tanesinin bo­ zunup bozunmadığını görebiliriz." Eğer proton bozunması do­

ğanın bir gerçeğiyse, o zaman istatistiksel olarak en az bir protonun o yıl içinde ölmesi gerekir.

Pio bana proton koleksiyonunu gösterdi. Koleksiyon toplam

1 50 ton ağırlığındaki demir kütüğü yığınlarından oluşuyordu .

Pio ve çalışma arkadaşları bu demir yığınındaki proton sa­

yısının yaklaşık 1 <>32 olduğunu tahmin ettiler. "İyi bir deney için tam doğru say ı . "

Ölen b i r protonun yayımladığı radyasyonu toplamak için kütükler boydan boya Geiger sayacına benzer 42.000 araçla do­ natılmıştı. Kalorimetre olarak adlandırılan bu aygıtlar bir bil­ gisayara bağlanmıştı . Pio ile birkaç İtalyan Üniversitesi ' nden ve CERN ' den gelen çal ışma arkadaşlarının yaptığı şey , doğru sinyali saptamak amacıyla bilgisayar terminaline bakmaktı .

Yalnızca beklemek v e bakmak. Benim deneyi gördüğüm 1 982 sonlarına, o ana kadar 4 aday sonuç bilgisayar ekranında gö­ rünmüştü .

Pio, birinin bilgi sayar çıkışını gösterdi. Bu çıkışta Y bi­ çimli bir iz vardı. Deneyciler bu izin, bir protonun geride ka­ lorimetrelerin toplayacağı küçük bir enerji yayınımı bırakarak muon adlı bir leptonla bir pozitif elektrona (ya da pozitrona) bo­ zunduğunu gösterdiğinden oldukça emindiler. Bana gösterdiği

1 07

başka bir iz bir nötri noya aitti . Pi o ' nun söy lediğirte göre bu nöt­ rino, Mont B l anc ' ı n altı ndaki tünele ul aşmadan önce yer­ y ü z ü n ü baştan başa dolaş m ı ştı .

Protonları n yaşam sürelerin i saptamak amacıyla Hindistan , Ohio, M i nnesote, Güney Dakote, Utah ve Japonya' da yapı lan benzer. deney lerde mi lyonlarca dolar harcanıyor. Şimdiye dek yap ı l an deneylerin çoğu bir sonuca ulaşamad ı . Bunun la birl ikte H i ndi stan ' daki araştırmacı lar en az sekiz proton bozunması olay ı saptadıkları n ı i leri sürüyorlar. Protonların bozunduğu eğer kes in olarak gösteri l i rse bu , çeşitli büyük birleşik ku­ ramcıları n da doğru iz üzerinde olduğunu kanıtlay acak . O ay­ rıca b i l i m adamlarına, protonun maddenin en büyük bi leşen i olması yüzünden evren in de doğuştan kararsız bir yapıda ol­ duğunu göstermiş olacaktır.

H awking bu konuda kuşkuluydu .

B ir gün çalışma odasında bana doğrudan "Proton bo­ zunmasını bulamayacaklar" demişti . "Eğer gerçekleştiri lirse bu , deneydeki bazı şeylerin hatalı olduğu anlamına gelecektir.

Ben protonun yaşam süresinin onların düşündüğünden epeyce daha fazla olduğunu tahmin ediyorum. Onlar 1 030- ı 033 y ı l ara­ lığına bakıyorlar. Şu anda yapabileceklerinin en iyisi budur.

Ama ben bu sürenin 1 033 y ıldan oldukça fazla old� ğu doğ­ rultusunda bir tahminde bulunmayı tercih ederdim. Bu durumda proton bozunmasını görmek neredey se imkansız olacaktır."

"Oldukça emin görünüyorsun" diyerek .d üşüncemi belirttim.

"Büyük birleşik modellerdeki çok basit denklemler doğ­ ruysa o bulunabilecektir" diye kabul etti. "Ama birisi, y aşam sürelerinin 1 033 y ı l ı ndan çok daha büyük olacağı büyük bir­ leşik modeller yapab i l i r. İşte o zaman o asla bulunamayacak ." "Öte yandan·, yalruz bugün değil , gelecekte de nötrinoların yol açtığı öteki bazı olayl arı proton bozunmasından ayırt etmek 108

o l anaksız o l acaktır . Bu olaylar aynı deği ldir, ama proton bo­ zu nmasına çok benzerler." Hawk ing' in bu sözleri bana, Picchi Pio' nun tüm yeryüzünü baştan başa geçen nötrinosunu ve onun izin in ölüm sancıları çeken protona kanıt olarak gösteri len ize benzerl iğini an ımsattı.

"Ayrıca küçük kara deliklerin neden olduğu başka bir tür proton bozunması vardır." dedi, Hawking. "Bu küçük delikler protonlardan daha küçüktür. Ama bu durumda protonların yaşam süreleri 1 045 yıl gibi olacaktır. Hiçbir şey onu asla öl­ çemez."

Hawking' in proton araştırmacılarının deneylerini kü­ çümsemesi, kuramcılar ve deneyci ler arasındaki karşılıklı gü­ vensizliğin tipik bir göstergesi olarak değerlendirilebilir. Ama o böyle olmadığında ısrar etti .

"Deneycilere karşı değilim. Yalnızca bu yöntemlere kar­ şıyım."

"Ama proton bozunması bir kez kanıtlanırsa, bu çok daha il­ ginç tartışma ve kurgulara yol �çacaktır."

' 1 09

Entropi İlkesi

Büyük Patlama hakkındaki ilk yayınlar, birçok dini grup

içinde hazır bir dinleyici kitlesi buldu. Papa Pius Xll , Bilimsel

Yaratılış' ın niteliğini

öğrendikten sonra,

1 95 1 ' de "Gerçek

bilim, açtığı her kapının arkasmda sanki Tanrı bekliyonnuş

gibi sürekli artan biçimde hep Tanrıyı keşfediyor." diye açık­

lama yaptı. Bazı bilim adamları, Büyük Patlama' nın gerçekleri yavaş yavaş açığa çıktıkça, en azından bir yaratıcının ya da yaratıcı kuvvetin varlığının öne sürülebileceğini düşünüyor. Çok geçmeden bilimin bizi asla tam yaratılış anına kadar gö­ türemeyeceği, yalnızca daha ötesinde felsefe, metafizik ve te­ oloj inin geçerli olduğu bir noktaya kadar ulaştırabileceği an­ laşılabilir.

Stephen

Hawking

bu

belirsiz

alana

deneme

niteliğinde bir hücum yaptı . "Büyük Patlama gibi bir şeyden doğan bizimki gibi bir evrenin gerçekte var olma şansı çok dü­ şüktür. Ne zaman evrenin kökeni tartışılmaya başlansa hemen i şe dini düşüncelerin karıştığını görüyorum. Dini çıkarımlar olmalı. Ama çoğu bilim adamının onun dinsel yanından ka­ çınmayı tercih ettiğini sanıyorum."

Birkaç yıl önce, evrenin niceliklerinden çok anlamı üzerinde düşünürken Hawking ve birkaç çalışma arkadaşı bazı bilim adamlarının saçma bulduğu, ama ötekilerin evrenin doğru bir görüş açısı içine yerleştirilmesi olarak değerlendirdiği bir ilke gel iştirdiler.

1 1 1

H aw k i n g ' i n i l kesi klasik bir düşünce deney i ne dayanı yordu. İlk önerme olarak, hergünkü dünyamızın tüm özelliklerinin, atomal tı dünyasının ve evrenin kendisinin, belki toplamı on­ beşi geçmeyen temel fizik yasası ve sabitle belirlenmesini ele ald ı . Bunlar bili mle keşfedilmi şti ve temel parçacıkların küt­ leleriyle, onlar aras ında etkiyen temel kuvvetlerin göreceli güç­ lerini kapsı yordu .

Hawking, B randan Carter ve öteki çal ı şma arkadaşl arıyla, doğada aşırı derecede hassas bir dengen in v arlı ğ ı n ı keşfetti . Örneğin, atom çekirdeğindeki kuarkları, nötronları ve pro­ tonl arı etki leyen güçlü kuvvet eğer çok az bir farkla daha zayıf olsaydı , kararl ı olarak kalabilecek tek element hidrojen ola­ cakt ı . Öteki element lerin h içbiri var olmayacaktı.

Eğer güçlü nükleer kuvvet, elektron ve nötrino gibi lep­ ton ların davranış biçimini düzenleyen elektromanyetizmden biraz daha güçlü ol saydı , yalnızca iki proton içeren bir atom çe­ k i rdeği (diproton) evrenin kararl ı bir yapıtaşı olacaktı . Bu du­ rumda h idrojen olmayacak, y ıldızlar ve galaksiler (eğer oluş­ muşl arsa) bugünkünden çok farklı bir gelişme göstereceklerdi.

Eğer kütlesel çekim sabiti daha güçlü olsaydı (güçlü nükleer kuvvetten 1 038 kez daha zayıf olma yerine yalnızca 1 025 kez zayıf olma gibi) evrenimiz küçük ve kısa ömürlü olacaktı. Or­ talama bir y ı ldız, güneşinkinin 1 0- 1 2 ' si kadar bir kütleye sahip olacak ve yalnızca bir yıl yaşayabilecekti . Bu süre, insanoğlu gibi karmaşı k biyoloj i k olguların gelişmesi için çok yetersizdi.

