Kara Delik Hakkında Bilgi Kısaca

Kısa bir tanım yapmak gerekirse, Kara delik; uzayda bulunan ve ışığın dahi kaçamadığı çok çok güçlü bir çekim gücüne sahip olan kozmik gökcismidir. Einstein'ın genel görelilik kuramıyla tanımlanmış olan kara delikler ışık yaymadığı için kara olarak nitelendirilir.

Kara Delikler Ne Kadar Büyüktür? 

Kara delikler çeşitli büyüklüklerde olabilirler, fakat temel olarak 3 çeşit kara delik vardır. Kara deliklerin Kütle si ve büyüklüğü onların türünü belirler.

En küçük kara delikler ilksel kara delikler olarak bilinir. Bilimciler, bu tür kara deliklerin bir atom kadar küçük olduklarını ancak büyük bir dağ kadar büyük bir kütleye sahip olduklarını düşünüyorlar.

En yaygın kara delik tipi ise yıldızsal olarak isimlendirilen orta-büyüklükteki kara deliklerdir. Bir yıldızsal kara deliğinin kütlesi Güneş'in kütlesinden yaklaşık 20 kat daha büyük olabilir ve yaklaşık olarak 16 km çapındaki bir topun içerisine yerleştirilebilir. Samanyolu Galaksi'sinde düzinelerce yıldızsal kara delik bulunabilir.

En büyük kara delikler ise "süper kütleli" olarak isimlendirilir. Bu kara delikler bir milyon tane Güneş'in bileşiminden daha büyük kütlelidirler ve çapı, yaklaşık olarak Güneş Sistemi büyüklüğünde olan bir topun içerisine yerleştirilebilir. Bilimsel deliller; büyük galaksilerin her birinin merkezinde bir tane süper kütleli kara delik bulunduğunu gösteriyor. Samanyolu Galaksimizin merkezinde olduğu düşünülen süper kütleli kara deliğin ismi ise Sagittarius A'dır. Bu kara delik, yaklaşık 4 milyon tane Güneş'in kütlesine eşit bir kütleye sahiptir ve yaklaşık bir güneş büyüklüğünde çapı olan bir topun içerisine yerleştirilebilir.

Kara Delikler Nasıl Oluşurlar?

İlksel kara deliklerin evrenin ilk zamanlarında, Büyük Patlama'dan (Big Bang) hemen sonra oluştuğu düşünülüyor.

Yıldızsal kara delikleri ise; çok büyük kütleli bir yıldızın kendi merkezine doğru patlaması (çöküşü) sonucu oluşurlar. Bu çöküş aynı zamanda bir süpernovaya ya da uzaya doğru patlayan yıldız patlamalarına sebep olur.

Süper kütleli kara delikler için ise; bilimciler bu kara deliklerin içerisinde bulundukları galaksiler ile aynı anda oluştuklarını düşünüyorlar. Bu kara deliklerin büyüklüğü içerisinde bulundukları galaksinin kütlesine ve büyüklüğüne bağlıdır.

Kara Delikler "Kara/Karanlık" ise, Bilimciler Bunların Var Olduklarını Nasıl Biliyorlar?

Işığı kara deliğin merkezine doğru çeken çok büyük bir çekim gücüne sahip olmalarından kaynaklı olarak kara delikler, görülemezler. Fakat bilimciler; kara deliklerin etrafındaki yıldızlara ve gazlara uygulanan güçlü çekim kuvvetinin etkilerini görebiliyorlar. Eğer bir yıldız, uzayda belli bir noktada dönüyorsa, bilimciler yıldızların bir kara delik etrafında dönüp dönmediğini yıldızın hareketinden anlayabiliyorlar.

Bir yıldız ve kara delik birbirlerine çok yakın dönüyorlarsa, yüksek enerjili bir ışık ortaya çıkıyor. Bilimsel aygıtlar oluşan bu yüksek enerjili ışığı saptayabiliyor.

Bir kara deliğin çekimi bazen yıldızların dışındaki gazları çekebilecek kadar güçlü olabilir ve etrafında birikim halkası (İng. accretion disk) denilen bir halka büyütür. Birikim halkasındaki gaz, kara delik içerisine doğru spiral (sarmal) yaptıkça, gaz çok yüksek sıcaklıklara ısınır ve bütün yönlerde X-ray ışını yayar. NASA teleskopları X-ray ışınının ölçümünü yaparlar. Astronomlar bu bilgiyi kara deliğin özellikleri hakkında bilgi elde etmek için kullanırlar.

Dünya'yı Bir Kara Delik Yok Edebilir Mi?

Kara delikler evrende başıboş dolaşmaz ve gezegenleri rastgele olarak yutmazlar. Kara delikler de uzaydaki diğer nesneler gibi çekim yasalarını takip ederler. Dünya'yı etkilemesi için bir kara deliğin yörüngesi Güneş Sistemine çok yakın olmalıdır, ki bu durum pek muhtemel değildir.

Eğer Güneş ile aynı kütledeki bir kara delik Güneş ile yer değiştirseydi, Dünya buna kapılmazdı.Güneş kadar kütlesi olan bir kara delik Güneş ile aynı çekim gücüne sahip olurdu. Ve böylesi bir durumda, şu an Güneş etrafında dönen gezegenler kara delik etrafında dönüyor olurdu.

Güneş Bir Kara Deliğe Dönüşebilir Mi?

• University of Arizona, "Black Hole Stellar Remains", webgrid.co.uk
• Virginia Tech., "Frequently Asked Questions About Black Holes", webgrid.co.uk~jhs/faq/webgrid.co.uk
• NASA, webgrid.co.uk#.VULC6SHtmko
• National Geographic, "Black Holes", webgrid.co.uk
• Nola Taylor Redd, "Black Holes: Facts, Theory & Definition", webgrid.co.uk

Projelerimizde bize destek olmak ister misiniz?

Dilediğiniz miktarda aylık veya tek seferlik bağış yapabilirsiniz.

Kara delikler, uzayda yol alan hiçbir maddenin ve ışık da dahil hiçbir radyasyonun kaçamayacağı kadar büyük kütleçekim alanlarıdır. Astronomik tanımıyla bir kara delik, büyük kütleli yıldızların süpernova patlamasıyla ölmesi sonucunda oluşan, bilinen en sıkışık (kompakt) gök cismidir. Yani kara delikler, aslında ölü yıldızlardır; çünkü yeterince büyük kütleli yıldızların yakıtı bittiğinde, kendi üzerine çökerler ve bir kara delik oluştururlar. Kara deliklerin olay ufku denilen bölgelerinde kütleçekim kuvveti öylesine güçlüdür ki bu noktadan itibaren ışık dahi kara deliğin çekiminden kaçamaz. Işığın kaçamaması sebebiyle, bir renkleri veya gözle görünür ışımaları yoktur ve bu nedenle "kara" olarak adlandırılırlar.

Birçok bilimkurgu filmine de konu olan, oldukça popüler bir konu olmasının yanı sıra, bilim dünyasında da hala sıcak bir araştırma konusudur. Şartların ekstremliği ve bildiğimiz fiziğin sınırlarını zorlaması onu oldukça ilgi çekici bir gök cismi haline getirir. Bu nedenle herkes tarafından çokça dile getirilmiş olması, onun hakkında birçok yanlış bilginin de yayılmasına neden olmuştur.

O nedenle bu yazıda kara deliklerin keşfi, gözlemsel ispatları, teorik hesaplamalar, oluşumları, gelişimleri, yok oluşları, çeşitli teoriler ve özellikleri gibi merak ettiğiniz birçok konu hakkında kapsamlı bilgileri bulacaksınız.

NASA / JPL-Caltech / SSI / Reuters

Kara Delik Nasıl Oluşur?

Kara deliklerin varlıkları ilk olarak Einstein'ın genel görelilik teorisi tarafından yılında öngörülmüştür. Genel göreliliğe göre, yeterince sıkışık (kompakt) bir cisim, uzay-zamanı bir kara delik oluşturacak kadar bükebilir. Burada karadeliğin oluşmasından kasıt, merkezden belirli bir uzaklıktaki sınırda kaçış hızının ışık hızına eşit olduğu bir uzay-zaman deformasyonu oluşmasıdır. Uzay-zaman deformasyonu diyoruz, çünkü doğrudan gözlenemediklerinden dolayı, onların nelerden oluştuğunu bilmiyoruz. Fakat bildiğimiz ve son derece emin olduğumuz şey, orada uzay-zamanı böylesine büken, aşırı büyük kütlelere ulaşabilen ama herhangi bir ışınım yaymayan bir gök cismi olduğudur.

