Zamanın Kısa Tarihi – Stephen Hawking

 

“Zamanın Kısa Tarihi 1988 yılındaki ilk basımından bu yana geçen yıllar içerisinde bilimsel yazın alanında bir başyapıt konumu kazandı. Kırk dile çevrildi ve dokuz milyonun üzerinde baskı yaparak dev bir uluslararası ün kazandı. Kitap o dönemde evrenin doğası hakkında öğrendiğimiz en son bilgiler göz önüne alınarak yazılmıştı, öte yandan o günden bu güne hem atom-altı dünyanın hem de büyük ölçekte evrenin gözlem teknolojilerinde olağanüstü ilerlemeler yaşandı. Bu yeni gözlemler Profesör Hawking’in kitabın ilk baskısında yaptığı kuramsal öngörülerin çoğunu doğrulayan nitelikteydi. Bu gözlemlere, evrenin başlangıcından 300.000 yıl sonrasını araştıran ve Hawking’in varlığını ileri sürdüğü uzayzaman dokusundaki kırışıklıkları tespit eden Kozmik Ardalan Kâşifi COBE uydusunun son bulguları da dâhildir. Kaleme aldığı özgün metne kendisinin son araştırmasından ve en son gözlemlerden edindiğimiz yeni bilgileri katma arzusuyla Hawking, kitabının elinizdeki son baskısı için yeni bir önsöz yazmakla kalmadı, aynı zamanda solucan delikleri ve zaman yolculuğuyla ilgili çok etkileyici yepyeni bir bölüm kaleme alarak kitabını güncelledi.” Zamanın Kısa Tarihi’nden ‘Kara Delikler Ne Kadar Kara?’ başlıklı bölümü sunuyoruz.

Kara Delikler Ne Kadar Kara?

1970 yılı öncesinde genel görelilik üzerine yaptığım çalışmalar esasen bir Büyük Patlama tekilliği olup olmadığı sorusunda yoğunlaşıyordu. Ancak o yıl kızım Lucy’nin doğumundan kısa bir süre sonra, kasım ayında bir akşam yatağa yatarken kara delikler üzerine düşünmeye başladım. Engelim geceleri yatmayı biraz yavaş bir süreç haline getiriyor, dolayısıyla epey vaktim de vardı. O tarihlerde uzayzamandaki hangi noktaların kara deliğin içinde, hangilerinin dışında olduğunun kesin bir tanımı yoktu. Öncesinde Roger Penrose’la kara deliği, artık bugün genel olarak da kabul görmüş olan, ondan uzak bir mesafeye kaçmanın mümkün olmadığı bir olaylar kümesi olarak tanımlama fikrini tartışmıştım. Bu kara deliğin sınırının, yani olay ufkunun kara delikten kaçmayı başaramayan ve kenarda sonsuza dek gezinip duran ışık ışınlarından oluştuğu anlamına geliyordu. Bunu polisten kaçıp durmaya, ama onun hep bir adım önünde olmayı başarıp da bir türlü uzaklaşamamaya benzetebiliriz!

Birdenbire bu ışık ışınlarının birbirlerine asla yaklaşamayacaklarını fark ettim. Yaklaşıyor olsalar en sonunda birbirlerine girmeleri gerekirdi. Bu da polisten kaçan birini onun gittiği yönde beklemeye benzer, böyle yaparsanız ikiniz de yakalanırsınız! (Konumuz örneğinde kara deliğe düşersiniz.) Bu ışık ışınları kara delik tarafından yutulmuş olsaydı, o zaman zaten kara deliğin sınırında olamazlardı. Dolayısıyla olay ufkundaki ışık ışınlarının izlediği yolların her zaman ya birbirine paralel ya da birbirinden uzakta olması gerekirdi. Başka bir ifadeyle olay ufku veya kara deliğin sınırı tıpkı bir gölgenin kenarına benziyor; kapıdaki tehlikenin veya yaklaşan ölümün gölgesine… Bu gölgeye güneş gibi uzak bir mesafedeki bir kaynak aracılığıyla bakarsanız, kenardaki ışık ışınlarının birbirlerine yaklaşmadığını görürsünüz.

