Samanyolu galaksimizin yaklaşık dört milyar yıl içinde komşu Andromeda galaksisine çarpıp onunla birleşerek Milkomeda galaksisi olarak adlandıracağımız yeni bir galaksi oluşturacağı kesin.

Karanlık bir kırsalda, bulutsuz, berrak bir gökyüzünün altındaysanız muhteşem bir yıldız manzarası izleyebilirsiniz. Çıplak gözle görebileceğiniz yıldız sayısı 3.000 kadarken, eğer teleskopunuz varsa ve gökyüzüne dönükse, birbirinin üstüne yığılmış, uzayzamanda geçmişe doğru oyulmuş sayısız ışık zerresinin akıllara durgunluk veren manzarasına tanık olursunuz. Ama sadece şu an içinde yaşadığımız kozmolojik çağın geçici evrenidir bu: Stelliferous Era, yani Yıldız Çağı.

Evrenin geçmişini, bugününü ve geleceğini düşünmenin ve tartışmanın birçok yolu var ancak hemfikir olunması gereken tek şey evrenin kendisi dâhil evrilmeyen hiçbir şeyin olmadığıdır. İçinde yaşadığımız evrenin bu çağı ne ilk ne de sondur; yani dönüşüme mahkûmdur. Evrenin aşağıda öngörülen kozmolojik evrim öyküsüne herkesin katılmadığını belirtmekte fayda var, ama bununla birlikte, birçok gökbilimci tarafından, işaret edilen şu beş çağın, günümüzdeki bilimsel veriler göz önüne alındığında, en doğru yaklaşım olduğu düşünülmekte.

İlk Çağ (Primordial Era), Yıldız Çağı (Stelliferous Era), Bozunum Çağı (Degenerate Era), Kara Delik Çağı (Black Hole Era) ve son olarak Karanlık Çağ (Dark Era).

İlk Çağ

Burası evrenin başladığı yer, ancak ondan önce başka bir evren olup olmadığı ve bizim evrenimizin nereden geldiği kesinlikle tartışmaya açık. Ama içinde yaşadığımız bu bilinmezin bir başlangıcı olduğu kesin ve bu da yaklaşık 13,8 milyar yıl önce bir Büyük Patlama ile başlıyor. İlk anın oldukça kısa bir süre olduğunu biliyoruz; kaldı ki bu dönemde uzayzaman ve fizik yasalarının henüz var olmadığı düşünülüyor. Bu garip, bilinemeyen aralık, 10^-44 saniye süren Planck Zaman’la tasvir ediliyor. “Saniyenin trilyonda birinin trilyonda birinin trilyonda birinin…” gibi tanımlamalar yerine, algımızın doğru çalışması için şu betimlemeyi tercih ediyorum. Bir saniyenin içindeki Planck Zaman birimi, evrenin oluşumundan bu yana geçen 13,8 milyar yılın içindeki saniye biriminden fazladır. Diğer bir deyişle, bildiğimiz bir saniyelik zaman diliminde, evrenin var olduğu andan itibaren geçen saniye sayısından daha çok Planck Epoch vardır.

Şu anda bu dönem hakkında bildiğimiz şeylerin çoğu teorik ve büyük ölçüde genel görelilik ve kuantum kütleçekimi adı verilen kuantum kuramlarının kısmen birleştirilmesine dayanmakta; ama hepsi de revizyona uğrayacak gibi görünüyor. (Bir M Kuramı oluşturmak için birkaç Einstein’a daha ihtiyacımız olduğu kesin.)

Büyük Patlama'nın hemen ardından bir saniye içinde, evrenin aniden bir faz değişimiyle balonlaşmasıyla, muazzam bir şişme başladı. Dakikalar içinde plazma soğumaya başladı ve atom altı parçacıklar oluşmaya, birbirlerine kenetlenmeye başladı. Big Bang'den sonraki 20 dakika içinde soğuma hızla arttı ve bugün kendi güneşimizde gördüğümüze benzer şekilde, çoğunlukla % 75 hidrojen ve % 25 helyum içeren bir evren ortaya çıktı. Elektronlar fotonları yutarak evreni opak bıraktı.

