Evrenin bir başlangıcı olduğunu biliyoruz,
13,8 milyar yıl önce bir anda yaşam başlayarak
bugün gördüğümüz devasa kozmosu yarattı.
Evrenin kaynağını keşfettiğimize göre,
yine aynı derece önemli başka bir soruyla karşı karşıyayız.
Evrenin bir başlangıcı varsa, evren doğmuşsa
bu, nihayetinde öleceği anlamına mı gelir
yoksa sonsuza kadar, ebedi olarak devam edecek mi?
Anlayacağınız, biz ölümlüler için
evrenin nihai kaderi
aklımızdan çıkmayan bir soru.
Bunu yanıtlamaya çalışmak kozmosu kavrayışımızda
şaşılacak bir devrime yol açtı.
Yine de son yıllarda hayal ettiğimizden çok daha tuhaf
bir evreni ortaya çıkardı.
Ve bilim tarihinin en şok edici anlarından birine yol açtı.
Hikâyedeki bu beklenmedik gelişme 100 yıl öncesine uzanıyor.
O zamanlarda, önemli deneyler ve hayati keşifler...
İşte orada.
Tam da Hoyle'ın öngördüğü yerde.
...evrenin nihai kaderini sonunda öğrenmeye
mümkün olduğunca yaklaştırmıştı.
EVRENİN BAŞLANGICI VE SONU
2. SON
Evrenin gerçek ölçeği sahiden de insanı afallatır.
Bu kadar devasa, bu kadar karmaşık, bizden bu kadar büyük bir şeyin
geleceğini
nasıl öngörebiliriz?
Bu soruyla ilk boğuşmaya başladığımızdan beri
yanıt, basit bir düşünceye dayanıyordu.
Evrenin nasıl değiştiğini, en başından bu ana nasıl evrildiğini
kaydedebilir, gözlemleyebilir ve anlayabilirsek
gelecekte nasıl evrileceğini tahmin edebilir
ve öngörebiliriz.
Ne yazık ki bu planın hafif kusuru,
evrenin milyonlarca ve milyarlarca yıllık
zaman ölçeğinde olması.
Biz öyle değiliz.
Evrenin nasıl çalıştığını anlamak için
kısıtlı insan ömrümüzün ötesini görmemiz lazım.
Bu durumda,
evrenin gerçek ölçeğinin avantajımıza olabileceği ortaya çıktı.
Evren o kadar geniş ki
gece gökyüzünde gördüğümüz bazı nesnelerin ışığının
dünyaya ulaşması milyonlarca, hatta milyarlarca yıl sürüyor.
Yukarı baktığımızda, evrenin derin tarihinin
bir kaydına, geçmişe doğru bakıyoruz.
Sorun şu ki tüm bu tarihin
yalnızca bir enstantanesini, karmaşık ve akıl karıştırıcı bir resmini görüyoruz.
Bu tıpkı bir romandaki tüm sözcükleri alıp
karıştırarak tek bir sayfaya yapıştırmaya benziyor.
İşin sırrı, hikâyeyi seçmeye çalışmak,
okumayı öğrenmek ve neler olduğunu anlayabilmek.
Gök bilimciler, yıldızların bu tarihi çözmeye yardım edebileceğini anladı.
Bilim insanları yıldızların nasıl değiştiğini,
zamanla nasıl evrildiğini çözebilirse
evrenin nasıl değiştiğine dair büyük hikâyeyi de
anlamaya başlayabilirlerdi.
Geleceğin neler gizlediğine dair ilk ipuçlarını alabilirlerdi.
Ama yanıtı bulmak 20. yüzyılın yarısına kadar sürdü.
Yıldızların gizemlerinin çözülmesi
Fred Hoyle adlı adamın dehasıyla oldu.
Hoyle, zamanının en büyüklerinden dâhi bir matematikçi
ve fizikçiydi.
Yaratıcıydı, cesur teoriler öne sürüyordu.
En önemlisi, problemleri,
çözerek imzasını atabileceği zorlu sorunları severdi.
1940'lı yılların sonunda en büyük problemlerden birini buldu.
Hoyle, elementlerin nereden geldiğini öğrenmek istedi.
Evren, başlangıçta çoğunlukla en basit ve hafif elementler olan
hidrojen ve helyumun bir deniziydi.
Ama bu durumun değiştiğini biliyoruz.
Çevremize baktığımızda öyle bir basit bir dünyada değiliz.
Kompleks ağır elementlerin oluşturduğu
karmaşık bir dünya var çevremizde, soluduğum oksijenden
kanımızdaki demire
ve tabii ki ağaçlarda ve vücudumdaki her hücrede olan karbon.
Kimse evrenin bu kadar basit bir başlangıçtan
bu duruma nasıl geldiği konusundaki boşluğu
nasıl dolduracağını bilmiyordu.
Hoyle'un yakaladığı problem buydu.
Hoyle, yanıtın nükleer füzyonda olması gerektiğini biliyordu.
Nükleer füzyonda
hafif elementler kaynaşarak daha kompleks elementleri oluşturur.
Bunun yıldızların merkezinde olduğu biliniyordu.
Orada hidrojen kaynaşarak daha kompleks olan helyumu oluşturur.
Hoyle bundan sonrasını da merak etti.
Helyum çekirdeklerinin nasıl kaynaşıp ağır elementler oluşturduğunu merak etti.
Bu oldukça basit bir fikirdi.
Burada helyum çekirdeği var.
İki helyum çekirdeğini birbirine yapıştırabilirseniz
berilyum elde edersiniz.
Bu daha ağır, daha kompleks bir çekirdektir.
Üçüncü helyum çekirdeği eklediğinizde karbon elde edersiniz.
Bundan sonra daha ağır elementleri oluşturmaya devam edebilirsiniz.
Mükemmel çözüm gibi görünüyor
ama karbon ve dolayısıyla tüm diğer elementlerin oluşumunun
hâlâ büyük bir gizem olmasının çok iyi bir nedeni vardı.
Sorun, bu işlemin fiziğinin çalışmamasıydı.
Hesaplamalar, üç helyum çekirdeğinin birbirine yapışmadığını gösteriyordu.
Oluşturdukları karbon çekirdeği stabil değildi ve dağılıyordu.
Karbonda bu dağılma oluyorsa,
daha ağır elementleri oluşturma şansı yoktu.
Bu, her seferinde bariyere çarpmak gibiydi.
Hoyle, her zamanki cesareti ve inatçılığıyla
karbonun yeni bir durumunu öngörerek problemin üstesinden geldi.
