Birçoğumuz bulutsuz bir gecede uzaya bakmış ve “Tüm bunlar nereden geldi?” diye merak etmişizdir. Yüzyıllar boyunca filozoflar ve teologlar tarafından üzerinde düşünülen bu soru, bilimsel araştırmanın kapsamı dışında kalmıştır. Teori, ancak bu yüzyılda evrenin başlangıcına makul bir bakış sağlayacak kadar incelikli ve özenli bir teori haline gelmiştir. Araştırmacılar, Einstein’ın genel görelilik kuramını zamanda geriye doğru tahminler yapmak için kullanarak evrenin tek, inanılmaz derecede küçük, yoğun, sıcak bir bölgeden ortaya çıktığı sonucuna vardılar. O andan beri, maddenin oluşumu ve onun galaksiler, yıldızlar, gezegenler ve kimyasal sistemlerle birleşmesi dahil olmak üzere ortaya çıkan her olay, şu anki yerleşik kozmoloji tarafından yeterli şekilde tanımlanıyor gibi görünmektedir.
Yine de şu anki yerleşik fikirler eksiktir. Onlar, evrenin nihai kaynağını açıklamakta, hatta tasvir etmekte dahi başarısızdır. Zamanda geriye dönük en uç tahmin, evreni, genel görelilik ile modern fiziğin bir diğer büyük vizyonu olan kuantum teorisini birleştirmenin zorunlu olduğu bir boyuta indirir. Ancak kuantum teorisi ile genel göreliliğin evliliği en iyi ihtimalle mecburi bir evlilik olarak tarif edilmiştir. Bu evliliğin tamamlanması, fiziğin hala çözülmeyi bekleyen problemlerinden biri olmaya devam ediyor.
Son birkaç on yılda, araştırmacılar kuantum teorisini evrene uygulamakta ilerleme kaydetmeye başlamışlardır. Bu ilk adımlar, onları çabalarına bir isim bulmaya teşvik edecek kadar umut verici olmuştur: kuantum kozmolojisi. Kuantum kozmologları, Austin Teksas Üniversitesinden Bryce S. DeWitt, Maryland Üniversitesinden Charles W. Misner ve Princeton Üniversitesinden John A. Wheeler tarafından 1960’larda kurulan temellere dayanırlar. Onların çalışmaları, kuantum mekaniğinin evrene nasıl uygulanabileceğini ayrıntılı şekilde göstermeye çalıştı. Ancak bu çalışma, klasik kozmoloji teorilerinin evrenin başlangıcını tam olarak açıklamaya yönelik girişimlerinin başarısız olmaya başlamasından sonra 1980’lere kadar pek ciddiye alınmadı.
Bu çalışmaya ilgi duyan araştırmacılar arasında en öne çıkanlar, Santa Barbara Kaliforniya Üniversitesinden James B. Hartle, Cambridge Üniversitesinden Stephen W. Hawking, Moskova Lebedev Fizik Enstitüsünden Andrei D. Linde ve Tufts Üniversitesinden Alexander Vilenkin idi. Onlar, başlangıç koşullarının, yani yaratılış anında zorunlu olarak var olması gereken şartların oldukça belirgin yasalarını ortaya koydular. Evrenin evrimini yöneten uygun yasalarla birleştiğinde bu tür önermeler, akla yatkın şekilde tüm kozmolojik gözlemlerin tam bir açıklamasına götürebilir ve böylelikle geleneksel kozmolojinin temellerini sarsan önemli problemleri çözebilirdi.
Geleneksel senaryonun merkezinde, evrenin sıcak büyük patlama modeli vardır. George Gamow’un patlamalı doğuş fikrini 1948’de ilk kez öne sürmesinden beri bu teori, evrenin kaynağına dair diğer tüm teorilerle istikrarlı ve başarılı şekilde savaşmıştır. Diğer araştırmacılar aradan geçen on yıllar boyunca teoriyi kusurlarından arındırmışlardır. Bugün var olduğu şekliyle model, genel göreliliği ve bazı temel fizik yasalarını kullanarak yaklaşık 15 milyar yıl öncesinden son derece küçük, sıcak ve yoğun bir ilk halden başlangıcı tasavvur etmektedir. Evren daha sonra genişlemiş ve bugün gözlemlediğimiz soğuk evrene dönüşmüştür.
Sıcak büyük patlama modeli evren hakkında bugün var olduğu haliyle kesin tahminlerde bulunur. Çekirdeklerin oluşumunu, belirli elementlerin göreceli çokluğunu ve mikrodalga fonunun -ilk patlamadan geriye kalan, evrene nüfuz eden radyasyon parıltısının- varlığı ile kesin sıcaklığını tahmin eder. Union Kolejinden Ralph A. Alpher ve Austin Teksas Üniversitesinden Robert Herman’ın kozmik fon ışıması tahmini, Arno A. Penzias ve Robert W. Wilson tarafından 1964’de Bell Laboratuvarlarında doğrulandı.
Tüm başarılarına rağmen sıcak büyük patlama modeli evrenin birçok niteliğini açıklayamamaktadır. Örneğin, bugün evren, tarihlerinin baştan sona herhangi bir aşamasında sıcak büyük patlama modeliyle hiçbir nedensel ilişki içinde olamayacak çok sayıda bölge içermektedir. Bu bölgeler birbirlerinden öyle bir hızla uzaklaşıyor ki, ışık hızındaki bir bilgi bile aralarındaki mesafeyi kapatamaz. Bu “ufuk problemi”, kozmik fon ışımasının çarpıcı tekdüzeliğini açıklamayı zorlaştırmaktadır.
Ayrıca, “düzlük problemi” vardır. Sıcak büyük patlama modeli evrenin zaman geçtikçe daha kavisli hale geldiğini gösterir. Fakat gözlemler, evrenin gözlemleyebildiğimiz kısmının uzamsal geometrisinin son derece düz olduğunu ortaya koymaktadır. Evren, böyle bir düzlüğü ancak ve ancak neredeyse tamamen düz olarak başlarsa -1060’da yaklaşık bir parça- sergileyebilir. Birçok kozmolog böylesi bir ince ayarı fazlasıyla gayritabii bulur.
Muhtemelen en önemlisi şudur ki sıcak büyük patlama modeli galaksiler gibi büyük ölçekli yapıların kaynağını tam anlamıyla açıklayamaz. Moskova Fizik Problemleri Enstitüsünden Yakov B. Zel’dovich ve Amherst Massachusetts Üniversitesinden Edward R. Harrison’ın da aralarında bulunduğu araştırmacılar, başka bir homojen erken evrende büyük yapıların kütle yoğunluğundaki küçük dalgalanmalardan nasıl çıkabileceğine dair kısmi izahlar sundular. Fakat bu dalgalanmaların temel kaynağı hiçbir şekilde çözülemedi. Onların, başlangıç koşulları olarak kabul edilmeleri gerekti.
Kısacası, böylelikle sıcak büyük patlama modeli başlangıç koşullarına büyük ölçüde bağımlı olmaktan kurtulamadı. Bu modelde mevcut evreni bulmak, bir kalemi bir deprem sonrasında aynı noktasında bulmak kadar olasılıksızdır.
1980’de Massachusetts Teknoloji Enstitüsünden Alan H. Guth, aşırı ince ayara alternatif olacak dikkat çekici bir alternatif öne sürdü. Kozmik enflasyon senaryosu olarak bilinen bu model, temel bir fark dışında sıcak büyük patlama teorisine benzer: Guth’ın tasarısı, evrenin çok kısa ama aşırı hızlı bir genişleme süreciyle başladığını savunmaktadır. Enflasyon denen bu süreç, saniyenin 10-30’u gibi inanılmayacak kadar kısa sürerdi. Bu süre boyunca evrenin büyüklüğü, başlangıç ölçüsü olan 10-28 santimetreden yaklaşık bir metreye kadar büyüyerek eşit derecede hayret verici bir faktör olan 1030 oranında artmıştır. [bkz. Guth, Alan H., Steinhardt, Paul J., “The Inflationary Universe” Scientific American, May 1984].
Guth’ın enflasyonu, aslında sıcak büyük patlama modelinin başlangıcına yerleştirilen inanılmaz derecede küçük bir hatadır. Fakat problemlerin birçoğunu çözmek için yeterlidir. Enflasyon, ufuk problemini çözer çünkü gözlemlenen evren nedensel temasa izin verecek kadar küçük bir bölgeden çıkmaktadır. Düzlük problemi ortadan kalkar çünkü devasa genişleme evreni düz görünecek kadar büyütür, ki bunu şişirilmiş büyük bir balonun yüzeyindeki herhangi belirli bir alanın düz görünmesine benzetmek mümkündür. Yoğunluk-dalgalanma problemi de çözülür; bu tasarı, ani genişlemenin büyük ölçekli yapıların oluşumunu tetikleyecek kuantum dalgalanmalarını hapsettiğini öne sürmektedir.
Fakat neden böyle bir şişme anı olsun ki? Guth, belirli bir tür madde formunda akla yatkın bir neden buldu. Sıcak büyük patlama modelinde, evrenin madde içeriği eşit oranda dağılmış plazma ya da tozdur. Guth’ın modeli, maddenin sayıl-alan parçacıklarından oluştuğunu kabul eder. Bu alan parçacıkları gündelik hayatın malzemesi değildir ancak birçok teoride doğal olarak ortaya çıkarlar. Gerçekten de onların, erken evrendekine benzer şekilde maddenin son derece yüksek enerji koşulları altındaki baskın formu olduklarına inanılmaktadır. Enflasyon modeline göre onlar, bir tür negatif basınca yol açarlar. Yerçekimi bilfiil itici bir kuvvet haline gelir ve şişme meydana gelir. Şişme devrinin sonunda, şişmeyi sağlayan sayıl-alan maddesinin bozunması (başlangıçta soğuk olan) evreni çok yüksek bir sıcaklığa kadar ısıttı. Sonraki evrim, tam olarak sıcak büyük patlama modeli tarafından tarif edilen yolu izler: Evren genişledi ve soğudu, ve artık ısı kozmik fon ışıması olarak tespit edilebilir.
Enflasyonist evren senaryosunun muhtemelen en önemli yönü, yukarıda bahsedildiği üzere onun, galaksileri ve diğer yapıları başlatan yoğunluk dalgalanmalarının kaynağı ile ilgili olası bir açıklama sunmasıdır. Enflasyonist evren senaryosu, sayıl alanın büyük ölçüde homojen olmasına rağmen yine de küçük, homojen olmayan parçalarının olabileceğini varsayar. Kuantum teorisine göre homojen olmayan bu kısımlar tam olarak sıfır olamaz fakat küçük kuantum dalgalanmalarına tabi olmak zorundadır. (Aslında maddenin tüm çeşitleri bu tür kuantum etkilerine tabidir, fakat çoğu amaç için dalgalanmalar tamamen önemsiz olacak kadar küçüktür.) Şişme sırasında evrenin hızlı genişlemesi, başlangıçta önemsiz olan bu mikroskobik dalgaları büyüttü ve onları, yoğunlukta makroskobik değişikliklere dönüştürdü. (Sıcak büyük patlama modelindeki çok daha yavaş genişleme, bu etkiyi yaratmakta elverişsizdir.) Gerçekten de ayrıntılı hesaplamalar, sayıl alanla ilgili belirli varsayımlara tabi olarak, meydana gelen yoğunluk dalgalanmalarının Harrison ve Zel’dovich tarafından önerilen tipte olduğunu gösterdi.