Büyük Patlama'dan yaklaşık 380.000 yıl sonra evren yeterince soğumuştu ve hayatta kalabilen ilk kararlı atomlar oluşmaya başladı. Atomlarda elektronlarla tutulan fotonlar, bugün Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması olarak adlandırdığımız fon radyasyonu olarak salındı. Gökbilimcilerin kozmik fon radyasyonunda ölçtüğü dikkate değer genel tutarlılık nedeniyle şişmenin gerçekleştiğine inanılıyor. Bu kuramı inşa eden Alan Guth, Şişme’nin bir çarşafı hızlıca çekmeye benzediğini ve aniden evrenin enerjisini pürüzsüz hale getirdiğini öne sürüyor. Geriye kalan daha küçük düzensizlikler, yıldız oluşumu için tohum görevi gören daha yoğun enerji alanlarında bir araya gelerek genişledi; bunların kütleçekimi, karanlık madde ve sonunda ilk yıldızlarda birleşen madde tarafından çekildi.

Yıldız Çağı

İçinde yaşadığımız bu çağ, evrende var olan çoğu maddenin aktif dönemde yıldız ve galaksi şeklini aldığı çağdır. Bir yıldız, ancak bir gaz bulutu yoğunlaştığında ve sıkıştığında oluşuma elverişli olur. Ama bir araya toplanmak ve safları sıklaştırmak her zaman yeterli olmayabilir. Toplaşan gaz bulutunun nükleer füzyonu tetiklemeye yetecek kadar ısı üretmesi gerekir. Yıldız olmak kolay değildir; yıldız olma hevesiyle yola düşenler sadece bir gaz topu olarak da kalabilirler. (Çok uzağa bakmaya gerek yok; en yakın örnek Jüpiter.)

İlk yıldızlar muazzam büyüklükteydi ve ömürleri nispeten daha kısa sürdü. Yıldızın büyüklüğü hızla yanmasına sebep olur ve çekirdeğinde biriktirdiği diğer atomları yakma becerisini sağlayan yıldızlar birkaç milyon yıl içinde ölür. İlk kuşak yıldızların hepsi kısa sürede birer süpernova olarak patladı ve çok daha küçük yıldızların oluşması için hammadde sağladı. (Varoluşumuza hükmeden atomların oluşum anı burası. Bu yıldızların evrene saçtıkları atomların bir araya toplanmış formlarından ibaretiz.)  Daha küçük formda oluşan yıldızlarsa kütleçekimi sayesinde yakınlaştı ve galaksiler adında mahalleler kurdular.

Enerjiyi daha yavaş tüketen daha küçük yıldızlar daha uzun süre aktif kalır. Her halükarda, yıldızlar –ve galaksiler– bu çağda sürekli doğar ve ölürler, kimileri yanarak kendini tüketir, kimileri bir pulsara veya kara deliğe dönüşür, kimileri ise gaz kavgasına tutuşur veya birbiriyle çarpışır. Ama bu dönemde sürekli olan bir şey vardır; biri gider, biri gelir. Bir yıldızın ölümü bir başkasının doğumu demektir.

Evren ivmelenerek genişlemekte, ama kütleçekimin hakim olduğu bölgelerde, karanlık enerjinin ivmelendirdiği kaçıştan etkilenmeyen yerel gruplardaki galaksiler mecburen birleşir. Örneğin, Samanyolu galaksimizin yaklaşık dört milyar yıl içinde komşu Andromeda galaksisine çarpıp onunla birleşerek Milkomeda galaksisi olarak adlandıracağımız yeni bir galaksi oluşturacağı kesin. Güneş sistemimiz aslında bu çarpışma ve birleşme sonrasında inanılmaz bir şekilde hayatta kalacak çünkü yıldızların birbiriyle çarpışması çok nadir rastlanan bir durum (çünkü aralarındaki uzaklık çok ama çok fazla), ancak fazla sevinmeyin. Bundan yaklaşık üç milyar yıl önce, Güneş'in hidrojeni tükenmeye başlayacak ve kırmızı dev fazına geçmek üzere harekete geçecek. Yaşam kaynağımızın sadece %10 luk bir büyümesi bile yeryüzündeki sıcaklığı 450 C. dereceye kadar yükseltecek. Genişleyen güneşin boyutu, milyarlarca yıldır biriktirdiği helyumu yakarken Merkür’ü, Venüs’ü ve Dünya’yı içine alacak kadar genişleyecek. Sonunda Helyum’u bitirip beyaz bir cüceye dönecek ve küçülecek olsa da, civarda eğer bizler gibi yaşam formları varsa hepsinin canına okuyacak. (Belki de zamanında kıymetini bilmediğimiz için.)