Hoyle sezgilerine güvendi.
Bir yıldızın içinde üç helyum çekirdeği bir araya geldiğinde
normalden daha fazla enerjiyle karbon oluşturabileceklerine karar verdi.
Bu özel durumda,
stabil olabilecek kadar uzun süre bir arada kalabiliyordu.
Böylece yıldızlar karbon yapabiliyordu ve bariyer ortadan kalkmıştı.
Hoyle, bu konuda haklıysa gizemi çözmüş demekti.
Elementler, yıldızların merkezinde oluşmuştu.
Ama söz konusu olan, bundan fazlasıydı.
Hoyle, teorisinin yıldızların ömürlerinde nasıl değiştiğini gösterdiğini fark etti.
Gördüğümüz evren de yıldızlardan oluştuğuna göre,
bu, evrenin geleceğini öngörmekte güçlü bir araç olabilirdi.
İşte...
Gök bilimciler zaten yıldızları
boyutlarına, renklerine ve parlaklıklarına göre grupluyor
ve Hertzsprung-Russel şeması
adı verilen bir çizelgeye yerleştiriyorlardı.
Yarattıkları şema işte burada.
Bu kısım, boyut ve parlaklık.
Çok büyük, çok parlak yıldızlardan daha küçük, sönük yıldızlara gidiyor.
Bu yönde renk ve sıcaklık var.
Sıcak mavi yıldızlardan, soğuk kırmızı yıldızlara gidiyor.
Çoğu normal boyutlu yıldız,
şemanın orta kısmındaki uzun köşegende yer alıyor.
Üst kısımda dev, parlak yıldızlar, alt kısımda cüce yıldızlar var.
Gök bilimciler modelleri görebiliyordu,
ama Hoyle ve teorisine kadar
anlamını çözememişlerdi.
Teori, bir yıldızın yaşam döngüsünü ortaya çıkarabilecek
yeni ve radikal bir bakış açısı sunmuştu.
Kendi güneşimizi ele alalım.
Şu anda, şemanın orta kısmında yer alıyor.
Hidrojen yakıp helyuma dönüştürüyor.
Ama Hoyle haklıysa hidrojeni tükendiğinde
helyumu kaynaştırmaya başlayıp daha ağır elementler yapacak.
Şimdi, bu noktada büyük bir dönüşüm gerçekleşiyor,
çünkü şemada aşağıya doğru hareket etmek yerine
boyutu kat kat genişleyip
buraya, kızıl devlerin arasına atlıyor.
Bu aşamada, helyum yakmaya başlayarak daha ağır elementler oluşturuyor.
Sonunda karbon üretmeye başlıyor.
Bu noktada, nükleer yakıtı tükendiğinde
nihai dönüşümünü gerçekleştiriyor.
Dış kabuğu büyük oranda dökülüyor
ve geride minik, beyaz bir kor kaldığında buradaki beyaz cücelere katılıyor.
Tüm yıldızlar, şemada kendi rotasını izliyor.
Hoyle'un teorisi her bir yıldızın evrimini takip etme anlayışı sağladı.
Bu, ana oluşumun yeni bir aşamasının aniden tetiklenmesiyle gerçekleşiyordu.
Bu, ağır elementlerin gizemine verilen yanıttı,
yıldızların yaşam döngüsünün anahtarıydı
ve evrenin geleceğine açılan bir pencereydi.
Hepsi, Hoyle'un ortaya çıkardığı yeni karbon durumu sayesindeydi.
Sadece küçük bir problem vardı.
Hoyle'un özel karbon formunu ne yıldızların gösterge spektrumunda,
ne dünyanın herhangi bir yerinde, ne de bir laboratuvar deneyinde
gören veya tespit eden olabilmişti.
Bilinen kadarıyla, böyle bir şey mevcut değildi
ve bu özel karbon formu olmadan tüm teori suya düşüyordu.
Bundan sonra olanlar, Hoyle'un dehasının ve dik kafalılığın
kanıtı gibidir.
Hoyle, 1950'li yıllarda
Kaliforniya Teknoloji Enstitüsü, Caltech'de çalışmaya başladı.
Enstitü, o devirde parçacık hızlandırıcıya sahip
birkaç yerden biriydi. Hızlandırıcı buna benziyordu.
Hoyle, yüksek enerjili karbonu yapmak için hızlandırıcıyı kullanmak istedi.
SİTLOTRON HIZLANDIRMA
Pek ilgiyle karşılanmadı.
Kimsenin tanımadığı bu İngiliz, kendi uydurduğu bir şeyi bulmak için
yeni makinelerine el koymaya çalışıyordu.
Ben de Hoyle gibi bir teorisyenim.
Deneysel fizik, oldukça farklı bir dünyadır
ve farklı bir uzmanlık alanıdır.
Ama Hoyle laboratuvara dalıp
tesisin yöneticisinin deyişiyle "izin bile istemeden",
yaptıkları araştırmayı bırakıp
kimsenin var olduğuna bile inanmadığı bir şeyi bulmak için
karmaşık bir deney yapmalarını söyleyecek
gözü karalığa ve cesarete sahipti.
Eminim bende bunu yapacak yürek olmazdı.
Hoyle, bunun
hayati ve ünlü bir keşif olacağını söyleyerek üstlerine gitti.
Sonunda pes ettiler. Araştırma başladı.
Bugün, onların deneyini yeniden yapıyorum.
Plan, hedef elementi bir parçacık ışını bombardımanına tutarak
söz konusu karbon durumunu yaratmaya çalışmaktı.
Yanımda bana yardım edecek deney arkadaşlarım,
Tzany ve Robin var.
Hedefimiz, bu reaksiyon haznesinin merkezinde olacak.
Onların aradığı şey, dedektörlerinde görünecek
çok özel bir sinyaldi.
O karbon durumu mevcutsa
Hoyle, 7,7 milyon elektron volt gücünde bir enerji artışı olarak
görüneceğini öngörüyordu.
Bu, o özel karbon durumunun göstergesiydi.
Biz de aynı enerji yükselmesini arayacağız.
Hazneyi mühürleme,
radyasyon kapılarını kapatma
ve neler olacağını kendi gözlerimizle görme zamanı.
Bu gördüğünüz, kumanda paneli ve bana, yani bir teorisyene
onu kullanma izni verdiler.
Yapacağım ilk şey, ışını açmak...
Sonra ışını hedefe yöneltiyorum.
Yüklenmiş parçacıklar şimdi hedefe çarpıyor.
1950'lerde, bu an Hoyle'un kader anıydı.