Olay ufkunu, diğer bir deyişle kara deliğin sınırını oluşturan ışık ışınları eğer birbirlerine asla yaklaşamıyorsa, olay ufkunun alanı aynı kalabilir veya zamanla büyüyebilir, ama asla azalamaz, çünkü bu sınırdaki ışık ışınlarının en azından bazılarının birbirlerine yaklaşmış olması anlamına gelir. Gerçekten de kara deliğin içine ne zaman madde veya ışınım düşse alan büyür. İki kara delik çarpışır ve birleşerek tek bir kara delik oluşturursa, bu son kara deliğin olay ufkunun alanı, başlangıçtaki kara deliklerin olay ufuk alanları toplamına eşit veya ondan daha büyük olur. Sonuç olarak olay ufku alanının bu azalmama özelliği, kara deliklerin olası davranışlarına önemli bir kısıtlama getirmekteydi. Keşfim beni öyle heyecanlandırmıştı ki o gece pek uyuyamadım. Ertesi gün Roger Penrose’a telefon açtım. Fikrimi o da doğru buldu. Aslında bence alanın bu özelliğinin öncesinde de farkındaydı. Ancak kara deliğin benden biraz daha farklı bir tanımını kullanıyordu. Kara deliğin zamanla değişmeyecek bir duruma oturması koşuluyla, kara deliğin sınırlarının iki tanıma göre de aynı olduğunu ve bu yüzden alanlarının da aynı olacağını düşünmüş değildi.

Kara delik alanının azalmaması bize hemen entropi adı verilen ve bir sistemdeki düzensizlik derecesini ölçen fiziksel niceliği hatırlatır. Genel deneyimimiz bize şeylerin kendi hallerine bırakıldığında düzensizliğin artma eğiliminde olacağını söyler. (Bunu görmek için evde tamirat yapmayı bırakmanız yeterli!) Düzensizlikten düzen yaratılabilir (örneğin evi boyayabilirsiniz), ama bu çaba veya enerji harcanmasını gerektirir ve bu da sahip olunan düzenli enerji miktarını azaltır.

Bu fikir tam ifadesini termodinamiğin ikinci yasasında bulur. Bu yasaya göre izole bir sistemin entropisi her zaman artar ve iki sistem birleştiğinde birleşik sistemin entropisi sistemlerin entropilerinin ayrı ayrı toplamından daha büyüktür. Örneğin bir kutudaki gaz moleküllerinden oluşan bir sistem düşünün. Molekülleri durmaksızın birbirleriyle çarpışan ve kutunun kenarlarından seken küçük bilardo topları olarak düşünebiliriz. Gazın sıcaklığı ne kadar yüksekse moleküller o kadar hızlı hareket eder ve dolayısıyla kutunun kenarlarına çarpmaları daha sık ve daha sert, kenarlara uyguladıkları dışa doğru basınç da daha büyük olur. Başlangıçta moleküllerin hepsinin bir bölme aracılığıyla kutunun sol tarafına hapsedildiklerini varsayalım. Bölme kaldırılırsa moleküller etrafa yayılarak kutunun iki tarafını da işgal ederler. Bir süre sonra hepsinin birden şans eseri sağ tarafta veya tekrar sol tarafta toplanmış olması ihtimali de var elbette, ama moleküller çok daha yüksek bir olasılıkla her iki tarafa kabaca eşit sayıda olmak üzere dağılacaktır. Bu tip bir durum, başlangıçtaki moleküllerin hepsinin bir taraf ta toplandığı duruma göre daha az düzenli veya daha çok düzensizdir. Bu yüzden gazın entropisinin arttığı söylenir. Benzer biçimde iki kutuyla başladığımızı düşünelim; kutuların birinde oksijen molekülleri, diğerinde nitrojen molekülleri olsun. Aradaki duvar kaldırılarak kutular birleştirilirse, oksijen ve nitrojen molekülleri karışmaya başlayacaktır. Sonrasında en muhtemel durum oksijen ve nitrojen molekülleri karışımının iki kutuya düzgüne yakın biçimde dağılmasıdır. Bu durum daha düzensiz olacaktır, bu yüzden başlangıçtaki iki ayrı kutu durumuna göre entropi daha çoktur.