Eğer kütlesel çekim şimdikinden daha az kuvvetli olsaydı, bu kez madde y ı ldızlar ve galaksiler halinde yo­ ğunlaşamayacağ ı için evren soğuk ve boş olacaktı . Bununla birlikte, galaksimiz ve güneş si stemimiz kesinlikle kütlesel çe­ kimin öteki üç kuvvetten çok zayıf olması yüzünden ge­ lişebilmiştir. Ve Hawking' in belirttiği gibi, evrenin büyümesi 1 12

(çökme ile son suza dek genişleme arasındaki sınıra çok yakın olduğu için bu büyüme ölçülemiyor) tam olarak galaksi lerin ve yıldızların oluşmasına izin verecek ölçüde olmuştur.

"Gerçekte" dedi, Hawking "Gal aksileri ve y �ldızlarıyla bi­ zimki gibi bir evren hemen tümüyle olanaksızdır. Eğer bir kimse ortaya çıkarılabilen sabitleri ve yasaları düşünürse, bi­ zimki gibi bir yaşamı üreten bir evrenin var oimama ola­ sılığının gerçekte çok yüksek olduğunu kabul edecektir."

Ayrıca entropi sorunu vardır. Sürekli olarat,. artan bozunma ve kaosun derecesini gösteren entropi, evrendeki değişimlerin giderek daha fazla düzensizliğe yol açtığını öngören ter­ modinamiğin ikinci yasasıyla kontrol edilir. Entropi daima artar. Düzen daima azal ır. Ayrılıp dağılma yönündeki bu ev­ rensel eğilimin kanıtları her yerde görülebilir. Arabalar pas­ lanır, y ıldızlar soğur ve ölür, teypler kırılır, insanlar yaşlanır, dağlar aşınır ve binalar çöker. Eğer evren gitgide geri kalan saat gibi bir yerse, o halde bu doğal eğilime karşı gelerek baş­ langıçta nasıl kuruldu ? Termodinamiğin ikinci yasasının zor­ l�klarına karşın düzen kaostan doğmuştur.

Termodinamiğin ikinci yasası mutlak değildir. Entropi aza­ labilir ve doğal olarak düzen artabilir. Ama bu son derece zay ıf bir olasılıktır. Parçalarına ayrılmış bir saatin bir fıçıda çal­ kalandıktan sonra tekrar çalışan bir saat halinde yere düşme olası lığını düşünü n . Büyük Patlama' ya yol açan şey de bu tür bir olay mıdır? Evrenimiz olağanüstü bir raslantı sonucunda oluşan tersine çevrilmiş bir entropi olgusu mu? Yoksa tam an­ lamıyla bir mucize mi?

Hawking evrenimizi açıklamanın ancak onun içindeki var­ lığımızla bağlantı kurarak yapılabileceğini düşünüyor. Bu ilke, "Şeyler o:•jukları gibidir, çünkü biz varız" şeklinde açık­ lanabilir.

1 13

"Bu i ! kenin bir versiyonuna göre çok say ıda farklı ve ayrı evrenler vardır" dedi, Hawking. "Fiziksel parametreleri ve baş­ langı ç koşu l l arı için her birinin farklı değerleri vardır. Çoğu düşünen canlının gel işimine uygun koşullara sahip ol­ mayacaktır.

"Bununla birlikte az sayıdaki evrende, bizim evrenimizdeki koşu l l ar ve parametreler bulunacaktır. Bunlarda zeki yaşamın gel i şmesi ve ' B u evren niçin gözlediğimiz gibi?' sorusunun so­ rulması olanaklıdır. Bu sorunun tek yanıtı vard ı ; eğer başka türlü ol saydı bu soruyu soracak kimse olmayacaktı .

"Bu i lke, şaşırtıcı biçimde, farklı fiziksel parametrelerin de­ ğerleri arasında gözlenen dikkat çekici sayısal bağlantıların ço­ ğuna bazı açıklamalar getirmektedir."

B randan Carter bu oldukça merak uyandırıcı kavramı "Ent­ ropi İlkesi" olarak adlandırıyor. B azı bilim adamları Carter ve Hawking ' in entropi ilkesini, hiçbir açıklama getirmediği ge­ rekçesiyle kötülüyor. Teologların çoğu da, bir yaratıcının ese­ rinden açıkça söz etmediği için ilkeyi yetersiz ve zihin ka­ rışt ı rıc ı buluyor.

Henüz hiç kimse, bir y aratılış anında ortaya çıkan herhangi bir evrenin, evrenimizin gerçekte sahip olduğu özelliklere sahip olması gerektiğini gösteremedi . Evrenin kökeni h akkındaki me­ rakımızı gerçekten gidermeyen, bir tür yarı çıkarım olan bu entropi ilkesi, belki de şimdilik bilimin yapabildiğinin en iyi­ sidir. İnsanların en meraklısı olan Hawking, entropi ilkesinin ev­ renin bilimsel bir tanımını gerçek anlamda sağlamaktan uzak olduğunu kabul ediyor. Eğer entropi ilkesine güveneceksek ev­ renin başlangıç koşulların ı açıklayac ak bazı birleşik ku­ ramlara hala gereksinimimiz var."

Bazı fizikçi ler bu kavramı çok ciddiye aldılar. Fizikçi lerin 1 14

fizi kçisi olarak adlandırılmış olan Texas Üni versitesi ' nden John Wheeler, entropi düşünces ini, kozmik gen işleme ve bü­ zülmenin sonsuz devirleri içinde tüm evrenlerin birlikte im­ gelenmesi biçiminde genişletti. Bu imgeleme, Wheeler' ın "sü­ peruzay" olarak adlandırdığı bir arenada, içindeki her noktanın bir evrenin tüm geometri sine karşılık gelebildiği sonsuz bo­ yutlu bir uzay gerçekleşir.

Süperuzayda evrenin, patladıktan birkaç dakika sonra çöken ya da tüm yıldızları yeşil ya da kırmızı olan imgelenebilir hemen her türüne yer vardır. Bu süperuzay evrenlerinin çoğu ölü doğmuştur. Wheeler, evrenimizin küçük, yitik bir köşede olsa bile yaşam üretmek için benzersiz incelikte bir ayarı ol­ duğu konusunda Hawking ve Carter ile görüş birliği içindedir.

Bu görüşe göre, insanlık tüm yaratılış tacının mü­ cevheridir. Bu evren, olduğu biçimdedir, çünkü onun içinde biz varız. Wheeler, yaşamın başarılamadığı bir evrenin başarı sız bir evren olacağını da i leri sürdü . O ayrıca, içinde yaşam ol­ mayacak şekilde kurulan bir evrenin, ilk planda var sa­ y ılmayacağı inancına vardı.

Wheeler bu ilkesini "gözleyici" ilkesi olarak adlandırıyor.

Bu, kuantum düşüncesinin, bir gözleyici olmaksızın atomaltı fiziği olamaz biçiminde genişletilmesidir. Wheeler' a göre bir gözleyiciye bağlı, katılımcı evrende yaşıyoruz. Bütün fiziksel yasalar, onları formüle edecek bir gözleyicinin varlığına bağ­ lıdır.

Wheeler gerçekte bu i lkenin, fizik yasalarının başlangıçtaki hiçl ikle çeli ştiği düşüncesine gotürdüğünü ileri sürüyor. Ona göre bir gözlemcisi olmayan evren, evren değildir.

Son zamanlarda bazı fizikçiler kendi çalışmaları ile Doğu mistisizmi arasında i l i şki görmeye başladılar. Bunlar kuantum mekaniğinin gözleyiciye bağı mlı lığıyla birlikte paradoksların, 1 15

olası lıkların ve olanakların da Hinduizm, Budizm ve Taoizm' in yazılarında önceden tahmin ed i ldiğine i nanıyorlar. Yen i fi­ zikçiler olarak adlandırılan bu fizikçiler, kuantum mekaniğinin, H i ndu dininde y ıkımın ve kozm ik çözünmenin boynuzlu tanrısı olan Shiva ya da Mahadeva' nın yeniden keşfinden başka bir şey olmadığını aç ıklamaktan son derece hoşlanıyorlar.

M.Ö. 3. ya da 4. yüzyıllarda sözü edilen Shiva çeşitli bi­ çimler alır. Bunlardan biri, yüzükoyun yatmış bir şeytan ın üze­ rinde dans ederken resmedilen dört kollu Kozmik Dans Tanrısı Nataraja' dır. Tanrının dansı, evrensel yaratılış ve y ıkımın daimi sürecini simgeler. Maddenin herhangi bir özü yoktur. O yalnızca gelen ve giden enerj inin dinamik ve ritmik dö­ nüşlerinden ibarettir.

B irkbeck College ' da kuramsal fizik profesörü olan David Bohm bu yeni kuramcılardan biridir. O, insan aklının daha yük­ sek gerçeklikleri kavrama yeteneği n in klasik bilimlerce yad­ sındığı ya da görmezlikten gelindiği düşüncesindedir. Bohm ' a göre, standart bilim b i r deneyi farklı parçalara ayırarak çö­ zümlediği için çıkmazdadır. İnsan aklı (özellikle fizikçinin aklı), bir deneyi kategorilerle ele alma konusunda karşı ko­ nulmaz bir gereksinim içindedir.

