Evren Işık Hızından Hızlı mı Genişliyor? Genişleme Yavaşlarken Evren Nasıl Hızlanıyor?

Evrende, bizim galaksimizle kütleçekimsel olarak bağlı olmayan herhangi bir galaksiye baktığınızda, galaksimizin gelecekte başına ne geleceğini zaten biliyoruz. Samanyolu, Andromeda ve yaklaşık 60 küçük galaksiden oluşan yerel grup, bizimle kütleçekimsel olarak bağlı olan tek sistemdir. Eğer bir galaksiyi, parçası olduğu kütleçekimsel yapının (örneğin bir galaksi çifti, grup veya küme) bir parçası olarak düşünürsek bu yapının tamamı bizden uzaklaşmaktadır. Bu uzaklaşma, ışığın sistematik olarak daha uzun dalga boylarına kaymasına, yani kozmik bir kırmızıya kaymaya neden olur. Bir galaksi ne kadar uzaktaysa ortalama olarak kırmızıya kayması da o kadar büyüktür. Bu durum, evrenin genişlemekte olduğunu göstermektedir.

Ayrıca çok uzun kozmik zaman aralıklarında gözlem yapacak olsaydınız bu galaksinin bizden uzaklaşma hızının arttığını fark ederdiniz. Zaman geçtikçe bu galaksinin ışığı daha fazla kırmızıya kayar, bu da evrenin yalnızca genişlemediğini, aynı zamanda hızlandığını gösterir. Kütleçekimsel olarak bize bağlı olmayan herhangi bir galaksinin gözlemlenen hızı zamanla artar ve sonunda ışık hızıyla bile erişilemez hale gelir. Ancak evrenin genişleme hızını, genelde Hubble sabiti dediğimiz oranı, ölçseydik bu hızın zamanla artmak yerine aslında azaldığını görürdük.

Peki hızlanan bir evrende bu nasıl mümkün olur?

Bu yazıda önce bu soruyu yanıtlayacağız. Ardından bir galaksinin bizden ışık hızından hızlı uzaklaşmasının mümkün olup olmadığını, bunun Einstein'ın hız sınırını neden çiğnemediğini ve evrenin başlangıcındaki enflasyon döneminde ne olduğunu ele alacağız.

Forbes

Farkına varmamız gereken ilk şey, yerçekimi teorimizde -Einstein'ın genel görelilik teorisi- evrenimizdeki madde ve enerji ile uzay-zamanın davranış şekli arasında muazzam güçlü bir ilişki olduğudur. Mevcut madde ve enerjinin varlığı, miktarı ve türleri uzay-zamanın zaman içinde nasıl eğrildiğini ve geliştiğini belirler ve bu eğri uzay-zamana, maddeye ve enerjiye nasıl hareket edeceğini söyler.

Einstein’ın teorisi son derece karmaşıktır. Genel Görelilik’teki ilk tam çözümün bulunması aylar sürdü ve bu, içinde dönmeyen ve yüksüz bir noktasal kütlenin bulunduğu bir evren içindi. Aradan 100 yıldan fazla zaman geçmiş olmasına rağmen, hâlâ yalnızca yaklaşık iki düzine tam çözüm bilinmektedir.

Neyse ki, bunlardan biri, her yerde eşit miktarda madde, radyasyon ve aklınıza gelebilecek diğer enerji türleriyle eşit şekilde dolu bir evren içindir. Evrene baktığımızda ve ölçüm yaptığımızda, en büyük kozmik ölçeklerde gördüğümüz şeyin bu tanıma uyduğunu fark ediyoruz.

Forbes

Her yerde aynı miktarda maddeyle dolu bir evren, en erken dönemlerden (kozmik mikrodalga arka planında izlerini gördüğümüz) günümüze (galaksileri ve kuasarları sayabildiğimiz) kadar, tam olarak sahip olduğumuz şey gibi görünüyor. Ve eğer bu, yaşadığınız evren ise bulunduğumuz uzay-zamanı tanımlayan özel bir çözüm vardır: Friedmann Lemaître Robertson Walker uzay-zamanı.