Bir yıldızı, devasa bir termonükleer reaktör olarak düşünebilirsiniz. Bu reaktörün yakıtı, yıldızın çekirdeğinde süregelen füzyon tepkimeleridir. Bu tip tepkimede, hidrojen gibi daha küçük atom numarasına sahip elementler, birbirine kaynayarak helyum gibi daha büyük atom numaralı elementlere dönüşürler. Bu kaynaşma sırasında etrafa bol miktarda enerji saçılır. Bu enerji, yıldızın içindeki atomları dışarıya doğru iter.

Ancak atomların etrafa saçılarak yıldızın dağılmamasına neden olan bir diğer kuvvet vardır: kütleçekimi. Atomlar arası içe doğru olan çekim kuvveti, bu füzyon tepkimesinin dışa doğru olan kuvvetini dengeler. Böylece yıldız, hidrostatik denge adı verilen bir denge halinde kalır.

Her ne kadar kütleçekimi (bildiğimiz kadarıyla) tükenebilen bir olgu değilse de, füzyon tepkimesi sonsuz değildir. Yıldızlar, kendilerinden önce gelen gaz ve toz bulutu içinde (nebulalarda) oluşurlar. Nebulalar ise daha önceden ömürlerini tamamlamış yıldızların etrafa saçtıkları gaz ve toz bulutlarıdır. Bu gaz ve toz bulutu içinde belli miktarda hidrojen atomu bulunur; bu atomların sayısı sonsuz değildir. Dolayısıyla bir nebula içinde oluşan yıldızın tüketebileceği hidrojen miktarı da sınırlıdır. İşte bir süre sonra yıldız, hidrojen yakıtlarını tüketir. Böylece füzyon tepkimesi giderek yavaşlar; ancak kütleçekiminin etkisi değişmez. Kütleçekimi ağır bastıkça, hidrostatik denge bozulmaya başlar ve yıldız kendi içine doğru çökmeye başlar.

YouTube

Yıldızın gövdesini oluşturan ağır elementler içeri doğru çökmeye başladıkça, atomların etrafındaki elektronlar birbirlerine fazlasıyla yaklaşır ve diğer temel fiziksel kuvvetlerin etkisi ortaya çıkar: Bu atomlar birbirlerini itmeye başlarlar. Bu itiş kuvveti bir noktada kütleçekimine fazlasıyla üstün gelir ve yıldız muhteşem bir güçle patlar! Bu olaya süpernova, hatta daha büyüklerine hipernova adı verilir. Bu sırada etrafa bol miktarda enerji ve atom saçılır. İşte bu atomlar uzaya dağıldıkça yeni nebulalar oluşur. Bu nebulalar, yepyeni yıldızların kütleçekimi etkisiyle doğmasını sağlayan doğumevleri gibidir.

Bu noktada çökmeye devam eden yıldızın durabileceği iki durak vardır: Yıldızın kütlesine bağlı olarak gezegenimsi bulutsu oluşturup geriye bir beyaz cüce bırakabileceği gibi, bir süpernova patlaması geçirip geriye nötron yıldızı da bırakabilir. Eğer yıldızın kütlesi Güneş kütlesinden fazlaysa, süpernova patlaması sonucunda karadelik oluşabilir.

Burada dikkat edilmesi gereken nokta, yıldızın kütlesinin tamamının karadeliği oluşturmadığıdır. Kütlenin yaklaşık %75'i gibi önemli bir kısmı süpernova patlamasıyla madde ve ışıma olarak dış ortama salınır. Ardından saçılan bu madde daha sonra yeni yıldızların doğumuna olanak tanıyabilir. Örneğin Güneş bu şekilde oluşmuş ikinci nesil bir yıldızdır. Bu sayede Güneş sisteminde demirden ağır elementler bulunabilir ve bu sayede hayat var olabilmiştir.

Fakat patlayan yıldızdan geriye çekirdek içinde sıkışmış şekilde madde kalır. Bunlar kimi zaman daha farklı sınıfta yıldızlar oluşturur. Ancak kendi üzerine çöken yıldızın kütlesi az önce de belirttiğimiz gibi belirli bir sınırın üzerindeyse, kara delikler gibi akıl almaz yoğunlukta gök cisimleri oluşur. İşte bu büyük kütleli cisimler, Evren'i oluşturan uzay-zaman dokusunu normal kütleli cisimlerden çok daha fazla bükerler. Bunu, gergin bir çarşaf üzerine kilogramlık bir bilye bıraktığınızda ne olacağını hayal ederek görselleştirebilirsiniz. Çarşaf müthiş miktarda bükülecektir!

Bir Kara Delik Oluşturacak Yıldız Ne Kadar Büyük Olmalıdır?

Her kara delik, bir yıldızın yakıtını tüketerek kendi üzerine çökmesi sonucu oluşmaz. Örneğin çok büyük kütleli cisimlerin uzayda birbirine çarpması sırasında da kara delikler oluşabilir. Ancak bildiğimiz en yaygın kara delik oluşum mekanizması, yıldızların çökmesi sonucu oluşan kara deliklerdir (bu tarz kara deliklere collapsar da denir).

Ancak her yıldızın ölümü kara delik oluşturacak kadar vahşi değildir. Bir yıldızın ölümü sırasında bir kara delik oluşturabilmesi için belli bir kütlenin üzerinde olması gerekir. Bu kütle sınırına Chandrasekhar Limiti adı verilir. Bu limit, kabaca Güneş Kütlesi kadardır; ancak çoğu durumda 2 ve hatta 3 Güneş Kütlesi olarak kabul edildir. Yani bir yıldızın kara delik oluşturma potansiyelinin oluşabilmesi için, ölümü sırasında Güneş'imizden en az kat büyük olması gerekmektedir. Bu, kabaca, kilogram veya nonilyon kilograma denk gelir.

Güneş'ten 3 kattan daha düşük kütleye sahip yıldızlar öldüklerinde bembeyaz bir ışık küresine dönüşebilirler. Bu tarz bir ölümden geriye kalan yıldıza beyaz cüce adı verilir. Beyaz cücelerin oluşması sırasında, atasal yıldızın dış kısımları uzaya saçılır ve gezegensel nebula adı verilen gaz ve toz bulutu oluşur. Buralar, gezegenlerin daha sık oluştuğu bölgelerdir.

Bu konuyla ilgili daha detaylı bir yazımızı buradan okuyabilirsiniz.

Kara Deliklerin Çeşitleri

İlksel Kara Delikler

Bir karadeliğin oluşumu için çok yüksek yoğunluklu bir ortam gereklidir (bu her ne kadar tek şart olmasa da). Günümüzde bu durum, büyük kütleli yıldızların çekirdeklerinde gerçekleşebilse de, Büyük Patlama'dan bildiğimiz üzere, evrenin başlangıç dönemlerinde de böylesine yoğun ortamlar bulunmaktaydı. Evrenin ilk dönemlerinde oluşan ve genellikle aşırı düşük kütleleri sebebiyle normal şartlarda varlığını sürdüremeyecek bu kara deliklere ilksel kara delikler denmektedir. Yapılan çalışmalar, ilksel kara deliklerin kütlesinin Planck kütlesi ile binlerce Güneş kütlesi mertebesinde olabileceğini göstermektedir.^[3]

Yıldızsal Kara Delikler ve Süper Kütleli Kara Delikler (SMBH)

Yeterli kütleye sahip bir yıldızın süpernova patlaması geçirmesi sonucunda geriye kalan karadeliklerdir. Aslına bakılırsa bunlar zamanla madde yutarak kütlelerini artırdığından, yıldızsal bir karadeliğin kütlesi, bir yıldızın sahip olabileceği maksimum kütleden çok daha fazlasına sahip olabilir. Öyle ki süperkütleli bir kara delik milyarlarca Güneş kütlesinde olabilir. Bu tipte olanlar, madde yoğunluğunun o bölgede fazla olması nedeniyle, genellikle galaksi merkezlerinde bulunurlar.