Sonuç olarak fiziksel gerçekl iklerin dikişsiz dokusu yan yana ya da zaman ve uzayın farklı bölümlerinde oluşuyor gibi görünen ayrı ayrı olaylara bölünür. Bohm fizikçilere, akı llarını kendilerinin yarattığı tutsaklıktan hiç olmazsa kısa bir süre kur­ tarmak ve bil imsel bir yaratıcılık anına ulaşmak için Doğu mis­ tisizmini anlamalarını önerir.

Cambridge ' de Hawking ' in çalışma arkadaşlarından biri olan Brian Josephson, Doğu meditasyon tekniklerini etkin bi­ çimde uyguluyor. 1 97 3 ' de Nobel Ödülü ' nü kazanan Josephson, i nsan zekası ile gözlemlediği dünya arasındaki i l i şkiyi merak 1 16

ediyor. Doğu mistisizmini an layarak nesnel gerçekl iklerin iç­ yüzünü kavrayacağına inanıyor.

"Kesinlikle saçma olduğunu düşünüyorum" dedi, Hawking.

Defterimden başımı kaldırıp baktım; "Yaz !" diye tekrarladı .

"Katıksız b i r saçmalık." İlkbaharın sonlarında bir sabah çalışma odasındaydık.

Büyük Patlama, Tanrı ve entropi ilkesi arasındaki ilişkiler üze­ rine konuşuyorduk. B azı fizikçilerin kuantum fiziğinin enerji­ madde dönüşümü i le Doğu mistisizminin yaratılış-yok oluş çevrimleri arasında bir bağlantı bulma konusunda bu kadar is­ tekli olmaları hakkında ne düşündüğünü öğrenmek istemiştim.

Kuantumun öncüsü Niels Bohr da kuantum mekaniğinin dinsel, mistik ya da parapsikolojik kurgular için bir sıçrama tahtası ola­ rak kullanılmasının yararsız bir çaba olduğunu açıklamıştı .

"Doğu mistisizminin evreni bir illüzyondur" dedi, Hawking.

"Onunla kendi çalışması arasında bağ kurmaya kalkışan bir fi­ zikçi, fizikçi olmaktan çıkmıştır."

29 Nisan 1 980' de Hawking, Cambridge' de Lucasian Ma­ tematik Profesörü olarak göreve başladı. Lucasian Profesörlük, üniversitenin en yüksek mevkilerinden biriydi ve onun buraya yükseltilmesi önemli bir başarıyı simgeliyordu. Hawking' in göreve başlama töreni için hazırladığı, "Kuramsal Fizikte Son Yakın mı?" başlıklı konuşma öğrencilerinden biri tarafından okundu .* Hawking, bu konuşmasında, çok geçmeden insanlığın, ev­ renin ilk başlangıcında neye benzediğini ve neden bugünkü gibi davrandığını açıklayacak yeni bir kurama sahip olacağına inandığını söyledi. Bu, doğada gözlenen dört kuvvetin daha iyi anlaşılmasını gerektirecektir. Yeni kuramın anahtarı , y irmi yıl

•

B u konuşmanın tamamı E k böl ü münde y a y ı mlanmıştır.

1 17

içi nde kolayl ıkla ulaşı labi lecek olan kütlesel çekimin kuantum kuramı olacaktır. Hawking konuşmasını, "etrafı biraz telaşa veren not" olarak adl andırdığı bir konuyla bitird i . "Ş imdiki durumda bilgi sayarlar araştı rmalarımızda yararl ı bir yardımcıdır. Ama bunlar in san aklıyla yönetilmek zo­ rundadır. Bununla birlikte eğer birisi, son yıl lardaki hızlı ge­ lişmelerini temel alarak gelecek için tahminde bulunursa, bun­ ların kuramsal fiziği tümüyle ele geçirmelerinin olanaklı olduğunu görecektir.

"Bu nedenle belki kuramsal fizik için değil , ama, kuramsal fizikçi ler için son yakındır." İki yıl sonra bu konuşma üzerinde tekrar durduk. Özellikle konuşmasındaki son sözleri merak ediyordum . "Sorun şu" dedi, Hawking. "Bu kadar uzun yolu son yirmi -ya da elli- y ı lda aldık . Kimse bunun hep böyle gideceğini umamaz.

"Bu nedenle, ya deneyimiz sonunda başarısız kalacak ve daha fazla i lerleyemeyeceğiz ya da çok geçmeden, muhtemelen y i rmi y ı lda birleşik kuramı bulacağız. Her ikisinin de tamamen olanaklı olduğunu düşünüyorum."

Hawking ' e fizikteki kendi geleceğinin ne olacağını sordum .

"Kuramsal fizik söz konusu olduğunda ben zaten zirvedeyim" dedi, Hawking . "Gerçekte zirvenin de üzerindeyim." 1 982 Ocak ay ında kırkını doldurmuştu . Son yirmi y ıldaki büyük şans­ sızlıklara karşı mücadelesiyle simgeleşen tipik pragmatik gö­ rünüşüyle aç ıklad ı : "Pekala, kuramsal fizikteki e n iyi çalışmaların çoğunun çok genç yaştaki, genellikle yirmili yaşlardaki insan lar tarafından yapıldığını b i l iyorsunuz. Bu nedenle kırk yaş, birisinin ku­ ramsal fizikte büyük bir keşif yapmayı umabileceği yaşam devresi değildir.

"Bunun nedeni kişinin yaşlandıkça zihinsel çevikliğini yi1 18

tirmeye başlamasıdır. Gençler daha bilgili değildir. Ama ra­ dikal bir dü şünceye sah ip olduklarında şanslarını denemekten korkmazlar."

Herkes Hawking ' i ayakta tutan şey in ne olduğunu merak ediyor. Grip olduğunda ya da soğuk aldığında bile tek bir gü­ nünü harcamama biçiminde kendini belli eden inatçılığı mı? Ya da zihinsel güçlülüğün bir başka tarzı olarak olağanüstü ce­ sareti mi? Çoğu insanın çökmesine yol açacak bir durumda bu­ lunduğu halde, bundan yakınmamasına ve muhtemelen bunu düşünmek bile istememesine bu mu neden oluyor?

Büyük olasılıkla her iki özelliğinin de payı var. Stephen Hawking çok da}' anıklı bir insandır, karşılaştığım en çetin in­ sandır. Ama o burıun da ötesindedir. O gezegenimizin en ge­ lişmiş ussal y aratığıdır. Düşünmek için yaşayan bir insandır. "Önümüzdeki yirmi yıl içinde muhtemelen bir dizi küçük aşamalarla birleşik kurama ulaşacağımızı düşünüyorum" dedi, Hawking. "Ama bil iyorsun, bulduğumuz anda o, kuramsal fizikteki zevki de alıp götürecektir."

1 19

Ek* Kuramsal Fizikte Son Yakın mı ?

Bu konuşmada, kuramsal fiziğin, çok uzak olmayan bir ge­ lecekte, örneğin, bu yüzyılın sonuna kadar amac ına ula­ şabilmesinin olanaklarını tartışmak istiyorum. Bununla, ola­ naklı tüm gözlemleri tanımlayabilen tam, tutarlı ve birleşik bir fiziksel etkileşimler kuramına sahip olabileceğimizi belirtmek istiyorum. Kuşkusuz, böyle öngörülerde bulunan birisi çok ih­ tiyatlı olmak zorundadır. Daha önce en az iki kez son sentezin eşiğinde olduğumuzu düşündük. Bu yüzyılın başlarında, ke­ sintisizlik mekaniğine dayanarak her şeyin anlaşılabileceğine inanılıyordu. Gerekli olan şey; elastisite, viskozite, iletkenlik vb. gibi belirli sayıdaki katsayıları ölçmekti. Bu ümit atomun yapısının ve kuantum mekaniğinin keşfedilmesiyle p aramparça oldu . Aynca 1 920' 1erin sonunda Max Bom, Göttingen' i ziyaret eden bir grup bilim adamına "Bildiğimiz niteliğiyle fizik altı ayda sona ulaşacaktır'' dedi. Bu, Lucasian Kürsüsü ' nün önceki profesörü Paul Dirac ' ın elektronun davranışını yöneten Dirac Denklemi ' n i keşfetmesinden hemen sonraydı. O zamanlar öteki temel parçacık olarak düşünülen protonun davranışını yöneten yasanın da benzer bir denklemle gösterilebileceği umu-

*

Sıephen Hawking ' i n Lucasian Profesörl ük görevine başlama töreninde yap­ t ı ğ ı konuşma.