Termodinamiğin ikinci yasası, bilimin diğer yasalarından, örneğin Newton’ın kütleçekim yasasından biraz daha farklı bir konuma sahiptir, çünkü olayların büyük bir çoğunluğunda her zaman için geçerli olmaz. İlk kutumuzdaki gaz moleküllerinin hepsinin daha sonrasında kutunun bir tarafında bulunmasının olasılığı trilyonda birdir belki, ama bu olabilir. Ancak etrafınızda bir kara delik varsa ikinci yasayı çiğnemenin daha kolay bir yolu var gibi gözüküyor: Kara deliğin içerisine entropisi yüksek bir madde, örneğin bir gaz kutusu atın. Kara deliğin dışındaki maddenin toplam entropisi düşecektir. Elbette kara deliğin içerisindeki entropi de dahil edildiğinde toplam entropinin düşmediğini söylemek mümkün; ancak kara deliğin içine bakmanın bir yolu olmadığına göre, içerideki maddenin ne kadar entropiye sahip olduğunu göremeyiz. Demek ki kara delik, dışındaki gözlemcilerin kara deliğin içine entropi taşıyan maddeler düştükçe artacak olan entropisini söylemelerini sağlayan bir özelliğe sahip olsaydı, bu çok hoş olurdu. Yukarıda anlattığımız, madde kara deliğe düştüğünde olay ufku alanının artmasının keşfedilmesinin ardından, Princeton’dan Jacob Bekenstein adındaki bir araştırma görevlisi olay ufkunun alanının kara deliğin entropisi için bir ölçüt olduğunu öne sürdü. Entropi taşıyan madde kara deliğe düşünce olay ufkunun alanı artacak, böylece kara deliğin dışındaki maddenin entropisi ile ufukların alanının toplamı asla azalmamış olacaktı.

Görünüşe göre bu varsayım termodinamiğin ikinci yasasının ihlal edilmesini çoğu durumda engelliyordu. Ancak çok önemli bir kusura sahipti. Kara deliğin entropisi varsa sıcaklığı da olmalıydı. Ancak belli bir sıcaklığı olan cismin belirli bir hızda ışınım yayması gerekir. Soba demirinin ateşte ısıtıldığında kırmızı bir renk alarak ışınım yaydığı bilgisi deneyimimizle de sabittir, ancak daha düşük sıcaklıktaki cisimler de ışınım yayar, sadece miktar oldukça küçük olduğu için normalde bunun farkına varmayız. Bu ışınım ikinci yasanın çiğnenmemesi için gereklidir. Dolayısıyla kara delikler de ışınım salmalıdır. Ancak kendi tanımları gereği kara delikler hiçbir şeyi salmaması gereken cisimlerdir. Bu yüzden de bir kara deliğin olay ufkunun alanının onun entropisi olarak görülemeyeceği düşünüldü. 1972 yılında Brandon Carter ve Amerikalı meslektaşımız Jim Bardeen’le beraber benim yazdığım makalede, entropi ile olay ufkunun alanı arasında çok sayıda benzerlik olmasına rağmen işte bu bariz büyük sorunun var olduğunu belirttik. Bu makaleyi kaleme alırken duyduğum isteğin kısmen, benim olay ufkunun alanındaki artış keşfimi kötüye kullandığı hissini taşıdığım Bekenstein’a olan kızgınlığımdan kaynaklandığını itiraf etmeliyim. Ancak en sonunda aslında onun haklı olduğu kesinlikle beklemediği bir tarzda da olsa ortaya çıktı.