Şimdi veriler gelmeye başlayacak.
Bakılacak en önemli ekran şurada.
Şimdi, Hoyle haklıysa
karbonun bu heyecanlı durumunu şuradaki enerjide göreceklerdi.
7,7 EN.-MİLY-ELEK. VOLT
Bu noktada bir enerji yükselmesi bekliyorlardı.
Ve işte burada.
Tam da Hoyle'un öngördüğü yerde.
Bu deney 60 yıl önce yapıldığında
Hoyle'un haklı olduğunu görenler küçük dillerini yutmuştu.
Sadece teorik bir önsezi üzerinde çalışıp deney yapan meslektaşlarını
ikna ettiğini ve haklı çıktığını düşünmek gerçekten de inanılmaz.
Ün konusunda da haklı çıkmıştı.
Laboratuvarın yöneticisi
bu keşif için Nobel ödülü aldı.
Ancak Hoyle hiçbir şey almadı.
FİZİK İNCELEMELERİ
Yayımladıkları bulgular, bilim alanında en ünlü
ve en çok referans verilen makalelerden biri oldu.
Yazarlar makalenin ön kapağına
Shakespeare'in Kral Lear'ından çok uygun bir alıntı koydular.
"Gökteki yıldızlardır karakterimizi etkileyen."
Bu, yıldızların içinde olduğu kanıtlanan farklı bir karbon durumuyla,
biz dâhil, çevremizdeki dünyayı oluşturan
tüm elementlerin aslında aynı biçimde yapıldığının
doğrulanmasıydı.
Ve bu keşifle,
yıldızların yaşam döngüsü hakkında gerçek bir fikre sahip olduk.
Evrenin zaman içinde, hem bugün hem de gelecekteki değişimini
anlamaya başlayabildik.
Geleceği tahmin etmenin altyapısı buydu
ve evrenin sonu konusunda net bir tahminde bulundu.
Yıldızları ilk oluşturan hidrojen ve helyumdu.
Bu iki element, yıldızlar yaşlandıkça tüketildi
ve işlem sırasında daha ağır elementler yaratıldı.
Varılan mantıksal sonuç rahatsız ediciydi.
Neredeyse tasavvur edilemez bir süre sonra
yıldızlar mevcut tüm hidrojeni ve helyumu kullanmış olacaktı.
Yeni yıldız oluşamayacaktı
ve mevcut yıldızlar en sonunda yakıtlarını tüketip ölecekti.
Evren karanlığa gömülecekti.
Sizin ve benim için önemli olan her şey,
yıldızlar tarafından yaratılan ışık ve yaşam,
evren nihai olarak sona erecekti.
Ama başka bir seçenek daha vardı, farklı bir kader vaat eden
ve yıldızların yakıtı bitmeden çok önce meydana gelecek bir seçenek.
Evrenin temel bir gücünü içeren bir kader.
Yer çekimi.
Yer çekiminin evrenin nihai kaderini belirleme potansiyeli
ilk kez bilimin isimsiz kahramanlarından biri tarafından fark edildi.
Vesto Slipher.
Onun az bilinen, öncü ölçümleri
evren konusundaki anlayışımızı değiştirecekti.
1900'ların başlarında gök bilimi altın çağına giriyordu.
Eskisinden çok daha güçlü teleskoplarla gökyüzüne ulaşılıyordu.
Zamanın en büyük hedeflerinden biri nebulaydı.
Nebula, yıldızlar arasında görülebilecek lekeler ve ışık girdaplarıydı
ve bu gizemli nesneler hakkında fazla bir şey bilinmiyordu.
Bu yüzden gök bilimciler mümkün olduğunca çok şey bulmaya çalışıyordu.
Slipher, nebulanın özellikle bir yönüyle ilgileniyordu,
hareketiyle.
Hedef olarak en ünlü olanı seçti, Andromeda'yı.
UCL RASATHANESİ: LONDRA
Slipher, nebulanın hareket hızını ilk ölçen olmak istiyordu.
Sorun, teleskobunun iyi olmamasıydı,
teleskobu iyi olmaktan çok uzaktı.
Ama Slipher'ın, rakiplerine göre büyük bir avantajı vardı.
Kendisi müthiş bir gök bilimciydi.
Bu teleskop Slipher'ınkiyle neredeyse aynı boyutta.
60 santimetrelik bir aynası var,
Slipher bunun gibi bir şeyi kullanmayı çok isterdi.
İhtiyacı olan şey bir spektrum elde etmekti.
Bu iş, nebulanın ışığını farklı dalga boylarına,
farklı dalga uzunluklarına,
oluştuğu farklı renklere bölmeyi hedefliyordu.
Böyle bir şey kullanırdı, bu optik bir ağ
ve ışığı yansıttığını görebiliyorum
ve bana gökkuşağının farklı renklerini veriyor.
Slipher'ı kaygılandıran şey, kullanılabilir bir spektrum için
mümkün olduğunca çok ışık toplaması gerektiğiydi
ve nebulalar son derece soluktu.
Teleskobundan yeterince ışık almanın
imkânsız olmasından korkuyordu.
Aynı boyutta olsa da
bu modern teleskop Andromeda'nın spektrumunu
dakikalar içinde yakalayabilir.
Slipher'ın teleskobuyla
tek bir spektrum üretmek için 14 saat gerekiyordu.
İki günlük yıpratıcı mesai,
her gece yedi saat Andromeda üzerinde sabitlemek için
sürekli teleskobu ayarlamak.
Slipher, Andromeda'nın nasıl hareket ettiğini bilmek istiyordu
ve bunun için sadece Andromeda'nın ışık spektrumuna değil,
absorpsiyon çizgilerine ihtiyacı vardı.
Bunlar, spektrumdaki nedeni bilinmeyen boşluklar.
Kaynak hareket etmiyorsa bu absorpsiyon çizgileri
daima aynı yerde olmalıdır.
Eğer sağa, spektrumun kırmızı ucuna doğru hareket etmişse
kaynak bizden uzaklaşıyor demektir.
Sola, spektrumun mavi ucuna doğru hareket etmişse
kaynak bize doğru hareket ediyor demektir. Mavi bir hareket.
İki günlük gözlemin ardından
Slipher fotoğrafını banyo etmeye hazırdı.
Elde ettiği şey bu kadar güzel ve net değildi.
Bu görüntüyü elde etti.
Bu aslında büyütülmüş hâli.
Aslında bundan çok daha küçük bir görüntü elde etmişti,
alt ve üst kısımdaki bu çizgiler bile yoktu.