Yıldızsal kara delikler ile süper kütleli kara delikler arasındaki kütle tanımlaması tamamen farazidir. Burada dikkat çekilmesi gereken nokta, böylesine sıkışık bir cismin milyarlarca Güneş kütlesinde olabiliyor olmasıdır.^[5] Öyle ki yapılan çalışmalar, galaksi süperkümelerinin çökmesi sırasında bazı kara deliklerin on trilyonlarca Güneş kütlesine çıkabileceğini göstermiştir.^[6]

Kara Deliklerin Özellikleri

Kara Deliklerin Yoğunluğu

Bir kara deliğin yoğunluğunu şöyle düşünün: Güneş'ten onlarca, yüzlerce, binlerce, hatta kimi zaman milyonlarca ve milyarlarca kat büyük bir kütleyi hayal edin. Bu kütlenin hepsini, İstanbul'un bir ucundan diğer ucuna kadar olan mesafede bir hacme sıkıştırdığınızı düşünün.

Ortaokul veya lise bilgilerinizden hatırlarsınız: Yoğunluk, kütlenin hacme bölümüyle elde edilir. Dolayısıyla kütle ile yoğunluk doğru orantılıdır; hacim ile yoğunluk ise ters orantılıdır. Kara delikler gibi devasa gök cisimlerinin kütlesi aşırı büyük, hacimleri aşırı küçüktür. Bu, muazzam bir yoğunluk demektir.

CNet

Bu kadar yoğun bir kütlenin uzay-zaman dokusundaki etkisi, akıl almaz boyutta bir bükülmedir. Buna kütleçekim kuyusu denir. Bu kuyu öylesine hızlı derinleşir ki, ışığın hızı bile bu derinleşmeyi alt edemez. Bu nedenle o meşhur söz ortaya çıkar: Kara delikler öylesine güçlü bir çekim kuvvetine sahiptir ki, ışık bile bu çekim kuvvetinden kaçamaz.

İşte kara deliğin etrafında bulunan, ışığın kaçamadığı bölgenin sınırına olay ufku adı verilir. Olay ufku, bir kara deliğin kendisinden ziyade, en belirgin etki alanını ifade etmek için kullanılan bir terimdir. Olay ufku, kara deliğin kendi çapından kat kat büyük olabilir.

Ancak bütün kara delikler aşırı yüksek yoğunluğa da sahip değildir. Bu konuyla ilgili bir yazımızı buradan okuyabilirsiniz.

Kara Deliklerin Büyümesi

Kara delikler oluştuktan sonra üzerlerine madde çektikçe kütlelerini artırmaya devam ederler. Dönmelerinden de gelen etkiyle birlikte, madde karadeliğin üzerine düşerken bir spiral çizer. Bu esnada ciddi anlamda ısınarak bir ışıma yapar. Bu ışımanın önemli bir kısmı X-ışını bölgesinde yer alır. Aynı zamanda kara delikler başka kara deliklerle de pekala birleşerek kütleçekim dalgaları yayılmasına neden olabilir ve bu esnada kütlelerinin bir kısmını bu yolla kaybederler. Üzerine ne kadar materyal düşerse, o kadar büyüdükleri için, daha yoğun bölgeler olan galaksi merkezlerindeki kara delikler, daha büyük kütleli olma eğilimindedir.

Kara Deliklerin Buharlaşması

'te Hawking, kara deliklerin aslında tamamen kara olmadığını ve ufak bir miktar termal radyasyon yaydığını öngördü (sonraları Susskind ile olan tartışmaları "The Black Hole Wars" adlı kitapta ele alınmıştır ve Hawking ilerleyen yıllarda bu fikrinden vazgeçmiştir).^[11] Eğer Hawking'in bu buharlaşma fikri (Hawking ışıması) doğruysa, kara delikler ışıma yoluyla zamanla kütlelerini kaybedip büzüşüp yok olmalıdırlar. Teoriye göre büyük kara delikler, küçüklere nazaran daha az ışıma yapmaktadır ve daha uzun sürede yok olurlar. Bu nedenle ilksel bir kara delik anında buharlaşmalıdır.

Kara deliklerin yaydığı bu ışımanın termal spektrumu (Hawking sıcaklığı), 1 Güneş kütlesindeki bir kara delik için 62 nanokelvin düzeyindedir.^[4] Bu değer, kozmik mikrodalga arkaplan ışımasının (CMBR'nin) sahip olduğu Kelvin düzeyinden çok çok az olduğundan, tespit edilebilir değildir. Tespit edilebilir düzeyde bir ışımanın söz konusu olması için, ışımaları kütleyle ters orantılı olduğundan, Ay kütlesi kadar ufak kütlede bir kara delik söz konusu olmalıdır.

Kara Delikler Neden Siyahtır?

Bir cismin rengine karar veren şey, üzerine düşen ışığın hangi dalga boylarının geri yansıdığıdır. Gözümüze (veya teleskoplarımıza) ulaşan ışığın dalga boyu, o cismin renk bileşenlerini oluşturur. Örneğin bir yaprağın yeşil olma nedeni, üzerine düşen tüm dalga boyları arasından yeşile denk gelen dalga boyunu en fazla geri yansıtıyor olmasıdır. Siyah renginin ise (siyah ışık ile karıştırılmamalıdır) ya ortamda hiçbir ışığın olmaması, ya da cisme ulaşan tüm görünür ışığın soğrulması ile oluşur.

Fakat karadeliklere ulaşan ışık, geri yansımaz. Yansıyamaz. Kütleçekim kuyusu öylesine büyüktür ki, ışık karadeliğin ufkundan dışarı çıkamaz. Bu nedenle bir kara deliğe baktığınızda, gözünüze herhangi bir ışık ulaşmadığı için karadek sizde tek bir görsel izlenim verir: o da siyahtır. Yani aslında gördüğünüz şey siyah renge sahip bir cisim değildir, siz hiçbir şey göremediğiniz için gördüğünüzü düşündüğünüz şeyi siyah olarak algılarsınız. İşte bu yüzden Kara delikler gözlemciye hiçbir ışık yansıtmadıkları için, simsiyahtırlar.

Ancak dikkatli gözlemler sonucunda kara delikleri gözlemek mümkündür. İlk etapta Hubble Teleskobu tarafından kara deliklerin dolaylı etkileri gözlenmiş, bu devasa kütleçekim kuyuları etrafında yıldızların tuhaf hareketler sergilediği tespit edilmiştir. Daha sonra, yılında kara deliklerin birbirine çarpması sonucunda oluşması gerektiği düşünülen kütleçekim dalgaları ilk defa tespit edilmiştir; böylece kara deliklerin varlığının deneysel olarak doğrulanması yönünde önemli bir adım atılmıştır. Nihayet, yılında bilim insanlarının oluşturmayı başardığı ilk kara delik fotoğrafı, kara deliklerin var olduğunun ve Görelilik Teorisi'nin öngörülerinin isabetliliğinin en nihai kanıtı olmuştur.

EHT

Kara Deliklerin Fiziksel Özellikleri

İlk teorik kara delik çözümü Schwarzschild tarafından yılında dönmeyen, elektriksel yükü olmayan, statik bir kara delik için yapılmıştır. En basit kara delik çözümü olan bu çözüm, Schwarzschild çözümü (Schwarzschild metriği) olarak adlandırılır. Elbette ki gerçekte var olanların, bu basit tanıma uymadığını biliyoruz.