Bu uzay-zamanın bize anlattıkları gerçekten dikkate değer. Denklemin bir tarafında, var olabilecek tüm enerji türlerini görürüz:

• Normal madde
• Antimadde
• Karanlık madde
• Nötrinolar
• Radyasyon (örneğin fotonlar)
• Karanlık enerji
• Uzaysal eğrilik ve diğer hayal edebileceğimiz diğer her şey.

Peki ya diğer tarafta? Hızla fark ettiğimiz şey, uzay dokusunun zamanla nasıl değiştiğini ifade eden bir şeydi: ya genişliyor ya da daralıyordu. Bunun hangisinin doğru olduğunu ise ancak gözlemlerle anlayabiliriz.

Bazıları tarafından evrendeki en önemli denklem olarak adlandırılan bu tek denklem, bize evrenin zaman içinde nasıl evrildiğini anlatır. Bunun ne anlama geldiğini bir düşünün: Evrenin genişleme veya daralma hızı, içindeki tüm madde ve enerjinin -tüm farklı biçimleriyle- toplamına doğrudan bağlıdır.

Biz bunu ölçmeden önce, yaygın varsayım, evrenin ne genişlediği ne de daraldığı, statik olduğu yönündeydi. Einstein, denklemlerinin maddeyle dolu bir evrenin yerçekimsel çöküşe karşı kararsız olacağını fark ettiğinde, yerçekimi kuvvetini tam olarak dengelemek için bir kozmolojik sabit ekledi; evrenin Büyük Çöküş ile içine çökmesini engellemek için düşünebildiği tek yol buydu.

Bazıları (Lemaître dahil) tarafından kendisine doğrudan işaret edildiğinde bile, Einstein, evrenin statik olmaktan başka bir şey olabileceği fikriyle alay etti. Einstein, Lemaître’nin çalışmasına cevaben “Hesaplamalarınız doğru, ama fiziğiniz iğrenç!” diye yazmıştır. Yine de Hubble’ın önemli gözlemleri geldiğinde, sonuçlar tartışmasızdı: Evren gerçekten genişliyordu ve statik bir çözümle tamamen tutarsızdı.

Forbes

Genişleyen bir evren, geçmişte daha küçük olan ve gelecekte daha büyük hacimleri kaplayacak şekilde büyüyen bir evrendir. Aynı zamanda geçmişte daha sıcaktır çünkü radyasyon, dalga boyunun boyutuyla tanımlanır. Evren genişledikçe bu genişleme galaksiler arası uzayda seyahat eden fotonların dalga boylarını uzatır ve bu uzama, evrenin soğuma miktarıyla ilişkilidir. Ayrıca evren geçmişte daha tekdüze bir yapıya sahiptir; kütleçekiminin etkisi altında, başlangıçtaki küçük yoğunluk farklılıkları bugün gözlemlediğimiz büyük ölçekli yapıya dönüşmüştür.

Elbette asıl soru, evrenin genişleme hızının zaman içinde nasıl değiştiğidir. Bu, evrende mevcut olan farklı enerji türlerine bağlıdır. Evrenin hacmi, içinde ne bulunduğuna bakılmaksızın büyümeye devam eder ancak büyüme hızı, evrenin hangi enerji türleriyle dolu olduğuna bağlı olarak değişir.

Şimdi, bu konuyu bazı örneklerle daha ayrıntılı inceleyelim.

Forbes

Eğer %100 maddeden oluşan bir evrenimiz olsaydı ve başka hiçbir şey içermeseydi, genişleme hızı zamanın yaklaşık ~$t⅔$ oranında artardı. Evrenin yaşını iki katına çıkardığınızda, boyutunuz (üç boyutun her birinde) %59 oranında büyürken hacminiz kabaca dört katına çıkardı.

Eğer tamamen radyasyondan oluşan bir evrenimiz olsaydı ve yine başka hiçbir şey içermeseydi, genişleme hızı zamanın yaklaşık ~$t½$oranında artardı. Evrenin yaşını iki katına çıkardığınızda, boyutunuz her bir boyutta %41 oranında büyürken hacim orijinal değerinin yaklaşık 2,8 katına çıkardı.