Aslında elde ettiği, orta kısımdaki bu kirli lekeydi.
Bu, Andromeda'nın spektrumuydu.
Onun başarısız olduğunu,
bundan anlamlı bir şey çıkmayacağını düşünebilirsiniz.
Aslında sadece anlamlı bir ölçüm yapmakla kalmamıştı,
Andromeda'nın çok net mavi bir hareket gösterdiğini,
bize doğru hareket ettiğini çözmüştü.
Hatta saniyede 300 kilometre hızla
bize doğru hareket ettiğini çözmüştü.
Bu, modern çağın tahminleriyle eşleşiyordu.
Slipher başarmıştı.
Nebulanın hızını ilk ölçen olmuştu.
Becerisi ve azmiyle teleskobunun sınırlarını aşmıştı.
Slipher, bulgularını 1914'teki bir gök bilimi toplantısında sunduğunda
ayakta alkışlanmıştı.
Slipher gibi insanların ne kadar önemli olduğu,
bilimdeki büyük atılımların
sadece büyük fikirler veya şık teorilerle olmadığı unutuluyor.
Genellikle doğal dünyayı gözlemlemek
ve ölçmek konusunda olağanüstü becerikli insanlara dayanıyor.
Artık Andromeda nebulasının aslında bizim olduğumuz Samanyolu gibi
bir galaksi olduğunu biliyoruz.
Ve yer çekiminin, evrenin kaderini
nasıl biçimlendirebileceğini gösteren Andromeda'nın hareketidir.
Büyük Patlama ile ilk oluştuğundan bu yana evren dışa doğru genişlemektedir.
Bunun sonucunda, çoğu galaksi birbirinden uzaklaşmaktadır.
Aynı durum, ilk oluştuklarında
Andromeda ve Samanyolu için de geçerlidir,
ta ki yer çekimi devreye girene ve o genişlemeyi bastırana kadar.
Andromeda ve bizim galaksimiz, Samanyolu'nu engellenemez biçimde
birlikte tutan yer çekimidir.
O zaman şu sorulabilir,
eğer bunu kozmosun bizim olduğumuz küçük bir köşesinde yapabiliyorsa
aynı şeyi tüm evrende yapabilir mi?
Yer çekimi, genişlemeyi yıldızlar tükenmeden önce bastırabilirse
devasa evrenimiz kaçınılmaz olarak kendi içine çökecektir.
Evren kocaman çatırtıyla sona erecektir.
Yer çekimi başarısız olursa evren son yıldız öldükten sonra bile
genişlemeye devam edecektir.
Her şey, Einstein'ın genel izafiyet teorisinin
öngördüğü bir faktöre dayanmaktadır.
Genel izafiyetin kullanılması
evrenin iki çok farklı geleceği olduğunu göstermiştir.
Dahası, bu iki farklı senaryo arasındaki sınırı işaretleyen
spesifik rakamı hesaplayabilmişlerdir.
Bu, kritik yoğunluk olarak bilinmektedir.
Kritik yoğunluk etkin bir eşiktir.
Tüm evrende ne kadar madde ve enerji,
ne kadar şey olduğuna bağlıdır.
Bu toplam, kritik yoğunluktan fazlaysa
yer çekimi, tüm evreni geri
Büyük Çöküşe çekecektir.
Toplam, kritik yoğunluktan azsa
evren sonsuza kadar genişlemeye devam edecektir.
Tüm evrenin kaderi tek bir soruya indirgenmiştir.
Hangi evrende yaşıyoruz,
kritik yoğunluktan fazla olan mı yoksa az olan mı?
Bunu anlamanın yollarından biri evrenin genişlemesine bakmaktı.
Evren, kritik yoğunluğun üzerindeyse
ve çöküşe doğru gidiyorsa
genişleme hızının şimdiden azalması gerekiyordu.
Bu yüzden, gök bilimciler evrenin genişlemesinin
nasıl değiştiğini ölçmek için çalışmaya başladılar.
Kendilerinden pek emindiler,
ta ki Beatrice Tinsley adlı erken gelişmiş bir doktora öğrencisi
bu planda ölümcül bir hata olduğunu fark edene kadar.
Ailesi ve dostlarının Küçük Böcek adını taktığı Tinsley,
olağanüstü yetenekli bir müzisyendi. Profesyonel bile olabilirdi.
Ama o, diğer büyük tutkusuna yönelmeye karar verdi.
Astrofiziğe.
Bu alanda da başarılıydı.
Ama bir kadın için 1960'larda akademik kariyer yapmak kolay değildi.
Ve çalıştığı kurum, Teksas Üniversitesi
içlerindeki dâhi bilim insanını görmezden gelmeye kararlıydı.
Buna rağmen doktorasını
normal sürenin yarısından kısa sürede tamamladı.
İşte bu doktora, genişleme hızı ölçümlerinin başına bela oldu.
Plan, galaksilerin dünyaya farklı uzaklıklarda
ve dolayısıyla geçmişte farklı zamanlarda
nasıl hareket ettiğini ölçmekti.
Hareketlerinin değişme biçimi
evrenin genişlemesinin nasıl değiştiğini ortaya koyacaktı.
Hareketin ölçülmesi göreceli olarak kolaydı.
Sorun, mesafenin ölçülmesindeydi.
Günümüz dünyasında bize ölçek ve dolayısıyla mesafe
duygusu veren görsel ipuçlarıyla çevriliyiz.
Ama, evrenin büyüklüğü içinde bu çok daha zordur.
Bu yüzden, gök bilimciler çareyi olağan dışı bir şeyde, ışıkta buldular.
Işık belki de açık bir mezura değildir,
ama bu durumda ideal görünüyordu.
Bu, çok basit bir ilkeye dayanmaktadır.
Işığın bana ne kadar parlak göründüğü, ona ne kadar yakın olduğuma bağlıdır.
Yani, yakın olduğumda
gözüme daha çok ışık girer ve parlak görünür.
Ama uzaklaştıkça
ışık daha çok yayılma fırsatı bulur
ve gözüme daha az girer, böylece daha soluk görünür.
Parlaklık düzeyindeki bu değişiklik
çok net bir matematiksel ilişkiyi takip eder.
Bu ilişkiyi mesafeyi hesaplamak için kullanabilirim.
Bana yakın olan ışıkla...
İki-yirmi.
...uzak arasındaki parlaklık farkını ölçersem...
Yaklaşık 1,5.
Görebiliyor musunuz, bilmiyorum. Çok karanlık.