1973 yılı Eylül ayındaki Moskova yolculuğumda önde gelen iki Sovyet uzman Yakov Zeldovich ve Alexander Starobinsky ile konuşmalarımız oldu. Beni kuantum mekaniğinin belirsizlik ilkesi uyarınca dönen kara deliklerin parçacık yaratması ve yayması gerektiğine ikna ettiler. Gerekçelendirmelerine fizik bilimi açısından yaklaşarak inanmış, ancak yayınımı hesap ederken kullandıkları matematiksel yöntemi beğenmemiştim. Bu yüzden daha iyi bir matematiksel işleme ulaşmak için çalışmaya koyuldum ve bunu ilk kez 1973 yılı Kasım sonlarında Oxford’daki resmi olmayan bir seminerde tarif ettim. O zamana dek henüz yayınımın ne kadar olacağını bulmamı sağlayacak hesaplamaları yapmamıştım. Beklentim tam da Zeldovich ve Starobinsky’nin dönen kara delikten yayılmasını öngördüğü ışınımı bulmaktı. Ancak hesaplamayı yapınca şaşırarak ve canım sıkılarak dönmeyen kara deliklerin bile sabit hızda parçacıklar yaratması ve yayması gerektiğini buldum. Önce bu yayınımın kullandığım yaklaştırımlardan birinin geçersizliğine işaret ettiğini düşündüm. Bekenstein’ın bunu duyduğunda benim o dönemde beğenmediğim kara deliklerin entropisi hakkındaki fikirlerini daha iyi gerekçelendirmek için kullanacağından korktum. Ancak üzerinde düşünmeye devam ettikçe yaklaştırımların doğru olması gerektiğine daha fazla ikna oluyordum. Beni en sonunda yayınımın gerçek olduğuna ikna eden şeyse, yayılan parçacıkların tayfının bir sıcak cisim tarafından yayılanla tam olarak aynı olması ve kara deliğin yaydığı parçacıkların tam da termodinamiğin ikinci yasasının çiğnenmesinden kaçınmak için gereken hızda olmasıydı. O günden bugüne başkaları da bu hesaplamaları birkaç değişik biçimde yaptı. Hepsi de bir kara deliğin sadece kütlesine bağlı olan bir sıcaklığa sahip bir sıcak cisimmiş gibi parçacık ve yayınım salması gerektiğini doğruladı: Kütle ne kadar büyükse, sıcaklık o kadar düşüktü.

Olay ufkundan hiçbir şeyin kaçamayacağını biliyorsak eğer, bir kara deliğin parçacık yayıyor olması nasıl mümkün olmaktadır? Kuantum kuramının buna verdiği yanıt, parçacıkların kara deliğin içerisinden değil, kara deliğin olay ufkunun hemen dışındaki “boş” uzaydan geldikleridir! Bunu şu biçimde anlayabiliriz: “Boş” uzay olduğunu düşündüğümüz şey tamamıyla boş olamaz, çünkü bu tüm alanların (örneğin kütleçekim alanları ve elektromanyetik alanların) tam olarak sıfır olmasının gerektiği anlamına gelir. Ancak bir alanın değeri ve bunun zamana göre değişim oranı, bir parçacığın konumu ve hızı gibidir: Belirsizlik ilkesi bu niceliklerden birini ne kadar kesin bilirsek, diğerini o kadar daha düşük bir kesinlikle bilebileceğimizi söyler. Dolayısıyla boş uzayda alan tam olarak sıfırda sabitlenemez, çünkü bu durumda hem kesin bir değeri (sıfır) hem de kesin bir değişim oranı (o da sıfır) olur. Alanın değerinde minimum miktarda bir belirsizliğin veya kuantum dalgalanmalarının olması şarttır. Bu dalgalanmaları belli bir zamanda beraber ortaya çıkan, birbirinden ayrılan, sonra tekrar birleşen ve birbirini yok eden bir ışık parçacığı çifti veya madde parçacığı çifti olarak düşünebiliriz. Bu parçacıklar güneşin kütleçekim kuvvetini taşıyan parçacıklara benzer sanal parçacıklardır: Gerçek parçacıklardan farklı olarak bir parçacık algılayıcısıyla doğrudan gözlemlenemezler. Ama atomlardaki elektron yörüngelerinin enerjisindeki küçük değişiklikler gibi dolaylı etkileri ölçülebilir ve kuramsal öngörülere çok büyük bir doğruluk oranıyla uyarlar. Belirsizlik ilkesi elektronlar veya kuarklar gibi benzer başka sanal madde parçacıkları çiftlerinin de varlığını öngörür. Ancak bu durumda çiftin bir üyesi bir parçacık, diğeri karşı-parçacık olacaktır. (Işığın ve kütleçekimin karşı-parçacıklarıyla parçacıkları aynıdır.)