Enflasyon, evrenin halihazırda gözlemlenen halinden çok daha geniş, çok daha makul bir başlangıç koşulları dizisinden ortaya çıkmasına izin verdiği için sıcak büyük patlama modelini bariz şekilde geliştirir. Yine de enflasyon evrenin gözlemlenen halini başlangıç koşullarına dair bağımlılığın tümünden kurtarmaz. Bilhassa enflasyonun kendisi birtakım varsayımlara dayanır. Örneğin o, ancak sayıl alan büyük, neredeyse sabit bir enerji yoğunluğu ile başlangıç yapsaydı meydana gelebilirdi. Bu yaklaşık sabit enerji yoğunluğu, en azından kısa bir süre için, Einstein’ın ünlü (ya da kötü şöhretli) kozmolojik sabitine eşdeğerdir. Bu nedenle ister beğenelim ister beğenmeyelim, enflasyonun başarısı başlangıç koşulları hakkındaki belirli varsayımlara dayanmaktadır.
Bu varsayımlar nereden gelir? Kuşkusuz “Neden?” aşamasındaki aşırı meraklı bir çocuk gibi bu tür sorulardan sonsuz bir dizi soru sorulabilir. Ancak eksiksiz bir açıklama arayan kozmolog, nihayetinde “Enflasyondan önce ne oldu? Evren gerçekte nasıl başladı?” diye sormak zorunda kalır.
Bu soruları cevaplamaya evrenin zaman içinde geriye, enflasyon öncesi döneme doğru genişlemesini takip etmekle başlanabilir. Orada evrenin boyutu sıfıra yakın, yerçekimi alanının gücü ve maddenin enerji yoğunluğu sonsuz olma eğilimindedir. Yani evren, bir tekillikten, bilinen fizik yasalarının çöktüğü bir sonsuz eğrilik ve enerji yoğunluğu bölgesinden ortaya çıkmış gibi görünmektedir.
Tekillikler, modellerin eseri değildir. Bu koşullar, 1960’larda Oxford Üniversitesinden Hawking ve Roger Penrose tarafından kanıtlanan ünlü “tekillik teoremleri”nin bir sonucudur. Bu teoremler, makul varsayımlar altında evrenin genişlemesine dair zaman içinde geriye doğru ulaşılan herhangi bir modelin bir ilk tekillikle karşılaşacağını gösterdi.
Fakat bu teoremler fiziksel olarak gerçekleşen bir tekilliği kastetmezler. Aksine, onları öngören teori -klasik genel görelilik- çok yüksek eğriliklerde çöker ve onun daha büyük, daha iyi, daha güçlü bir teori ile değiştirilmesi gerekir. Bu teori nedir? Ölçek hakkında düşünmek bir ipucu verir. Bir tekilliğin yanında uzay-zaman son derece kavisli hale gelir; onun hacmi oldukça küçük boyutlara kadar küçülür. Bu şartlar altında, çok küçüğün teorisine -yani kuantum teorisine başvurulmalıdır.
Kuantum teorisi, geleneksel klasik fiziğin kapsamı dışında kalan fenomenleri açıklama girişiminden doğmuştur. Klasik fiziğin merkezi bir başarısızlığı atomun yapısını açıklamaktaki yetersizliğiydi. Deneyler, atomun tıpkı güneşin yörüngesinde dönen gezegenler gibi bir çekirdeğin yörüngesinde dönen elektronlardan oluştuğunu ileri sürdü. Fakat bu modeli klasik fiziği kullanarak açıklama çabaları, elektronların çekirdeğe daldırılması gerektiğini öngördü. Onları yörüngede tutacak hiçbir şey yoktu.
Gözlem ile teori arasındaki uyuşmazlığın üstesinden gelmek için diğerleriyle birlikte Niels Bohr, Erwin Schrödinger, Werner K. Heisenberg ve Paul A. M. Dirac, 20. yüzyılın başlarında kuantum mekaniğini geliştirdi. Bu formülasyona göre hareket (klasik mekanikte olduğu gibi) deterministik değil, olasılıksaldır. Klasik mekaniğin konum ve momentum gibi dinamik değişkenleri, bir sistemi doğada öncelikli olarak dalgalı olarak kabul eden kuantum mekaniğinde genel olarak belirli değerlere sahip değildir. Dalga fonksiyonu denen bir nicelik, konum, momentum ve enerji gibi değişkenler hakkındaki olasılıksal bilgileri kodlar. Bir sistem için dalga fonksiyonu Schrödinger denklemi denilen bir denklemin çözülmesiyle bulunur.
Tek noktalı bir parçacık için dalga fonksiyonu, fiziksel uzay boyunca yayılan salınımlı bir alan olarak kabul edilebilir. Uzayın her noktasında fonksiyonun bir genliği ve dalga boyu vardır. Genliğin karesi, parçacığı o konumda bulma olasılığı ile orantılıdır. Sabit genliğe sahip olan dalga fonksiyonları için dalga boyu parçanın momentumuna bağlıdır. Fakat momentum ve konum için dalga fonksiyonları birbirlerini karşılıklı olarak dışladığı için, her iki nicelikte de belirsizlik ve kararsızlık her zaman mevcut olacaktır. Bir özelliğin, örneğin konumun ölçümü daha kesin hale geldikçe diğerinin değeri buna bağlı olarak belirsizleşir. Heisenberg’in belirsizlik ilkesi olarak adlandırılan bu durum, parçacıkların dalga benzeri doğasının temel bir neticesidir.
Belirsizlik ilkesi, bir parçanın konumunun ve momentumunun kesin olarak belirlenmesini engeller. Belirli bir konumdaki bir parçacığın dalga fonksiyonu, uzayda yaklaşık olarak bir noktada keskin bir şekilde zirveye ulaşacaktır fakat momentumdaki belirsizlik çok geniştir (a). Belirli bir momentum hali için dalga fonksiyonu, özgül bir dalga boyuna ve tüm uzayda sabit bir genliğe sahiptir, ama parçacığın konumu tamamen belirsizdir (b). “Tutarlı” bir hal, bir uzlaşmayı temsil eder (c). Hem konumda hem momentumda belirsizlik vardır ancak belirsizlik ilkesinin izin verdiği ölçüde küçüktür.
Belirsizlik ilkesi, klasik mekanikte sunulanlardan niteliksel olarak farklı fenomenlere yol açar. Kuantum mekaniğinde bir sistem asla tam olarak sıfır enerjiye sahip olamaz. Toplam enerji genelde kinetik ve potansiyel enerjilerin toplamıdır. Kinetik enerji momentuma dayanır, potansiyel enerji konuma dayanır (bir yokuşun tepesindeki bir top, bir kuyudaki sabit bir toptan daha fazla yerçekimsel potansiyel enerjiye sahiptir). Belirsizlik ilkesi, momentum ve konum için herhangi eşzamanlı, belirli konum değerlerine olanak vermediği için kinetik ve potansiyel enerjinin ikisi birden tam olarak sıfır olamaz.
Sistem, onun yerine enerjinin olabildiğince düşük olduğu bir taban durumuna sahiptir. (Enflasyonist evren senaryosunda, galaksilerin “taban durumu dalgalanmaları”ndan meydana geldiğini hatırlayın.) Bu tür dalgalanmalar ayrıca yörüngedeki elektronun çekirdeğe çarpmasını da engeller. Elektronlar, belirsizlik ilkesini ihlal etmeksizin çekirdeğe düşemeyecekleri minimum enerjili bir yörüngeye sahiptir.
Belirsizlik ayrıca tünelleme olgusuna da sebebiyet verir. Klasik mekanikte sabit enerjiyle hareket eden bir parçacık bir enerji bariyerini delip geçemez. Bir kapta sabit duran bir top asla kaptan çıkamaz. Kuantum mekaniğinde konum kesin şekilde tanımlanmaz fakat (tipik olarak sonsuz) bir aralığa yayılır. Sonuç olarak, parçacığın bariyerin diğer tarafında bulunacağına yönelik belirli bir olasılık mevcuttur. Bu parçacığın bariyer boyunca “tünel açabileceği” söylenebilir.
Tünelleme işlemi gerçek zamanda meydana geliyormuş gibi düşünülmemelidir. İyi tanımlanmış, belirli bir matematiksel anlamda parçacığın “hayali” zamanda, yani zamanın eksi birin kareköküyle çarpımında bariyeri aştığı düşünülür. (Burada zaman, kelimenin genel anlamıyla manasını kaybeder; gerçek zamandan ziyade uzamsal bir boyutu andırır.)
Belirgin biçimde bu kuantum etkileri klasik mekanikle çelişmez. Aksine kuantum mekaniği daha geniş bir teoridir ve doğanın doğru tanımı olarak klasik mekaniğin yerini alır. Makroskobik ölçeklerde, parçacıkların dalga benzeri doğası büyük ölçüde bastırılır, böylece kuantum mekaniği klasik mekaniğin etkilerini yüksek bir kesinlik derecesinde yeniden üretir (gerçi kuantumdan klasiğe bu geçişin nasıl gerçekleştiği halihazırda bir araştırma konusudur).
Bu içgörüler kozmolojinin sorularını aydınlatmakta nasıl kullanılabilir? Kuantum mekaniği gibi kuantum kozmolojisi de bir sistemi temel olarak onun dalga fonksiyonu açısından tanımlamaya çalışır. Schrödinger denkleminin kozmolojik analoğu olan Wheeler-DeWitt denklemi denen bir denklemi çözerek evrenin dalga fonksiyonu bulunabilir. En basit durumlarda, evrenin uzamsal boyutu konumun analoğudur ve evrenin genişleme oranı momentumu temsil eder.
Yine de kuantum kozmolojisinde kuantum mekaniğindekilerin ötesinde birçok kavramsal ve teknik zorluk ortaya çıkar. En ciddi olanı eksiksiz, kullanışlı bir kuantum yerçekimi (quantum gravity) teorisinin eksik olmasıdır. Doğanın dört temel kudretinin üçü -elektromanyetizma, güçlü nükleer kuvvet ve zayıf nükleer kuvvet- kuantum teorisiyle tutarlı hale getirilmiştir. Ancak Einstein’ın genel göreliliğini nicelleştirmeye yönelik tüm girişimler başarısızlıkla karşılaşmıştır. Başarısızlık büyük görünmektedir: Sahip olduğumuz en iyi yerçekimi teorisinin, tekillikte uzayın sonsuz derecede küçüldüğünü ve enerji yoğunluğunun sonsuz derecede büyüdüğünü söylediğini hatırlayın. Böylesi bir anın ötesine bakmak, bir kuantum yerçekimi teorisini gerektirir.
Bir “süpersicim” teorisi savunucularının, onun, doğanın dört gücünün tutarlı, birleşik bir kuantum teorisi olduğunu ve dolayısıyla yerçekiminin bir kuantum tanımı olduğunu -en azından içerdiğini- iddia ettiklerini belirtmeliyim. Süpersicim teorisine dair nihai karar henüz verilmemiştir. Her halükarda o, kozmolojiye doğrudan yarayacak kullanışlı bir teori olmaktan uzaktır.
Çalışanların karşılaştığı bir diğer soru, kuantum mekaniğinin evrenin tamamına uygulanabilirliğidir. Kuantum mekaniği atomik ölçekli fenomenleri tanımlamak için geliştirildi. Kuantum mekaniği ile deney arasındaki güzel anlaşma, modern fiziğin en büyük zaferlerinden birisidir; aklı başında hiçbir fizikçi onun atomik ölçekte doğru olduğuna dair bir şüphe beslemez. Ancak kuantum mekaniğinin örneğin masalar ve sandalyeler için eşit şekilde uygulanabilir olduğu öne sürülürse birkaç kişi muhalif sesler yükseltebilir.
