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

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

Boş, üç boyutlu bir ızgara yerine bir kütle koymak, "düz" çizgilerin belirli bir miktarda eğrilmesine neden olur. Dünya'nın yerçekimsel etkileri nedeniyle uzayın eğriliği, yerçekiminin görselleştirilmesinden biridir ve genel göreliliğin özel görelilikten ayrıldığı temel bir yoldur. Farkına varmamız gereken ilk şey, yerçekimi teorimizde -Einstein'ın genel görelilik teorisi- evrenimizdeki madde ve enerji ile uzay-zamanın davranış şekli arasında muazzam güçlü bir ilişki olduğudur. Mevcut madde ve enerjinin varlığı, miktarı ve türleri uzay-zamanın zaman içinde nasıl eğrildiğini ve geliştiğini belirler ve bu eğri uzay-zamana, maddeye ve enerjiye nasıl hareket edeceğini söyler.

Einstein’ın teorisi son derece karmaşıktır. Genel Görelilik’teki ilk tam çözümün bulunması aylar sürdü ve bu, içinde dönmeyen ve yüksüz bir noktasal kütlenin bulunduğu bir evren içindi. Aradan 100 yıldan fazla zaman geçmiş olmasına rağmen, hâlâ yalnızca yaklaşık iki düzine tam çözüm bilinmektedir. Neyse ki, bunlardan biri, her yerde eşit miktarda madde, radyasyon ve aklınıza gelebilecek diğer enerji türleriyle eşit şekilde dolu bir evren içindir. Evrene baktığımızda ve ölçüm yaptığımızda, en büyük kozmik ölçeklerde gördüğümüz şeyin bu tanıma uyduğunu fark ediyoruz. Modern kozmolojide, evreni saran büyük ölçekli bir karanlık madde ve normal madde ağı bulunmaktadır. Tekil galaksiler ve daha küçük ölçeklerde, maddeden oluşan yapılar çok yüksek derecede doğrusal olmayan (non-lineer) olup yoğunlukları ortalama yoğunluktan büyük ölçüde sapmaktadır. Ancak çok büyük ölçeklerde, bir alanın yoğunluğu, ortalama yoğunluğa çok yakın bir seviyededir; yaklaşık %99,99 doğruluk payıyla.

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

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

Peki ya diğer tarafta? Hızla fark ettiğimiz şey, uzay dokusunun zamanla nasıl değiştiğini ifade eden bir şeydi: ya genişliyor ya da daralıyordu. Bunun hangisinin doğru olduğunu ise ancak gözlemlerle anlayabiliriz. Bazıları tarafından evrendeki en önemli denklem olarak adlandırılan bu tek denklem, bize evrenin zaman içinde nasıl evrildiğini anlatır. Bunun ne anlama geldiğini bir düşünün: Evrenin genişleme veya daralma hızı, içindeki tüm madde ve enerjinin -tüm farklı biçimleriyle- toplamına doğrudan bağlıdır.

Biz bunu ölçmeden önce, yaygın varsayım, evrenin ne genişlediği ne de daraldığı, statik olduğu yönündeydi. Einstein, denklemlerinin maddeyle dolu bir evrenin yerçekimsel çöküşe karşı kararsız olacağını fark ettiğinde, yerçekimi kuvvetini tam olarak dengelemek için bir kozmolojik sabit ekledi; evrenin Büyük Çöküş ile içine çökmesini engellemek için düşünebildiği tek yol buydu. Aslında maddi destek istememizin nedeni çok basit: Çünkü Evrim Ağacı, bizim tek mesleğimiz, tek gelir kaynağımız. Birçoklarının aksine bizler, sosyal medyada gördüğünüz makale ve videolarımızı hobi olarak, mesleğimizden arta kalan zamanlarda yapmıyoruz. Dolayısıyla bu işi sürdürebilmek için gelir elde etmemiz gerekiyor. Eğer hem Evrim Ağacı'ndan hayatımızı idame ettirecek, mesleklerimizi bırakmayı en azından kısmen meşrulaştıracak ve mantıklı kılacak kadar bir gelir kaynağı elde edemezsek, mecburen Evrim Ağacı'nı bırakıp, kendi mesleklerimize döneceğiz. Ama bunu istemiyoruz ve bu nedenle didiniyoruz.

Einstein, Lemaître’nin çalışmasına cevaben “Hesaplamalarınız doğru, ama fiziğiniz iğrenç!” diye yazmıştır. Yine de Hubble’ın önemli gözlemleri geldiğinde, sonuçlar tartışmasızdı: Evren gerçekten genişliyordu ve statik bir çözümle tamamen tutarsızdı. 1929'daki Hubble'ın Evrenin genişlemesine dair orijinal gözlemleri, ardından daha detaylı ama aynı zamanda belirsiz olan gözlemler geldi. Hubble'ın grafiği, selefleri ve rakiplerine kıyasla superior verilerle kırmızıya kayma-mesafe ilişkisini net bir şekilde gösteriyor; modern eşdeğerleri çok daha ileriye gidiyor. Tüm veriler, genişleyen bir Evreni işaret ediyor. Genişleyen bir evren, geçmişte daha küçük olan ve gelecekte daha büyük hacimleri kaplayacak şekilde büyüyen bir evrendir. Aynı zamanda geçmişte daha sıcaktır çünkü radyasyon, dalga boyunun boyutuyla tanımlanır. Evren genişledikçe bu genişleme galaksiler arası uzayda seyahat eden fotonların dalga boylarını uzatır ve bu uzama, evrenin soğuma miktarıyla ilişkilidir. Ayrıca evren geçmişte daha tekdüze bir yapıya sahiptir; kütleçekiminin etkisi altında, başlangıçtaki küçük yoğunluk farklılıkları bugün gözlemlediğimiz büyük ölçekli yapıya dönüşmüştür.