Enerji yoktan var edilemeyeceği için bir parçacık/karşı- parçacık çiftinde eşlerden biri artı enerjiye, diğeri eksi enerjiye sahip olacaktır. Eksi enerjili olan kısa ömürlü bir sanal parçacık olmaya mahkûmdur, çünkü normal durumda gerçek parçacıklar her zaman artı enerjiye sahiptir. Bu yüzden eşini arayıp bulmak ve onunla beraber imha olmak zorundadır. Ancak kütleli bir cismin yakınındaki bir gerçek parçacık, uzakta olsaydı sahip olacağından daha az enerjiye sahiptir; bunun nedeni cismin kütleçekim etkisine karşı uzakta durmayı başarmanın çok fazla enerji almasıdır. Normalde parçacığın enerjisi hâlâ artıdır, ancak bir kara deliğin içerisindeki kütleçekim alanı öyle yeğindir ki, orada bir gerçek parçacık bile eksi enerjiye sahip olabilir. Bu yüzden bir kara delikle karşı karşıya kaldığında eksi enerjili sanal parçacığın kara deliğin içine düşmesi ve gerçek bir parçacık veya karşı-parçacık haline gelmesi mümkündür. Bu durumda artık eşiyle beraber imha olması gerekmez. Terkedilmiş eşin de kara deliğe düşmesi veya artı enerjisiyle gerçek bir parçacık veya karşı-parçacık olarak kara deliğin yakınından uzaklaşması mümkündür. Uzaktaki bir gözlemciye bu parçacık kara delikten salınmış gibi gözükür. Kara delik ne kadar küçükse, eksi enerjili parçacığın gerçek parçacık olmadan önce katetmesi gereken mesafe o kadar kısa, bu yüzden yayınım hızı (ve kara deliğin görünen sıcaklığı) o kadar büyük olur.

Dışarı giden ışınımın artı enerjisi, kara deliğin içerisine eksi enerji parçacıklarının akışıyla dengelenir. Einstein’ın E=mc2 denklemine göre (E enerji, m kütle, c ışık hızı), enerji ile kütle orantılıdır. İçerisine akan eksi enerji bu yüzden kara deliğin kütlesini azaltır. Kara delik kütle kaybedince olay ufkunun alanı küçülür, ama kara deliğin entropisindeki bu azalma yayılan ışınımın entropisince fazlasıyla karşılanır, böylelikle termodinamiğin ikinci yasası asla çiğnenmemiş olur.

Dahası kara deliğin kütlesi ne kadar azalırsa, sıcaklığı o kadar yükselir. Bu yüzden kara delik kütle kaybettiğinde sıcaklığı ve yayınım hızı artar, dolayısıyla kütle kaybı daha da hızlanır. En sonunda kara deliğin kütlesi aşırı küçük hale geldiğinde ne olacağı açık değil, ama en mantıklı tahmin milyonlarca hidrojen bombasının patlamasına denk son bir muazzam yayınım püskürmesiyle kara deliğin yok olmasıdır.

Kütlesi güneşten birkaç kat daha büyük olan bir kara delik, mutlak sıfırın sadece bir derecenin on milyonda biri kadar üstünde bir sıcaklığa sahip olur. Bu evreni dolduran mikrodalga ışınımının sıcaklığından (mutlak sıfırın yaklaşık 2,7° üzerinde) çok daha azdır, dolayısıyla bu tip kara delikler soğurduklarından bile daha az ışınım yayarlar. Evrenin kaderi eğer sonsuza dek genişlemeye devam etmekse, mikrodalga ışınımının sıcaklığı en nihayetinde bu tip bir kara deliğin sıcaklığının da altına düşecek ve bu durumda kara delik kütle kaybetmeye başlayacaktır. Ama bu durumda bile sıcaklığı o kadar düşük olacaktır ki, tamamen buharlaşması için bir milyon milyon milyon milyon milyon milyon milyon milyon milyon milyon milyon (1’in ardından altmış altı sıfır) yıl gerekecektir. Evrenin yaşı sadece on veya yirmi milyar (1 veya 2’nin ardından on sıfır) yıl olduğuna göre, bu evrenin yaşından çok daha uzundur. Öte yandan 6. Bölümde bahsettiğimiz gibi evrenin çok erken evrelerinde düzensizliklerin çökmesiyle meydana gelen, çok daha küçük kütleli ilksel kara delikler var olmuş olabilir. Bu tip kara delikler çok daha yüksek bir sıcaklığa sahip olur ve çok daha büyük oranda ışınım yayarlar. Başlangıç kütlesi bir milyar ton olan bir ilksel kara deliğin yaşam süresi kaba bir hesapla evrenin yaşıyla aynı olur. Başlangıç kütleleri bundan daha az olan ilksel kara delikler şimdiye dek tamamen buharlaşmış olur, ama bundan çok az daha büyük kütlesi olanlar halen X ışınları ve gama ışınları biçiminde ışınım yayarlar. Bu X ışınları ve gama ışınları ışık dalgalarına benzer, sadece dalga boyları çok daha kısadır. Bu tip deliklerin kara sıfatını hak etmesi zordur: Renkleri beyazdır ve yaklaşık on bin megawattlık bir enerji yayarlar.