Bu zorluğu savmak kolay değildir, çünkü makroskobik ölçekte kuantum mekaniğinin varsayımları klasik mekaniğinkilerle yakın şekilde örtüşür. Gerçek makroskobik kuantum etkilerinin deneysel olarak tespit edilmesi çok zordur. Daha da tartışmalı olanı, olası en abartılı çıkarımdır: kuantum mekaniği her zaman tüm evren ve onun içindeki her şey için geçerlidir. Kabul edilebilir ya da edilemez, bu, kuantum kozmolojisinin temel iddiasıdır.
Belki de daha zor olan bir başka konu, kozmolojiye uygulanan kuantum mekaniğinin yorumlanmasıyla ilgilidir. Kuantum mekaniğinin gelişiminde (atomlara uygulandığı şekliyle), teorinin matematiğinin bir ölçüm sırasında gerçekte gözlemlenen şeye nasıl dönüştüğünü anlamanın gerekli olduğu kanıtlandı. Bohr, 1920’lerde ve 1930’larda kuantum ölçüm teorisi olarak bilinen bu dönüşümün temellerini attı. O, dünyanın iki kısma ayrılabileceğini varsaydı: Tamamen kuantum mekaniği tarafından yönetilen mikroskobik sistemler (atomlar gibi) ve klasik mekanik tarafından yönetilen harici makroskobik sistemler (gözlemciler ve bunların ölçüm aletleri gibi). Ölçüm, gözlemci ile olayın kalıcı olarak kaydedilmesine yol açan mikroskobik sistem arasındaki bir etkileşimdir.
Bu etkileşim boyunca mikroskobik sistemi tanımlayan dalga fonksiyonu başlangıç durumundan bir son hale kadar süreksiz bir değişim geçirir. Ölçülen nicelik, son halde belirli bir değer alır. Süreksiz değişim, oldukça dramatik şekilde, dalga fonksiyonun çöküşüne işaret eder. Örneğin, dalga fonksiyonu belirli bir momentum halinde başlayabilir, fakat ancak eğer konum ölçülürse o, belirli bir konum haline “çöker”.
Her ne kadar birçok teorisyen kuantum mekaniğinin Kopenhag yorumu olarak bilinen bu şemanın felsefi olarak tatmin edici olmadığını hissetse de yine de o, teoriden gözlemle uyumlu tahminler çıkarılmasını sağlar. Muhtemelen bu nedenle Kopenhag yorumu neredeyse yarım yüzyıldır büyük ölçüde tartışmasız şekilde ayakta kalmıştır.
Diğer yandan, kuantum mekaniğini bütün evrene uygulamaya çalışırken felsefi incelikler olmaları bakımından göz ardı edilemeyecek ağır zorluklarla karşılaşılır. Gözlemcinin bir parçası olduğu bir evren teorisinde gözlemci ile gözlemlenen arasında temel bir ayrım olmamalıdır. Dahası, araştırmacıların çoğu bir gözlem yapıldığında tüm evrenin dalga fonksiyonunun düşmesi düşüncesinden rahatsızlık duyar. Ayrıca, olasılık tahminleriyle ilgili sorular da ortaya çıkar. Normalde, bu tür tahminler çok sayıda ölçüm yapılarak test edilir. Örneğin, birçok kez yazı tura atmak tura olasılığının yarı olduğunu doğrulayacaktır. Kozmolojide, yalnızca bir kere ölçülen tek bir sistem vardır.
Bu tür zorlukları akılda tutarak, kuantum mekaniğini evrene uygulama fikrini ciddiye alan ilk fizikçilerden biri olan Princeton’dan Hugh Everett III, kuantum mekaniğinin özellikle kozmolojinin özel ihtiyaçlarına uygun yorumlanması için bir çerçeve sundu. Bohr’un aksine Everett, aralarında temel bir ayrım olmaksızın makroskobik gözlemcileri ve mikroskobik sistemleri birlikte tanımlayan evrensel bir dalga fonksiyonu olduğunu iddia etti. Ölçüm, tüm evrenin farklı parçaları arasındaki bir etkileşimden ibarettir ve dalga fonksiyonu, sistemin bir bölümünün diğerini gözlemlerken ne “gördüğünü” tahmin etmelidir.
Dolayısıyla, Everett’in tasvirinde dalga boyunun çökmesi söz konusu değildir, sadece tüm sistem için Schrödinger’in denklemi tarafından tanımlanmış düzgün bir evrim vardır. Ancak Emerett, ölçüm sürecini modelledikçe gerçekten dikkate değer bir keşif yaptı: Ölçüm, evrenin, ölçümün tüm olası sonuçlarını hesaba katmaya yetecek kadar çok sayıda kopyaya “bölünmesine” neden oluyor gibi görünmektedir.
Teorisyenler, Everett’in ekonomik olmayan “çoklu dünyalar” yorumundaki çoklu kopyaların gerçekliğini hararetle tartışmışlardır. Gerçekten de Everett’in fikrinin özellikle Kaliforniya Teknoloji Enstitüsünden Murray Gell-Mann ve Hartle tarafından oluşturulan modern versiyonları, teorinin çoklu dünyalar boyutunu hafife alır. Bunun yerine onların versiyonları, kendisine olasılıkların tahsis edilebileceği evren için muhtemel tarihler olan “tutarsız geçmişler”den bahseder. Pratik amaçlar için, bunlardan sadece birinin mi yoksa hepsinin mi gerçekten meydana geldiğinin düşünülmesi önemli değildir. Ayrıca bu fikirler, gözlemcinin rolünü ve dalga fonksiyonunun çökmesi ihtiyacını ortadan kaldırmak gibi büyük bir değere de sahiptir. İhtilafa rağmen bu tür yaklaşımlar, teorisyenlere içinde çalışacakları bir tür çerçeve sağlar.
Gell-Mann ve Hartle evren için olasılıklar problemine de işaret eder. Onlar, yalnızca kuantum kozmolojisinde herhangi bir anlamı olan olasılıkların a priori olasılıklar olduğunda ısrar ederler. Bu olasılıklar sıfıra veya bire -yani kesin evet-hayır tahminlerine- yakındır. Her ne kadar olasılıksal tahminlerin çoğu bu türden olmasa da genelde sorulan soruların uygun şekilde değiştirilmesiyle öyle yapılabilirler. Amacın, verilen gözlemlerin olası sonuçları için olasılıkları belirlemek olduğu kuantum mekaniğinin aksine kuantum kozmolojisi, teorinin sıfıra veya bire yakın olasılıklar verdiği gözlemleri belirlemeye çalışır.
Bu tür bir yaklaşım şu anlayışa sebebiyet vermiştir: Uzay ve zamanın belirli noktalarında, (her zaman değil ama) tipik olarak evren geniş olduğunda evren için dalga fonksiyonu, evrenin klasik olarak yüksek bir kesinlik derecesine göre davrandığına işaret eder. Öyleyse klasik uzay-zaman, bir teorinin öngörüsüdür. Üstelik bu şartlar altında dalga fonksiyonu, evrenin muhtemel klasik davranışları için olasılıklar verir.
Diğer yandan klasik tekilliklere yakın olanlar gibi belli bölgeler, böyle bir öngörünün mümkün olmadığı yerlerde mevcuttur. Orada uzay ve zaman kavramları basitçe mevcut değildir. Sadece, klasik yasalarla değil kuantum fiziğinin bilinen yasalarıyla tanımlanabilen “kuantum bulanıklığı” (quantum fuzz) vardır. Bu nedenle artık kuantum kozmolojisinde, örneğin başlangıç tekilliğinin yakını gibi klasik fiziğin geçerli olmadığı bir bölgeye klasik başlangıç koşullarını empoze etmeye çalışmaktan endişe duyulmaz.
Yine de evrenin kozmolojinin kuantum teorisi tarafından tanımlanmış dalga fonksiyonu varsayılan başlangıç koşullarına olan ihtiyacı ortadan kaldırmaz. Onun yerine klasik başlangıç koşulları sorusu -enflasyon ve büyük patlama modellerinin varsayımları- kuantum başlangıç koşullarından biri haline gelir: Muhtemel birçok dalga fonksiyonu (Wheeler-DeWitt denkleminin birçok çözümü) arasından sadece bir tanesi nasıl seçilir?
Problem, en iyi şekilde kozmolojik durum ile birçok bilimin kendisine yöneldiği laboratuvarınki kıyaslandığında anlaşılabilir. Orada bir sistem açıkça tanımlanmış zamansal ve uzamsal sınırlara sahiptir -örneğin bir reaksiyonun süreci ya da beherin boyutu. Bu sınırlarda, deneyi yürütenler fiziksel durumları kontrol edebilir, yahut en azından gözlemleyebilirler. Fiziğin uygun yasalarını kullanarak başlangıç ya da sınır koşullarının zaman ve uzayda nasıl evrim geçirdiğini saptayabilirler.
Kozmolojide inceleme altındaki sistem tüm evrendir. Tanım gereği o, sınır ya da başlangıç koşulları için başvurulabilecek bir “evrenin geri kalanı”na, dış yüze, dış dünyaya sahip değildir. Üstelik DeWitt’in bir zamanlar önerdiği üzere matematiksel tutarlılığın Wheeler-DeWitt denklemine tek başına eşsiz bir çözüm sunması hiç olası görünmemektedir. Bu nedenle teorik fizikçinin fiziksel sistemlerin evrimini yönetmek için yasalar önermesi gibi, kuantum kozmoloğunun kaçınılmaz görevi evren için başlangıç ya da sınır koşullarının yasalarını önermektir. Özellikle Hartle ve Hawking, Linde ve Vilenkin Wheeler-DeWitt denklemine özel bir çözüm sunmayı, yani evren için eşsiz bir dalga fonksiyonu seçmeyi amaçlayan oldukça kesin önerilerde bulunmuşlardır.
Hartle ve Hawking’in önerisi, kuantum mekaniğinin orijinal olarak 1940’larda Caltech’den merhum Richard P. Feynman’ın geliştirdiği daha zarif bir formülasyonunu kullanarak evrenin özel bir dalga fonksiyonunu tanımlar. Formülasyon, yol integral ya da geçmişlerin toplamı metodu olarak bilinir. Normal kuantum mekaniğinde dalga fonksiyonunun hesaplanması sistemin geçmişlerinin bir sınıfının üzerinde belirli bir toplamın yapılmasını içerir. Geçmişler, uzay ve zamanda dalga fonksiyonunun değerinin bilinmesinin istendiği noktada sona erer. Dalga fonksiyonunu benzersiz kılmak için toplanacak geçmişlerin sınıfı kesin olarak belirlenir. Belirlenmiş sınıf sadece klasik geçmişleri değil, sistem için mümkün olan tüm geçmişleri içerir.
Geçmişleri toplamak, Schrödinger denklemini matematiksel olarak çözmeye denktir. Fakat o, kuantum mekaniğinin hem teknik hem de kavramsal açıdan son derece yararlı olduğu kanıtlanmış bambaşka bir görünümünü sağlar. Bilhassa geçmişlerin toplamı metodu kuantum kozmolojisini kolaylıkla genelleştirir. Evrenin dalga fonksiyonu evren için bazı geçmiş sınıflarının toplanması yoluyla hesaplanabilir. Teknik, en genel şekliyle ben ve Hartle tarafından yakın tarihli bir makalede ispat edildiği üzere Wheeler-DeWitt denklemini çözmekle eşdeğerdir. Elde edilen kesin çözüm, toplanan geçmişler sınıfının nasıl seçildiğine bağlıdır.