Eğer karanlık enerjiyle dolu bir evreniniz olsaydı -ve karanlık enerjinin gerçekten kozmolojik bir sabit olduğunu varsayarsak- evren, zamanla bir kuvvet yasasına göre değil, üstel bir şekilde genişlerdi. Bu durumda genişleme, yaklaşık ~$eHt$ oranında gerçekleşirdi; burada H, zamanın herhangi bir anındaki genişleme oranını ifade eder.

Görsel: Forbes, Görseli çeviren: Fatma Nur İnakçı

Neden bu üç durum birbirinden bu kadar farklı? En iyi düşünme şekli, hepsini aynı evrenden başlamış gibi düşünmektir. Hepsi aynı başlangıç genişleme hızına, aynı başlangıç hacmine ve bu hacim içinde aynı toplam enerji miktarına sahiptir.

Peki, genişlemeye başladıklarında ne olur?

• Maddeyle dolu bir evren seyrelir; hacim genişledikçe yoğunluğu düşer ve kütle (dolayısıyla $E=mc²$ nedeniyle enerji) sabit kalır. Enerji yoğunluğu düştükçe genişleme hızı da azalır.
• Radyasyonla dolu bir evren daha hızlı seyrelir; hacim genişledikçe yoğunluğu düşer, ancak her bir foton da kozmolojik kırmızıya kayma nedeniyle enerji kaybeder. Bu nedenle radyasyonla dolu bir evrenin enerji yoğunluğu, maddeyle dolu bir evrenden daha hızlı düşer ve genişleme hızı da buna bağlı olarak daha hızlı azalır.
• Ancak karanlık enerjiyle (bir kozmolojik sabit) dolu bir evren seyrelmez. Enerji yoğunluğu sabit kalır. Bu, kozmolojik sabitin tanımıdır. Evrenin hacmi genişledikçe toplam enerji miktarı artar ve genişleme hızı sabit kalır.

Görsel: Forbes, Görseli çeviren: Fatma Nur İnakçı

Eğer bu evrenlerin her birinde aynı noktada bulunduğunuzu ve evrenin içinde sizin bulunduğunuz noktadan farklı bir noktayı temsil eden yalnızca bir başka galaksi olduğunu hayal ederseniz bu galaksinin zamanla sizden uzaklaştığını gözlemleyebilirsiniz. Mesafesinin zamanla nasıl değiştiğini ölçebilir ve kırmızıya kaymasının (uzaklaşma hızına karşılık gelen) zamanla nasıl değiştiğini belirleyebilirsiniz.

• Maddeyle dolu evrende diğer galaksi zamanla sizden giderek daha uzaklaşır ancak bu süreçte sizden daha yavaş bir şekilde uzaklaşır. Kütleçekim genişlemeye karşı koymaya çalışır; tamamen durduramaz ama yavaşlatmayı başarır. Sadece maddeden oluşan bir evrende genişleme hızı düşmeye devam eder ve sonunda sıfıra yaklaşır.
• Radyasyonla dolu evrende diğer galaksi yine zamanla giderek daha uzaklaşır, ancak yalnızca daha yavaş bir şekilde uzaklaşmakla kalmaz, aynı zamanda bu yavaşlama maddeye dayalı durumdan daha hızlı gerçekleşir. Genişleme hızı yine sıfıra asimptotik olarak yaklaşır, ancak uzak galaksi daha yakın kalır ve madde dolu versiyondakinden daha yavaş uzaklaşır.
• Karanlık enerjiyle dolu evrende ise diğer galaksi giderek uzaklaşır ve bunu artan bir hızla yapar. Başlangıç mesafesinin iki katı uzaklıkta olduğunda, şimdi iki katı hızla uzaklaşıyor görünür. Mesafe 10 katına çıktığında ise uzaklaşma hızı 10 katına çıkar. Genişleme hızı sabit olmasına rağmen, herhangi bir galaksi bizden uzaklaştıkça zamanla hızı artar.

(Eğer merak ediyorsanız, bir sınır durumu vardır: yalnızca eğriliğin genişlemeyi belirlediği boş bir evren. Bu evrende diğer galaksi giderek uzaklaşır ancak uzaklaşma hızı sabit kalır.)