121

Iuyordu . ancak nötronun ve nükleer kuvvetlerin keş­ fedilmesiyle 'bu ümitler de boşa çıktı. B i z şimdi, ne protonun ne de nötronun gerçekte temel parçac ık olmadığını ve daha küçük parçacıklardan oluştuğunu bil iyoruz. Bu nedenle di­ yebi l i rim ki, şu anda burada bu lunanlardan bazıl arının yaşam süresi içinde tamamlanmış bir kavramı görebi leceğimizi ön­ gören i htiyatlı bir iy imserlik için bazı temel ler vardır. Öte yandan eksiksiz bir birleşik kurama ulaşmay ı başarmış olsak bile, en basit durumların dı şında ayrıntı lı öngörülerde bu lunamayacağız. Örneğin, günlük yaşamda karşı laştığımız şeyleri yöneten fiziksel yasaları zaten bil iyoruz: Dirac ' ın be­ lirttiği gibi, onun denklemi "fiziğin çoğunun ve kimyanın da ta­ mamının" temelini oluşturuyordu . Bununla birl ikte biz bu denklemi yalnızca, bir proton ve bir elektrondan oluşan hid­ rojen atomu gibi çok basit bir sistem için çözebildik. B ırakın birden fazl a çekirdek içeren molekül leri, birden fazla elektronlu görece daha karmaşık atomlar için bile tahminlere başvurmak ve geçerl iliği kuşku lu sezgisel çıkarımlarda bulunmak zo­ rundayız. 1 O kadar parçacıktan oluşan mikroskopik sistemler için istatistiksel yöntemleri kullanmak ve gerekli denklemleri tam olarak çözme iddiasından vazgeçmek zorundayız. Tüm bi­ yoloj i y i yöneten denklemleri ilkece bilmemize karşın insan davranışının incelenmesini, uygulamah matematiğin bir dalına indirgeyemiyoruz.

Tam ve birleşik bir fizik kuramıyla neyi i fade edecektik?

Fiziksel gerçekliği modelleştirme girişimlerimiz normal olarak iki kısımdan oluşur; 1 - Çeşitl i fiziksel niceliklerin uyduğu sınırlı yasalar dizisi.

Bun lar genel likle diferansiyel denklemler şeklinde formüle edi­ l i r.

2- Belirl i bir zamanda evrenin bazı bölgelerinin durumunu 1 22

ve evrenin kalan kısı mlarından o bölgelere sonradan hangi et­ kil erin yansıyacağını gösteren sınır koşulları dizi leri . Çoğu kimse, bilimin rolünün birinci şıkta belirtilenlerle sı­ nırlı olduğunu ve sınırlı yasalar dizisinin tamamı elde edil­ diğinde kuramsal fiziğin amacına ulaşmış olacağını ileri sü­ recektir. Onlar evrenin başlangıç koşulları sorununu metafiziğin ya da dinin hükümranlığında sayacaklardır. Bu tutum, bir bakıma önceki yüzyıllarda "tüm doğal olgular Tanrı' nın i şidir ve sorgulanmamalıdır" diyerek bilimsel araş­ tırmaları engelleyenlerin tutumuna benzer. Evrenin başlangıç koşu llarının, bilimsel inceleme ve kuram için, sınırlı fiziksel yasalar kadar uygun bir konu olduğunu düşünüyorum. Yalnızca "şeyler oldukları gibidir. Çünkü oldukları gibiydiler" demekten daha fazlasını yapamadıkça tam bir kurama sahip olamayacağız.

B aşlangıç koşul larının eşsizliği sorunu, sınırlı fiziksel ya­ saların ihtiyari niteliğiyle yakından ilgilidir: B ir kimse bir ku­ ramı, eğer o kuram kütleler ya da birleştirme sabitleri gibi is­ tenilen herhangi bir değerin verilebileceği bazı ayarlanabilir parametreler içeriyorsa tam olarak kabul etmeyecektir. Ger­ çekte ne başlangıç koşulları, ne de kuram� aki parametrelerin değerleri ihtiyari değildir. Ama bir şekilde çok dikkatlice se­ çilmişlerdir. Örneğin, eğer proton-nötron kütle farkı elektronun kütlesinin yaklaşık iki katı olmasaydı, yüzlerce çift ya da kimya ve biyoloj inin temeli olan elementleri oluşturan benzer kararlı çekirdekler elde edilemeyecekti. Benzer şekilde, pro­ tonun kütlesel çekimle ilgili kütlesi önemli ölçüde farklı ol­ saydı, kimse içinde bu nükleitlerin birikebildiği yıldızlara sahip olamayacaktı . Eğer evren in başlangıÇtaki genleşmesi biraz daha küçük ya da büyük olsayd ı, evren ya yıldızlar ortaya çı­ kamadan önce çökecek ya da yıldızların oluşmasını sağlayan kütlesel çekim yoğunlaşmasına izin vermeyecek denli yüksek 123

bir hızla gen işleyecekti . Doğrusu bazı k i mseler bu başlangı ç koşulları ve parametreler üzerindeki sınırlamaları bir ilke dü­ zeyine, entropi ilkesi düzeyine yükseltecek kadar ileri gitti ler.

Entropi ilkesi, "Şeyler oldukları gibidir, çünkü biz varız" şek­ l inde açıklanabi lir. Bu ilkenin bir versiyonuna göre, fiziksel pa­ rametrelerinin değerleri ve başlangıç koşulları değişik olan çok sayıda farklı evren vardır. Bu evrenlerin çoğu, düşünen canlı için gerekli olan karmaşık yapıların gelişimine uygun ko­ şulları sağlamayacaktır. Yalnızca koşullan ve parametreleri bi­ zimkine benzeyen çok az sayıdaki evrende zeki yaşamın ge­ l işmesi ve "Bu evren niçin gözlediğimiz gibi?" sorusunun sorulması olanağı vardır. Bu sorunun yanıtı elbette, "Eğer başka türlü olsaydı bu soruyu soracak kimse olmayacaktı" bi­ çimindedir.

Entropi ilkesi, farklı fiziksel parametrelerin değerleri ara­ sında gözlenen dikkat çekici sayı sal bağlantıların çoğuna bir tür açıklama da sağlar. Bununla birlikte tamamen yeterli değildir; çünkü insan, daha derin bir açıklamanın olduğunu h i ssetmekten kendini alamaz. Aynca bu ilke evrenin tüm bölgelerini de açık­ layamaz. Ö rneğin, içinde nükleer sentezle ağır elementlerin bi­ çimlendiği yakın y ıldızların daha önceki kuşağı oluşturması gibi, güneş sistemimiz de kesinlikle bizim varlığımızın bir ön koşuludur. Hatta varlığımız için galaksimizin tamamı ge­ rekmiş olabilir. Ama gözlenebilir evren boyunca aşağı yukarı homojen biçimde dağılmış milyon kere milyon galaksi bir yana, daha yakınımızdaki öteki galaksilerin bile varlığımız için gerekmiş olduğuna dair herhangi bir şey görünmemektedir. Ev­ renin bu büyük ölçekli homojenliği, insan merkezli evren an­ layışını kabul etmeyi ya da bu evrenin yapısının, oldukça tipik sarmal bir galaksinin en dış kısmı ndaki çok sıradan bir yıl­ dızın etrafında dönen küçük bir gezegen üzerindeki bazı kar­ maşık moleküler yapılar gibi çok dışsal şeyler tarafından be­ lirlendiğine inanmayı çok zorlaştırmaktadır.

1 24

Eğer entropik ilkelere başvurmayacaksak, evren in başlangıç koşu l l arını ve çeşitli fi ziksel parametrelerinin değerlerini açık­ layacak bir birleşik kurama gereksini mimiz vardır. Bununla birlikte bir kerede her şey in tam bir kuramını bulmak çok zor­ dur (bazı insanl ar dunnak bilmeksizin bunun peşindedir; her hafta postayl a iki ya da üç birleşik kuram alıyorum) . Bunun ye­ rine yapmamız gereken şey , bel irli etkileşimlerin göz ardı edi­ lebildiği ya da basitleştiri ldiği durumları tanımlayan kısmi ku­ raml ara bakmaktır. Evrenin maddi içeriğini önce iki kısma ayırırız: Kuarkl ar, elektronlar, muonl ar vb. gibi "madde par­ çacıklar" ve kütlesel çekim, elektromanyetizm vb. gibi "et­ ki leşimler" . Madde parçacıklar, bir tam-bir yarım spin alanıyla tan ımlanır ve Pauli dışlama ilkesine uyar. Pauli dışlama i lkesi, · veri len türde birden fazla parçacığın aynı durumda ola­ mayacağını öngörür. Kendi üzerine çökmeyen ya da sonsuzluğa yayınarak kaçmayan katı cisimlere sahip olabilmemizin nedeni budur. M addeni n özünü oluşturan şeyler iki gruba ayrılır: Ku­ arklardan oluşan hadronlar ve geriye kalanı içeren leptonlar.

