Bilim ve Teknik, Ocak 2003.
İçindeki olası yaşam biçimleri hakkındaki düşüncelerimizi düzenlemeden önce, yaklaşık 14 milyar yıllık kozmik tarih boyunca çeşitli evrelerden geçerek evrimleşen evrenin ‘yaşam öyküsü’nü bu perspektifle gözden geçirmek yararlı olacak. Bunun için, zaman içinde, her şeyin başlangıcı olduğu düşünülen Büyük Patlama ve maddenin ortaya çıkışını izleyen dönemlerden sonra ilk ortaya çıkan yapılar olduğu düşünülen ve kozmik ufuk sınırına kadar milyarlarca ışık yılı genişliğindeki bölgelere dağılan gökada kümeleriyle başlayıp, kendi gökadamız Samanyolu ve onu oluşturan yüz milyarlarca yıldızla öykümüze devam edebiliriz. Bu gök cisimleri nasıl doğarlar, yaşarlar, çeşitli büyüklükte yapılar oluştururlar ve ölürler? Nasıl olup da yıldızların farklılaşmaları, evrimleri, dağılımları ve yaşamları sonunda patlayarak dağılmaları, bunların çevrelerinde yaşamın ortaya çıkması ve gelişmesini olası kılacak kozmik ‘ekolojik’ ortamları yaratabilir?
Evrenin evrimi maddenin kimyasal tarihini içerir. Bilimsel hesaplar gösteriyor ki, evrenin ilk saniyesini dolduran ‘fiziksel evrim’ sonunda, madde olarak, yalnızca protonlar, elektronlar ve biraz da helyum çekirdekleri (alfa parçacıkları) ortaya çıktı. Yeteri kadar ‘soğuma’, elektron ve protonların birleşerek hidrojen atomlarını ve bir miktar da helyum atomlarını oluşturdu. Bunlardan, ilk 1 milyar yıl içinde, gökadalar ve yıldızlar ortaya çıkarır. Bunu izleyen ‘kimyasal evrim’, önce basit, daha sonra karmaşık elementleri, bu arada yeryüzündeki yaşam için çok gerekli olan (fakat kozmik ölçeklerde bakıldığında çok az orandaki) karbon, azot, oksijen... gibi atomları, yıldızların merkez bölgelerinde hidrojen, helyum gibi hafif elementleri “yakarak” daha doğru, nükleer füzyon yoluyla birleştirerek oluşturdu. Evrenin tarihini inceleyerek, yalnızca gök cisimlerine ne olduğunu değil, yıldızların evrimi sırasında sürekli oluşturdukları, peşi sıra gelen yıldız kuşakları boyunca zenginleştirdikleri, yaşam için gerekli yıldızlararası ortamdaki hammaddenin öyküsünü de yakalayabiliriz.
Daha geniş perspektifte evrene bakarsak, ilk kez 1929’da Amerikalı gökbilimci Edwin Hubble’ın gözlemlerle kanıtlamasından beri, giderek genişleyen bir evrende yaşadığımızı biliyoruz. Buna ait temel kanıtlar arasında, gökadaların ve gökada kümelerinin tayflarında gözlenen ve bizden uzaklaşmaya işaret eden uzun dalga boylarına (‘kızıla’) doğru kayma ve evrenin erken dönemlerinden (protonlarla elektronların ilk hidrojeni oluşturduğu ilk 100 bin yıldan) kalma ‘2,7K değerinde kozmik mikrodalga fon ışınımı’ sayılabilir. Gökadaların birbirinden uzaklaşmasının bizi götürdüğü mantıksal sonuç, bunların kozmik geçmişte birbirlerine daha yakın oldukları, yani evrendeki ortalama madde yoğunluğunun daha yüksek olduğu. Zaman içinde yeteri kadar geriye gittiğimizdeyse, yoğunluğun sonsuza yakın olacağı bir ‘ilk an’a ulaşırız. ‘Büyük Patlama’ (BP) dediğimiz bu an, bugün teleskoplarla gözlenen genişlemenin, pratik nedenlerle de evrenin başlangıcı sayılmakta. Gökbilimcilerin hesaplarına göre, BP yaklaşık 14 milyar yıl önce oldu. Elimizdeki ipuçları, maddenin ortaya çıktığı ve radyasyona baskın hale geldiği başlangıç evrelerinde, evrenin ani ve çok hızlı bir genişleme (‘enflasyon’) dönemi yaşadığı, daha sonra gökada ve yıldızların serpilip geliştiği olağan doğrusal-genişleme dönemine girdiği, içinde bulunduğumuz son evredeyse evrenin genişlemesinin giderek hızlandığı (ivmeli genişleme dönemi) yönünde. Evrendeki maddenin büyük bölümünün, halen doğasını iyi anlayamadığımız ‘karanlık madde’ denen türden bir bileşen içerdiği, son dönemlerindeki ivmeli hızlanmanınsa, ‘karanlık enerji’ olarak isimlendirilen daha da karmaşık bir bileşkeye bağlı olduğu düşünülmekte. BP’dan öncesinin olup olmadığını, o zaman evrenin ne durumda olduğunu bilemiyoruz. Bu başlangıç anına doğru bir geri çöküşün içinde olabileceği gibi, bir varlığa sahip de olmayabilir.
En basitleştirilmiş şekliyle bilimin evrenin tarihiyle ilgili senaryosuna göre, Samanyolu gökadamız yaklaşık 12 milyar, ikinci ya da üçüncü kuşak bir yıldız olan Güneşimiz de 5 milyar yaşında. Evrende binlerce gökada kümesi, birkaç yüz milyar gökada ve her gökada da birkaç yüz milyar yıldız var. Yıldızlar, gaz ve toz haldeki yıldız olmamış maddeyi içeren ‘yıldızlararası ortam’daki ‘moleküler hidrojen bulutları’nın kendi çekim kuvvetleri altında çöküşüyle oluşur. Aynı ya da benzeri bir sürecin yıldızlara ait gezegen sistemlerini (bu arada Güneş’i) de oluşturduğu düşünülüyor.
Görülebileceği gibi, bu tarih bir dizi ‘evrim’ süreci içeriyor: Önce fiziksel evrim diyebileceğimiz süreçle, ‘temel parçacıklar’ ve ilk atomlar (hidrojen, helyum) oluşmuş, bunu yıldızların oluşumu ve ‘kimyasal evrim’, yani daha ağır elementlerin ortaya çıkışı izlemiş. Samanyolu ve ilk yıldızların oluşumu ve evrimini Güneş Sistemi’nin oluşumu ve evrimi izliyor. Dünyamız kendi jeolojik evrimini yaşarken, yaşamın ortaya çıkışıyla birlikte, ayrıntıları ilk kez Darwin tarafından açıklanan ‘biyolojik evrim’ için de gerekli koşullar ve ortam ortaya çıkıyor.
Konumuz açısından önemli parametre olarak, Samanyolu içinde, Güneş benzeri ve yaşamı oluşturabilecek zenginlikte yüksek atom numaralı elementleri yeteri kadar içerebilen yıldızların sayısı 20-30 milyar olarak hesaplanmakta. Evrendeki her gökadanın da, benzeri oranlarda Güneş-benzeri yıldızlar içermesi beklenebilir. Bu türden yıldızların yaşam açısından en önemli parametresi, içerdikleri yüksek atom numaralı elementlerin oranı. Bu oranlarsa, evrenin ortalamalarından farklı.