Forbes

Bugünkü genişleme hızı yaklaşık 70 km/s/Mpc'dir. Bu garip birime bir bakalım. Mesafe arttıkça uzaklaşma hızı da artar: Her megaparsek (Mpc) için hıza yaklaşık 70 km/s eklenir. Bir megaparsek yaklaşık 3,26 milyon ışık yılıdır. Örneğin 10 Mpc uzaktaki bir nesne yaklaşık 700 km/s hızla uzaklaşır. 1.000 Mpc uzaktaki bir nesne ise yaklaşık 70.000 km/s hızla uzaklaşır.

Evrende madde ya da radyasyon baskın olduğunda, genişleme hızı zamanla azalır. Yani, bir galaksi daha uzaklaşsa bile, genişleme hızı mesafenin artış yüzdesinden daha hızlı bir şekilde yavaşlar. Ancak, karanlık enerji baskın bir evrende genişleme hızı sabittir. Bu durumda bir galaksi daha uzaklaştıkça, daha hızlı bir şekilde uzaklaşmaya devam eder.

Bugün evrenimizin enerji içeriğinin en büyük katkıları madde (%32) ve karanlık enerjiden (%68) gelir. Madde oranı zamanla azalırken, karanlık enerji oranı sabit kalır. Bu iki etken bir arada çalıştığı için genişleme hızı azalmaya devam eder ve sonunda yaklaşık 45-50 km/s/Mpc değerine ulaşır. Ancak, uzak galaksiler bizden uzaklaştıkça hızları artmaya devam eder. Bu süreç, 13.8 milyar yıllık evren tarihimizde son 6 milyar yıldır yaşanıyor. Yani, genişleme hızı azalırken, uzak galaksilerin hızlarındaki artış (veya ivmelenme) hâlâ devam ediyor.

Görsel: Forbes, Görseli çeviren: Fatma Nur İnakçı

Bu konuyu anlamanın temel anahtarı şudur: Evren genişlerken iki farklı şeyi ölçebiliriz. Birincisi, genişleme hızını ölçebiliriz. Bu, bir galaksi bizden her megaparsek uzaklaştığında, ne kadar hızlı hareket ettiğini bize söyler. Genişleme hızı, yani birim mesafe başına hız, evrendeki birim hacimde bulunan enerji miktarına bağlı olarak zamanla değişir. Evren genişledikçe, belirli bir hacimdeki karanlık enerjinin miktarı sabit kalır, ancak madde ve enerji yoğunlukları azalır. Bu nedenle genişleme hızı da azalır.

Ancak bir uzak galaksinin uzaklaşma hızını da ölçebilirsiniz. Karanlık enerjinin baskın olduğu bir evrende bu hız zamanla artar: bir ivmelenme. Genişleme hızı azalarak sabit (ama pozitif) bir değere yaklaşırken, uzaklaşma hızı artmaya devam eder ve genişleyen uzayın sonsuzluğuna doğru ivmelenir. Bu iki durum aynı anda gerçektir: Evren hızlanıyor ve genişleme hızı çok yavaş bir şekilde azalıyor. Ve nihayet, bunun nasıl gerçekleştiğini tam olarak anlamış oldunuz.

Işık Hızından Hızlı Uzaklaşmak Mümkün mü?

Uzak bir galaksinin bizden uzaklaşma hızı zamanla arttığı gibi, galaksi ne kadar uzaktaysa o kadar büyüktür. Bugünkü genişleme hızı olan 70 km/s/Mpc, kabaca 1 milyon ışık yılı başına saniyede 21 kilometreye denk gelir. Bu, şu anlama gelir: Uzayda birbirinden 1 milyon ışık yılı uzaktaki iki nokta, uzayın genişlemesinden ötürü birbirinden saniyede yaklaşık 21 kilometre hızla uzaklaşır. Tüm uzay genişliyor olduğundan, noktalar arasındaki mesafe arttıkça, birbirinden uzaklaşma hızı da artmaktadır. Yani birbirinden 10 milyon ışık yılı uzaktaki iki nokta, birbirinden saniyede yaklaşık 210 kilometre hızla uzaklaşmaktadır.