Daha detaylı çözümler olan dönmeyen yüklü kara delikleri Reissner-Nordström metriği, dönen ama yüklü olmayan kara delikleri Kerr metriği ifade eder. Daha geçerli bir çözüm ise, yüklü ve açısal momentuma sahip bir kara delik için yapılmış olan Kerr-Newman metriğidir (ayrıca bkz. Genel görelilik: Einstein alan denklemleri).

c2dτ2=(1−rsr)c2dt2−(1−rsr)−1dr2−r2(dθ2+sin⁡2θdϕ2)c^2d\tau^2=(1-\frac{r_s}{r})c^2dt^2-(1-\frac{r_s}{r})^{-1}dr^2-r^2(d\theta^2+\sin^2\theta d\phi^2)c2dτ2=(1−rrs​​)c2dt2−(1−rrs​​)−1dr2−r2(dθ2+sin2θdϕ2)

Kara Deliklerde Tekillik (Singularity)

Genel göreliliğe göre, kara deliğin merkezinde uzay-zaman eğriliğinin sonsuz hale geldiği bir gravitasyonel tekillik bölgesi yer alır. Dönmeyen bir kara delik için tekillik, noktasal bir tekillik iken dönen bir kara delik için, halkasal tekillik halini alır. Her iki durumda da tekillik sıfır hacme (sonsuz yoğunluğa) sahiptir.

Kara Deliklerde Olay Ufku (Event Horizon)

Olay ufku, kara delikler hakkında en popüler olan kavramların başında gelir. Evrendeki en yüksek hız limiti olan ışık hızına sahip ışığın dahi dışarı yönde kaçamayacağı sınırı ifade eder. Olay ufku adını almasının sebebi ise, bu sınırda gerçekleşen bir olay olması takdirinde, dışarıda bulunan gözlemciye bu olayla ilgili herhangi bir bilginin kaçamayacak (ulaşamayacak) olmasıdır. Dolayısıyla bu sınırda gerçekleşen bir olaydan, dışarıdaki bir gözlemci haberdar olamaz. Bu nedenledir ki, kara deliklerin doğrudan bir gözlemi yoktur. Daha çok, olay ufkunun dışında gerçekleşenler veya birleşmelerden ortaya çıkan gravitasyonel dalgalar incelenebilir.

Olay ufkunun şekli dönmeyen bir kara delik için tamamen küreseldir, fakat dönen bir kara delik için biraz daha basık bir geometriye sahiptir. Dönmeyen, yüksüz bir kara deliği Schwarzschild metriği ile ele alırız.

Ergosfer (Ergosphere)

Genel göreliliğe göre dönen herhangi bir kütle, etrafındaki uzay-zamanı sürükleme eğilimi içerisindedir. Bu etkiye çerçeve sürüklenmesi (İng: "frame dragging") denir. Dönen kara delikler de, etrafında bu olayın gerçekleştiği ergosfer adında bir uzay-zaman bölgesi yer alır.

Etki o kadar güçlüdür ki, olay ufkunun yakınında, cismin sadece sabit bir şekilde durabilmesi için bile, etkiye zıt yönde ışık hızından hızlı bir şekilde hareket etmesi gerekir ki bu da imkansızdır.

Kara Deliklerde Zaman Yavaşlaması ve Kırmızıya Kayma

Genel göreliliğe göre, olay ufkuna yakın bir nokta ile daha uzakta yer alan bir nokta arasında zamanda farklılıklar oluşur. Örneğin, kara deliğin olay ufkuna yakın bir gözlemciye göre zaman, daha uzakta bulunan gözlemciye göre daha yavaş akacaktır. Yani, kara deliğe yakın kişinin geçirdiği yalnızca bir gün, uzaktaki kişinin geçirdiği bir yıla eşit hatta keyfi olarak çok daha fazlasına eşit olabilir.

Burada genellikle yanlış anlaşılan, zamanın yavaşladığı taraftaki davranıştır. Kara deliğin olay ufkuna yakın olan kişi, zamanda herhangi bir yavaşlama hissetmez. Zaman, yine normal bir şekilde akıyor gibi görünür. Fakat olay ufkundan uzaklaşıp, uzaktaki gözlemcinin yanına geldiği zaman, ondan daha az yaşlandığını fark eder. Göreli kelimesinin bu türden bir karşılaştırmayı içerdiğine de dikkat edin. Her türlü fiziksel olayın yavaşlaması, sizin zaman algınızı da aynı oranda yavaşlatacağı için, fark edilebilir hiçbir değişiklik tecrübe edilmez. Ta ki bir kıyaslama yapana kadar. Bu konu son zamanlarda, Yıldızlararası (Interstellar) filmine konu olmuştur.

Aynı zamanda dışarıdaki bir gözlemci, kara deliğe yaklaşmakta olan gözlemciyi izlerken, ondan gelen ışığın kırmızıya kaydığını gözlemleyecektir. Bu durum gravitasyonel kırmızıya kayma olarak adlandırılır. Özetle kara deliğin olay ufkunun yakınlarından salınan bir foton, gravitasyonel kırmızıya kayma nedeniyle enerjisini kaybedecektir. Aynı zamanda bunun tam tersi de doğrudur, yani bir foton kara deliğin olay ufkuna yaklaştıkça, enerji kazanır yani maviye kayar.

Foton Küresi

Eğer fotonların kara delik etrafındaki hareketini düşünecek olursak, çok uzaktan geçenlerin etkilenmeden, biraz yakından geçenlerin rotasını değiştirerek, çok yakından geçenlerin de üstüne düşerek hareket ettiklerini görürüz. Kara deliğin üzerine düşmesi ile rotasının değişmesi arasındaki özel bir noktada, foton belirli bir yörüngeye oturur. İşte bu sıfır kalınlıklı fiziksel, küresel sınıra foton küresi adı verilir.

Elbette ki fotonlar en ufak bir denge bozulması durumunda ya kara deliğin üzerine doğru düşmeye başlarlar ya da dışarıya doğru kaçacak bir rotaya doğru saparlar. Yani fiziksel bir biçimde sürekli bu kürede kapana kısılmaları pek mümkün değildir. Kara deliklerin zaman içerisinde madde toplayarak kütlelerini artırması nedeniyle bu hayali yüzeyin de zamanla değişeceği göz önüne alınırsa, sonsuza kadar bu alanda hapsolmuş fotonların olmayacağı anlaşılabilir.

Kara Deliklerin Gözlemsel Kanıtları

Kara delikler madem hiçbir ışık saçmıyorlar, saçıyorlarsa da tespit edemeyeceğimiz düzeyde bu işi yapıyorlar, öyleyse varlıklarını nasıl biliyoruz? Çok yerinde bir soru, fakat bir şeyin varlığından haberdar olmak için onu doğrudan görmemize gerek yoktur. Örneğin düdüklü tencereleri ele alalım. Sıkıca kapatılmış bir kaptır aslında bu. İçini göremez, içindeki basınca dair bir ölçüm yapamazsınız. Fakat içindeki basıncın değiştiğini, düdüğünün ötmesi gözlemi sayesinde yapabilirsiniz. Burada haklı olarak, "Ama kara delikten dışarı bilgi çıkmazken burada çıkıyor." diye düşünebilirsiniz. Fakat burada sözünü etmeye çalıştığımız şey, doğrudan içerinin gözlemi olmamasına rağmen, bir etkinin dışarıdan gözlenebileceğidir.

Kara deliklerde de durum benzerdir. Her ne kadar olay ufkundan itibaren onların ne olduklarına dair bir gözlem yapamasak da, sebep oldukları etkilerin sonuçlarını görebiliyoruz. Bu da bize orada "karanlık bir şeylerin" varlığını doğruluyor. Üstüne üstlük, etkilerin sonuçları üzerinden yaptığımız hesaplarla, nasıl bir şey olduğunu da hesaplayabiliyoruz. Fizik ve astronomi bilgimiz, özellikle yıldız evrimi modelleri ve parçacık fiziği sayesinde, oradaki cismi daha iyi tanımlamamıza olanak sağlıyor.

Kara Delik Etrafında Dolanan Yıldızların Hareketi

yılından itibaren, 'e kadar astronomlar, Samanyolu'nun merkezindeki bir bölgede yıldızların hareketini inceledi. İncelemeleri sırasında yaptıkları yörünge hesaplarından bu yıldızların, milyon Güneş kütlesinde bir şeylerin etrafında dolandığı sonucuna çıkardı. Elbette böylesi devasa kütleye sahip bir cisim ancak bir kara delik olabilirdi.^[7] Samanyolu'nun merkezinde yer alan bu cisme, Sagittarius (Yay) takımyıldızında yer alması sebebiyle Sagittarius A* adı verildi. Bugün Sagittarius A'nın Samanyolu'nun merkez bölgesinde yer alan bir süper kütleli kara delik olduğunu biliyoruz.