Hartle ve Hawking tarafından yapılan seçimi anlamanın bir yolu, onların matematiğini geometriye dönüştürmektir. Evrenin belirli bir zamandaki uzamsal genişliğini yatay düzlemde uzanan kapalı bir sicim döngüsü olarak hayal edin. Eğer dikey eksen zamanı temsil ederse, zaman geçtikçe döngünün boyutu değişecektir (evrenin genişlemesini ve büzülmesini temsil eder). Bu nedenle evrenin çeşitli olası geçmişleri zaman içinde değiştikçe döngü tarafından süpürülen tüpler olarak görünür (aşağıdaki illüstrasyona bakınız). Son kenar bugünkü evreni temsil etmektedir; karşı uç önerilen sınır koşulları tarafından belirlenecek olan başlangıç durumudur (yani evrenin yaratılışı). Bazı tüpler bir koninin ucu gibi keskin şekilde kapanabilir; bazıları birdenbire basitçe sona erebilir.
Uzay-zaman “tüpleri”, evrenin evrimini temsil edebilir. Klasik teorilerde evrenin herhangi bir makul modeli zamanda geriye doğru evrildiğinde bir tekillikle karşılaşır (a). Kuantum kozmolojisinde evrenin ilk hali zorunlu olarak bir nokta olmayabilir (b). Belirli bazı öneriler, evrenin bir noktadan değil de kusursuz şekilde pürüzsüz bir tür başlıktan başladığını göstermektedir (c). “Pürüzsüz kapatma” hayali zamanda gerçekleşir, böylece gerçek zamana tekabül eden tekillik teoremleriyle çelişmez. Kuantum yaratılışından kısa bir süre sonra evren, gerçek, fiziksel zamanda klasik olarak gelişti.
Hartle ve Hawking, yalnızca başı bir tür yarı küresel başlık oluşturarak düzenli, pürüzsüz bir şekilde sıfıra doğru küçülen tüplerin dikkate alınması gerektiğini önermiştir. Bu nedenle, sınırı olmayan geometriler toplanabilir (açık olan ve mevcut evrene tekabül eden son uç hariç). Bu yüzden Hartle ve Hawking’in fikrine sınırsızlık önerisi denir.
Geometriyi bu kadar pürüzsüz şekilde kapatmak klasik teoride imkansızdır. Tekillik teoremleri, tıpkı bir koninin ucunun bir noktaya doğru küçülmesi gibi evrenin klasik geçmişlerinin tekil bir şekilde sıfıra doğru küçülmesi gerektiğini ima eder. Fakat kuantum teorisinde geçmişlerin toplamı yaklaşımı sadece klasik olanlara değil, birçok mümkün geçmişlere olanak tanır. Pürüzsüz kapanma mümkün hale gelir. Özellikle bölge hayali bir zamanda gerçekleşiyor gibi görülebilir ve bu itibarla kesinlikle klasik değildir.
Bu akıl yürütme başka bir öneriye ya da teklife, Wheeler-DeWitt denklemine mahal vermiştir. Kuantum teorisinde hayali zamanın görünümünün tünelleme süreçlerinin karakteristiği olduğunu hatırlayın. O zaman belki de evren “hiçlik”ten tünel açmıştır. Büyük patlama ve enflasyon tarafından tasvir edilen evrim, tünellemeden sonra peşi sıra ortaya çıkacaktı. Bununla birlikte sınırsız dalga fonksiyonu, normalde tünelleme ile ilişkilendirilen genel özelliklere sahip değildir. O, geniş boyut ve düşük enerji yoğunluğuyla meydana çıkan bir klasik evrenin yüksek olasılığını verir. Sıradan bir tünelleme işlemi sıfırdan büyük boyuta geçişi durdurur ve tünelleme için yüksek enerji yoğunluğuna sahip küçük boyuta en yüksek olasılığı verir.
Kısmen bu nedenle Linde ve Vilenkin bağımsız olarak bir “tünelleme” teklifinde bulundular. Bu fikrin kesin ifadesi matematikseldir, fakat tasarının bir tünelleme sürecinden beklenen niteliklere sahip olan Wheeler-DeWitt denklemine bir çözüm bulmak için tasarlandığını söylemek yeterlidir. Onların çözümü, evrenin hiçlikten tünelleme olarak daha doğru şekilde düşünülmesini mümkün kılar.
Sınırsızlık ve tünelleme teklifleri evren için eşsiz bir dalga fonksiyonu seçer (fakat bu benim, Hartle’ın ve Alberta Üniversitesinden Jorma Louko’nun yakın zamanda ortaya çıkardığı bir grup teknik zorluğun çözümüne bağlıdır). Her ikisinde de dalga fonksiyonu, uzay-zamanın, gözlemle uyumlu olarak evren dört doğa kuvvetinin birleştirileceği ebattan (yaklaşık 10-33 santimetre) birkaç bin kat daha büyük olduğunda klasik kozmolojiye göre davrandığını gösterir. Fakat evren daha küçük olduğunda dalga fonksiyonu klasik uzay-zamanın var olmadığını gösterir.
Evrenin benzersiz bir dalga fonksiyonu verildiğinde, nihayet “Evren aslında nasıl başladı?” diye sorulabilir. Bir kuantum kozmoloğu, cevap vermekten çok soruyu yeniden şekillendirir. Tekilliklerin yakınında, tünelleme ve sınırsızlık teklifleri tarafından ortaya konan dalga fonksiyonları klasik genel göreliliğin geçerli olmadığını bildirir. Buna ek olarak, soruda ima edilen zaman ve uzay kavramları yersiz hale gelir. Ortaya çıkan resim, bir kuantum bulanıklığından tezahür eden (sonsuzdan ziyade) sonlu enerji yoğunluğundaki ve sıfırdan farklı büyüklükteki bir evrenindir.
Yeşil çizgilerle gösterilen evrenin olası geçmişleri, sınırsızlık ve tünelleme fonksiyonları tarafından gösterildiği gibi bir “tünelleme bulanıklığı”ndan ortaya çıkar. Bulanıklık, (klasik olarak tanımlanmış) başlangıç tekilliğini kuşatır, ama zamanda geriye bakan bir gözlemci, sonlu bir büyüklükten tekil olmayan bir yolla ortaya çıkan geçmişleri görebilir.
Kuantum yaratılışından sonra dalga fonksiyonu, içlerinden birinin Guth tarafından öne sürülen enflasyonu içerdiği farklı evrimsel yollara olasılıklar tayin eder. Her ne kadar bazı teorisyenler aynı görüşte olmasa da, sınırsızlık ve tünelleme tekliflerinin her ikisi de enflasyon için gerekli olan koşulları öngörüyor gibi görünmektedir, böylece hızlı genişlemeye götüren sayıl-alan maddesine dair varsayımlara olan ihtiyacı ortadan kaldırır.
Sınırsızlık ve tünelleme önerileri, yoğunluk pertürbasyonları hakkındaki varsayımları da giderir. Enflasyon onların kökenini açıklıyor olsa da kesin biçim ve büyüklük, sayıl-alan maddesinin ilk durumu ile ilgili belirli varsayımlara dayanır. Enflasyon modeli, homojen olmayan kısımların kuantum mekanik taban durumlarında -belirsizlik prensibi ile tutarlı olan en düşük olası enerji durumunda- başladığını farz eder.
Fakat 1985’de Hawking ve ben, bu varsayımın sınırsızlık önerisinin bir sonucu olması gerektiğini kanıtladık: homojen olmayanların doğru türleri teoriden doğal olarak ortaya çıkar. Sınırsızlık önerisi, her şeyin uzay-zaman tüpünün alt başlığında düzgün ve düzenli olmak zorunda olduğunu bildirir. Bu koşul, homojen olmayan dalgalanmaların orada sıfır olması gerektiğini ima eder. Tüpün hayali zamanda evrimleşmesiyle dalgalanmalar büyür ve olabildikleri kadar küçük şekilde gerçek zamanlı bölgeye girerler -enflasyon modeli tarafından talep edilen kuantum mekanik taban durum dalgalanmaları gibi. Tünelleme önerisi de benzer sebeplerle aynı varsayımı yapar.
Böylece olası bir cevaba ulaşırız. Kuantum kozmolojisinin sunduğu resme göre, evren bir kuantum bulanıklığından ortaya çıktı, var oluşa tünel açtı ve ardından klasik olarak evrimleşti. Bu resmin heyecan verici yönü, enflasyonist evren senaryosu için gerekli varsayımların evrenin dalga fonksiyonu için tek, basit bir sınıra sıkıştırılabilir olmasıdır.
Bir başlangıç koşulları yasası nasıl doğrulanabilir? Dolaylı bir test, standart klasik kozmolojik modeller için gerekli olan başlangıç koşulları ile kuantum modellerinin öngörülerini kıyaslamaktır. Görmüş olduğumuz gibi, bu çabada kuantum kozmologları makul bir başarı iddiasında bulunabilirler.
Daha doğrudan, gözlemsel testler zordur. Evrenin ortaya çıkışından bu yana çok şey olmuştur ve evrimin her aşaması ayrı ayrı modellenmelidir. Belirli bir dizi başlangıç koşullarından kaynaklanan etkiler ile evrenin evriminden ya da belirli bir aşamanın modellenmesinden türeyen etkiler arasında ayrım yapmak zordur.
İhtiyaç duyulan şey, evrenin başlangıcında üretilmiş olan fakat müteakip evrime karşı duyarsız olan bir etkinin gözlemlenmesidir. 1987’de Moskova Sternberg Astronomi Enstitüsünden Leonid Grishchuk, yerçekimsel dalgaların aranan etki olabileceğini iddia etmiştir. Kuantum yaratılış dalgaları hesaplanabilir bir form ve büyüklükte yerçekimsel dalgalar üretir. Yerçekimsel dalgalar, uzay-zaman yoluyla yayıldıkları için maddeyle çok zayıf şekilde etkileşime girerler. Dolayısıyla biz onları mevcut evrende gözlemlediğimizde onların tayfı hala kuantum yaratılışın imzasını taşıyor olabilir. Yerçekimsel dalgaların tespit edilmesi ne yazık ki son derece zordur ve mevcut girişimler başarısız olmuştur. Belki bu on yılın sonunda geliştirilecek yeni dedektörler, dalgaları yakalamak için yeteri kadar hassas olduklarını kanıtlayabilirler.
Kuantum kozmolojisini doğrulamak çok zor olduğu için, sınırsızlık veya tünelleme önerilerinin evrenin dalga fonksiyonu için doğru olup olmadığını kesin olarak belirleyemeyiz. Her ikisinin de “Tüm bunlar nereden geldi?” sorusuna bir cevap olup olmadığını söylemek çok zaman alabilir. Yine de, kuantum kozmolojisi sayesinde en azından soruyu anlamlı -ve en ilginç- şekilde irdeleyebildik ve formüle edebildik.
Dipnotlar
Su Yılanı Kümesi birçok sarmal ve eliptik gökada içermektedir. Galaksilerin ortaya çıkışı, klasik kozmolojinin tam anlamıyla açıklayamadığı göksel özelliklerden biridir. Kuantum kozmolojisi eksik kavramları temin edebilir.
İleri Okuma
DeWitt, Bryce S., “Quantum Theory of Gravity, Part 1: The Canonical Theory”, Physical Review 160/5, 25 Ağustos 1967, 1113-1148.
Hartle, J. B., Hawking, S. W., “Wave Function of the Universe”, Physical Review D 28/12, 15 Aralık 1983, 2960-2975.
Halliwell, J. J., Quantum Cosmology, Cambridge University Press (baskıda).
NOT: Bu yazı eğitim ve bilginin yaygınlaşması amacıyla mehmetbulgen.com için Emine Acar tarafından çevrilmiştir.
KAYNAK: Orijinal ismi “Quantum Cosmology and The Creation of the Universe” olan bu makale için bkz. Scientific American, 265/6, (Aralık 1991), 76-85.