...ışığın ne kadar uzakta olduğunu çözebilirim.
Şimdi bu iki sayıyı bölmem gerek.
Yaklaşık olarak 150.
Şimdi karekökünü almam lazım.
150'nin karekökü
yaklaşık 12. 12'den biraz fazla.
Yaklaşık 12,2 metre.
Doğru.
Şimdi çalışmamı kontrol edeyim.
Gök bilimciler, galaksilere olan mesafeyi ölçmek için
bu ilkeyi kullanıyordu.
Burada 11,5 metre sonucu elde ettim.
Bu, hesapladığım 12 metreden biraz az. Ama yakın sayılır.
Sonuçtan memnunum.
Ama bu yöntemin işe yaraması için uzak nesnenin parlaklığı bilinmelidir,
böylece parlaklığın ne kadar değiştiğini ölçebilirsiniz.
Bu durum, gök bilimcilerin Aşil topuğu olmuştur.
Galaksileri farklı mesafelerde, yani evrenin ömrü boyunca
farklı zamanlarda ölçüyorlardı.
Yani, galaksilerin yaşı milyonlarca veya milyarlaca yıl
farklı oluyordu.
Yani, mesafe ölçümünün işe yaraması için
farklı yaşlardaki tüm o galaksilerin aynı parlaklıkta parladığını
varsaymaları gerekiyordu.
Diğer bir deyişle, galaksinin parlaklığı zamanla değişmiyordu.
Ama Beatrice Tinsley'e göre,
bu varsayımın merkezinde ölümcül bir hata vardı.
Yıldızların yaşam döngüsü, ömürleri boyunca olan değişimler
Tinsley'i büyülüyordu.
Doktorası, bu değişimlerin galaksilerin parlaklığı üzerindeki
etkisiyle ilgiliydi.
Tinsley'e göre, yıldızın yaşam döngüsünde
görünümü ve hatta parlaklığı değişiyorsa
galaksiler de esas olarak yıldızlardan oluştuğuna göre
onların parlaklığı da zamanla değişecekti.
Tinsley'in bulguları, alanında şok yarattı.
Dönemin gök bilimcilerinden biri, durumu
"hissedilebilir bir panik hissi" olarak tanımlar.
Kendilerine meydan okunduğunu hissettiler.
Genişleme ölçümlerine büyük miktarda zaman, emek ve para
yatırımı yapılmıştı,
ama bu tanınmayan genç doktora öğrencisi,
üstelik de bir kadın, her şeyi sorguluyordu.
Ayrıca, Tinsley'in çalışmasının mantığı tartışma götürmezdi
ve nihayet dört yıl sonra kabul edildi.
Böylece kara tahtaya geri dönüldü.
Evrenin kritik yoğunluğa yakınlığını ve çöküş mü genişleme mi olacağını
test etmek için yeni bir yol gerekiyordu.
Başka bir seçenek, daha doğrudan bir yaklaşım vardı.
Evrenin kritik yoğunluğa yakınlığını görmenin açık yollarından biri
orada ne kadar nesne olduğunu saymaktır.
Fikir basittir ama uygulamak çok zordur.
Sonuçta söz konusu olan âdeta bilinemeyecek büyüklükteki evren,
tüm galaksiler, tüm yıldızlar, yıldızlararası tozlar sayılabilir mi?
Neredeyse imkânsız.
Bu yüzden, gök bilimciler evrenin kesitini aldılar.
Sadece küçük bir kısmının ortalama sayısını alıp
onu çoğalttılar.
Bu hesaplamayı,
evrenin benzersiz bir özelliği sayesinde yapabilmişlerdi.
Bildiğimiz kadarıyla, evren büyük ölçekte
hangi yöne bakarsak bakalım, aynıdır.
Yani, dünyadan uzaya bakan bir gök bilimciyle
binlerce ışık yılı uzak bir gezegende
tamamen farklı bir yöne bakan
uzaylı bir gök bilimcinin manzarası neredeyse aynıdır.
Dolayısıyla, evrenin küçük bir parçasında ne kadar nesne olduğunu ölçmek
toplamda ne kadar olduğuyla ilgili yaklaşık olarak doğru bir ölçüm verir.
Ortalamayı aldılar
ve evrendeki kütle ve enerjinin toplam miktarını buldular.
Çıkan sonuçlar herkesi çok şaşırtmıştı.
Tüm sonuçlar, evrenin kritik yoğunluğun çok altında olduğunu gösteriyordu.
Hatta, en iyi tahmine göre evrenin kütlesi o kadar küçüktü ki
yoğunluğu, kritik değerin sadece minik bir kısmıydı.
Ölçüm doğruysa
evrenin çöküşe gitmesi mümkün değildi.
Ama, evrenin kritik yoğunluğa yakınlığına dair ilk tahminde
bir sorun vardı.
Sonuçlar o kadar düşüktü ki, hiçbir anlamı yoktu.
Flat white bir kahve alabilir miyim?
Evrenimiz şüphesiz madde, kütle ve enerjiden oluşuyor.
Dünyamıza egemen olan onlar. Onlar bizim dünyamız.
Bu bulgular, günlük deneyimimize
o kadar yabancı bir evren tablosu çizdi ki
kabul edilmesinin böyle zor olması
belki de anlaşılabilir.
Dahası, tahminler evrenin kendisiyle de çelişiyordu.
Bu çelişkinin boyutu,
Harvard Üniversitesi'nden Margaret Galler'in görülmemiş boyuttaki
evren haritasıyla ortaya çıkmıştı.
Galler ve ekibi, önce evrenin 500 milyon ışık yılı uzunlukta
ve 300 milyon yıl genişlikteki bir kesitini almıştır.
Bu, görünür evrenin ince bir dilimidir.
Görebildikleri kadar çok galaksi gözlemleyip
mesafeye göre grafiğini çıkarttılar.
Bu noktalardan her biri ayrı bir galaksi.
1000 taneden fazla var.
Herkesi şaşırtan, görülen model olmuştur.
Bunlar, baloncuklar veya neredeyse bal peteği yapısıydı.
Herkes galaksilerin
evrende rastgele olarak dağıldığını varsayıyordu.
Burada ilk kez,
evrenin rastgele olmaktan uzak bir yapısı olduğuna dair kanıt vardı.
Üstelik yeni keşfedilen bu yapının merkezinde
yer çekimi kuvveti vardı.
Neredeyse evrenin başlangıcından beri
yer çekimi maddeleri birbirine çekiyordu.
Önce gaz bulutlarını,
ki bunlar sonradan bir araya gelerek galaksileri oluşturmuştu.