Bu sebeple, birbirinden yeterince uzak iki noktayı ele alırsanız, sonunda birbirlerinden ışık hızında uzaklaştıklarını görürsünüz. Işık hızı saniyede yaklaşık 300.000 kilometredir. Dolayısıyla elimizdeki Hubble sabitine göre, birbirinden yaklaşık 14 milyar ışık yılı uzaktaki iki nokta, birbirinden ışık hızında uzaklaşmaktadır. (Şu anda gözlenebilir evrenin çapının 93 milyar ışık yılı olduğu hesaplanmaktadır. Konuyla ilgili bilgileri buradaki yazımızdan alabilirsiniz.)

Bu durumda şunu düşünebilirsiniz: "Öyleyse birbirinden örneğin 16 milyar ışık yılı uzaktaki cisimler, birbirlerinden ışık hızından daha hızlı uzaklaşmaktadır!" Yani bir galaksinin ışıktan daha hızlı hareket ettiğini iddia edebilirsiniz.

Burada çok dikkatli olmak gerekir: Newton fiziğinin aksine, görelilik fiziğinde mutlak hız diye bir kavram yoktur. Bütün hızlar, bir referans çerçevesine göre belirlenmek zorundadır. Dolayısıyla her hız, bağıl hız, yani göreli hız olmak zorundadır. Bir diğer deyişle, her cismin hızını bir başka cisme/gözlemciye göre söylemek zorundasınız. Buna göre, birbirinden yaklaşık 14 milyar ışık yılından daha uzak olan cisimlerin, birbirine göre "ışık hızı" dediğimiz saniyede 300 milyon metreden daha hızlı uzaklaştıkları doğrudur.

Ancak "ışık hızında gitmek" derken çoğumuzun kastettiği bu tür bir göreli hız değildir. Örneğin siz de şu anda evrendeki bazı galaksilere göre ışık hızından hızlı uzaklaşıyorsunuz. Ama böyle bir hıza sahip olduğunuzu hissetmiyorsunuz ve sizin için zaman, örneğin gerçekten ışık hızında giden bir cisimde olacağı gibi, o galaksiye nazaran daha yavaş akmıyor. Çünkü ışığın mutlak olarak ışık hızında gitmesi ile sizin göreli olarak ışık hızından hızlı gitmeniz farklı şeylerdir: Odanızdaki lambadan çıkan ışık, sadece size göre saniyede 300 milyon metre hızla ilerlemez. Bütün gözlemcilere göre bu hızda ilerler. Bu, özel görelilik teorisinin iki temel postülatından ikincisidir. Dolayısıyla ışık, vakumda ilerlerken, her şeye göre evrenin mutlak hız sınırında ilerler.

Bu, "mutlak hızların var olmadığı" ilkesinin bir istisnasıdır ve kütlesiz fotonlar gibi elektromanyetik yayılımın vakumdaki hızına özel bir durumdur. Ve kütleli hiçbir cisim, yerel olarak bu hızı aşamaz. Dolayısıyla evrenin hiçbir parçası, yerel olarak (yani kozmolojik ölçekte küçük mesafelerde) ışık hızında genişlemez. Sadece göreli olarak bazı parçaları diğerlerine nazaran ışık hızında ve hatta ötesinde ilerleyebilir. Bu hız limitinin göreli olarak aşıldığı noktaya Hubble küresi denir.

Bugün evrenimizdeki galaksilere bakarsanız, yaklaşık 14 milyar ışık yılından uzaktakilerin bizden ışık hızından daha büyük bir hızla uzaklaştığını görürsünüz. Bu galaksilerle aramızdaki mesafe her yıl 1 ışık yılından fazla artıyor. Kırmızıya kayması yaklaşık 1,5'ten büyük olan galaksilerin hepsi bugün bizden ışık hızından hızlı uzaklaşıyor. Bu, onlara hiç ulaşamayacağımız anlamına gelmez: Bugün ışık hızında yola çıkan bir sinyal, bu galaksilerin bir kısmına yine de varabilir. Asıl sınır yaklaşık 16 milyar ışık yılı uzaktadır. Bugün bir uzay gemisine binip ışık hızıyla yola çıksanız, bu mesafenin ötesindeki galaksilere asla ulaşamazsınız, çünkü aradaki mesafe, geminizin kat edebileceğinden daha hızlı büyür. Bu sınıra kozmik olay ufku denir ve onun ötesindeki tüm galaksiler bizim için sonsuza kadar erişilemez durumdadır.