[1] Jonathan J. Halliwell, Massachuetts Teknoloji Enstitüsü Teorik Fizik Merkezinde doktora sonrası öğretim üyesidir. Stephen W. Hawking’in eski bir öğrencisi olan Halliwell, doktora derecesini 1986’da Cambridge Üniversitesinden aldı. Cambridge Christ’s Kolejinde, Santa Barbara Kaliforniya Üniversitesindeki Teorik Fizik Enstitüsünde görev yapmıştır. Araştırmaları, kuantum kozmolojisi ve kuantum yerçekimi üzerine odaklanmaktadır.
[2] Marmara Üniversitesi, Sosyal Bilimler Enstitüsü, Temel İslam Bilimleri, Kelam Tezli Yüksek Lisans Öğrencisi, aamineacar@gmail.com
KUANTUM KOZMOLOJİSİ VE EVRENİN YARATILIŞI
“Kuantum mekaniğini bir bütün olarak evrene uygulamakla kozmologlar, yaratılış anının ötesine bakmayı umuyorlar.”
Jonathan J. Halliwell[1]
Çeviren: Emine Acar[2]
Birçoğumuz bulutsuz bir gecede uzaya bakmış ve “Tüm bunlar nereden geldi?” diye merak etmişizdir. Yüzyıllar boyunca filozoflar ve teologlar tarafından üzerinde düşünülen bu soru, bilimsel araştırmanın kapsamı dışında kalmıştır. Teori, ancak bu yüzyılda evrenin başlangıcına makul bir bakış sağlayacak kadar incelikli ve özenli bir teori haline gelmiştir. Araştırmacılar, Einstein’ın genel görelilik kuramını zamanda geriye doğru tahminler yapmak için kullanarak evrenin tek, inanılmaz derecede küçük, yoğun, sıcak bir bölgeden ortaya çıktığı sonucuna vardılar. O andan beri, maddenin oluşumu ve onun galaksiler, yıldızlar, gezegenler ve kimyasal sistemlerle birleşmesi dahil olmak üzere ortaya çıkan her olay, şu anki yerleşik kozmoloji tarafından yeterli şekilde tanımlanıyor gibi görünmektedir.
Yine de şu anki yerleşik fikirler eksiktir. Onlar, evrenin nihai kaynağını açıklamakta, hatta tasvir etmekte dahi başarısızdır. Zamanda geriye dönük en uç tahmin, evreni, genel görelilik ile modern fiziğin bir diğer büyük vizyonu olan kuantum teorisini birleştirmenin zorunlu olduğu bir boyuta indirir. Ancak kuantum teorisi ile genel göreliliğin evliliği en iyi ihtimalle mecburi bir evlilik olarak tarif edilmiştir. Bu evliliğin tamamlanması, fiziğin hala çözülmeyi bekleyen problemlerinden biri olmaya devam ediyor.
Son birkaç on yılda, araştırmacılar kuantum teorisini evrene uygulamakta ilerleme kaydetmeye başlamışlardır. Bu ilk adımlar, onları çabalarına bir isim bulmaya teşvik edecek kadar umut verici olmuştur: kuantum kozmolojisi. Kuantum kozmologları, Austin Teksas Üniversitesinden Bryce S. DeWitt, Maryland Üniversitesinden Charles W. Misner ve Princeton Üniversitesinden John A. Wheeler tarafından 1960’larda kurulan temellere dayanırlar. Onların çalışmaları, kuantum mekaniğinin evrene nasıl uygulanabileceğini ayrıntılı şekilde göstermeye çalıştı. Ancak bu çalışma, klasik kozmoloji teorilerinin evrenin başlangıcını tam olarak açıklamaya yönelik girişimlerinin başarısız olmaya başlamasından sonra 1980’lere kadar pek ciddiye alınmadı.
Bu çalışmaya ilgi duyan araştırmacılar arasında en öne çıkanlar, Santa Barbara Kaliforniya Üniversitesinden James B. Hartle, Cambridge Üniversitesinden Stephen W. Hawking, Moskova Lebedev Fizik Enstitüsünden Andrei D. Linde ve Tufts Üniversitesinden Alexander Vilenkin idi. Onlar, başlangıç koşullarının, yani yaratılış anında zorunlu olarak var olması gereken şartların oldukça belirgin yasalarını ortaya koydular. Evrenin evrimini yöneten uygun yasalarla birleştiğinde bu tür önermeler, akla yatkın şekilde tüm kozmolojik gözlemlerin tam bir açıklamasına götürebilir ve böylelikle geleneksel kozmolojinin temellerini sarsan önemli problemleri çözebilirdi.
Geleneksel senaryonun merkezinde, evrenin sıcak büyük patlama modeli vardır. George Gamow’un patlamalı doğuş fikrini 1948’de ilk kez öne sürmesinden beri bu teori, evrenin kaynağına dair diğer tüm teorilerle istikrarlı ve başarılı şekilde savaşmıştır. Diğer araştırmacılar aradan geçen on yıllar boyunca teoriyi kusurlarından arındırmışlardır. Bugün var olduğu şekliyle model, genel göreliliği ve bazı temel fizik yasalarını kullanarak yaklaşık 15 milyar yıl öncesinden son derece küçük, sıcak ve yoğun bir ilk halden başlangıcı tasavvur etmektedir. Evren daha sonra genişlemiş ve bugün gözlemlediğimiz soğuk evrene dönüşmüştür.
Sıcak büyük patlama modeli evren hakkında bugün var olduğu haliyle kesin tahminlerde bulunur. Çekirdeklerin oluşumunu, belirli elementlerin göreceli çokluğunu ve mikrodalga fonunun -ilk patlamadan geriye kalan, evrene nüfuz eden radyasyon parıltısının- varlığı ile kesin sıcaklığını tahmin eder. Union Kolejinden Ralph A. Alpher ve Austin Teksas Üniversitesinden Robert Herman’ın kozmik fon ışıması tahmini, Arno A. Penzias ve Robert W. Wilson tarafından 1964’de Bell Laboratuvarlarında doğrulandı.
Tüm başarılarına rağmen sıcak büyük patlama modeli evrenin birçok niteliğini açıklayamamaktadır. Örneğin, bugün evren, tarihlerinin baştan sona herhangi bir aşamasında sıcak büyük patlama modeliyle hiçbir nedensel ilişki içinde olamayacak çok sayıda bölge içermektedir. Bu bölgeler birbirlerinden öyle bir hızla uzaklaşıyor ki, ışık hızındaki bir bilgi bile aralarındaki mesafeyi kapatamaz. Bu “ufuk problemi”, kozmik fon ışımasının çarpıcı tekdüzeliğini açıklamayı zorlaştırmaktadır.
Ayrıca, “düzlük problemi” vardır. Sıcak büyük patlama modeli evrenin zaman geçtikçe daha kavisli hale geldiğini gösterir. Fakat gözlemler, evrenin gözlemleyebildiğimiz kısmının uzamsal geometrisinin son derece düz olduğunu ortaya koymaktadır. Evren, böyle bir düzlüğü ancak ve ancak neredeyse tamamen düz olarak başlarsa -1060’da yaklaşık bir parça- sergileyebilir. Birçok kozmolog böylesi bir ince ayarı fazlasıyla gayritabii bulur.
Muhtemelen en önemlisi şudur ki sıcak büyük patlama modeli galaksiler gibi büyük ölçekli yapıların kaynağını tam anlamıyla açıklayamaz. Moskova Fizik Problemleri Enstitüsünden Yakov B. Zel’dovich ve Amherst Massachusetts Üniversitesinden Edward R. Harrison’ın da aralarında bulunduğu araştırmacılar, başka bir homojen erken evrende büyük yapıların kütle yoğunluğundaki küçük dalgalanmalardan nasıl çıkabileceğine dair kısmi izahlar sundular. Fakat bu dalgalanmaların temel kaynağı hiçbir şekilde çözülemedi. Onların, başlangıç koşulları olarak kabul edilmeleri gerekti.
Kısacası, böylelikle sıcak büyük patlama modeli başlangıç koşullarına büyük ölçüde bağımlı olmaktan kurtulamadı. Bu modelde mevcut evreni bulmak, bir kalemi bir deprem sonrasında aynı noktasında bulmak kadar olasılıksızdır.
1980’de Massachusetts Teknoloji Enstitüsünden Alan H. Guth, aşırı ince ayara alternatif olacak dikkat çekici bir alternatif öne sürdü. Kozmik enflasyon senaryosu olarak bilinen bu model, temel bir fark dışında sıcak büyük patlama teorisine benzer: Guth’ın tasarısı, evrenin çok kısa ama aşırı hızlı bir genişleme süreciyle başladığını savunmaktadır. Enflasyon denen bu süreç, saniyenin 10-30’u gibi inanılmayacak kadar kısa sürerdi. Bu süre boyunca evrenin büyüklüğü, başlangıç ölçüsü olan 10-28 santimetreden yaklaşık bir metreye kadar büyüyerek eşit derecede hayret verici bir faktör olan 1030 oranında artmıştır. [bkz. Guth, Alan H., Steinhardt, Paul J., “The Inflationary Universe” Scientific American, May 1984].
Guth’ın enflasyonu, aslında sıcak büyük patlama modelinin başlangıcına yerleştirilen inanılmaz derecede küçük bir hatadır. Fakat problemlerin birçoğunu çözmek için yeterlidir. Enflasyon, ufuk problemini çözer çünkü gözlemlenen evren nedensel temasa izin verecek kadar küçük bir bölgeden çıkmaktadır. Düzlük problemi ortadan kalkar çünkü devasa genişleme evreni düz görünecek kadar büyütür, ki bunu şişirilmiş büyük bir balonun yüzeyindeki herhangi belirli bir alanın düz görünmesine benzetmek mümkündür. Yoğunluk-dalgalanma problemi de çözülür; bu tasarı, ani genişlemenin büyük ölçekli yapıların oluşumunu tetikleyecek kuantum dalgalanmalarını hapsettiğini öne sürmektedir.
Fakat neden böyle bir şişme anı olsun ki? Guth, belirli bir tür madde formunda akla yatkın bir neden buldu. Sıcak büyük patlama modelinde, evrenin madde içeriği eşit oranda dağılmış plazma ya da tozdur. Guth’ın modeli, maddenin sayıl-alan parçacıklarından oluştuğunu kabul eder. Bu alan parçacıkları gündelik hayatın malzemesi değildir ancak birçok teoride doğal olarak ortaya çıkarlar. Gerçekten de onların, erken evrendekine benzer şekilde maddenin son derece yüksek enerji koşulları altındaki baskın formu olduklarına inanılmaktadır. Enflasyon modeline göre onlar, bir tür negatif basınca yol açarlar. Yerçekimi bilfiil itici bir kuvvet haline gelir ve şişme meydana gelir. Şişme devrinin sonunda, şişmeyi sağlayan sayıl-alan maddesinin bozunması (başlangıçta soğuk olan) evreni çok yüksek bir sıcaklığa kadar ısıttı. Sonraki evrim, tam olarak sıcak büyük patlama modeli tarafından tarif edilen yolu izler: Evren genişledi ve soğudu, ve artık ısı kozmik fon ışıması olarak tespit edilebilir.