Etkileşimler olgusal olarak dört katagoriye ayrıl ır. Güçlülük sırasına göre : Yalnızca hadronlarla etkileşimi olan güçlü nük­ leer kuvvet; yüklü hadronlar ve leptonlarla etkileşen elekt­ romanyetizm; tüm hadronlar ve leptonlarla etkileşen zayıf nük­ leer kuvvet ve büyük bir farkla en zayıf olan sonuncusu, her şeyle etki leşen kütlesel çekim. Etk ileşimler, tam sayı (O, 1 ,2) spin alanlarıyla gösterilirler ve Pauli dışlama ilkesine uy­ mazlar. Bu, onl arın aynı durumdaki pek çok parçacığa sahip olabilecekleri anlamına gelir. Elektromanyetizm ve kütlesel çekim durumunda etkileşimler uzun erimlidir. Bunun anlamı, çok sayıda madde parçacığının yarattığı bu alanların, mak­ roskopi k ölçekte ortaya çıkabi lecek bir alan oluşturacak şe­ ki lde bir araya gelebileceğidir. Bu yüzden bunlar kendi leri hak­ kında kuramlar geliştirilen ilk kategori ler oldu. 1 7 . yüzy ı lda 1 25

Newton kütlesel çek im ve 1 9 . yüzy ılda da Maxwell elekı­ romanyetizm için kuramlar geliştird i . Ancak bu iki kuram te­ melde birbiriyle uyuşmuyordu . Çünkü Newtoncu kuram, tüm si steme herhangi belirli bir hız verildiğinde değişmeden ka­ lıyordu . Oysa Maxwell kuramı seçilmiş bir hızı, ışık hızını ta­ nımlıyor ve onunla iş görüyordu. Sonunda Newtoncu kuram, kütlesel çekimin Newtoncu kuramı durumuna düştü ve M ax­ well ku ramının değişmeden kalan y anlarıyla uyumlu hale ge­ tirilmesi için bazı değişiklikler yapılması zorunlu oldu . Bu, 1 9 1 5 ' de formüle edilen Einstein ' ın genel görec e lik kuramıyla başarı l d ı .

Klasik kuramlar olarak adlandırılan kütlesel çekimin genel görecelik kuramı ve elektrodinamiğin Maxwell kuramı, sürekli değişebilen ve en azından i lke olarak ihtiyari doğrulukta öl­ çülebilen nicelikleri içerirler. Bununla birlikte birisi bir ato m modeli kurmak amacıyla bu tür kuramlar, kullanmaya kal­ kıştığında ortaya bir problem çıkar. Atomun negatif yüklü bir elektron bulutuyla çevrili pozitif yüklü küçük bir çekirdekten olu ştuğu keşfedilmiştir. Doğal varsayım, tıpkı dünyanın güneş etrafında bir yörüngede olması gibi, elektronların da çe­ kirdek etrafındaki bir yörüngede bulundukları biçimindedir .

Ancak bu klasik kuram, elektronların elektromanyetik dalgalar yayınlayacağını öngörmektedir. Buna göre, bu dalgalar ener­ jilerini azalttıkları elektronların sarmal biçiminde çekirdeğe yaklaşmasına ve sonunda atomun çökmesine neden ola­ caklardır.

Bu problem, kuramsal fizikte yüzyılın en büyük başarısı olan kuantum kuramının keşfiyle çözüme kavuşturuldu. Bunun temel önermesi Heisenberg belirsizlik ilkesidir. Bu ilke, bir par­ çacığın konumu ve momenti gibi belirli nicelik çiftlerinin aynı anda istenilen doğrulukta ölçülemeyeceğini öngörür. Atom için bunun anlamı şuydu ; en düşük enerj i düzeyinde bir elektron 1 26

çekirdekte hareketsiz halde bulunamaz, çünkü bu durumda ko­ numu ve hızı kesin olarak beli rlenebilir. Bunun yerine, elektron çekirdeğin etrafında bir olasılık dağı lımı iç inde bulunmak zo­ rundadır. Bu durumda elektron elektromanyetik dalgalar bi­ çiminde enerji yayamaz, çünkü bu dalgaların gidebileceği daha düşük enerji düzey i yoktur.

1 920' 1i ve 1 930'1u yıllarda kuantum mekaniği, atomlar ya da moleküller gibi yalnızca belirli sayıda serbestlik derecesine sahip sistemlere büyük bir başarıyla uygulandı . Ancak elekt­ romanyetik alana uygulamaya çalı şıldığında zorluklar çıktı . Çünkü elektromanyetik alan sonsuz sayıda serbestlik derecesine sahiptir. Kabaca söylemek gerekirse, uzay-zamanın her bir nok­ tası için iki dereceye. Bu serbestlik dereceleri ; her birinin kendi konumu ve momenti bulunan asilatörler olarak kabul edilebilir.

Bu asilatörler hareketsiz durumda olamazlar, çünkü o zaman kesinlikle belirlenmiş konumlan ve momentleri olacaktır.

B unun yerine her bir asilatör, "sıfır noktası salınımları" olarak adlandırılan minumum miktarda bir düzensiz değişime ve sıfır olmayan bir enerjiye sahip olmalıdır. Sonsuz sayıda serbestlik derecesinin tümünün sıfır-noktası salınım enerjileri , elektronun kütlesinin ve yükünün sonsuz olmasına yol açacaktır.

1 940' lı yılların sonlarında, bu zorluğu aşmak amacıyla "ye­ n iden normalleştirme" olarak adlandı rılan bir işlem ge­ liştirildi. Bu işlem, bazı sonsuz niceliklerin, geride sonlu ar­ tıklar kalacak şekilde oldukça ihtiyari bir şekilde çıkarılmasına dayanır. Elektrodinamikte, biri kütle, öteki de elektronun yükü için böyle iki sonsuz çıkarma işlemini yapmak zorunluydu . Bu yeniden normalleştirme işlemi, çok sağlam bir kavramsal ya da matematiksel temele oturtu lmamış olmasına karşın pratikte ol­ dukça iyi sonuç vermiştir. En büyük başarı sı, hidrojen atomu tarafındaki bazı çizgilerde küçük bir değişikliğini, Lamb kay­ masını, önceden görmesidir. Bununla birlikte eksiksiz bir 1 27

kuram olu şturma girişimi aç ısından çok yeterl i olduğu söy ­ lenemez. Çünkü sonsuz çıkarma işleminden geriye kalan sonlu sayıdaki artıkların değerleri hakkında herhangi bir öngörüde bulunmamaktadır. B öyle elektronun sahip olduğu özgün kütle ve yükün nedenini açıklamak için entropi ilkesine geri dönmek zorunda kalacaktık.

1 950' 1i ve 1 960' lı yıllarda, zayıf ve güçlü nükleer kuv­ vetlerin yeniden normalleştirilebi leceğine inanılmıyordu . Bun­ ları sonlu hale getirmek için sonsuz sayıda sonsuz çıkarma iş­ leminin gerekli olacağı düşünüyordu . Kuram tarafından belirlenmemiş sonsuz sayıda sonlu artık olacaktı . Sonsuz sa­ y ıda parametreyi kimse ölçemeyeceği için böyle bir kuramın hiçbir öngörü gücü bulunmayacaktı. Bununla birlikte 1 97 1 ' de, Hooft daha önce S alam ve Weinberg tarafından önerilen elekt­ romanyetik ve zay ıf nükleer etki leşimlerin birleşik bir mo­ delinin, gerçekten yalnızca belirli sayıda sonsuz çıkarma ya­ pılarak yeniden yeniden normalleştirilebileceğini gösterdi.

S alam-Weinberg foton kuramında, elektromanyetik etkileşimi taşıyan spin- 1 parçacığı W+, w- ve Z0 olarak adlandırılan öteki üç spin- 1 eşiyle birleştirilir. Çok yüksek enerj ilerde bu dört parçacığın tümünün benzer biçimde davranacağı görülür.

Ancak daha düşük enerj ilerde, W+, w- ve Z0' ın tümünün çok kütleli olmasına karşın fotonun sıfır hareketsizlik kütlesine sahip olmasını açıklayabilmek için "kendiliğinden simetri ku­ rulması" olarak adlandırılan bu olguyu kurama eklediler. Bu kuramın düşük enerj i öngörüleri , gözlemlerle di kkat çekecek ölçüde iyi bir uyum gösterdi. Bu da, geçen yıl İsveç Aka­ demisi ' nin benzer birleşik kuramlar oluşturan Glashow ile bir­ l ikte Salam ve Weinberg ' e Nobel Ödülü ' nü vermelerine yol açtı . B ununla birl ikte Glashow, foton tarafından taşınan elekt­ romanyetik ku_vvetlerle W+, w-, Z0 tarafından taşınan zay ıf kuvvetler arasındaki birleşmenin gerçekten oluşup oluş1 28

madığını deneyecek kadar yüksek enerjili parçac ık hız­ landıncılara henüz sahip olmadığımız için Nobel Komites i ' nin gerçekte sonucundan emin olunmayan bir i şe giriştiğini ileri sürdü. Yeterli güçteki hızlandırıcılar birkaç yıl içinde hazır ola­ cak. Fizikçilerin çoğu, bu hızlandırıcıların Salam-Weinberg ku­ ramını doğrulayacağından emindir.

Salam-Weinberg kuramının başarı sı, benzer biç i mde güçlü nükleer etkileşimlerin yeniden normalleştirilebi lmeleri ku­ ramının araştırılmasına yol açtı . Protonun ve pi meson gibi öteki hadronların gerçek temel parçacıklar olamayacağı çok ön­ ceden biliniyordu . Bunlar kuark olarak adlandırılan öteki par­ çacıkların birleşrriş halleri olmalıydılar. Bunlar tuhaf bir özel­ liğe sahip görünmektedir. Bir hadron içinde oldukça serbest biçimde hareket edebilmelerine karşın kendi başına yalnızca bir kuark elde etmenin olanaksız olduğu görülüyor. Daima üçlü gruplar halinde (proton ya da nötron gibi) ya da bir kuark ve an­ tikuarktan oluşan çiftler halinde (pi meson gibi) bulunuyorlar.