Gücünden faydalanabiliyor olsak, böylesi bir kara delik on adet enerji santralini çalıştırabilirdi. Ama bu çok zordur diyebiliriz: Bu kara deliğin kütlesi, bir dağın kütlesinin bir santimetrenin milyon kere milyonda birinden daha aza, bir atom çekirdeğinin boyutlarına sıkıştırılmasına eşittir! Bu kara deliklerden biri dünyanın yüzeyinde olsaydı, onun yerin yüzeyinden dünyanın merkezine düşmesini engellemek olanaksız olurdu. En sonunda merkeze yerleşene dek toprağın altında bir aşağı bir yukarı salınırdı. O halde yaydığı enerjiyi kullanabilmek için bu tip bir kara deliği yerleştirebileceğiniz tek yer dünya çevresindeki bir yörünge olurdu. Dünya çevresinde yörüngeye oturmasını sağlayacak tek şey de, eşeğin önüne koyulmuş havuç misali, önündeki büyük bir kütlenin onu peşinden sürüklemesini sağlamak olurdu. Bu en azından yakın gelecek için pek de pratik bir öneri olarak gözükmüyor.

Bu durumda bu ilksel kara deliklerin yayınımından faydalanamıyor olsak bile acaba onları gözlemleme şansına sahip miyiz? İlksel kara deliklerin yaşam sürelerinin büyük bir bölümünde yaydıkları gama ışınlarının peşine düşebiliriz. Çok uzakta oldukları için çoğunun ışınımı çok zayıf olsa da hepsinin toplamı tespit edilebilir. Gerçekten de gama ışınlarının bu tip bir ardalanını gözlemliyoruz: Şekil 7.5 farklı frekanslarda (saniye başına dalgaların sayısı) gözlemlenen yoğunluğun nasıl farklılaştığını gösteriyor. Ancak bu ardalan, ilksel kara deliklerden daha başka süreçlerin sonucunda oluşmuş olabilir, muhtemelen de öyle olmuştur. Şekil 7.5’deki kesikli çizgi, sayıları kübik ışık yılı başına ortalama 300 olduğunda ilksel kara deliklerce bırakılan gama ışınlarının yoğunluğunun frekansa bağlı nasıl değişmesi gerektiğini gösteriyor. Buradan yola çıkarak gama ışınları ardalanının gözlemlenmesinin ilksel kara deliklerin varlığına ilişkin pozitif bir kanıt oluşturmadığı, ancak sayılarının ortalama olarak evrendeki her bir kübik ışık yılında 300’den fazla olamayacağını gösterdiği söylenebilir. Bu sınır, ilksel kara deliklerin evrendeki maddenin en fazla milyonda birini oluşturabileceği anlamına gelir.