Elbette asıl soru, evrenin genişleme hızının zaman içinde nasıl değiştiğidir. Bu, evrende mevcut olan farklı enerji türlerine bağlıdır. Evrenin hacmi, içinde ne bulunduğuna bakılmaksızın büyümeye devam eder ancak büyüme hızı, evrenin hangi enerji türleriyle dolu olduğuna bağlı olarak değişir. Şimdi, bu konuyu bazı örneklerle daha ayrıntılı inceleyelim. Evrenin enerji yoğunluğunun çeşitli bileşenleri ve katkıda bulunanları ile bunların ne zaman baskın olabileceği. Yaklaşık ilk 9.000 yıl boyunca radyasyonun maddeden baskın olduğunu, ardından maddenin baskın geldiğini ve nihayetinde bir kozmolojik sabitin ortaya çıktığını not edin. (Diğerleri anlamlı miktarlarda mevcut değildir.) Ancak karanlık enerjinin saf bir kozmolojik sabit olmayabileceği de unutulmamalıdır. Eğer %100 maddeden oluşan bir evrenimiz olsaydı ve başka hiçbir şey içermeseydi, genişleme hızı zamanın yaklaşık ~ t⅔ oranında artardı. Evrenin yaşını iki katına çıkardığınızda, boyutunuz (üç boyutun her birinde) %59 oranında büyürken hacminiz kabaca dört katına çıkardı. Eğer tamamen radyasyondan oluşan bir evrenimiz olsaydı ve yine başka hiçbir şey içermeseydi, genişleme hızı zamanın yaklaşık ~ t½ oranında artardı. Evrenin yaşını iki katına çıkardığınızda, boyutunuz her bir boyutta %41 oranında büyürken hacim orijinal değerinin yaklaşık 2,8 katına çıkardı. Eğer karanlık enerjiyle dolu bir evreniniz olsaydı -ve karanlık enerjinin gerçekten kozmolojik bir sabit olduğunu varsayarsak- evren, zamanla bir kuvvet yasasına göre değil, üstel bir şekilde genişlerdi. Bu durumda genişleme, yaklaşık ~ eHt oranında gerçekleşirdi; burada H, zamanın herhangi bir anındaki genişleme oranını ifade eder.

Uzay-zamanın madde, radyasyon veya uzayın kendisine özgü enerji olan karanlık enerji tarafından hâkim olduğu durumlarda nasıl genişlediğine dair bir illüstrasyon. Bu üç çözüm de Friedmann denklemlerinden türetilebilir ve bu çözümler, tıpkı kendi evrenimiz gibi, tüm üç bileşeni temsil eden bir evren oluşturmak için birleştirilebilir. Eğer bu evrenlerin her birinde aynı noktada bulunduğunuzu ve evrenin içinde sizin bulunduğunuz noktadan farklı bir noktayı temsil eden yalnızca bir başka galaksi olduğunu hayal ederseniz bu galaksinin zamanla sizden uzaklaştığını gözlemleyebilirsiniz. Mesafesinin zamanla nasıl değiştiğini ölçebilir ve kırmızıya kaymasının (uzaklaşma hızına karşılık gelen) zamanla nasıl değiştiğini belirleyebilirsiniz. Maddeyle dolu evrende diğer galaksi zamanla sizden giderek daha uzaklaşır ancak bu süreçte sizden daha yavaş bir şekilde uzaklaşır. Kütleçekim genişlemeye karşı koymaya çalışır; tamamen durduramaz ama yavaşlatmayı başarır. Sadece maddeden oluşan bir evrende genişleme hızı düşmeye devam eder ve sonunda sıfıra yaklaşır. Radyasyonla dolu bir evrende diğer galaksi yine zamanla giderek daha uzaklaşır, ancak yalnızca daha yavaş bir şekilde uzaklaşmakla kalmaz, aynı zamanda bu yavaşlama maddeye dayalı durumdan daha hızlı gerçekleşir. Genişleme hızı yine sıfıra asimptotik olarak yaklaşır, ancak uzak galaksi daha yakın kalır ve madde dolu versiyondakinden daha yavaş uzaklaşır. Karanlık enerjiyle dolu bir evrende ise diğer galaksi giderek uzaklaşır ve bunu artan bir hızla yapar. Başlangıç mesafesinin iki katı uzaklıkta olduğunda, şimdi iki katı hızla uzaklaşıyor görünür. Mesafe 10 katına çıktığında ise uzaklaşma hızı 10 katına çıkar. Genişleme hızı sabit olmasına rağmen, herhangi bir galaksi bizden uzaklaştıkça zamanla hızı artar. Bugünkü genişleme hızı yaklaşık olarak 70 km/s/Mpc’dir. Bu garip birimlere bir bakalım! Genişleme hızı, kozmik mesafe ile biriken bir hızdır (70 km/s), ve bu mesafe birimi Mpc (megaparsek), yaklaşık 3.26 milyon ışık yılına denk gelir. Örneğin, bir nesne 10 Mpc uzaktaysa, yaklaşık 700 km/s hızla uzaklaşır; 1.000 Mpc uzaktaysa, 70.000 km/s hızla uzaklaşır. Evrende madde ya da radyasyon baskın olduğunda, genişleme hızı zamanla azalır. Yani, bir galaksi daha uzaklaşsa bile, genişleme hızı mesafenin artış yüzdesinden daha hızlı bir şekilde yavaşlar. Ancak, karanlık enerji baskın bir evrende genişleme hızı sabittir. Bu durumda bir galaksi daha uzaklaştıkça, daha hızlı bir şekilde uzaklaşmaya devam eder.