Bunu açıklamak için kuarklara sıfat niteliğinde bir renk ya­ kıştırı l ı r. Bu rengin normal olarak algıladığımız renklerle bir ilgisinin olmadığı önemle belirtilmelidir. Çünkü kuarklar gö­ rünebilir ışıkta görünmeyecek kadar küçüktür. Bu yalnızca kul­ lanışlı bir adlandı rmadır. Bu düşünceye göre kuarklar kırmızı, yeşil ve mavi renktedir. Ama bir hadron gibi ayn bir birleşim proton gibi kırmızı, yeşil ve mavinin bir karışımı ya da pi meson gibi antikırmızı, antiye şil ve antimavinin bir karışımı olarak renksiz olmak zorundadır.

Kuarklar arasındaki güçlü etkileşimlerin, zayıf etkileşimi taşıyan parçacıklara oldukça benzeyen ve gluonlar olarak ad­ landırı l an Spin- 1 parçacıklarıyla taşındığı san ı lıyor. Gluonlar da renk taşırlar. Gluonlar ve kuarklar, kuantum kromodinamiği olarak adlandırılan ve kısaca QCD şeklinde anılan yeniden normalleştirilebilir bir kurama uyarlar. Yeniden nomalleştirme 1 29

işleminin bir sonucu olarak kuramın birleştirme sabiti, öl­ çüldüğü enerj iye bağlıdır ve çok yüksek enerj i lerde sıfıra yak­ laşır. Bu olgu asimptotik serbestlik olarak bil inir. Bunun an­ lamı, bir hadron içindeki kuarkların hemen hemen yüksek enerji çarpışmalarındaki serbest parçacıklar gibi dav­ randıklarıdır. Bu nedenle etkileşimleri perturbasyon kuramı ta­ rafından işlenebilir. Perturbasyon kuramının öngörüleri göz­ lemle mantıklı bir uyum içindedir. Ama henüz hiç kimse bu kuramın deneysel olarak doğrulandığını ileri süremez. Düşük enerj ilerde etkili birleştirme sabiti çok büyük ve perturbasyon kuramı artık işlemez. Bu "kızılötesi kölel iği"nin, kuarkların niçin daima renksiz bir birleşim halinde olduğunu açıklayacağı umulmaktadır. Ama şimdilik kimse bunu gerçekten inandırıcı biçimde kanıtlay amamı ş t ır.

Güçlü etkileşimler için bir yeniden normal leştirilebilir ku­ rama, zayıf ve elektromanyetik etkileşimler için de başka bir kurama sahip olduktan sonra bu iki kuramı birleştirecek bir ku­ ramı araştırmak doğaldı . Böyle kuramlar "büyük birleşik ku­ ramlar" vb. gibi oldukça abartılı başlıklarla anılır. Bu çok ya­ nıltıcıdır. Çünkü bunlar ne o kadar büyük ne tamamen birleşik ne de tamamlanmış olan kuramlardır. Çünkü hepsi de bir­ leştirme sabitleri ve kütleler gibi çok sayıda belirsiz yeniden normalleştirme parametrelerine sahiptir. Her şeye karşın tam bir birleşik kurama doğru önemli bir adım olabilirler. Temel düşünce, güçlü etkileşimlerin düşük enerj i lerde yüksek olan et­ kili birleştirme sabitinin, asimptotik serbestlik yüzünden, yük­ sek enerj i lerde derece derece azalmasıdır. Ö te yandan Salam­ Weinberg kuramının düşük enerjilerde küçük olan etkili bir­ leştirme sab iti, bu kuramın asimptotik olarak serbest olmaması yüzünden yüksek enerj i lerde derece derece artmaktadır. Eğer birleşti rme sabitlerinin düşük enerj ideki artma ve a;;;a lma hız­ ları ekstrapole edi l i rse (önceki miktarlar temel alınarak daha 1 30

ötesi için tahminde bulunulursa) iki birleştirme sabitinin yak­ laşık 1 01 5 GeV' luk bir enerjide eşitlendiği görülür. Bu ku­ ramlar, bu enerjinin üzerinde güçlü etkileşimlerin, zayıf ve elektromanyetik etkileşimlerle birleştiğini ama daha düşük enerj i lerde kendiliğinden simetri kırılmasının gerçekleştiğini öne sürerler.

Gerekli olan 1 01 5 GeV ' luk bir enerji, herhangi bir la­ boratuvar deneyinin kapsamı dışında kalır. Günümüzdeki par­ çacık hızlandırıcıları yaklaşık 1 0 GeV' luk kütle merkezi ener­ jileri üretebiliyor. Yakın gelecekte kurulacak olanlar ise 1 00 GeV ' luk y a da ona yakın enerji üretec�kler. B u düzey, Salam­ Weinberg kuramına göre elektromanyetik kuvvetlerle zayıf kuvvetlerin birleşik olması gerektiği enerj i aralığını incelemek için yeterlidir. Ancak zayıf ve elektromanyetik etkileşimlerin kuvvetli etkileşimlerle birleşeceğinin öngörüldüğü çok yüksek enerj i düzeyleri için yeterli olmaktan uzaktır. Bununla birlikte büyük birleşik kuramların, laboratuvarda denenebilir nitelikte düşük enerji öngörüleri bulunabilir. Örneğin, kuramlar pro­ tonun tamamen kararlı olmadığını ve l <>31 yıl gibi bir sürenin sonunda bozunacağını öngörür. Protonun yaşam süresi üzerine mevcut deney sel alt sınır yaklaşık 1 030 yıldır ve bunu ge­ liştirmek olanaklı olmalıdır.

B aşka bir gözlenebilir öngörü, evrendeki baryonlann fo­ tonlara oranıyla ilgilidir. Fizik yasaları, parçacıklar ve an­ tiparçacıklar için aynı görünmektedir. Daha açık bir şekilde söylenecek olursa, bu yasalar, parçacıklar karşıparçacıklarla, sağa dönüştüler sola dönüşlülerle değiştirildiğinde ve tüm par­ çacıkların hızları ters yöne çevrildiğinde aynı kalmaktadır. Bu, CPT kuramı olarak bilinir ve herhangi bir mantıklı kuramda bu­ lunması gereken temel varsayımların bir sonucudur. Ö te yan­ dan dünya ve gerçekte tüm güneş sistemi, herhangi bir an­ tiproton ya da antinötron içermeksizin proton ve nötronlardan 131

oluşmuştur. Gerçekte parçac ıklar ve antiparçac ıklar arasındaki bu dengesizlik, varoluşumuzun bir başka önkoşu ludur. Çünkü eğer güneş sistemi , parçac ık ve antiparçacıkların eşit bir ka­ rışımından oluşsaydı, bun l arın hepsi geriye yalnızca rad­ yasyon bırakarak birbirlerini yok edeceklerdi. Bu tür bir imha radyasyonun yokluğunu dikkate alarak galaksimizin an­ tiparçacıklar yerine tamamen parçacıklardan oluştuğu so­ nucuna varabiliriz. Ö teki gezegenler için doğrudan kanıtlara ., sahip değiliz ama ônların da parçacıklardan oluştuğu ve bir bütün olarak evrende parçacıkların antiparçacıklardan her 1 08 fotonda bir parçacık daha fazla olduğu göıii l mektedir. B ir kimse entropi i lkesiyle bunu açıklamaya çalışabilirdi ama büyük birleşik kuramlar gerçekte bu �engesizliği açıklama ola­ nağ ı olan bir mekanizmayı sağlarlar. Tüm etkileşimlerin C (parçacıkların antiparçacıklarla yer değiştirmesi), P ( sağa dö­ nüşlülerin sola dönüşlülerle değişimi) ve T ( zamanı n yönünün tersine çevrilmesi) bi leşimi altında değişmez göıii n mesine kar­ şın, T altında değişmez olmayan etkileşimlerin bulunduğu bi­ l inmektedir. Genişlemenin yarattığı çok belirgin bir zaman okunun bulunduğu en erken evren döneminde bu etkileşimler antiparçacıklardan daha fazla sayıda parçacı k üretebildiler.

Ancak sayıları modele çok bağımlı olduğundan gözlemle uyumu, büyük birleşik kuramların bir doğrulaması olmaktan uzaktır. Şimdiye kadar sarfedilen çabaların çoğu, fiziksel et­ kileşimlerin ilk üç kategorisinin, güçlü ve zayı f nükleer kuv­ vetlerle e lektromanyetizmin birleştiril mesine yöneltilmişti .

Dördüncü ve sonuncusu, kütlesel çekim ihmal edilmişti. Bunun haklı bir nedeni, kütlesel çekim etkisinin çok zayıf olmasıdır.