İlksel kara delikler bu kadar az bulunur durumdaysa, bağımsız bir gama ışını kaynağı olarak gözleyebileceğimiz kadar yakınımızda olmamaları da mantıklı olandır. Öte yandan kütleçekim ilksel kara delikleri maddelere doğru çektiği için onlara galaksilerin içerisinde ve çevresinde daha sık rastlayabiliriz. Dolayısıyla gama ışını ardalanı kübik ışık yılı başına ortalama olarak 300’den fazla ilksel kara delik olamayacağını gösterse de, bize kendi galaksimizde ne sıklıkta olabileceklerine dair herhangi bir şey söylemez. Diyelim ki bundan bir milyon kez daha sık görülüyor olsalar, o zaman bize en yakın kara delik tahminen bir milyar kilometrelik bir uzaklıkta veya yaklaşık bir ifadeyle, sistemimizdeki bize en uzak gezegen olan Plüton kadar bir uzaklıkta olurdu. Yine bu uzaklıktaki bir kara deliğin düzenli yayınımını tespit etmek, yayınım on bin megawatt bile olsa çok zor olurdu. Bir ilksel kara deliği gözlemleyebilmek için aynı yönden bir hafta gibi makul bir zaman boyunca gelen birkaç gama ışını kuantumunu tespit etmek gerekirdi. Çünkü aksi halde ardalanın parçası olmaları mümkündür. Ancak Planck’ın kuantum ilkesi bize her bir gama ışını kuantumunun çok yüksek bir enerjiye sahip olduğunu söyler, bunun nedeni gama ışınlarının çok yüksek frekansa sahip olmasıdır. Bu yüzden on bin megawatt değerinde bile olsa ışınım için fazla sayıda kuantum gerekmez. Plüton mesafesinden gelen bu az sayıdaki kuantumu gözlemlemek ise şu ana dek inşa edilenlerin hepsinden daha büyük bir gama ışını algılayıcısını gerektirir. Üstüne üstlük bu dedektörün uzayda olması gerekir, çünkü gama ışınları atmosferin içinden geçemez.

Elbette Plüton kadar yakınımızdaki bir kara delik yaşamının sonuna ermiş ve patlamış olsa, yayınımın son püskürmesini tespit etmek kolay olurdu. Ama eğer kara delik son on veya yirmi milyar yıldır yayınımını sürdürüyorsa, yaşamının geçmişi ve geleceğindeki birkaç milyon yılda değil, önümüzdeki birkaç yılda sona ermesi olasılığı gerçekten epey azdır! Bu yüzden eğer araştırma ödeneğiniz bitmeden önce bir patlama görme olasılığınızı makul seviyelere çekmek istiyorsanız, yaklaşık bir ışık yılı kadar bir uzaklık içerisindeki patlamaları tespit etmek için bir yol bulmanız gerekecektir. Aslına bakılırsa esasen Nükleer Deneme Yasağı Antlaşması koşullarının çiğnenmesini denetlemek amacıyla inşa edilmiş uydular tarafından uzayda tespit edilmiş olan gama ışını püskürmeleri vardır. Bunlarla ayda yaklaşık on altı kez karşılaşıyoruz ve gökyüzünde neredeyse her yönde düzgün biçimde dağılmış biçimde karşımıza çıkıyorlar. Bu güneş sisteminin dışından geldiklerinin bir göstergesi, aksi halde gezegenlerin yörünge düzlemlerine doğru yoğunlaşmış olmalarını beklerdik. Bu düzgün dağılım aynı zamanda, bu kaynakların bize yakın sayılabilecek bir yerde ya galaksimizin içinde ya da hemen dışında olduklarının da göstergesi, çünkü aksi halde yine galaksinin düzlemine doğru yoğunlaşmış olurlardı. İkinci durumda püskürmelere sebep olmak için gereken enerji minik kara deliklerce üretilmiş olmak için fazlasıyla yüksek; ancak kaynaklar galaktik ölçüler açısından yakın bir mesafede olsalardı, bunların patlayan kara delikler olması mümkün olurdu. Ben durumun bu olduğu konusunda neredeyse eminim, ama gama ışını püskürmeleri için çarpışan nötron yıldızları gibi başka açıklamaların da mümkün olduğunu göz önünde bulundurmalıyım. Önümüzdeki yıllarda özellikle LIGO gibi kütleçekim dalga dedektörlerince yapılacak yeni gözlemlerin gama ışını püskürmelerinin kökenini keşfetmemizi sağlayacağı düşüncesindeyiz.

İlksel kara delik arayışımız olumsuz sonuçlansa bile (ki bugün için öyle gözüküyor) yine de bu araştırma bize evrenin çok erken evreleri hakkında önemli bilgiler sağlayacak. Erken evren kaotik ya da düzensiz olsaydı veya maddenin basıncı düşük olsaydı, erken evrenin gama ışını ardalanı gözlemlerimizin belirlediği sınırdan daha fazla ilksel kara delik meydana getirmiş olmasını bekleyebilirdik. İlksel kara deliklerin gözlenebilir sayıda olmaması, sadece erken evren çok yüksek bir basınçla, çok düz ve düzenli olursa açıklanabilir.