Sonraki gözlemler, bu karadeliğin milyon Güneş kütlesinde olduğunu göstermiştir (önceki hesapla arasındaki fark, hesaplardaki hata paylarından kaynaklanmaktadır, bir uyuşmazlık söz konusu değildir).

Kara Delik Birleşmesi - Gravitasyonel Dalgalar

güz döneminde LIGO gravitasyonel dalga gözlemevi, Einstein'ın yaklaşık yıl kadar öncesinde öne sürdüğü gravitasyonel dalgaların varlığına dair ilk gözlemleri elde ettiğini duyurdu. Elde edilen sinyaller, teorik olarak öngörülenler ile uyuşuyordu. Böylelikle Einstein'ın genel görelilik teorisi ile kara deliklerin varlığı bir kez daha doğrulanmış oldu.

Yapılan gözlemle 36 Güneş kütlesi ve 29 Güneş kütlesinde iki yıldızsal kara deliğin birleştiği hesaplandı. Sonuçta ortaya çıkan kara deliğin kütlesi ise 62 Güneş kütlesindeydi. Aradaki 3 Güneş kütlelik fark, bize ulaşan gravitasyonel dalgalara dönüşmüştü.

Kara Delik Fotoğrafı - Olay Ufku Teleskobu

Uluslararası bir radyo teleskop ağı olan Olay Ufku Teleskobu (Event Horizon Telescope - EHT) tarafından yılında ilk defa bir kara delik fotoğrafı çekildi. Bu fotoğraf M87 galaksisinin merkezinde yer alan kara deliğin bir görüntüsü ve etrafında dolanan ısınmış gazın yaptığı ışıma görülüyor.

Bizden 55 milyon ışık yılı uzaklıkta yer alan eliptik galaksi M87'nin merkezindeki süper kütleli kara delik, yaklaşık milyar Güneş kütlesinde. Bu fotoğrafın çekilebilmesi için dünyanın farklı yerlerine dağılmış toplamda 8 radyo teleskop kullanıldı. Bunların hepsi tek bir dev teleskopmuş görevi görerek bu görüntüyü elde ettiler.

Bu görselde kara deliğin etrafında, yutarak kendisini büyüttüğü materyaller görülüyor. Burada yer alan gaz fazlaca ısındığından ötürü özellikle X-ışını bölgesinde fazlaca ışıma yapıyor. EHT'nin bulgularına ek olarak bu nedenle çeşitli dalga boylarında gözlemler yapıldı ve buna NASA'nın Chandra X-ışını Gözlemevi'nin yaptığı gözlemler de dahildi.

EHT bu konu üzerinde büyük bir ciddiyetle çalışıyor ve çeşitli çalışmalar yayınlıyorlar. Bu keşifler, kara deliklere ve Einstein'ın kütle çekim teorisine olan anlayışımızı ciddi ölçüde şekillendirecek.

Toplanma Diskleri ve Aktif Galaksi Çekirdekleri

Açısal momentumun korunumu ilkesinden dolayı, kara deliğe doğru düşmekte olan gaz, disk benzeri bir yapı oluşturur. Böylesi bir ortamda sürtünme, açısal momentumun dışa doğru aktarılmasına neden olarak, maddenin daha da içeriye sürüklenmesine ve dolayısıyla potansiyel enerjinin salınarak sıcaklığın artmasına neden olacaktır.

Isınan bu gaz, özellikle X-ışını bölgesinde güçlü bir ışıma yapar. Bu ışımalar da teleskoplar tarafından tespit edilebilir (bu olayın, olay ufku dışında olduğunu hatırlatalım). Özellikle kuazarların ve diğer aktif galaksi çekirdeklerinin (AGN'lerin) süper kütleli kara deliklerin etrafındaki böylesine yoğun ve parlak toplanma diskleri sayesinde kendi özelliklerini kazandığı düşünülmektedir. yılında, ilk defa bir kuazarda süper kütleli karadeliğin etrafındaki toplanma diskinin doğrudan gözlemi yapılarak bu fikir güçlendirilmiştir.^[8]

Mikromercekleme

Mikromercekleme kara deliğin, parlak bir nesnenin önünden geçerken, arkasındaki nesneden gelen ışığın rotasının, etrafındaki uzay-zaman bükülmesinden etkilenerek merceklenmesi prensibine dayanır. Gravitasyonel merceklenme olayını büyük galaksilerde ve galaksi kümelerinde sıklıkla görülüp üzerinde çalışmalar yapılsa da, mikromercekleme şu anda sınırlanırımızın ötesinde bir gözlem gücü gerektirdiğinden henüz sadece kağıt üzerindeki bir öneridir. Fakat şu zamana kadar yapılan çalışmalar, böylesi bir etkinin mümkün olduğunu ve gözlemin gerçekleşmesinin sadece zaman meselesi olduğunu göstermektedir.

Kara Deliklerle İlgili Sık Sorulan Sorular ve Cevapları

Kara Deliğin İçinde Ne Var?

Kara deliğin içerisinde ya da daha teknik bir ifadeyle olay ufkunun gerisinde ne olduğunu kimse bilmiyor. Buradaki fiziksel şartlar, başka hiçbir yerde görmediğimiz türden ekstrem şartlar ve bunu açıklayacak bir fizik şu anda elimizde olsa dahi bunun gözlemini yapamıyor, yeterli veri alamıyor olmamız nedeniyle bu soruyu cevaplandıramıyoruz. Fakat giderek artan imkanlar ve bilimin gelişmesi, bu konuda da zamanla yol kat edilmesini sağlıyor ve bir gün buna da bir cevap bulacağız.

Bir Kara Deliğin İçine Düşersek Ne Olur?

Kara deliklerin içinde ne olduğunu veya tam olarak ne tip süreçler yaşandığını henüz tam olarak bilemiyoruz. Bu konuyla ilgili olarak şu yazımıza göz atabilirsiniz.

Buna rağmen, Görelilik Teorisi'ni kullanarak kara delikler gibi yüksek kütleçekim kuvvetine sahip gök cisimlerinin yakınlarında neler olması gerektiğini kestirmemiz mümkündür.

NPR

İlk olarak, bir kara deliğin içine düşen bir astronotun deneyimlediği şeyler, onun düşüşünü dışarıdan güvenle izleyen birininkinden fazlasıyla farklı olacaktır. Kara deliğin muazzam kütleçekim kuvvetine fazlasıyla yaklaşan astronot, gelgit kuvvetleri denen bir kuvvetin etkisi altında kalacaktır. Yani vücudunun farklı kısımları, farklı miktarda kütleçekim kuvveti deneyimleyecektir. Örneğin bir karadeliğe balıklama (kafa önde) dalan bir astronotun kafasındaki çekim kuvveti, ayaklarındaki çekim kuvvetinden çok daha büyük olacaktır. Buna bağlı olarak bir spagetti gibi uzayacaktır. İşte Stephen Hawking tarafından popülerleştirilen bu kavrama spagettifikasyon adı verilmektedir.

Eğer içine düşülen kara delik bir süperkütleli kara delik ise, gelgit kuvvetlerinin etkisi çok daha ufak ve baş edilebilir olmaktadır. Interstellar filminde gösterilen Gargantua kara delik, bu tarz bir kara delik olduğu için meşhur sahneler oldukça isabetli olmaktadır. Interstellar ile ilgili bilimsel bir analizimizi buradan okuyabilirsiniz.

Reddit

Kütlesinden bağımsız olarak bir kara deliğin sebep olduğu en önemli etki, zaman genişlemesi denen kavramdır. Bir astronotun kara deliğe düştüğünü gözleyen bir dış gözlemci, astronotun kara deliğin içine düşüşünü asla göremez; sanki sürekli bir düşme halindeymiş gibi görür. Çünkü zaman algımızı yaratan, bir ânı diğer ândan ayıran unsurların başında gözümüze gelen ışığın sıralı doğası gelir. Hareket eden bir cisimden gelen ışık da, farklı uzay-zaman bölgelerinden geçerek gözümüze ulaşır ve "hareket algısı" yaratır.

Ancak kara deliğin kütleçekim kuvvetinden ışığın bile kaçamadığını söylemiştik. Bu durumda olay ufkuna ulaşan bir astronotu izleyen bir gözlemci, astronotun olay ufkunda donakaldığını görecektir. Çünkü artık hareket bilgisini taşıyan fotonlar gözüne asla ulaşamaz.