Kütlesel çekim etkileri ancak herhangi bir parçacık hız­ landırıcısında göıii l ebilenlerden çok daha yüksek düzeydeki parçacık enerjilerinde büyük olabilecektir. B aşka bir neden, 132

kütlesel çekimin yen iden normal leştirilemez olarak gö­ rünmesidir. Sonlu sayıda yanıtlar elde etmek için sonsuz sayıda sonsuz çıkarma yapılması gerekiyor. Bu ise, sonsuz sayıda be­ lirsiz sonlu artık demektir. Ancak tamamen birleşik bir kuram elde edi lecekse; kütlesel çekim de buna dahil edilmek zo­ rundadır. Aynca klasik genel görecelik kuramı, kütlesel çekim alanının sonsuz derecede güçlü olduğu uzay-zaman te­ killiklerinin varlığını öngörüyor. Bu tekillikler, geçmişte ev­ renin şimdiki geni şlemesinin başlangıcında (Büyük Pat­ lama' da) vardı ve gelecekte de yıldızların ve olasılıkla evrenin kendisinin çöküşünde bulunacaktır. Tekillik öngörüleri, klasik k�ramın geçerli olmayacağına işaret ediyor. Ancak kütlesel çekim alanının kütlesel çekim kuantum etkilerinin önem ka­ zanmasını sağlayacak derecede güçlenmesine kadar klasik ku­ ramın geçersiz olduğuna dair bir neden görünmüyor. Bu ne­ denle, yalnızca entropi ilkesine başvurmanın ötesinde eğer erken dönem evreni tanımlamak ve başlangıç koşul ları için bazı açıklamalar getirmek istiyorsak kütlesel çekimin kuantum kuramını gerçekleştirmek zorundayız.

B öy le bir kuram aynca "zaman gerçekten bir başlangıca sahip mi?", "Klasik genel görecelik kuramının öngördüğü gibi bir son var mı?" ya da "Büyük Patlama' daki tekillikler gerçek mi?" ve "Kuantum etkileri yüzünden bir şekilde Büyük Çatırtı oluşacak mı?" gibi sorulara yanıt bulabilmek için de gereklidir.

Uzay ve zamanın kesin yapısının kendisinin de belirsizlik il­ kesine tabi olduğunu düşündüğümüzde, bu sorulara iyi ta­ nımlanmış anlamlar vermenin çok zor olacağı kabul edi­ lecektir. Kişisel görüşüm tekilliklerin olasılıkla bala var olduklarıdır. Bunları belirli bir matematiksel anlamda zamanı geçmiş sayanlar olabilir. Ancak bilinç ya da ölçme yeteneğiyle ilişkili öznel zaman kavramı bir sona ulaşacaktır.

Kütlesel çekimin kuantum kuramının elde edilmesinden ve 1 33

onunla öteki üç kategori etki leşimin birleştirilmesi nden bek­ lenen şey nedir? En büyük umut genel göreceliğin süpergravite olarak adlandırılan bir uzantısında yatıyor görünmektedir.

Bunda, kütlesel çekim etkileşimini taşıyan spin-2 parçacığ ı graviton, süpersimetri dönüşümleri olarak adlandırılan düşük spinlerin belirli sayıdaki öteki alanlanyla ilgilidir. B öyle bir kuram, kesirli sayılı spin parçacıklarıyla gösterilen "madde" ile tamsayılı spin parçacıklarıyla gösterilen "etkileşi mler" ara­ sındaki eski ikiye bölme işlemini ortadan kaldırdığı için daha kullanışlıdır. Onun bir başka büyük üstü nlüğü de, kuantum ku­ ramında ortaya çıkan çok sayıdaki sonsuzluğun birbirini gö­ türerek yok etmesidir. Ancak herhangi bir sonsuz çıkarma ol­ maksızın sonlu bir kuram verecek şekilde hepsinin birbirini götürüp götürmediği henüz bilinmemektedir. Ö yle oldukları umuluyor, çünkü kütlesel çekimi kapsayan kuramların ya sonlu ya da yeniden normalleştirilemez oldukları gösterilebilir. Çünkü birisi herhangi bir sonsuz çıkarma yapmak zorundaysa, bunu, sonsuz say ıda belirsiz artığın karşılığı olarak sonsuz sa­ yıda yapmak zorunda kalacaktır. Böylece süpergravitedeki tüm sonsuzluklar birbirlerini yok ederse biz yalnızca tüm madde parçacıkları ve etkileşimlerini · ·tamamen birleştiren bir kurama sahip olmakla kalmayacağız ama aynı zamanda belirsiz her­ hangi bir yeniden normalleştirme parametresinin kalmamış ol­ ması anlamında tamlığa ulaşmış olacağız.

Bununla birlikte kütlesel çekimi öteki fiziksel etkileşimlerle birleştiren kuram bir yana henüz uygun bir kütlesel çekimin ku­ antum kavramına da sahip değiliz. Yalnızca onun taşıması ge­ reken bazı özellikleri hakkı nda düşüncemiz var. Bunlardan biri, kütlesel çekimin uzay-zamanın bazı faktörlere bağlı olan yapısını etkilemesiyle ilgilidir. Çünkü kütlesel çekim hangi olayların birbiriyle nedensel olarak bağlantılı olabileceğini be­ lirler. Klasik genel görecelik kuramında bunun bir örneği, küt1 34

lesel çekim alanının herhangi bir ışık ya da sinyali içine çe­ kecek ve dışına çıkarmayacak kadar güçlü olduğu bir uzay­ zaman bölgesi olan kara deliklerdir. Kara del iğin yakınındaki bu yoğun kütlesel çekim alanı, biri kara deliğe düşen , öteki sonsuzluğa kaçan parçacık ve antiparçacık çiftlerinin ya­ ratılmasına neden olur. Kaçan parçacık kara delik tarafından yayımlanmış gibi görünür. Kara delikten belirli bir uzaklıktaki bir gözlemc i yalnızca dışarıya giden parçacıkları ölçebilir ve deliğin içine düşenleri gözleyemediği için onlarla dışarı gi­ denler arasında ilişki kuramaz. Bunun anlamı, dışarı giden par­ çacıkların, belirsizlik ilkesine konu olanın ötesinde daha yük­ sek bir rastgelelik ve öngörülemezlik düzeyine sahip olduklarıdır. Normal durumlarda belirsizlik ilkesi bir kimsenin kesin olarak bir parçacığın ya konumunu ya da h ızını ya da ko­ numu ile hızının bir bileşimini öngörebileceğini belirtir. Böy­ lece kabaca söylersek, bir kimsenin kesin öngörülerde bulunma yeteneği yarıya iner. Ancak bir kara delikten yay ımlanan par­ çacıklar durumunda, kara deliğin içinde neler olduğunu kim­ senin gözleyememesinin anlamı, yayımlanan parçacığın ne ko­ numunun ne de hızının kesinlikle öny.örülemeyeceğidir.

Yapılabilecek tek şey, parçacıkların belirli modlarda ya­ yımlanma ohsılıklarını vermektir.

Bu nedenle, öyle görünüyor ki, bir birleşik kuram bulsak bile belki yalnızca istatistiksel öngörülerc.e bulunabileceğiz.

Ayrıca tek bir evrenin, gözlediğimiz evrenin varlığı dü­ şüncesinden de vazgeçmek zorunda kalacağız. Bunun yerine birkaç olasılıklı dağılımla tüm mümkün evrenlerin bir arada al­ gılanması görüşünü benimsemek zorunda kalacağız. Bu, ev­ renin niçin Büyük Patlama'da ve hemen hemen kusursuz bir ısıl dengede başladığını açıklayabilir. Çünkü ısıl denge, en büyük sayıdaki mikroskopik gruplaşmaya ve bu nedenle de en büyük olasıl ığa karşı l ı k gelecektir. Voltaire ' in filozofu Pang1 35

los s ' u tekrarlarsak ; "Tüm olanaklı dünyaların en olası olanında yaşıyoruz". Çok uzak olmayan gelecekte bulacağımız tam bir birleşik kuramdan neler bekliyoruz? Gözlemlerimizi daha küçük öl­ çekteki uzunluklara ve daha yüksek enerjilere her yö­ neltişimizde yapının yeni katmanlarını keşfettik . Bu yüzyıl ın başında, 3 x t o·2 eV' luk tipik bir enerji parçacığının yaptığı B rown hareketinin keşfi, maddenin sürekli olmadığını ama atomlardan oluştuğunu ortaya koydu . Ondan kısa bir süre sonra da, bu bölünemez olarak görülen atomların, birkaç elekt­ ronvoltluk enerjileriyle bir çekirdek etrafında dönen elekt­ ronlardan oluştuğu bulundu . Daha sonra sırasıy la, çekirdeğin temel parçacıklar olarak adlandırılan proton ve nötrondan oluş­ tuğu ve bunların 1 06 eV ' luk nükleer bağlarla bir arada tu­ tulduğu anlaşıldı . Bu hikayenin en son bölümü, proton ve nöt­ ronun 1 09 eV ' luk bir enerj iyle bir arada bağlı tutulan kuarklardan oluştuğunu bulmamızdır. Kuramsal fizikte şim­ diden büyük bir yol almış olmamızın kefareti ise, sonuçl arını önceden göremediğimiz bir deneyi gerçekleştirebilmek için büyük mekanizmaların ve önemli miktarda paranın gerekli hale gelmesidir. ·

•

•

Geçmiş deneyimimiz, gittikçe yükselen enerjilerde yapı kat­ manlarının sonsuz bir ardışıklık gösterdiğini düşündürebilir.