Bu galaksiler bir araya gelerek galaksi kümelerini oluşturmuş
ve kümeler de süper kümeleri oluşturmuştur.
Sanat eserine benziyor.
Bu süper galaksi kümeleri birbirine
toz ve gaz lifleriyle bağlıdır,
hepsi de aynı karşı koyulmaz çekime göre hareket etmektedir.
Benim evrenim çöktü.
Burada yer çekiminin mimar rolünde olduğunu açıkça görüyoruz.
Tüm evrenin yapısını gerçekten kozmik bir ölçekte
biçimlendiriyor ve etkiliyor.
Yok, bence daha iyisini yapabilirim.
Sorun, evrendeki kütle tahminleri o kadar küçüktü ki...
Şunu açalım.
...evren, kritik yoğunluğun çok altında oluyordu,
bu durumda böyle büyük yapılar oluşamazdı.
Bunu sevmedim.
Rakamlara bakılırsa bildiğimiz evren var olamazdı.
Bu, saçma bir evren.
Sayımlarda bir şey eksik olmalıydı.
ama o neydi,
kritik yoğunluk ve evrenin kaderi açısından
ne anlama geliyordu?
İlk ipucunu bulan, 20. yüzyılın en renkli ve en tartışmalı
bilim insanlarından biriydi.
Fritz Zwicky.
Zwicky eksantrik, rahatsız edici ve dâhi bir bilim insanıydı.
Kendi alanındaki tüm insanlara
"küresel piçler" demesiyle tanınırdı.
Bu adlandırma, temelde herkesi kapsıyordu.
Ama onu sevmeyenler bile
parlak çalışmalarını takdir etmek durumundaydı.
Zwicky galaksi kümelerini de inceliyordu
ve olağan dışı bir şey keşfetmişti.
Bu resim, öyle bir galaksi kümesi.
Adı, Abell 1689.
Bu sarı noktaların her biri kümenin bir parçası.
Bunların her birinin
kendi başına bir galaksi olduğunu düşünmek çok inanılmaz geliyor.
Bu tür şeylerin gerçek ölçeği konusunda bir izlenim ediniyorsunuz.
Kümeleri bir arada tutan şey Zwicky'yi büyülüyordu.
Yanıt, elbette yer çekimi olmalıydı.
Bu bilyelerin her birinin bir galaksi olduğunu düşünün,
kümenin merkezi çevresinde kaotik yörüngelerde hareket ediyorlar.
Ama hiçbiri,
kümeden kopup serbest kalacak kadar hızlı hareket etmiyor.
Bu sayede, Zwicky onların hareket hızını
onları yerinde tutan yer çekimi gücünü ölçmek için kullanabilirdi.
Hem de yer çekimi gücü küme içinde ne kadar madde,
ne kadar şey olduğunu verebilecekti.
İşte bu noktada işler tuhaflaştı,
çünkü galaksiler inanılmaz hızlarda hareket ediyordu.
Bu hızlı galaksileri
küme içinde tutmak için gereken yer çekimi gücü
görebildiğinden çok daha fazla kütle gerektiriyordu.
Ve sadece ufak bir fark değildi.
Aslında tespit edilebilenden 100 kat fazla kütleye
gerek vardı.
Zwicky, bu gizemli kütleye Dunkle Materie dedi. "Karanlık madde."
Bu, evrenin kayıp kütlesi olma konusunda güçlü bir adaydı.
Ama evreni kritik yoğunluğun altında mı üstünde mi kıldığını bilmek,
önemli bir problemin çözülmesini gerektiriyordu.
Tespit etmek mümkün değilse bir şey üzerinde nasıl çalışılabilir?
JODRELL BANK RASATHANESİ: MACCLESFIELD
Yanıt, Jodrell Bank Rasathanesi'nde
yapılan bir keşif sayesinde bulundu.
Bu dev çanak, Bernard Lovell Radyo Teleskobu
ve 1973'te daha önce kimsenin görmediği bir şeyi buldu.
O sırada bazı çok uzak, çok parlak yıldızsı gökcisimlerini
konu alan bir araştırma vardı.
Araştırma sırasında çok sıra dışı bir şey keşfettiler.
Bugün buraya ne gördüklerine bir kere daha bakmaya geldim.
Bu sefer sadece Jodrell'deki teleskopları değil,
ülke çapındaki radyo teleskoplarını kullanacağım.
Şu anda Jodrell Bank kumanda odasındayız.
Lovell teleskobunun güzel bir manzarası var.
Şimdi bu ekranlarda
çeşitli teleskoplardan gelen canlı verileri görüyoruz.
Bunlardan biri Mark 2. Jodrell Bank'teki teleskoplardan biri.
Ama diğeri ülkenin her tarafına yayılmış.
Hepsi optik fiberlerle birbirine bağlı. Bu merkezi bilgisayara bilgi veriyorlar.
Konu şu ki, bir nesneyi ne kadar çok gözlemlerseniz
o kadar iyi kaliteli görüntü elde edilir.
50 saatlik gözlemin ardından gördükleri bu.
Bu, 40 yıl önce görülen görüntünün aynısı.
İki yıldızsı gök cismini gösteren iki parlak nokta.
Yıldızsı gök cisimleri ilk kez görülmüyor.
Ama bu kadar yakın olanlar ilk kez görülüyor.
Sanki çift gibiler.
Çift olma hâli yeniydi.
Onlarla ilgili mümkün olduğunca çok bilgi toplamaya çalıştılar.
Spektrumların ölçülmesi,
ışıklarında bulunan benzersiz parmak izi dâhil.
İki gök cisminin spektrumları burada.
İlk bakışta bile çok benzer olduklarını söyleyebilirim.
Aslında benzer olmaktan çok daha fazlası.
İlk ölçüm yapıldığında, her ikisinin de uzun dalga boylarına doğru
tam olarak aynı miktarda kırmızı hareketi olduğu görüldü.
Şuradaki emisyon piklerine bakın.
İkisi de tamamen aynı dalga boylarına denk geliyor.
Hatta spektrumlar o kadar benzer ki hata yaptıklarını düşünüyorlar.
Aynı nesneye iki kere baktıklarını sanıyorlar.
Ama durum öyle değil.
Geriye tek bir olasılık kalıyor.
İki ayrı yıldızsı gök cismi sandıkları
aslında tek bir gök cismi.
Bir şekilde iki görüntüye bölünmüş.
Astronomik bir çifte görüntü vakası.
Bunu açıklayabilecek bir teori vardı.