Bozunum Çağı

Sırada, Büyük Patlama'dan yaklaşık bir kentilyon yıl sonra başlayacak ve ondan sonra bir duodesilyona kadar sürecek olan Bozunum Çağı var. (Bu zaman dilimi gerçekten çok geniş) Bu, bugün gördüğümüz yıldız kalıntılarının evrene hâkim olacağı dönem. Yukarı bakacak olabilseydilk –sahneyi kesinlikle bundan çok daha önce terk etmiş olacağız– sadece bir avuç loş ışık noktasının kaldığı çok daha karanlık bir gökyüzü görürdük: Beyaz cüceler, kahverengi cüceler ve nötron yıldızları. Bu ‘bozunmuş yıldızlar’, şu anda gördüklerimizden çok daha soğuk ve çok daha az ışık yayarlar. Yıldız artıkları çarpışırken kısa enerji parlamalarla çiftleşebilirler ve birleşik kütleleri, kozmik zaman ölçeğinde kısa bir süre dayanacak olan düşük enerjili yıldızlar haline gelebilir. Ancak görünür spektrumda, gökyüzü çoğunlukla ışıktan yoksun olacaktır. Bu dönemde, evrende kalan mevcut hidrojenin çoğu küçük kahverengi cücelerde barınacak. Yıldız kalıntılarından beslenen kara delikler ise yavaş yavaş büyümeye başlayacak. Yeni yıldızların oluşumu için çok az hidrojen kaldığından, evren daha sönük ve gitgide daha soğuk bir hale gelecek.

Kara Delik çağı

Ve sonra, evrenin başlangıcından beri var olan protonlar ölmeye, bildiğimiz madde çözülmeye ve arkasında atom altı parçacıklardan, sahipsiz radyasyondan ve kara deliklerden oluşan bir evren bırakmaya başlayacak. Uzun bir süre boyunca, kara delikler evrene hâkim olacak ve evrende artakalan kütle ve enerjiyi çekecek.

Ama S. Hawking’in öngördüğü üzere kara delikler çok yavaş da olsa parçacık salınabilir ve bir kara delik eninde sonunda buharlaşır. Güneşin kütlesinden 50 kat küçük bir kara deliğin dağılması yaklaşık 10⁶⁸ yıl alır. Süper kütleli bir karadeliğin buharlaşması içinse 10⁹² yıl geçmesi gerekecektir. Bozunum Çağı’nda geçecek süreç, bu çağda geçecek süreçle kıyaslanmaz bile. (Yine “trilyon kere trilyon kere trilyon kere…” demeyelim.)

Bir kara delik, sonunda son damlasına damladığında, evrende kalan tek enerjinin bir kısmını dışarı bırakan küçük bir ışık patlaması meydana gelir. Bu noktada, en az 10⁹² yıldan sonra, evren, yalnızca düşük enerjili, çok zayıf atom altı parçacıklar ve fotonlar içeren bir yapı olacak.

Karanlık Dönem

Önceki dönemler biraz karmaşık gibi gözükebilir ama bu son dönem oldukça kolay bir şekilde özetlenebilir. Perde kapanır ve ışıklar söner; sonsuza dek…

***

İleri Okuma: The Five Ages of the Universe: Inside the Physics of Eternity, Fred Adams, Gregory Laughlin (İlk baskısı 1999 yılında yapılan kitap, en son 2013 yılında güncel bilimsel verilere göre güncellenmiştir.)