Kara Deliklerden Kaçmak Mümkün mü?

Bir kara deliğin içinde ne olduğunu bilmediğimiz için, bu soruya yanıt vermek de pek kolay değil. Ancak bazı teorisyenler, kara deliklerin aslında solucan deliği adı verilen bir uzay-zaman tünelinin parçası olduğunu düşünmektedirler. Solucan delikleri, Evren'in farklı kısımlarını birbirine bağlayan uzay-zaman tünelleri gibi düşünülebilir. Bu tünellerin bir ucunda kara delikler (her şeyi yutan cisimler), diğer ucunda ise ak delikler (her şeyi kusan cisimler) bulunduğu düşünülmektedir. Ak deliklerle ilgili bilgiyi buradan alabilirsiniz.

Fakat kara deliklerin aksine, solucan deliklerinin varlığı teorik olarak bile henüz tam olarak gösterilememiştir. Hatta fikri ilk olarak ileri süren fizikçiler, bir solucan deliğinin stabil olarak "açık" kalabilmesi için gereken enerjinin aşırı büyük olduğunu göstermişlerdir. Bu nedenle bu fikir, spekülatif bir düşünce olarak varlığını korumaktadır.

Kara Delikler Ölür mü?

Kara deliklerin sadece her şeyi yutan; ancak etrafa hiçbir şey saçmayan bir yapı olmasından ötürü hiçbir zaman ölmeyeceği düşünülmüştür. Sonuçta bir kara deliğin ölmesi için bir neden yok gibi gözükmektedir. Bu düşünce, büyük fizikçi Stephen Hawking ve Jacob Beckenstein'ın çalışmaları ile tamamen değişmiştir.

Kara delikler, etraflarına Hawking Işıması adı verilen bir ışıma saçmaktadır. Bu ışıma nedeniyle kara delikler, teorik olarak yeterince süre tanındığında buharlaşma ismi verilen bir yolla yok olacaktır. Yapılan hesaplamalar, kara deliklerin yok olması için gereken sürenin on veya yüz milyarlarca yıl düzeyinde olduğunu göstermektedir. Evren'imizin milyar yıl yaşında olduğu düşünülürse, bu sürenin uzunluğu daha iyi anlaşılabilir.

Ancak bu buharlaşma, kara deliklerle ilgili ilginç bir sorunu doğurur: Kara delik bilgi paradoksu. Eğer kara delikler, hesaplamaların gösterdiği gibi fiziksel bilgiyi tamamen yok edebilen cisimlerse, birden fazla fiziksel durumu tekil bir duruma indirgeme özelliğine sahipler demektir. Bu, modern fiziğin temellerine aykırı olduğu için sorunludur; çünkü bir fiziksel sistemin dalga fonksiyonunun belli bir zamandaki değeri, bir diğer zamandaki değerini belirleyebilir olmalıdır. Bu durumda kara delikler içindeki bilgiye ne olduğunu, kara deliğe düşmeden önceki halinden çıkarsayabilmemiz gerekir. Fakat bu durumda da, kara delikler bilgiyi (veya fiziksel maddeyi) gerçek anlamıyla yok etmiyor demektir. Bu paradoks, halen çözülmeyi bekleyen bir soru işaretidir.

Bir Kara Delik Kaç Kilometre? Boyutları Ne Kadar?

Bir kara deliğin kaç kilometre çapa sahip olacağı onun kütlesiyle alakalıdır. Kütle ne kadar fazla olursa (ki bu konuda bir limit yoktur) çapı da o kadar fazla olur. Eğer Dünya'yı bir kara delik olacak şekilde sıkıştıracak olsaydık çapı yalnızca santimetre olurdu. Eğer Güneş'i bir kara delik yapacak şekilde sıkıştırsaydık çapı 6 kilometre olurdu. Bunu bir Schwarzschild kara deliği için aşağıdaki formülden hesaplayabilirsiniz:

rs=2GMc2\Large r_s=\frac{2GM}{c^2}rs​=c22GM​

Burada rsr_srs​ kara deliğin yarıçapı, GG G Newton çekim sabiti, MM Mcismin kütlesi, cc c ise ışık hızıdır.

Tüm Galaksilerin Merkezinde Kara Delik Bulunur mu?

Her galaksinin merkezinde bir kara delik bulunmak zorunda değildir, fakat bulunuyor olması olasılıksal olarak manalıdır. Galaksilerin merkez bölgeleri, dış kollara göre daha yoğundur. Bu nedenle burada çabuk bir şekilde evrimleşip kara delik oluşturan yıldızlar, aynı zamanda birbirlerine de yakın olduklarından dolayı çabuk madde toplanmasını sağlar. Böylelikle merkez bölgelerde özellikle süper kütleli kara delikler görmek şaşırtıcı değildir.

Bilinen En Büyük Kara Delik Hangisi?

Süper kütleli kara delikler milyar Güneş kütlelerine ulaşabilir. Bilinen en büyük kütleli kara delikler 66 milyar Güneş kütlesi ile TON ve 45 milyar Güneş kütlesiyle Holmberg 15A'dır. Fakat bunlar dışında milyar Güneş kütlesinde kara delikler de olduğu düşünülmektedir ve bunlardan biri SDSS J+ kara deliğidir. Ayrıca bu kara delikler öylesine büyüktür ki boyutları Güneş sisteminden de fazladır. Plüton'u da sisteme dahil edecek olursak, çapları boyunca yaklaşık 10 tane Güneş sistemi sığacağını söyleyebiliriz.

Güneş Kara Delik Olacak mı?

Güneş'in kütlesi bir süpernova patlaması geçirip kara delik oluşturmak için yeterli değildir. Dolayısıyla Güneş milyar yıllar içerisinde evrimini tamamladıktan sonra bir gezegenimsi bulutsu gerçekleştirip geriye beyaz cüce bırakacaktır.

Dünya'da Kara Delik Var mı?

Hayır, Dünya'da bir kara delik yok. Eğer gözümüzle bir toz zerreciği kadar görebileceğimiz bir kara delik olsaydı, bu muhtemelen göreceğimiz son şey olurdu.

Kara Deliklerin Tarihi

Kara deliklerin kısa bir tarihini şu şekilde sunmak mümkündür:

1. 'te John Michell, bazı yıldızların çekim gücünün, ışığın kendilerinden kaçamayacak kadar büyük olabileceğini ileri sürdü ("karanlık yıldızlar").
2. yılında Laplace, tamamen bağımsız olarak Michell ile aynı sonuca ulaştı.
3. yılında Riemann, genel uzayın eğimi kavramını geliştirdi.
4. yılında Einstein, kütleçekiminin geometrik teorisini geliştirerek Newton'un büyük oranda tamamlanmamış teorisinin yerini aldı.
5. yılında Karl Schwarzschild, Einstein'dan 3 ay sonra yayınladığı makalesinde, "siyah yıldız" çözümünü keşfetti.
6. yılında Chandrasekhar, soğuk bir yıldızın maksimum kütlesini hesapladı.
7. yılında Oppenheimer ve Synder, tüm termonükleer enerji kaynaklarının tükenmesi sonrasında yeterince büyük bir yıldızın sonsuza kadar kendi üzerine çökeceği sonucuna vardı.
8. 'larda Schwarzschild'in çözümü nihayet anlaşıldı: Dönmeyen saf uzayda oluşan tekillik ve bir olay ufku Kerr tarafından genişletilen çözüme rotasyon (dönüş) özelliği de eklendi. Newman ise çözüme "yük" kavramını ekledi.
9. yılında Cygnus X-1 tarafından kara delik olmaya aday ilk gök cismi tespit edildi. Bu bir nötron yıldızı idi ve X-ışını saçıyordu.
10. yılında Hubble Teleskobu bazı yıldızların hızıyla ilgili veri toplarken, sadece süperkütleli kara deliklerin varlığıyla açıklanabilecek bazı galaksiler keşfetti.
11. yılında ilk defa birbiriyle çarpışan kara delikler, kütleçekim dalgaları kullanılarak tespit edildi.
12. yılında ise, M87 galaksisinin merkezinde bulunan, kütlesi Güneş'ten milyar kat fazla olan bir karadeliğin görüntüsü, 8 ayrı radyo teleskoptan toplanan verilerle oluşturuldu. Kara delik, 16 ışık saati (AU) genişliğinde.

