Isaac Newton, gökcisimlerinin hareketlerini yasalaştırdığında, yaşadığımız evreni sabit bir hayali uzay sahnesi olarak betimlemişti. “Mutlak uzay” olarak isimlendirilen bu evren modelinin dokusu değiştirilemezdi. Uzay sabitti, sonsuz zamandan bu yana vardı ve sonsuza kadar var olacaktı.

Bu düşünce 20. yüzyıla kadar geçerliliğini sürdürdü, ta ki Edwin Hubble 1929 yılında evrenin genişlediğine dair kanıtlar sununcaya kadar. Ancak bu kanıtlardan önce de evrenin genişlediğine yönelik bazı ipuçları bulunmaktaydı. Bunlardan en önemlisiyse genel görelilik teoremiydi.

Kozmolojik Sabit

Einstein, 25 Kasım 1915 yılında, genel görelilik teoremiyle fizik dünyasında yeni bir devrimin öncülüğünü yapmış oldu. Çünkü teori, evrene ve uzay-zaman yapısının bütünlüğüne karşı olan bakış açımızı yeniden şekillendirmemiz gerektiğini söylüyordu. On sekiz ay sonra, Birinci Dünya Savaşı’nın tüm hızıyla sürdüğü bir ortamda, Einstein, kuramının evrenin genelinde ilk uygulamasını açıkladı. Ancak bu uygulamada büyük bir sıkıntı vardı. Denklemlerin her çözümü olası farklı bir evrene işaret ediyordu. Einstein bu problemi çözmek için kuramına pek çok basitleştirici unsur ekledi, yine de sonunda elde ettiği evren modeli, olması gerektiği gibi statik bir yapıda değildi.

1917 yılındaki Einstein için evren, tıpkı Newton’un tanımladığı gibi statik bir yapıda olmalıydı. Genel görelilik kuramıysa zaman içinde boyutu değişen bir evren öngörüyordu. Böylece, ileriki yıllarda ‘en büyük hatam’ olarak anacağı kozmolojik sabiti denklemlerine ekleyerek, istediği durağan evren modelini elde etmiş oldu.

Kozmolojik Sabit ve Karanlık Enerji

Kozmolojik sabit, evrenin genişlemesinin hızlanmasına sebep olan homojen bir enerji yoğunluğu olarak tanımlanır. Einstein’ın sabiti bir hata olarak nitelemesine karşın, Eddington ve Lemaitre gibi kozmologlar bu sabitin, kuramın en önemli parçası olduğunu ileri sürmüşlerdi. Çünkü evrenin ivmelenen hızını açıklamada çok önemli bir rolü olabileceği düşünülüyordu. Bir bakıma bu sabit, evrenin açıklanamayan genişleme hızını ifade etmek için kullanılan karanlık enerjinin ilk formudur.

Kozmolojik sabitle ilgili tartışmalar 20. yüzyıl boyunca devam etti. Sabit, Einstein’ın denklemleri kullanılarak tanımlanan çoğu evren modelinin yapısını belirlemede anahtar rol oynadı. Evrenin eğriliği ve kozmolojik sabitin farklı değerler aldığı pek çok evren modeli tanımlandı. 1967 yılında, E. Harrison tarafından toparlanan bu modeller aşağıdaki şekilde görülmektedir.

Kozmolojik Sabit
E.R. Harrison, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 137, 69 (1967)

Harrison’ın tablosunda uzayın eğriliği ve kozmolojik sabitin aldığı tüm olası değerlerin, evrenin zaman içindeki boyutsal değişimlerini nasıl etkilediği açıkça görülebilmektedir. Tabloya göre, kozmolojik sabitteki artış direkt olarak evrenin genişleme hızını etkiler. Sabitin özel değeri olan ΛE, uzayın eğriliği pozitif olduğunda, Einstein’ın durağan evren modelini ifade eder. Ancak, bu evren modeli kararsızdır ve L-Edd ile Lem çerçevesinde görülebileceği üzere belirli bir zaman sonra genişlemeye ve büzüşmeye başlar. Bu evren modellerinin geliştirilmesinde De Sitter, Friedmann, Eddington ve Lemaitre gibi kozmolog/matematikçiler başrol oynamıştır.

Lambda-CDM Modeli

Çoğunlukla big bang kozmolojisinin standart modeli olarak kabul edilen Λ-CDM, evrenin ana bileşenlerini ifade eden parametrelerden oluşur:

  • Karanlık enerjiyle ilişkilendirilen kozmolojik sabit
  • Karanlık madde
  • Normal madde
Kozmolojik Sabit
NASA/CXC/K.Divona

Λ-CDM modeli, evrende gözlediğimiz özellikleri yeterli ölçüde açıklayabilen en basit model olmasıyla günümüzde geçerliliğini sürdürüyor. Modelin elini sağlamlaştıran gözlemlerden bazıları şöyle:

  • Kozmik mikrodalga arka planı
  • Evrende gözlenen hidrojen, helyum ve lityumun miktarları
  • Galaksilerin dağılımındaki yapı

Görünen o ki, Einstein hata yaptığında dahi evreni anlayışımızda büyük etkilere sebep olabiliyor.

Kaynaklar: 1, 2

Editör: Cansu Köse