Enflasyonist evren senaryosunun muhtemelen en önemli yönü, yukarıda bahsedildiği üzere onun, galaksileri ve diğer yapıları başlatan yoğunluk dalgalanmalarının kaynağı ile ilgili olası bir açıklama sunmasıdır. Enflasyonist evren senaryosu, sayıl alanın büyük ölçüde homojen olmasına rağmen yine de küçük, homojen olmayan parçalarının olabileceğini varsayar. Kuantum teorisine göre homojen olmayan bu kısımlar tam olarak sıfır olamaz fakat küçük kuantum dalgalanmalarına tabi olmak zorundadır. (Aslında maddenin tüm çeşitleri bu tür kuantum etkilerine tabidir, fakat çoğu amaç için dalgalanmalar tamamen önemsiz olacak kadar küçüktür.) Şişme sırasında evrenin hızlı genişlemesi, başlangıçta önemsiz olan bu mikroskobik dalgaları büyüttü ve onları, yoğunlukta makroskobik değişikliklere dönüştürdü. (Sıcak büyük patlama modelindeki çok daha yavaş genişleme, bu etkiyi yaratmakta elverişsizdir.) Gerçekten de ayrıntılı hesaplamalar, sayıl alanla ilgili belirli varsayımlara tabi olarak, meydana gelen yoğunluk dalgalanmalarının Harrison ve Zel’dovich tarafından önerilen tipte olduğunu gösterdi.
Enflasyon, evrenin halihazırda gözlemlenen halinden çok daha geniş, çok daha makul bir başlangıç koşulları dizisinden ortaya çıkmasına izin verdiği için sıcak büyük patlama modelini bariz şekilde geliştirir. Yine de enflasyon evrenin gözlemlenen halini başlangıç koşullarına dair bağımlılığın tümünden kurtarmaz. Bilhassa enflasyonun kendisi birtakım varsayımlara dayanır. Örneğin o, ancak sayıl alan büyük, neredeyse sabit bir enerji yoğunluğu ile başlangıç yapsaydı meydana gelebilirdi. Bu yaklaşık sabit enerji yoğunluğu, en azından kısa bir süre için, Einstein’ın ünlü (ya da kötü şöhretli) kozmolojik sabitine eşdeğerdir. Bu nedenle ister beğenelim ister beğenmeyelim, enflasyonun başarısı başlangıç koşulları hakkındaki belirli varsayımlara dayanmaktadır.
Bu varsayımlar nereden gelir? Kuşkusuz “Neden?” aşamasındaki aşırı meraklı bir çocuk gibi bu tür sorulardan sonsuz bir dizi soru sorulabilir. Ancak eksiksiz bir açıklama arayan kozmolog, nihayetinde “Enflasyondan önce ne oldu? Evren gerçekte nasıl başladı?” diye sormak zorunda kalır.
Bu soruları cevaplamaya evrenin zaman içinde geriye, enflasyon öncesi döneme doğru genişlemesini takip etmekle başlanabilir. Orada evrenin boyutu sıfıra yakın, yerçekimi alanının gücü ve maddenin enerji yoğunluğu sonsuz olma eğilimindedir. Yani evren, bir tekillikten, bilinen fizik yasalarının çöktüğü bir sonsuz eğrilik ve enerji yoğunluğu bölgesinden ortaya çıkmış gibi görünmektedir.
Tekillikler, modellerin eseri değildir. Bu koşullar, 1960’larda Oxford Üniversitesinden Hawking ve Roger Penrose tarafından kanıtlanan ünlü “tekillik teoremleri”nin bir sonucudur. Bu teoremler, makul varsayımlar altında evrenin genişlemesine dair zaman içinde geriye doğru ulaşılan herhangi bir modelin bir ilk tekillikle karşılaşacağını gösterdi.
Fakat bu teoremler fiziksel olarak gerçekleşen bir tekilliği kastetmezler. Aksine, onları öngören teori -klasik genel görelilik- çok yüksek eğriliklerde çöker ve onun daha büyük, daha iyi, daha güçlü bir teori ile değiştirilmesi gerekir. Bu teori nedir? Ölçek hakkında düşünmek bir ipucu verir. Bir tekilliğin yanında uzay-zaman son derece kavisli hale gelir; onun hacmi oldukça küçük boyutlara kadar küçülür. Bu şartlar altında, çok küçüğün teorisine -yani kuantum teorisine başvurulmalıdır.
Kuantum teorisi, geleneksel klasik fiziğin kapsamı dışında kalan fenomenleri açıklama girişiminden doğmuştur. Klasik fiziğin merkezi bir başarısızlığı atomun yapısını açıklamaktaki yetersizliğiydi. Deneyler, atomun tıpkı güneşin yörüngesinde dönen gezegenler gibi bir çekirdeğin yörüngesinde dönen elektronlardan oluştuğunu ileri sürdü. Fakat bu modeli klasik fiziği kullanarak açıklama çabaları, elektronların çekirdeğe daldırılması gerektiğini öngördü. Onları yörüngede tutacak hiçbir şey yoktu.
Gözlem ile teori arasındaki uyuşmazlığın üstesinden gelmek için diğerleriyle birlikte Niels Bohr, Erwin Schrödinger, Werner K. Heisenberg ve Paul A. M. Dirac, 20. yüzyılın başlarında kuantum mekaniğini geliştirdi. Bu formülasyona göre hareket (klasik mekanikte olduğu gibi) deterministik değil, olasılıksaldır. Klasik mekaniğin konum ve momentum gibi dinamik değişkenleri, bir sistemi doğada öncelikli olarak dalgalı olarak kabul eden kuantum mekaniğinde genel olarak belirli değerlere sahip değildir. Dalga fonksiyonu denen bir nicelik, konum, momentum ve enerji gibi değişkenler hakkındaki olasılıksal bilgileri kodlar. Bir sistem için dalga fonksiyonu Schrödinger denklemi denilen bir denklemin çözülmesiyle bulunur.
Tek noktalı bir parçacık için dalga fonksiyonu, fiziksel uzay boyunca yayılan salınımlı bir alan olarak kabul edilebilir. Uzayın her noktasında fonksiyonun bir genliği ve dalga boyu vardır. Genliğin karesi, parçacığı o konumda bulma olasılığı ile orantılıdır. Sabit genliğe sahip olan dalga fonksiyonları için dalga boyu parçanın momentumuna bağlıdır. Fakat momentum ve konum için dalga fonksiyonları birbirlerini karşılıklı olarak dışladığı için, her iki nicelikte de belirsizlik ve kararsızlık her zaman mevcut olacaktır. Bir özelliğin, örneğin konumun ölçümü daha kesin hale geldikçe diğerinin değeri buna bağlı olarak belirsizleşir. Heisenberg’in belirsizlik ilkesi olarak adlandırılan bu durum, parçacıkların dalga benzeri doğasının temel bir neticesidir.
Belirsizlik ilkesi, klasik mekanikte sunulanlardan niteliksel olarak farklı fenomenlere yol açar. Kuantum mekaniğinde bir sistem asla tam olarak sıfır enerjiye sahip olamaz. Toplam enerji genelde kinetik ve potansiyel enerjilerin toplamıdır. Kinetik enerji momentuma dayanır, potansiyel enerji konuma dayanır (bir yokuşun tepesindeki bir top, bir kuyudaki sabit bir toptan daha fazla yerçekimsel potansiyel enerjiye sahiptir). Belirsizlik ilkesi, momentum ve konum için herhangi eşzamanlı, belirli konum değerlerine olanak vermediği için kinetik ve potansiyel enerjinin ikisi birden tam olarak sıfır olamaz.
Sistem, onun yerine enerjinin olabildiğince düşük olduğu bir taban durumuna sahiptir. (Enflasyonist evren senaryosunda, galaksilerin “taban durumu dalgalanmaları”ndan meydana geldiğini hatırlayın.) Bu tür dalgalanmalar ayrıca yörüngedeki elektronun çekirdeğe çarpmasını da engeller. Elektronlar, belirsizlik ilkesini ihlal etmeksizin çekirdeğe düşemeyecekleri minimum enerjili bir yörüngeye sahiptir.
Belirsizlik ayrıca tünelleme olgusuna da sebebiyet verir. Klasik mekanikte sabit enerjiyle hareket eden bir parçacık bir enerji bariyerini delip geçemez. Bir kapta sabit duran bir top asla kaptan çıkamaz. Kuantum mekaniğinde konum kesin şekilde tanımlanmaz fakat (tipik olarak sonsuz) bir aralığa yayılır. Sonuç olarak, parçacığın bariyerin diğer tarafında bulunacağına yönelik belirli bir olasılık mevcuttur. Bu parçacığın bariyer boyunca “tünel açabileceği” söylenebilir.
Tünelleme işlemi gerçek zamanda meydana geliyormuş gibi düşünülmemelidir. İyi tanımlanmış, belirli bir matematiksel anlamda parçacığın “hayali” zamanda, yani zamanın eksi birin kareköküyle çarpımında bariyeri aştığı düşünülür. (Burada zaman, kelimenin genel anlamıyla manasını kaybeder; gerçek zamandan ziyade uzamsal bir boyutu andırır.)
Belirgin biçimde bu kuantum etkileri klasik mekanikle çelişmez. Aksine kuantum mekaniği daha geniş bir teoridir ve doğanın doğru tanımı olarak klasik mekaniğin yerini alır. Makroskobik ölçeklerde, parçacıkların dalga benzeri doğası büyük ölçüde bastırılır, böylece kuantum mekaniği klasik mekaniğin etkilerini yüksek bir kesinlik derecesinde yeniden üretir (gerçi kuantumdan klasiğe bu geçişin nasıl gerçekleştiği halihazırda bir araştırma konusudur).
Bu içgörüler kozmolojinin sorularını aydınlatmakta nasıl kullanılabilir? Kuantum mekaniği gibi kuantum kozmolojisi de bir sistemi temel olarak onun dalga fonksiyonu açısından tanımlamaya çalışır. Schrödinger denkleminin kozmolojik analoğu olan Wheeler-DeWitt denklemi denen bir denklemi çözerek evrenin dalga fonksiyonu bulunabilir. En basit durumlarda, evrenin uzamsal boyutu konumun analoğudur ve evrenin genişleme oranı momentumu temsil eder.
Yine de kuantum kozmolojisinde kuantum mekaniğindekilerin ötesinde birçok kavramsal ve teknik zorluk ortaya çıkar. En ciddi olanı eksiksiz, kullanışlı bir kuantum yerçekimi (quantum gravity) teorisinin eksik olmasıdır. Doğanın dört temel kudretinin üçü -elektromanyetizma, güçlü nükleer kuvvet ve zayıf nükleer kuvvet- kuantum teorisiyle tutarlı hale getirilmiştir. Ancak Einstein’ın genel göreliliğini nicelleştirmeye yönelik tüm girişimler başarısızlıkla karşılaşmıştır. Başarısızlık büyük görünmektedir: Sahip olduğumuz en iyi yerçekimi teorisinin, tekillikte uzayın sonsuz derecede küçüldüğünü ve enerji yoğunluğunun sonsuz derecede büyüdüğünü söylediğini hatırlayın. Böylesi bir anın ötesine bakmak, bir kuantum yerçekimi teorisini gerektirir.
Bir “süpersicim” teorisi savunucularının, onun, doğanın dört gücünün tutarlı, birleşik bir kuantum teorisi olduğunu ve dolayısıyla yerçekiminin bir kuantum tanımı olduğunu -en azından içerdiğini- iddia ettiklerini belirtmeliyim. Süpersicim teorisine dair nihai karar henüz verilmemiştir. Her halükarda o, kozmolojiye doğrudan yarayacak kullanışlı bir teori olmaktan uzaktır.
Çalışanların karşılaştığı bir diğer soru, kuantum mekaniğinin evrenin tamamına uygulanabilirliğidir. Kuantum mekaniği atomik ölçekli fenomenleri tanımlamak için geliştirildi. Kuantum mekaniği ile deney arasındaki güzel anlaşma, modern fiziğin en büyük zaferlerinden birisidir; aklı başında hiçbir fizikçi onun atomik ölçekte doğru olduğuna dair bir şüphe beslemez. Ancak kuantum mekaniğinin örneğin masalar ve sandalyeler için eşit şekilde uygulanabilir olduğu öne sürülürse birkaç kişi muhalif sesler yükseltebilir.