Gerçekten buna benzer sonsuza kadar giden kutu içinde kutu görüşü, Çin' de Dördüncü Gang döneminde resmi dogmaydı.

Ancak kütlesel çekim, l 0-33 cm gibi çok küçük bir uzunluk öl­ çeğinde ya da 1 028 eV gibi çok yüksek bir enerj i düzeyinde de olsa bir sınır sağlıyor görünmektedir. Bundan küçük uzunluk ölçeklerinde, uzay-zamanın düzgün süreklilik davranışını bı­ rakacağı ve kütlesel çekim alanının kuantum dalgalanmaları yüzünden köpüğe benzeyen bir yapı kazanacağı beklenir.

Günümüzdeki 1 0 1 0 eV ' luk deneysel sınır ile kütlesel çekim için kritik enerj i olan 1 028 eV' luk düzey arasında henüz keş1 36

fedilmemiş çok büyük bir bölge vardır. Büyük birleşik ku­ ramları n yaptığı gibi bu çok büyük aral ıkta yalnızca bir ya da iki yapı katmanı olduğunu düşünmek yanıltıcı olabi lir. Ancak iyimser ol mak için temeller vardır. Şu anda en azından kütlesel çekimin öteki fiziksel etkileşi mlerle bir süpergravite kuramı içinde birleştirilebileceği görülmektedir. Böyle kuramların sı­ nırlı sayıda olacağı görülüyor, özellikle söz edecek olursak bu tür kuramların en büyüğü, N=8 genişletilmiş süpergravite ola­ rak adlandırılan kuramdır. Bu, bir graviton, gravitino olarak ad­ landırılan sekiz spin-3/2 parçacığı yirmi sekiz spin- 1 parçacığı, ellialtı spin - 1 /2 parçacığı içerir. B u kadar büyük sayılar, güçlü ve zayıf etkileşimlerde gözetlediğimizi sandığımız tüm par­ çacıkları açıklamaya yetecek büyüklükte değildir. Örneğin, N=8 kuramı yirmisekiz spin- 1 parçacığına sahiptir. Bunlar güçlü etkileşimleri taşıyan gluonları ve zayıf etkileşimleri ta­ şıyan dört parçacı ktan ikisini açıklamak için yeterlidir. Ama öteki ikisi için yetersizdir. Bu nedenle bir kimse gluonlar ya da kuarklar gibi gözlenen çok sayıda parçanın ya da bunların ço­ ğunluğunun gerçekte o anda göründükleri gibi temel par­ çacıklar olmadığına ve temel N=8 parçacıklarının bağlanmış durumu olduğuna inanmak zorunda kalacaktır. Görülebilir bir gelecekte, bu bileşik yapılan incelemeye yetecek güçte hız­ landırıcılara sahip olabileceğimizi sanmıyorum. Ö zellikle, ge­ çerli ekonomik eğilimlere bakarak değerlendirdiğimizde durum böyle görünüyor. Bununla birlikte iyi tanımlanmış N=8 ku­ ramından doğan bu bağlı yapılar gerçekte şimdi ya da yakın gelecekte ulaşılabilecek enerj ilerde denenebilecek birçok ön­ görüde bulunmamıza olanak sağlayacaktır. Bu durum böylece elektromanyetizm ile zayıf etkileşimleri birleştiren Salam­ Weinberg kuramı için olan duruma benzeyebilir. Bu kuramın düşük enerj i öngörüleri gözlemle o kadar uyum içindedir ki, birleşmenin gerçekleşeceği enerj iye henüz ulaşmadığımız halde kuram genel olarak kabul edilmektedir.

1 37

Evreni tanımlayan kuramda çok ayırt edici bir şey ol­ malıdır. Ö teki kuramlar yalnızca bulanların akıllarında var olurken bu kuram niçin yaşam kazan ıyor? N=8 süpergravite kuramı , özgün olabilmek için bazı niteliklere sahip olmalıdır.

Böyle bir kuram ;

1 - Dört boyutlu olmalı 2- Kütlesel çekimi içermeli 3- Herhangi bir sonsuz çıkarma yapmaksızın sonlu olmalıdır.

Hemen belirtmeliyim ki, eğer parametresiz tam bir kurama sahip olacaksak üçüncü özellik zorunludur. Bununla birlikte entropi ilkesine başvurmaksızın birinci ve ikinci özellikleri açıklamak zordur. B i rinci ve üçüncü özellikleri sağlayan ama kütlesel çekimi içermeyen tutarlı bir kuramın olab ileceği gö­ rülüyor. Ancak bu kuram böyle bir evrende karmaşık y apıların gelişimi için olasılıkla zorunlu olan maddenin büyük kümeler halinde bir araya toplanmasını sağlayacak çekim kuvvetleri ba­ kımından muhtemelen yeterli olmayacaktır. "Uzay-zaman neden dört boyutlu olmalı?" sorusu, normal olarak fiziğin kap­ samı dışında düşünülmesi gereken bir sorudur. B ununla bir­ l ikte onun için de entropi ilkesine uygun · iyi bir kanıt vardır. İ kisi uzay ve biri zaman içinde olmak üzere üç boyutlu uzay­ zaman, herhangi bir karmaşık organizma için açıkça ye­ tersizdir. Öte yandan eğer üçten fazla uzay boyutu olsaydı, ge­ zegenlerin güneş ya da elektronların çekirdek etrafındaki yö­ rüngeleri kararsız olacak ve içeriye doğru sarmallar ç izmeye eğilim gösterecektir. Birden fazla zaman boyutunun bulunma olasılığı vardır ama böyle bir evreni imgelemenin çok zor ol­ duğunu düşünüyorum. Ş i mdiye kadar, n ihai bir kuramın varlığını kabul etmiş gö­ ründü m . Ama gerçekte var mı? En azından üç olasılık gö­ rünüyor; l - Tam bir birleşik kuram var.

2- Ni hai bir kuram yok ama kuramların sonsuz ardı şıklığı 1 38

var. Böylece zincirin uygun yerinden bir kuram alınarak belirli türde gözlemlerin öngörülmesinde kul lanı labilir.

3- Bir kuram yok. Gözlemler belirli bir noktanın ötesinde ta­ nımlanamaz ya da öngörülemez. Yalnızca ihtiyari çıkanmlarda bulunulabilir. Üçüncü olasılık, onyedinci ve onsekizinci yüzyıllarda bilim adamlarına karşı kullan ılan bir görüş olarak geli şti . "Bi­ limadamları, Tanrı ' nın düşüncelerini değiştirme özgürlüğünü azaltacak yasaları nasıl formüle edebilirlerdi?" Ama yaptılar ve oldu . Modem zamanlarda, üçüncü olasılığı tasarımlarımızın içine katarak tamamen yok ettik. Nitekim kuantum mekaniği temel olarak bilmediklerimizin ve öngöremediklerimizin bir ku­ ramıdır. İkinci olasılık, gittikçe yükselen enerj ilerde yapıların sonsuz bir ardışıklık göstereceği tanımlamasına varır. Daha önce de belirttiğim gibi bu olanaksız görülüyor. Çünkü 1 <>28 eV' luk Planck enerjisinin bir sınır olacağı umulmaktadır. Bu durumda geriye birinci olasılık kalıyor. Şu anda N=8 süpergravite ku­ ramı, görüş alanımız içindeki tek adaydır. Ama gelecek birkaç y ı lda bu kuramın iyi olmadığını gösterme olanağına sah ip dönüm noktası nitelikte hesaplama yöntemlerini ge­ l iştireceğimiz ve sınırlı fiziksel yasaların yanısıra evrenin baş­ langıç koşullarını da açıklayabileceğimiz güne kadar bir süre daha yaşayabilir. Bunlar gelecekteki yaklaşık yirmi yıllık dö­ nemde kuramsal fizikçiler için önemli problemler olacaktır. Ş i mdiki durumda bilgisayarlar araştırmalarımızda yararlı bir yardımcıdır. Ama bunlar insan aklıyla yönetilmek zorundadır.

B ununla birlikte eğer birisi, son yıllardaki hızlı gelişmelerini temel alarak gelecek için tahminde bulunursa, bunların ku­ ramsal fiziği tümüyle ele geçirmelerinin olanaklı olduğunu gö­ recektir.

Bu nedenle belki kuramsal fizik için değil, ama, kuramsal fi­ zikçiler için son yakındır.

1 39

Sarma l Bilim Kitaplığı •

YAŞA YAN MATEMATİK Theoni Pappas / Çev. Yıldız Silier •

KİM KORKAR MATEMATİKTEN Prof Dr. Nazif Tepedelenlioğlu •

STEPHEN HA WKING: Yaşamı, Kuramı ve Son Çalışmaları Micheal White - John Gribbin / Çev. Nezihe Bahar •

KARA DELİKLER ve BEBEK EVRENLER Stephen Ha.wking / Çev. Nezihe Bahar •

KOZMİK KOD 1 : Doğanın Dili-Kuantum Fiziği Heinz R. Pagels / Çev. Nezihe Bahar •

KOZMİK KOD il: Maddenin İçine Gezi Heinz R. Pagels / Çev. Nezihe Bahar