Kara delik ışınımı fikri, 20. yüzyılın büyük kuramları olan genel görelilik ve kuantum mekaniğinin ikisine birden esaslı biçimde bağlanan bir öngörünün ilk örneği oldu. Var olan “Bir kara delik nasıl olur da bir şey yayabilir?” yaklaşımını alabora ettiği için başlangıçta çok geniş bir muhalefetle karşılaştı. Yaptığım hesaplamaların sonuçlarını Oxford yakınlarındaki Rutherford-Appleton Laboratuvarındaki bir konferansta ilk açıkladığımda karşılaştığım şey genel olarak kimsenin bana inanmaması oldu. Konuşmamın sonunda oturumu yöneten Kings College’tan John G. Taylor bunun tam bir saçmalık olduğunu iddia etti. Hatta bu içerikte bir makale kaleme aldı. Ancak en sonunda insanların çoğu (bunlara John Taylor dahil) eğer genel görelilik ve kuantum mekaniği hakkındaki diğer fikirlerimiz doğruysa, kara deliklerin sıcak cisimler gibi ışınım yayması gerektiği sonucuna vardı. Bu yüzden henüz bir ilksel kara delik bulmayı başaramamış olsak da, eğer bulursak, artık genel kabul odur ki bu kara delik çok fazla gama ışını ve X ışını yayıyor olacak.

Kara deliklerden kaynaklanan ışınımın varlığı, kütleçekim çökmesinin daha önce düşündüğümüz gibi bir son ve geri dönülemez olmadığına işaret ediyor diyebiliriz. Bir astronot bir kara deliğin içine düşerse kara deliğin kütlesi artacak, ancak en sonunda bu fazladan kütleye denk bir enerji evrene ışınım biçiminde dönecektir. Bu yüzden astronot bir anlamda “geri dönüşüme” uğrayacaktır. Bir çeşit ölümsüzlük evet, ama oldukça üzüntü verici, çünkü kara deliğin içerisinde parçalarına ayrıldığında astronot için kişisel bir zaman kavramı neredeyse tam bir kesinlikle sona erecektir! En sonunda kara delik tarafından yayılan parçacık türleri bile astronotu oluşturanlardan genel olarak farklı olacaktır: Astronotun yaşamayı başaran tek özelliği kütlesi veya enerjisi olacak.

Kara deliklerdeki yayınıma ulaşmak için kullandığım yaklaştırımlar, kara delik bir gramın kesirinden daha büyük bir kütleye sahip olduğunda geçerliliğini koruyacak düzeydedir. Ancak kara deliğin yaşamının sonunda kütlesi çok küçük hale geldiğinde geçersiz hale geleceklerdir. Buradan çıkacak en olası sonuç kara deliğin (en azından evrenin bizim bölgemizde) yok olması ve astronotun yanı sıra eğer varsa içerisinde olabilecek bütün tekillikleri de kendisiyle birlikte götürmesidir. Bu kuantum mekaniğinin genel göreliliğin öngördüğü tekillikleri ortadan kaldırabileceğinin ilk göstergesi oldu. Ancak ben ve diğer insanlar tarafından 1974’te kullanılan yöntemler kuantum kütleçekiminde tekilliklerin olup olmayacağı gibi soruları yanıtlayamıyordu. Bu yüzden 1975’ten itibaren Richard Feynman’ın geçmişlerin toplamı fikrine dayalı daha güçlü bir kuantum kütleçekimi yaklaşımını geliştirmeye başladım. Bundan sonraki iki bölümde bu yaklaşımın evrenin kökeni, kaderi ve içerdiklerine (astronotlar gibi) ilişkin öngördüğü yanıtlardan bahsedeceğiz. Belirsizlik ilkesinin bütün öngörülerimizin kesinliğine sınırlamalar getirmesine rağmen aynı zamanda bir uzayzaman tekilliğinde gerçekleşen temel öngörülemezliği giderebileceğini de göreceğiz.

(…)

*Bu okuma parçasının yayını için Alfa Kitap’a teşekkür ederiz.
*Kitabın bu kısmında geçen çizimlere bu okuma parçasında yer verilmemiştir.

Soru, yorum ve eleştirilerinizi gönderebilirsiniz.

E-Posta adresiniz yayınlanmayacaktır.