NASA

Wikimedia

Peki Hubble küresinin ötesindeki bir galaksinin ışığı bize hiç ulaşamaz mı? Ulaşabilir. Böyle bir galaksiden çıkan ışık, ilk başta bizden uzaklaşan bir bölgede yol alır. Ancak Hubble küresi zamanla büyüdüğü için ışık sonunda kürenin içine girer ve bize yaklaşmaya başlar. Gördüğümüz en uzak galaksiler, bugün gördüğümüz ışığı saldıkları anda da bizden ışık hızından hızlı uzaklaşıyordu ve bugün de öyle uzaklaşıyorlar. Kozmik olay ufkunun ötesinden bugün çıkan ışık ise bize hiçbir zaman ulaşamaz. Bu ışık, koşu bandında koşan birine benzer: Sabit bir hızı vardır, fakat altındaki bant kaydığı için hedefe hiç varamaz. Yol boyunca uzay genişledikçe ışık kırmızıya kayar ve sürekli enerji kaybeder.

Özel Görelilik Teorisi: Işık Hızı, "Yerel Olarak" Aşılamaz!

Peki "yerel olarak" ne demek? Einstein'ın özel görelilik teorisi, evrende bir hız sınırı olduğunu söyler: ışık hızı. Hiçbir iki parçacık, kütlesiz olsa bile, birbirine göre bundan daha hızlı hareket edemez. Ancak bu "birbirine göre" kısmı sıkça yanlış anlaşılır. Einstein'ın teorisinin asıl öne sürdüğü, uzay-zamanda aynı olaydaki herhangi iki gözlemcinin birbirine göre vakumdaki ışığın hız değeri olan $c$'den daha hızlı hareket edemeyeceğidir. Peki, "olay" ne demektir? Bu, hem uzay hem zamandaki aynı konumu ifade etmektedir. Başka bir deyişle, $c$'nin evrendeki hız sınırı olduğu gerçeği, yalnızca aynı anda, aynı noktada (veya "konumda") bulunan iki cisim için geçerlidir.

NASA

Elbette bu, cisimlerin kozmik hız sınırını geçebilecekleri anlamına gelmez. Fakat, aynı anda aynı konumda bulunmadıkları sürece, farklı gözlemcilerin cisimlerin ne hızla hareket ettiği konusunda aynı görüşte olmayacakları anlamına gelir. Eğer iki roketten biri solunuzda diğeri sağınızda olmak üzere, roketler sizden ışık hızının %60'ı hızla uzaklaşırsa, siz onların ışık hızının %120'si hızla birbirlerinden uzaklaştıklarını gözlersiniz. İkisi de, sizin kendilerinden ışık hızının %60'ı hızla uzaklaştığınızı, diğer roketin ise yalnızca ışık hızının %88'i ile uzaklaştığını görür. Ama işte, eğer ki genişleyen bir evrende yaşıyorlarsa, her şey daha da garipleşir.

Ethan Siegel

Hız sınırları, yalnızca aynı uzay-zamandaki iki cisim için geçerli olduğundan, birbirinden -örneğin, uzaysal açıdan- ayrılan cisimler, uzayın yapısının değişmesi nedeniyle meydana gelebilecek ek hareketlere tabidir. Sizinle, gözlemlediğiniz cisim aranızdaki uzay genişliyorsa (veya daralıyorsa), sizden (veya size doğru) daha hızlı uzaklaşıyormuş gibi görünecektir: Göreli hareket (İng: "apparent motion"), sizin özel göreli hareketiniz ve gelişen uzayın genel görelilik fenomeninin bir birleşimidir. Uzay hangi hızda genişliyorsa (ya da daralıyorsa), bu ondan gelen ışığın belirli bir miktarda kırmızıya (veya maviye) kaymasına neden olacak ve bu cismin özel göreceli hareketi sıfır olsa bile sizden uzaklaşıyormuş gibi görünmesine yol açacaktır.