Bu zorluğu savmak kolay değildir, çünkü makroskobik ölçekte kuantum mekaniğinin varsayımları klasik mekaniğinkilerle yakın şekilde örtüşür. Gerçek makroskobik kuantum etkilerinin deneysel olarak tespit edilmesi çok zordur. Daha da tartışmalı olanı, olası en abartılı çıkarımdır: kuantum mekaniği her zaman tüm evren ve onun içindeki her şey için geçerlidir. Kabul edilebilir ya da edilemez, bu, kuantum kozmolojisinin temel iddiasıdır.
Belki de daha zor olan bir başka konu, kozmolojiye uygulanan kuantum mekaniğinin yorumlanmasıyla ilgilidir. Kuantum mekaniğinin gelişiminde (atomlara uygulandığı şekliyle), teorinin matematiğinin bir ölçüm sırasında gerçekte gözlemlenen şeye nasıl dönüştüğünü anlamanın gerekli olduğu kanıtlandı. Bohr, 1920’lerde ve 1930’larda kuantum ölçüm teorisi olarak bilinen bu dönüşümün temellerini attı. O, dünyanın iki kısma ayrılabileceğini varsaydı: Tamamen kuantum mekaniği tarafından yönetilen mikroskobik sistemler (atomlar gibi) ve klasik mekanik tarafından yönetilen harici makroskobik sistemler (gözlemciler ve bunların ölçüm aletleri gibi). Ölçüm, gözlemci ile olayın kalıcı olarak kaydedilmesine yol açan mikroskobik sistem arasındaki bir etkileşimdir.
Bu etkileşim boyunca mikroskobik sistemi tanımlayan dalga fonksiyonu başlangıç durumundan bir son hale kadar süreksiz bir değişim geçirir. Ölçülen nicelik, son halde belirli bir değer alır. Süreksiz değişim, oldukça dramatik şekilde, dalga fonksiyonun çöküşüne işaret eder. Örneğin, dalga fonksiyonu belirli bir momentum halinde başlayabilir, fakat ancak eğer konum ölçülürse o, belirli bir konum haline “çöker”.
Her ne kadar birçok teorisyen kuantum mekaniğinin Kopenhag yorumu olarak bilinen bu şemanın felsefi olarak tatmin edici olmadığını hissetse de yine de o, teoriden gözlemle uyumlu tahminler çıkarılmasını sağlar. Muhtemelen bu nedenle Kopenhag yorumu neredeyse yarım yüzyıldır büyük ölçüde tartışmasız şekilde ayakta kalmıştır.
Diğer yandan, kuantum mekaniğini bütün evrene uygulamaya çalışırken felsefi incelikler olmaları bakımından göz ardı edilemeyecek ağır zorluklarla karşılaşılır. Gözlemcinin bir parçası olduğu bir evren teorisinde gözlemci ile gözlemlenen arasında temel bir ayrım olmamalıdır. Dahası, araştırmacıların çoğu bir gözlem yapıldığında tüm evrenin dalga fonksiyonunun düşmesi düşüncesinden rahatsızlık duyar. Ayrıca, olasılık tahminleriyle ilgili sorular da ortaya çıkar. Normalde, bu tür tahminler çok sayıda ölçüm yapılarak test edilir. Örneğin, birçok kez yazı tura atmak tura olasılığının yarı olduğunu doğrulayacaktır. Kozmolojide, yalnızca bir kere ölçülen tek bir sistem vardır.
Bu tür zorlukları akılda tutarak, kuantum mekaniğini evrene uygulama fikrini ciddiye alan ilk fizikçilerden biri olan Princeton’dan Hugh Everett III, kuantum mekaniğinin özellikle kozmolojinin özel ihtiyaçlarına uygun yorumlanması için bir çerçeve sundu. Bohr’un aksine Everett, aralarında temel bir ayrım olmaksızın makroskobik gözlemcileri ve mikroskobik sistemleri birlikte tanımlayan evrensel bir dalga fonksiyonu olduğunu iddia etti. Ölçüm, tüm evrenin farklı parçaları arasındaki bir etkileşimden ibarettir ve dalga fonksiyonu, sistemin bir bölümünün diğerini gözlemlerken ne “gördüğünü” tahmin etmelidir.
Dolayısıyla, Everett’in tasvirinde dalga boyunun çökmesi söz konusu değildir, sadece tüm sistem için Schrödinger’in denklemi tarafından tanımlanmış düzgün bir evrim vardır. Ancak Emerett, ölçüm sürecini modelledikçe gerçekten dikkate değer bir keşif yaptı: Ölçüm, evrenin, ölçümün tüm olası sonuçlarını hesaba katmaya yetecek kadar çok sayıda kopyaya “bölünmesine” neden oluyor gibi görünmektedir.
Teorisyenler, Everett’in ekonomik olmayan “çoklu dünyalar” yorumundaki çoklu kopyaların gerçekliğini hararetle tartışmışlardır. Gerçekten de Everett’in fikrinin özellikle Kaliforniya Teknoloji Enstitüsünden Murray Gell-Mann ve Hartle tarafından oluşturulan modern versiyonları, teorinin çoklu dünyalar boyutunu hafife alır. Bunun yerine onların versiyonları, kendisine olasılıkların tahsis edilebileceği evren için muhtemel tarihler olan “tutarsız geçmişler”den bahseder. Pratik amaçlar için, bunlardan sadece birinin mi yoksa hepsinin mi gerçekten meydana geldiğinin düşünülmesi önemli değildir. Ayrıca bu fikirler, gözlemcinin rolünü ve dalga fonksiyonunun çökmesi ihtiyacını ortadan kaldırmak gibi büyük bir değere de sahiptir. İhtilafa rağmen bu tür yaklaşımlar, teorisyenlere içinde çalışacakları bir tür çerçeve sağlar.
Gell-Mann ve Hartle evren için olasılıklar problemine de işaret eder. Onlar, yalnızca kuantum kozmolojisinde herhangi bir anlamı olan olasılıkların a priori olasılıklar olduğunda ısrar ederler. Bu olasılıklar sıfıra veya bire -yani kesin evet-hayır tahminlerine- yakındır. Her ne kadar olasılıksal tahminlerin çoğu bu türden olmasa da genelde sorulan soruların uygun şekilde değiştirilmesiyle öyle yapılabilirler. Amacın, verilen gözlemlerin olası sonuçları için olasılıkları belirlemek olduğu kuantum mekaniğinin aksine kuantum kozmolojisi, teorinin sıfıra veya bire yakın olasılıklar verdiği gözlemleri belirlemeye çalışır.
Bu tür bir yaklaşım şu anlayışa sebebiyet vermiştir: Uzay ve zamanın belirli noktalarında, (her zaman değil ama) tipik olarak evren geniş olduğunda evren için dalga fonksiyonu, evrenin klasik olarak yüksek bir kesinlik derecesine göre davrandığına işaret eder. Öyleyse klasik uzay-zaman, bir teorinin öngörüsüdür. Üstelik bu şartlar altında dalga fonksiyonu, evrenin muhtemel klasik davranışları için olasılıklar verir.
Diğer yandan klasik tekilliklere yakın olanlar gibi belli bölgeler, böyle bir öngörünün mümkün olmadığı yerlerde mevcuttur. Orada uzay ve zaman kavramları basitçe mevcut değildir. Sadece, klasik yasalarla değil kuantum fiziğinin bilinen yasalarıyla tanımlanabilen “kuantum bulanıklığı” (quantum fuzz) vardır. Bu nedenle artık kuantum kozmolojisinde, örneğin başlangıç tekilliğinin yakını gibi klasik fiziğin geçerli olmadığı bir bölgeye klasik başlangıç koşullarını empoze etmeye çalışmaktan endişe duyulmaz.
Yine de evrenin kozmolojinin kuantum teorisi tarafından tanımlanmış dalga fonksiyonu varsayılan başlangıç koşullarına olan ihtiyacı ortadan kaldırmaz. Onun yerine klasik başlangıç koşulları sorusu -enflasyon ve büyük patlama modellerinin varsayımları- kuantum başlangıç koşullarından biri haline gelir: Muhtemel birçok dalga fonksiyonu (Wheeler-DeWitt denkleminin birçok çözümü) arasından sadece bir tanesi nasıl seçilir?
Problem, en iyi şekilde kozmolojik durum ile birçok bilimin kendisine yöneldiği laboratuvarınki kıyaslandığında anlaşılabilir. Orada bir sistem açıkça tanımlanmış zamansal ve uzamsal sınırlara sahiptir -örneğin bir reaksiyonun süreci ya da beherin boyutu. Bu sınırlarda, deneyi yürütenler fiziksel durumları kontrol edebilir, yahut en azından gözlemleyebilirler. Fiziğin uygun yasalarını kullanarak başlangıç ya da sınır koşullarının zaman ve uzayda nasıl evrim geçirdiğini saptayabilirler.
Kozmolojide inceleme altındaki sistem tüm evrendir. Tanım gereği o, sınır ya da başlangıç koşulları için başvurulabilecek bir “evrenin geri kalanı”na, dış yüze, dış dünyaya sahip değildir. Üstelik DeWitt’in bir zamanlar önerdiği üzere matematiksel tutarlılığın Wheeler-DeWitt denklemine tek başına eşsiz bir çözüm sunması hiç olası görünmemektedir. Bu nedenle teorik fizikçinin fiziksel sistemlerin evrimini yönetmek için yasalar önermesi gibi, kuantum kozmoloğunun kaçınılmaz görevi evren için başlangıç ya da sınır koşullarının yasalarını önermektir. Özellikle Hartle ve Hawking, Linde ve Vilenkin Wheeler-DeWitt denklemine özel bir çözüm sunmayı, yani evren için eşsiz bir dalga fonksiyonu seçmeyi amaçlayan oldukça kesin önerilerde bulunmuşlardır.
Hartle ve Hawking’in önerisi, kuantum mekaniğinin orijinal olarak 1940’larda Caltech’den merhum Richard P. Feynman’ın geliştirdiği daha zarif bir formülasyonunu kullanarak evrenin özel bir dalga fonksiyonunu tanımlar. Formülasyon, yol integral ya da geçmişlerin toplamı metodu olarak bilinir. Normal kuantum mekaniğinde dalga fonksiyonunun hesaplanması sistemin geçmişlerinin bir sınıfının üzerinde belirli bir toplamın yapılmasını içerir. Geçmişler, uzay ve zamanda dalga fonksiyonunun değerinin bilinmesinin istendiği noktada sona erer. Dalga fonksiyonunu benzersiz kılmak için toplanacak geçmişlerin sınıfı kesin olarak belirlenir. Belirlenmiş sınıf sadece klasik geçmişleri değil, sistem için mümkün olan tüm geçmişleri içerir.
Geçmişleri toplamak, Schrödinger denklemini matematiksel olarak çözmeye denktir. Fakat o, kuantum mekaniğinin hem teknik hem de kavramsal açıdan son derece yararlı olduğu kanıtlanmış bambaşka bir görünümünü sağlar. Bilhassa geçmişlerin toplamı metodu kuantum kozmolojisini kolaylıkla genelleştirir. Evrenin dalga fonksiyonu evren için bazı geçmiş sınıflarının toplanması yoluyla hesaplanabilir. Teknik, en genel şekliyle ben ve Hartle tarafından yakın tarihli bir makalede ispat edildiği üzere Wheeler-DeWitt denklemini çözmekle eşdeğerdir. Elde edilen kesin çözüm, toplanan geçmişler sınıfının nasıl seçildiğine bağlıdır.