Albert Einstein tarafından öngörülen tuhaf bir etki.
Yer çekimsel kırılma.
Bu mercekten bakarsanız
arkasındaki her şeyin tuhaf şekillere dönüştüğünü görürsünüz.
Bu tuhaf etkinin nedeni
ışığın farklı cam kalınlıklarından geçerken
bükülerek çarpık bir görüntüye yol açmasıdır.
Einstein, bu maddenin uzayı da çarpıttığını,
evrenin biçimini, dokusunu değiştirdiğini söylemiştir.
Böylece, ışık yüksek madde konsantrasyonlu
uzay bölgelerinden geçerken bükülür.
Tıpkı bu merceğin camından geçerken yaptığı gibi.
Böylece benzer görsel numaralara yol açar.
Işığın ne kadar büküldüğü,
uzayın ne kadar çarpıldığına bağlıdır.
Bu da ne kadar kütle olduğuna bağlıdır.
Yıldızsı gök cismi ve teleskoplar arasında büyük bir kütle miktarı olmalıdır.
Işık o derece bükülmektedir ki görüntüler bölünerek
tek bir gök cismini iki tane gibi göstermektedir.
İşte failimiz, ya da en azından bir kısmı.
Buradaki leke, galaksiler kümesinde sadece tek bir galaksi,
biz ve uzak yıldızsı gök cismi arasında.
Yani arada sadece biraz kütle değil,
milyarlarca yıldızdan oluşan yüzlerce galaksi var.
Hep birlikte gök cisminden gelen ışığı bükerek
bize çifte görüntüyü veriyorlar.
Çifte görüntü, karanlık madde çalışmasında çok önemliydi.
Galaksi kümesindeki tüm kütle ve madde bile
ışığın bu derece bükülmesine yetmiyordu.
Bunun için Zwicky'nin gizemli ve görünmez karanlık maddesi gerekti
ve ışığın ne kadar büküldüğünün dikkatle analiz edilmesi
karanlık maddenin nerede olduğunu gösterebilirdi.
İşte bunu elde ediyorsunuz, bir harita.
Merkezinde, galaksi kümesinin normal maddesi var.
Ama onun çevresinde, çok uzağa yayılan,
burada kırmızıyla gösterilen karanlık madde var.
Ne kadar uzağa gittiğine bakın.
Galaksi kümesinin normal maddesi yanında ufacık kalıyor.
Zwicky'nin gizemli ve görünmez maddesi kozmik optik illüzyonla ortaya çıkarıldı.
Karanlık maddenin ne olduğunu göstermedi,
ancak Jodrell'in bugün bile yapmaya devam ettiği haritalama
orada ne kadar şey olduğu konusunda bir fikir verdi.
Ve bu, normal maddenin çok daha üstündeydi.
Ama evreni kritik yoğunluk üzerinde kılmaya yeter miydi?
Karanlık madde, normal maddeden çok daha fazla görünse de
evren hâlâ kritik yoğunluğun altında görünüyordu.
Ama, bu hikâyenin sonu değildi.
Karanlık maddenin keşfi
bilimsel camiayı kesinlikle hazırlıksız yakalamıştı.
Evrenin kritik yoğunluğa ne kadar yakın olduğunu çözme çabası
yanıttan çok yeni gizemler yaratıyordu.
ASTRONOMİ RASATHANESİ
Evrenin kaderini göstermeyi vaat eden
şok edici yeni keşif
fizik dünyasını krize sürüklemişti.
1990'larda bu teleskoplar, evrenin kaderini sonunda gösterecek
uluslararası bir projenin parçasıydı.
Yine evrenin genişlemesinin zaman içindeki değişimine bakacak
yeni bir teknik kullanıyorlardı.
GTC adlı bu teleskobu,
çalışmaların merkezindeki nesneyi gözlemlemek için kullanacağım.
Arkasında devasa aynalar gördüğünüz bu büyük teleskop
süpernovaya, bir yıldızın patlayarak ölümüne
yakından bakacak.
Uzaktaki bu büyük olaylardan bize ulaşan ışık
evrenin geçmişte nasıl genişlediğini çözmekte anahtar olacak
ve sonrasında gelecekte ne olacağını ortaya koyacak.
Genişlemeyi ölçmek için
araştırmacılar belirli bir süpernova tipiyle ilgileniyor.
Bu geceki hedefimiz, aradıkları süpernovalarla aynı sınıfta,
1a Tipi.
1a Tipi süpernovaların bu derece yararlı olmasının nedeni
söndüklerinde
inanılmaz parlaklıkta bir ışık yükselmesi oluşturmaları.
Kısacası, yıldız kendi galaksisinin tamamından daha parlak oluyor.
Yalnızca bu da değil,
daima neredeyse aynı düzeyde parlaklık veriyorlar.
Yani, uzak galaksilerdeki büyük mesafelerden
görülmekle kalmayıp
ne kadar uzaklıkta oldukları da çözülebilir.
Yani, bunlardan yeterince bulurlarsa
evrendeki koşulları geniş bir mesafe ve zaman üzerinden
örnekleyebilirler.
Bu gece gök bilimci David Álvarez
yeni keşfedilen 1a tipi bir süpernovaya dikkatini veriyor.
David, bu çok heyecan verici. Süpernovayı buldun mu?
Bu, süpernovanın görüntüsü.
- Şuradaki şey mi? - Şuradaki şey.
Yakınlaştırabiliyor musun?
Tabii, yakınlaştırabiliriz, parlak noktayı görebilirsin.
Peki geri kalanı galaksi mi?
Şurada gördüğün ışığın geri kalanı süpernovanın bulunduğu galaksi.
Vay canına, inanılmaz...
Yani, bu yüzlerce milyar yıldızdan oluşan bir galaksi.
Bu da patlayan bir yıldız. Galaksinin geri kalanından
çok daha parlak bir süpernova.
Peki bu süpernovanın uzaklığını biliyor musun?
Mesafeyi ölçtün mü?
Evet, süpernova yaklaşık sekiz milyar ışık yılı uzakta.
Vay canına.
Mesafenin yanı sıra
süpernovanın spektrumu da çok önemli.
Gök bilimcilerin ışık spektrumuna ihtiyacı var.
Çünkü onlara kırmızı hareketi veriyor.
Işık, uzak süpernovadan dünyaya doğru gelirken
evren genişliyor.
Işığın kat ettiği uzay esniyor.
Böylece ışığın kendisi de esniyor.
Dalga boyu uzuyor.