Bizden uzaklaşan bir kaynağın ışığı, Doppler etkisi nedeniyle de kırmızıya kayar. Ancak uzak galaksilerin kırmızıya kaymasının asıl nedeni, ışık yoldayken uzayın genişlemesidir. Bu ikisini ayırt etmenin bir yolu, uzak süpernovaların görünür parlaklığını kırmızıya kaymalarıyla kıyaslamaktır. Ölçümler genişleyen uzay modeline uyar ve kırmızıya kaymayı yalnızca özel göreliliğin Doppler etkisiyle açıklayan modeli çok yüksek bir güvenle (23 sigma) dışlar.

Parçacıklar artık uzay-zamanda aynı konumda olmadıklarında, genişleyen evrenin, kendi hareketlerinin özel görelilik etkilerine ağır basan genel görelilik etkilerini deneyimlemeye başlayacaklar. Yalnızca genel göreliliği ve uzayın genişlemesini unuttuğumuzda ve bunun yerine uzaktaki bir parçacığın hareketinin tamamını özel göreliliğe bağladığımızda, kendimizi onun ışıktan daha hızlı hareket ettiğine inandırırız. Hâlbuki evrenin kendisi statik değildir. Bunu fark etmek kolaydır. Asıl zor olan, bu genişlemenin nasıl işlediğini anlamaktır.

Evrenin Başlangıcında Işık Hızından Hızlı Genişleme

Bugün yaklaşık 70 km/s/Mpc olan genişleme hızı, evrenin ilk anlarında çok daha büyüktü. Genişleme hızını evrenin içerdiği enerji belirler ve enflasyon sırasında bu enerji çok yüksekti. Ne kadar yüksek olduğu ise enflasyonun henüz ölçülemeyen enerji ölçeğine bağlıdır.

Büyük Patlama'dan önce evren, şimdiki evrenimizin beraberinde oluştuğu başlangıç koşullarını düzenleyen bir kozmik enflasyon dönemi geçirdi (bu dönemin Büyük Patlama'dan önce mi yoksa sonra mı yaşandığı, Büyük Patlama'yı nasıl tanımladığınıza bağlı olarak, tartışmalı olabilir). Bu süreç sırasında evren, uzaydaki küçük bir alanın yapısının saniyenin yalnızca küçük bir biriminde günümüzdeki gözlenebilir evrenden çok daha büyük olmasını sağlayacak şekilde, katlanarak genişledi.

Bu katlanarak (üstel olarak) genişlemenin nedeni, enflasyonu sağlayan alanın enerjisinin, bugünkü karanlık enerji gibi uzayın kendisine özgü olmasıdır: Yukarıda madde, radyasyon ve karanlık enerjiyi karşılaştırdığımız görselde gördüğümüz gibi, böyle bir enerji uzay genişledikçe seyrelmez. Bu yüzden enflasyon sırasında genişleme hızı neredeyse hiç düşmedi. Zaman adım adım geçtikçe uzak noktalar arasındaki mesafe önce iki katına, sonra dört katına, sonra sekiz, on altı, otuz iki katına çıktı.

Genişleme sadece üstel değil, aynı zamanda son derece hızlı da olduğu için, "ikiye katlama" yaklaşık 10^-35 saniyelik bir zaman ölçeğinde gerçekleşir. Yani 10^-34 saniye geçtiğinde evren, başlangıç boyutunun yaklaşık 1.000 katı olur. 10^-33 saniye geçtiğinde yaklaşık 10³⁰ (veya 1.000¹⁰) katı, 10^-32 saniye geçtiğinde ise yaklaşık 10³⁰⁰ katı büyüklüğünde olacaktır. Bu üstel genişleme, hızlı olduğundan değil, aralıksız olduğundan çok etkilidir.