Aslında bazı bilim insanları kara delikfikrinden hiç hoşlanmamıştı. Bunlardan birisi de Albert Einstein'dı. Çünkü ilk etapta bu devasa kütleli, uzay-zamanı sonsuz düzeyde büken cisimlerin nasıl oluştuğu bilinemiyordu. Ancak sonradan yapılan çalışmalar, kara deliklerin oluşum mekanizmalarını netleştirdi. Öncelikle teorik verilerden yola çıkarak geliştirilen kara delik fikri, sonrasında dolaylı gözlemlerle bol miktarda destekçi topladı ve astrofizik camiasında kısa sürede bir görüş birliği oluştu.

Öyle ki, kendi geliştirdiği denklemlerin karadelikleri teorik olarak doğruladığını gören Einstein, başta sevmediği fikri veri ışığında kabul etmek durumunda kaldı. Einstein'ın geliştirdiği Görelilik Teorisi'ne göre, çok miktarda cisim çok ufak bir noktada odaklandığında, uzay-zaman düzlemi aşırı miktarda bükülerek, hiçbir şeyin kaçamayacağı bir kapan haline geliyor. İşte buna "kara delik" adını veriyoruz.

Günümüzde halen karadeliklerle ilgili bilinmeyen çok fazla detay mevcut. Örneğin bir cisim karadeliklerin içine düştüğünde ne oluyor? Karadeliklerin Evren'in oluşumunda bir rolü olabilir mi? Bu sorular, astrofizik ve astronomi bilimleri tarafından halen araştırılan aktif çalışma sahalarıdır.

Alıntı Yap

Okundu Olarak İşaretle

Paylaş

Sonra Oku

Notlarım

Yazdır / PDF Olarak Kaydet

Bize Ulaş

Yukarı Zıpla

İçeriklerimizin bilimsel gerçekleri doğru bir şekilde yansıtması için en üst düzey çabayı gösteriyoruz. Gözünüze doğru gelmeyen bir şey varsa, mümkünse güvenilir kaynaklarınızla birlikte bize ulaşın!

Bu içeriğimizle ilgili bir sorunuz mu var? Buraya tıklayarak sorabilirsiniz.

İçerikle İlgili Sorular

• H. Site. How Is A Black Hole Created?. (13 Nisan ). Alındığı Tarih: 13 Nisan Alındığı Yer: Hubble Site Arşiv Bağlantısı
• ^A. Tozzi, et al. (). Entropy Balance In The Expanding Universe: A Novel Perspective. Entropy, sf: doi: /e

  Karadelik nedir? Karadelik nasıl oluşur?

  ABD Ulusal Bilim Vakfı, 'de bir kara deliğin çevresini gözlemlemek için kurulan Event Horizon Teleskobu'ndan (EHT) elde edilen, bilim insanlarının tabiriyle 'çığır açıcı sonucu’ dünyaya duyurdu. Toplantıda tarihte çekilmiş ilk kara delik fotoğrafı yayınlandı. Peki, İnsanlar tarafından büyük merak konusu olan Karadelikler nasıl oluşur? Karadelik nedir? İşte, cevabı

  KARADELİK NEDİR?

  Karadelikler evrende ki en gizemli nesnelerdir. Çekim güçleri inanılmazdır ve hiç bir şey onlardan kaçamaz. Tüm galaksileri yutabilirler. Dağınık yiyicilerdir ve bir yıldızın, maddenin, enerjinin, çekim gücünün son durağıdırlar. Bu her şeyin üzerinde bir seviyedir. Yok etme güçleri olmasına rağmen evrende, galaksilerin oluşumuna her şeyden çok karadelikler yardımcı olmuşlardır. Büyük kozmik makinenin önemli bir parçasıdırlar ve bazı astronomlara göre paralel evrenlerin kapıları bile olabilirler.

  Karadelikler, evrenin doğumunu anlamamızda anahtar rol oynayabilirler. 

  Evrenin oluşumu ve sonra da ölümü hakkındasorularımızı cevaplayabilirler. Bir anlamda modern astronominin öncüleri gibidirler ve galaksilerin oluşumuna aitdüşüncelerimizi ve hatta evrenin nasıl işlediğine dair fikirlerimizi değiştirebilirler. Kudretlerini doğadaki en temel güçlerin birinden alırlar, çekim gücünden.

  Yerçekimi ayağımızı yerde, gezegenimizi de Güneş’in yörüngesinde tutar fakat bir karadelikte çekim gücü tüm hesapların ötesindedir. Öylesine güçlüdür ki, yanındaki her şeyi emer. Uzak yıldızların ışıklarını dahi bükebilir ve eğer o ışık çok yakınına gelirse karadelik tarafından yutulur. Mesela bir karadeliği şelale olarak düşünelim. Çekim gücü de nehir olsun ve şelaleye doğru aksın. Işık demeti ise bir kano olsun. Şelalenin yukarılarında, nehirde akıntı zayıftır. Kanocu akıntıya karşı zorlanmadan ilerleyebilir ancak şelalenin yakınlarında akıntı daha güçlüdür ve kanocu kurtulmaya çalışır. Şelalenin kenarları tıpkı karadeliğin kenarları gibidir. Kanocu ne kadar güçlü olursa olsun, aşağıya doğru gidecektir. Uzayda da aynısı olur. Karadeliklerin yöntemigerçekten yıkıcıdır çünkü onlara yaklaştıkça yerçekim süper güçlü bir hal alır. O kadar güçlüdür ki, ışığı dahi yer. Karadeliklerin ”Kara” olması da işte bu yüzdendir.

  KARADELİK NASIL OLUŞUR?

  Karadelikler birkaç farklı şekilde oluşabilir. Bu yollardan birincisi yıldızların çökmesidir. Bir gökcisminin iç basıncı kendi kütleçekimini yenemediği durumda yıldız çökmeye başlar. Eğer yıldızın kütlesi belirli bir değerin üzerindeyse çökmeyi durdurabilecek, bilinen bir mekanizma yoktur. Bu durumda yıldızın çökmesi karadelik oluşumuyla sonuçlanır. Gökadaların çoğunun merkezinde bulunan devasa kütleli karadelikler muhtemelen bu şekilde oluşmuştur.

  İçinde yaşadığımız çağda, karadeliklerin oluşmasına sebep olabilecek yüksek yoğunluklar sadece yıldızlarda mevcuttur. Fakat Büyük Patlama’dan kısa bir süre sonra evrenin çeşitli bölgelerindeki yüksek madde yoğunlukları da karadeliklerin oluşmasına sebep olmuş olabilir. Evrenin ilk zamanlarındaki koşulları kullanarak yapılan tahminler bu şekilde oluşabilecek karadeliklerin kütlelerinin, Planck kütlesi (yaklaşık 2x10^-8 kilogram) ile Güneş'in kütlesinin (yaklaşık 2x10³⁰ kilogram) binlerce katı arasında değişebileceğini gösteriyor.

  Bunlara ek olarak kütlesi Planck kütlesinden daha küçük karadeliklerin, parçacıkların yüksek enerjili çarpışmaları sırasında oluşabileceği öne sürülmüştür. Fakat henüz geliştirilme aşamasında olan bazı kuramlara dayanarak yapılan bu çıkarımların doğruluğu üzerinde bir uzlaşma yoktur. 

  ---

  Bütün Kara Delikler Nereye Gitmiş?

  ---

  Selçuk Bilir İstanbul Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü Kaynak:Astronomi Magazin,(), 45,

  Bilim adamlarının, 12 Aralık tarihinde Kenya kıyılarından ilk X-ışın uydusu "Uhuru" yu uzaya fırlatmaları ile, astronominin uğraşı alanı daha da genişledi. Uydu, kısa bir zaman içinde düzinelerce X-ışın kaynağı bulmasına rağmen bu sayıyı ilk iki yıl içinde a çıkarttı. Bulunan bu kaynakların çoğunun şiddeti düzenli iken, az miktarda bulunan diğer X-ışın kaynaklarının şiddeti oldukça düzensiz idi.
  