Süpernovadan belirli bir dalga boyunda,
belirli bir renkte ayrılıyorsa
teleskoplarımıza ulaştığında
daha uzun bir dalga boyunda oluyor.
Spektrumun kırmızı ucuna doğru gidiyor, yani kırmızı bir hareket.
Işığın kırmızı hareketinin bilinmesi
o zamanda uzayın ne kadar genişlediğini gösteriyor.
Bir anlamda, evrenin büyüklüğüne dair bir ölçüm veriyor.
Bu yüzden, büyük mesafelerde kırmızı hareketin ölçülmesi,
aslında, geçmiş zamanda ölçülmesi
evrenin genişlemesinin değişimiyle ilgili
bir özet sağlayabilir.
Gök bilimciler, yer çekiminin en azından
genişlemeyi yavaşlattığına ikna olmuştur.
Soru, bunun ne kadar olduğudur.
Mesafenin,
genişlemenin kırmızı hareketine göre belirlenmesiyle
bu sorunun yanıtı nihayet verilebilmiştir.
Evrenin aynı hızla genişlediğini düşünürsek
tüm tarih boyunca, bu hızla genişlediyse
çok basit bir çizgi elde ederim.
Ama gök bilimciler bunun doğru olamayacağını biliyor.
Çünkü yer çekimi genişlemeyi frenliyor.
Yani, evrenin genişlemesi yavaşlıyor olmalı.
Genişleme şu anda daha yavaşsa
geçmişte daha hızlı genişlemiş olmalı.
Uzayın daha fazla esnemesi daha büyük kırmızı hareket demek.
Bunun bizim süpernova için anlamı ne?
Onun sekiz milyar ışık yılı uzakta olduğunu biliyoruz.
DIM - 8 BLY - MESAFE
Yani tam olarak bu çizgiye denk gelmediğini biliyoruz.
Bu çizgi yaklaşık 0,49 kırmızı harekete karşılık geliyor.
Belki buralarda bir yerde, 0,5 kırmızı hareketten büyük bir yerde.
Yani bu çizgi şöyle aşağı kavisli olmalı.
Ama elbette bu çizginin tam şekli
yer çekiminin, evrenin genişlemesini
ne kadar yavaşlattığını gösterir.
Bu da evrenin kaderini gösterecektir.
Peki, David, spektrum hazır mı?
Evet, hazır.
Göstereyim.
Bu kırmızı hareketin ölçüsünü veriyor.
Peki burada olması için ölçüsü nedir?
Bu durumda, 0,47 ölçtük.
0,47 mi?
Bu durumda çizginin bu yanında kalıyor.
Yani büyük değil, küçük bir kırmızı hareket.
Bu inanılmaz, çünkü gördükleriyle tam olarak aynı.
Kırmızı hareketler büyük değil, küçük.
Hem de bunu defalarca gördüler, bunun tek bir açıklaması olabilir.
Küçük kırmızı hareketin anlamı, evrenin geçmişte bugünden
daha yavaş genişlemiş olması demek.
Bir diğer deyişle, genişleme hızı
yavaşlamak yerine artıyor.
Daha fazla süpernova bulundukça tablo daha da netleşiyor.
Büyük Patlama sonrası ilk birkaç milyar yılda
genişleme hızı beklendiği gibi yavaşlamış.
Ama sonra bu değişmiş
ve genişleme hızlanmış.
Bunun nasıl bir şok olduğunu vurgulamak zor.
Eskiden herkes
evrenin genişlemesinin yavaşladığını düşünüyordu.
Duracak kadar yavaşlayacak mı sonradan yeniden çökecek mi
bilinemiyordu.
Ama yavaşlıyor olmalıydı.
Sonuçta yer çekimi görevini yapıp frenliyor olmalıydı.
Ama durum bu değildi.
Yaklaşık altı milyar yıl önce genişleme hızlanmaya başladı.
Açık biçimde, evrende yeni ve beklenmedik bir şeyler
oluyordu.
Bilimin yanıtlayamadığı bir şeyler.
Evrenin genişleme hızını artıracak bir şeyler.
Bu, yeni bir terimle karanlık enerji olarak bilindi.
En iyi tahminlere göre
karanlık enerji, evrenin yüzde 70'ini oluşturuyordu.
Yani evren çöküp büyük bir çatırtıyla sonlanmayacaktı.
Evrenin kaderini yer çekimi değil,
karanlık enerji belirleyecekti.
Karanlık enerji, evreni birbirinden ayırıyor.
Sabit olarak sonsuza kadar genişlemeyecek.
Aksine, karanlık enerji evreni gittikçe artan hızla kopuşa sürüklüyor.
Galaksiler birbirinden o kadar ayrılacak ki,
aralarında ışık seyahat edemeyecek.
Her biri kozmosta
ayrı birer yıldız adası olarak son bulacak.
Durum o kadar aşırıya gidebilir ki
galaksiler kendi içlerinde bile koparak
tek tek yıldızları siyah boşlukta bir başına bırakabilir.
Ama belki de böyle olmaz.
Sonuçta karanlık enerjinin etkileri altı veya yedi milyar yıl önce
aniden ortaya çıkmış görünüyor.
Gelecekte nasıl davranacağını kim söyleyebilir?
Tuhaf gelebilir,
karanlık enerjinin keşfi her şeyi mümkün kılmaktadır.
Karanlık enerjiyle ilgili ne az bilgimiz olduğunu ne kadar söylesek az.
Sadece adı var, o kadar.
Neden oluştuğunu, neden evreni kopuşa götürdüğünü
ve en önemlisi gelecekte nasıl davranacağını bilmiyoruz.
Bu da evren ve onun nihai kaderiyle ilgili görüşlerimizde
büyük bir boşluk yaratıyor.
Karanlık enerji, evrenin işleyişinin
bir parçası olabilir.
Ya da dünyanın işleyişiyle ilgili
en merkeze oturan en önemli
ve güvenilen bilimsel teorilerde
temel bir soruna işaret ediyor olabilir.
Evrenin nasıl sona ereceği, astronominin büyük sorunu olarak başlamıştı,
oysa evrenin kaderi sadece akademik bir sorudan fazlasına dönüştü.
Bu tuhaf, gizemli enerjinin keşfiyle,
eğer gerçekte öyleyse
mevcut görüşlere karşı koyan bir görüş
temel fiziğin kalbine yayılmıştır.
Evrenin nasıl sona ereceğine yanıt bulmak
dünyayı kavrayışımız konusunda derin çıkarımlara yol açabilir.
Çeviren: Ece Eroğlu