Kozmik enflasyon döneminde de söz konusu olan, en nihayetinde göreli bir ışık hızı aşımıdır. Ancak bu dönemde genişleme hızı o kadar büyüktü ki Hubble küresi son derece küçüktü. Bugünkü gözlenebilir evreni oluşturan bölgeden bile çok daha küçüktü. Bu nedenle birbirine çok yakın noktalar bile birbirinden ışık hızından hızlı uzaklaşıyordu. Birçok kaynağın evrenin ışık hızından hızlı genişlediğini söylemesinin nedeni budur.

Kozmik enflasyon döneminde, herhangi iki parçacık, saniyenin küçücük bir parçasında diğerinin ışıktan hızlı görünen hızlarda kendisinden uzaklaştığını görecektir. Ancak bunun nedeni, parçacıkların hareket etmesi değil, aralarındaki uzayın genişlemesidir. Evren istediği hızda genişleyebilir. İçindeki cisimler için geçerli olan hız sınırına tabi değildir.

"Hız" Olan ile Olmayan Şeyleri Kıyaslama Hatası

Yazının başında genişleme hızını 70 km/s/Mpc olarak vermiştik. Bu birim, sık yapılan bir hatanın da kaynağıdır: Evrenin genişlemesini bir "hız" gibi düşünmek. Fakat evrenin genişleme hızı derken, aslında bildiğimiz hız kavramından söz etmeyiz. Hız dediğimiz şey, bir noktadan diğer bir noktaya ne kadar sürede gidildiğinin bir ölçütüdür. Hâlbuki evren bir hareket yapmamaktadır, sadece genişlemektedir ve bu genişleme bir noktadan değil, her noktadan gerçekleşir. Dolayısıyla bir galaksinin bizden uzaklaşma hızı, o galaksinin uzaklığına bağlıdır.

Bu yüzden, evrenin genişleme hızı, aslında bir hız olmadığı için, ışık hızı ile kıyaslama yapmak fiziksel olarak anlamsızdır. Bu tıpkı bir arabanın hızını santigrat derece ile ifade etmek gibidir, birimler uyumsuz olduğu için bir karşılaştırma yapılması doğru değildir.

Dikkat ederseniz, megaparsek de kilometre de bir uzaklık birimidir. Dolayısıyla gerekli işlemleri yaparak km/Mpc ifadesinden sabit bir sayı geldiğini görebilirsiniz. Bu durumda evrenin genişlemesinin 2,2×10^-18 s^-1 gibi bir değere sahip olduğunu görürsünüz. Bu, hızla hiç ilgisi olmayan bir birimdir. Aslında bu, bildiğimiz "hertz" birimine benzemektedir. Şimdi işler biraz daha garipleşti, değil mi?

Fizikte, sayıların değerinden çok anlamları önemlidir. Burada Hubble sabitinin birim saniyede gerçekleşen bir şeyi ifade ettiğini görüyoruz. Örneğin ışığın frekansı da bir saniyedeki toplam dalga sayısını verir. Bu durumda Hubble sabiti, bir saniyedeki dalga sayısı gibi bir fiziksel durumu mu ima etmektedir? Elbette hayır. Çünkü genişlemeyi izah eden bir tanımı olması gerektiğini biliyoruz. Bu yüzden onu bu şekilde yorumlamak pek doğru olmayacaktır. Aslında bakarsanız Hubble sabitinin bu değeri, evrende aldığımız birim bir uzunluğun bir saniyede %2,2×10^-16 kadar büyüyeceğini söyler. Yani evrenin kaç saniye sonra, boyutunu kaça katlayacağını bu şekilde hesaplayabiliriz.

Özetle, evrenin herhangi bir anındaki genişlemesini bir hız ile kıyaslamak hatalıdır. Genişleme hızı, yani Hubble sabiti, zamanla azalıyor. Tek tek galaksilerin bizden uzaklaşma hızı ise artıyor. Evren, kozmik enflasyon sırasında saniyenin çok küçük bir kesrinde katlanarak genişledi ve bugün de uzak galaksiler bizden ışık hızından hızlı uzaklaşıyor. Bunların hiçbiri Einstein'ın hız sınırını çiğnemez, çünkü bu sınır yalnızca aynı yerde bulunan cisimler için geçerlidir.