Hartle ve Hawking tarafından yapılan seçimi anlamanın bir yolu, onların matematiğini geometriye dönüştürmektir. Evrenin belirli bir zamandaki uzamsal genişliğini yatay düzlemde uzanan kapalı bir sicim döngüsü olarak hayal edin. Eğer dikey eksen zamanı temsil ederse, zaman geçtikçe döngünün boyutu değişecektir (evrenin genişlemesini ve büzülmesini temsil eder). Bu nedenle evrenin çeşitli olası geçmişleri zaman içinde değiştikçe döngü tarafından süpürülen tüpler olarak görünür (aşağıdaki illüstrasyona bakınız). Son kenar bugünkü evreni temsil etmektedir; karşı uç önerilen sınır koşulları tarafından belirlenecek olan başlangıç durumudur (yani evrenin yaratılışı). Bazı tüpler bir koninin ucu gibi keskin şekilde kapanabilir; bazıları birdenbire basitçe sona erebilir.
Hartle ve Hawking, yalnızca başı bir tür yarı küresel başlık oluşturarak düzenli, pürüzsüz bir şekilde sıfıra doğru küçülen tüplerin dikkate alınması gerektiğini önermiştir. Bu nedenle, sınırı olmayan geometriler toplanabilir (açık olan ve mevcut evrene tekabül eden son uç hariç). Bu yüzden Hartle ve Hawking’in fikrine sınırsızlık önerisi denir.
Geometriyi bu kadar pürüzsüz şekilde kapatmak klasik teoride imkansızdır. Tekillik teoremleri, tıpkı bir koninin ucunun bir noktaya doğru küçülmesi gibi evrenin klasik geçmişlerinin tekil bir şekilde sıfıra doğru küçülmesi gerektiğini ima eder. Fakat kuantum teorisinde geçmişlerin toplamı yaklaşımı sadece klasik olanlara değil, birçok mümkün geçmişlere olanak tanır. Pürüzsüz kapanma mümkün hale gelir. Özellikle bölge hayali bir zamanda gerçekleşiyor gibi görülebilir ve bu itibarla kesinlikle klasik değildir.
Bu akıl yürütme başka bir öneriye ya da teklife, Wheeler-DeWitt denklemine mahal vermiştir. Kuantum teorisinde hayali zamanın görünümünün tünelleme süreçlerinin karakteristiği olduğunu hatırlayın. O zaman belki de evren “hiçlik”ten tünel açmıştır. Büyük patlama ve enflasyon tarafından tasvir edilen evrim, tünellemeden sonra peşi sıra ortaya çıkacaktı. Bununla birlikte sınırsız dalga fonksiyonu, normalde tünelleme ile ilişkilendirilen genel özelliklere sahip değildir. O, geniş boyut ve düşük enerji yoğunluğuyla meydana çıkan bir klasik evrenin yüksek olasılığını verir. Sıradan bir tünelleme işlemi sıfırdan büyük boyuta geçişi durdurur ve tünelleme için yüksek enerji yoğunluğuna sahip küçük boyuta en yüksek olasılığı verir.
Kısmen bu nedenle Linde ve Vilenkin bağımsız olarak bir “tünelleme” teklifinde bulundular. Bu fikrin kesin ifadesi matematikseldir, fakat tasarının bir tünelleme sürecinden beklenen niteliklere sahip olan Wheeler-DeWitt denklemine bir çözüm bulmak için tasarlandığını söylemek yeterlidir. Onların çözümü, evrenin hiçlikten tünelleme olarak daha doğru şekilde düşünülmesini mümkün kılar.
Sınırsızlık ve tünelleme teklifleri evren için eşsiz bir dalga fonksiyonu seçer (fakat bu benim, Hartle’ın ve Alberta Üniversitesinden Jorma Louko’nun yakın zamanda ortaya çıkardığı bir grup teknik zorluğun çözümüne bağlıdır). Her ikisinde de dalga fonksiyonu, uzay-zamanın, gözlemle uyumlu olarak evren dört doğa kuvvetinin birleştirileceği ebattan (yaklaşık 10-33 santimetre) birkaç bin kat daha büyük olduğunda klasik kozmolojiye göre davrandığını gösterir. Fakat evren daha küçük olduğunda dalga fonksiyonu klasik uzay-zamanın var olmadığını gösterir.
Evrenin benzersiz bir dalga fonksiyonu verildiğinde, nihayet “Evren aslında nasıl başladı?” diye sorulabilir. Bir kuantum kozmoloğu, cevap vermekten çok soruyu yeniden şekillendirir. Tekilliklerin yakınında, tünelleme ve sınırsızlık teklifleri tarafından ortaya konan dalga fonksiyonları klasik genel göreliliğin geçerli olmadığını bildirir. Buna ek olarak, soruda ima edilen zaman ve uzay kavramları yersiz hale gelir. Ortaya çıkan resim, bir kuantum bulanıklığından tezahür eden (sonsuzdan ziyade) sonlu enerji yoğunluğundaki ve sıfırdan farklı büyüklükteki bir evrenindir.
Kuantum yaratılışından sonra dalga fonksiyonu, içlerinden birinin Guth tarafından öne sürülen enflasyonu içerdiği farklı evrimsel yollara olasılıklar tayin eder. Her ne kadar bazı teorisyenler aynı görüşte olmasa da, sınırsızlık ve tünelleme tekliflerinin her ikisi de enflasyon için gerekli olan koşulları öngörüyor gibi görünmektedir, böylece hızlı genişlemeye götüren sayıl-alan maddesine dair varsayımlara olan ihtiyacı ortadan kaldırır.
Sınırsızlık ve tünelleme önerileri, yoğunluk pertürbasyonları hakkındaki varsayımları da giderir. Enflasyon onların kökenini açıklıyor olsa da kesin biçim ve büyüklük, sayıl-alan maddesinin ilk durumu ile ilgili belirli varsayımlara dayanır. Enflasyon modeli, homojen olmayan kısımların kuantum mekanik taban durumlarında -belirsizlik prensibi ile tutarlı olan en düşük olası enerji durumunda- başladığını farz eder.
Fakat 1985’de Hawking ve ben, bu varsayımın sınırsızlık önerisinin bir sonucu olması gerektiğini kanıtladık: homojen olmayanların doğru türleri teoriden doğal olarak ortaya çıkar. Sınırsızlık önerisi, her şeyin uzay-zaman tüpünün alt başlığında düzgün ve düzenli olmak zorunda olduğunu bildirir. Bu koşul, homojen olmayan dalgalanmaların orada sıfır olması gerektiğini ima eder. Tüpün hayali zamanda evrimleşmesiyle dalgalanmalar büyür ve olabildikleri kadar küçük şekilde gerçek zamanlı bölgeye girerler -enflasyon modeli tarafından talep edilen kuantum mekanik taban durum dalgalanmaları gibi. Tünelleme önerisi de benzer sebeplerle aynı varsayımı yapar.
Böylece olası bir cevaba ulaşırız. Kuantum kozmolojisinin sunduğu resme göre, evren bir kuantum bulanıklığından ortaya çıktı, var oluşa tünel açtı ve ardından klasik olarak evrimleşti. Bu resmin heyecan verici yönü, enflasyonist evren senaryosu için gerekli varsayımların evrenin dalga fonksiyonu için tek, basit bir sınıra sıkıştırılabilir olmasıdır.
Bir başlangıç koşulları yasası nasıl doğrulanabilir? Dolaylı bir test, standart klasik kozmolojik modeller için gerekli olan başlangıç koşulları ile kuantum modellerinin öngörülerini kıyaslamaktır. Görmüş olduğumuz gibi, bu çabada kuantum kozmologları makul bir başarı iddiasında bulunabilirler.
Daha doğrudan, gözlemsel testler zordur. Evrenin ortaya çıkışından bu yana çok şey olmuştur ve evrimin her aşaması ayrı ayrı modellenmelidir. Belirli bir dizi başlangıç koşullarından kaynaklanan etkiler ile evrenin evriminden ya da belirli bir aşamanın modellenmesinden türeyen etkiler arasında ayrım yapmak zordur.
İhtiyaç duyulan şey, evrenin başlangıcında üretilmiş olan fakat müteakip evrime karşı duyarsız olan bir etkinin gözlemlenmesidir. 1987’de Moskova Sternberg Astronomi Enstitüsünden Leonid Grishchuk, yerçekimsel dalgaların aranan etki olabileceğini iddia etmiştir. Kuantum yaratılış dalgaları hesaplanabilir bir form ve büyüklükte yerçekimsel dalgalar üretir. Yerçekimsel dalgalar, uzay-zaman yoluyla yayıldıkları için maddeyle çok zayıf şekilde etkileşime girerler. Dolayısıyla biz onları mevcut evrende gözlemlediğimizde onların tayfı hala kuantum yaratılışın imzasını taşıyor olabilir. Yerçekimsel dalgaların tespit edilmesi ne yazık ki son derece zordur ve mevcut girişimler başarısız olmuştur. Belki bu on yılın sonunda geliştirilecek yeni dedektörler, dalgaları yakalamak için yeteri kadar hassas olduklarını kanıtlayabilirler.
Kuantum kozmolojisini doğrulamak çok zor olduğu için, sınırsızlık veya tünelleme önerilerinin evrenin dalga fonksiyonu için doğru olup olmadığını kesin olarak belirleyemeyiz. Her ikisinin de “Tüm bunlar nereden geldi?” sorusuna bir cevap olup olmadığını söylemek çok zaman alabilir. Yine de, kuantum kozmolojisi sayesinde en azından soruyu anlamlı -ve en ilginç- şekilde irdeleyebildik ve formüle edebildik.
Dipnotlar
Su Yılanı Kümesi birçok sarmal ve eliptik gökada içermektedir. Galaksilerin ortaya çıkışı, klasik kozmolojinin tam anlamıyla açıklayamadığı göksel özelliklerden biridir. Kuantum kozmolojisi eksik kavramları temin edebilir.
İleri Okuma
DeWitt, Bryce S., “Quantum Theory of Gravity, Part 1: The Canonical Theory”, Physical Review 160/5, 25 Ağustos 1967, 1113-1148.
Hartle, J. B., Hawking, S. W., “Wave Function of the Universe”, Physical Review D 28/12, 15 Aralık 1983, 2960-2975.
Halliwell, J. J., Quantum Cosmology, Cambridge University Press (baskıda).
NOT: Bu yazı eğitim ve bilginin yaygınlaşması amacıyla mehmetbulgen.com için Emine Acar tarafından çevrilmiştir.
KAYNAK: Orijinal ismi “Quantum Cosmology and The Creation of the Universe” olan bu makale için bkz. Scientific American, 265/6, (Aralık 1991), 76-85.
[1] Jonathan J. Halliwell, Massachuetts Teknoloji Enstitüsü Teorik Fizik Merkezinde doktora sonrası öğretim üyesidir. Stephen W. Hawking’in eski bir öğrencisi olan Halliwell, doktora derecesini 1986’da Cambridge Üniversitesinden aldı. Cambridge Christ’s Kolejinde, Santa Barbara Kaliforniya Üniversitesindeki Teorik Fizik Enstitüsünde görev yapmıştır. Araştırmaları, kuantum kozmolojisi ve kuantum yerçekimi üzerine odaklanmaktadır.
[2] Marmara Üniversitesi, Sosyal Bilimler Enstitüsü, Temel İslam Bilimleri, Kelam Tezli Yüksek Lisans Öğrencisi, aamineacar@gmail.com
Araştırma Alanları
Araştırma Alanı Yazıları
Son Yorumlar
Haberler