  Astronomlar yeni kaynakları anlamaya çalıştılar. Onlar için sorun, X-ışınlarının kaynağının ne olduÄŸu idi! X-ışın gözlemlerinden elde edilen koordinatların optik yolla gözlenmesi ile çift yıldızların böyle bir elektromanyetik ışınıma neden olabileceÄŸi anlaşıldı. Bununla birlikte gözlemler çift yıldızlardan birinin oldukça sönük olduÄŸunu gösteriyordu. Teorisyenler, X-ışınlarının açıklanabilir bir modelini kısa bir zamanda formülize edip, ortak bir tahminde birleÅŸtiler. Görünür yıldızın yüzeyindeki madde, görünmeyen bileÅŸeninin etrafındaki bir yörüngeye çekiliyordu. Çekilen bu madde helozonik bir yol ile görünmeyen bileÅŸenin üzerine ışık hızına yakın bir hızla düşerek, X ışın üretimine neden oluyordu. 
  
  Ama görünmeyen bu bileşenler neydi? Astronomlar o zamanlara kadar yeni birkaç "nötron" yıldızı bulmuşlardı. Bu nötron yıldızları Güneş'in kütlesinin ile 3 katı arasında bir kütleye sahipken, genişlikleri birkaç kilometreyi geçmiyordu. Buradan anlaşılacağı gibi, böyle büyük bir kütlenin, böyle küçük bir hacime sığması ile yıldız yoğunluğu inanılmaz bir şekilde artıyordu. Bu da çevresinde oluşturduğu inanılmaz çekim kuvvetini açıklayabiliyordu. Bu yolla yapılan açıklamalarla X-ışın çiftlerinin doğasının çözüldüğü zannedildi.
  
  Daha sonra, kaynakların farklı olduğu görüldü ve herşey değişti. Astronomlar, keşfedilen bir X-ışın kaynağının, 9. kadirden HDE adlı mavi bir yıldızla ilişkisini keşfettiler. Paul Murdin ve Louise Webster gözlemlerden yıldızın kütlesini, Güneş kütlesinin (M_o) 23 katına eşit olduğunu buldular. Bu yıldız, bir çift yıldız sisteminin parçasıdır. Sistem, Güneş'ten 8, ışık yılı uzaklıkta bulunmakta ve sistemin üyeleri birbirleri etrafında günlük bir peryot ile dönmektedirler.
  

  Astronomlar sistemin görünmeyen bileÅŸeninin kütlesini, HDE 'nin gözlemlerden elde edilmiÅŸ kütle deÄŸeri ile dönme peryodundan itibaren hesapladılar. Bu görünmeyen bileÅŸenin kütlesi, GüneÅŸ kütlesinin 10 katına eÅŸitti. Bulunan bu deÄŸer bir nötron yıldızının kütlesinden oldukça büyüktü. O zaman bu bir "kara delik" olmalıydı! (Şekil 1)

  
  

  Şekil 1. Bir çift sistemde kara deliğin yoldaş yıldızla oluşturduğu pozisyonu.

  Elde edilen bu değer astronomları heyecanlandırdı. Kara delik veya en azından yoğun görünmeyen yıldızlar, 'de İngiliz astronom John Michell tarafından önerilmişti. Ama böyle yıldızların var olabileceği ise 'da Robert Oppenheimer ve onun öğrencisi Hartland Snyder tarafından gösterilmişti.
  
  Oppenheimer, araştırma sonuçlarının bilim dünyasında yayınlamasıyla, çevresinden büyük tepkiler gördü. Kara deliklerin sahip oldukları bu özellikler o güne kadar bulunan fizik teorilerine oldukça ters idi. Peki neydi bu farklı özellikleri? Büyük kütleli yıldızlar korlarındaki yakıtlarını bitirmeleriyle, koru dengede tutan nükleer kuvvet ve dolayısıyla iç basınç kaybolur. Böylece yıldızın korunda bulunan ağır elementlerin çekim kuvveti üstün gelerek yıldızın kendi içine çökmesine yol açar. Çekimsel çökme kaçınılmaz sona doğru ilerledikçe yıldızda üretilmiş olan ışık ışınları yıldızın yüzeyine doğru çekilir. Sonunda çökme öyle kritik bir aşamaya ulaşır ki, artık yıldızdan hiçbir ışık ışını kurtulamaz. Çöken yıldızın ışığının bile kaçamayacağı boyutlara değin büzüldüğünde yıldız, kendi "olay ufkunun" altında kalır (Şekil 2). Olay ufku, ardında ne olup bittiğini bilmediğimiz bir duvar gibidir. Bu ufkunun içinde kalmış madde ve enerji sanki, evrenden izole olmuştur ve buradan hiçbir şey kaçamaz.

  

  Şekil 2. Bir kara deliğinin iç yapısı.

  Astronomlar uzun araştırmalardan sonra ilk kara delik adayı olan Cyg X-1 i Uhuru uydusunun gözlemleri sayesinde keşfettiler (Şekil 3). Onlara göre X-ışınları, çift sistemin dev yıldızının yüzeyinden gelen maddenin kara delik adayı Cyg X-1 in yüzeyine düşmesi ile oluşuyordu. 'lerin başlarında, X-ışın kaynaklarının çoğunun hala tam olarak ne olduğu belirlenememişti. 'de Nasa'nın, Einstein X-ışın uydusunu uzaya yerleştirmesi ile astronomlar o güne kadar keşfedilmemiş yeni X-ışın kaynağı buldular. Bulunan bu kaynakların bazıları şüphesiz kara delik olabilirdi ama astronomların bu kaynaklar hakkındaki çalışmaları onların birer nötron yıldızı olduğunu gösteriyordu. Nötron yıldızlarının sayıları bu gözlemlerle günden güne artarken, kara delik adaylarının sayısı Cyg X-1 ile sınırlı kalıyordu.
  

  

  Şekil 3. Cyg X-1 sisteminin temsili bir resmi.

  Neden şimdiye kadar kara deliklerden daha çok nötron yıldızı bulundu? Karadeliğin oluşması için, nötron yıldızlarının kütlesinden daha fazla bir kütleye ihtiyaç vardır ki bu miktarda en az 3M_o olmalıdır. Ama bir yıldızın evrimi boyunca ve çökme esnasında kaybettiği kütle, yıldızın son kütlesinin önemini arttırmaktadır. Böyle bir karadeliğin oluşması için yıldızın başlangıç kütlesinin en az 10M_o veya bu limitten daha fazla bir kütle içermesi gerekmektedir. Bununla birlikte yapılan hesaplar, astronomlar tarafından bulunan her bir kara delik için 3 tane nötron yıldızının bulunması gerektiğini göstermektedir ki bu durumda bazı şeyler yanlış olabilir!

  Cyg X-1'nin bulunmasından beri astronomlar iki yeni kara delik adayı buldular. Bu adayların belirlenmesi süreci içinde den fazla nötron yıldızı bulundu. Cyg X-1 hala en iyi kara delik adayıdır. Fakat keşfinden 20 yıl geçmesine rağmen bazı astronomlar Cyg X-1'in, bir kara delik adayı oluğundan şüphelenmektedirler.
  
  Büyük problemin en iyi adayını yıldızın kütlesi belirlemektedir. Astronomlar iyi bir adayın en azından 3M_o kütlesine sahip olması gerektiğini bilmektedirler. Ama astronomlar, bir çift sistemin içinde bulunan bir kara delik adayının kütlesini nasıl bulabilirlerdi? Bunun için astronomların görünür yıldızın kütlesini ve çift sistemin yörüngesinin eğimini bilmeleri lazımdır. Hemen hemen bütün adaylar için bu parametreler bilinmemektedir. Örneğin, kütlenin bulunmasında en önemli parametre olan yörüngenin eğimi, çoğu kara deliklik adayında bulunamamıştır. Çünkü kara delik adaylarının içinde bulunduğu sistem, bir örten çift yıldız sistemi değildir. Peki en iyi kara delik adayı olan Cyg X-1 in yörünge eğimi nedir? Bunun için yapılan teorik hesaplar sistemin eğimini 30^o olarak göstermektedir. Buradan itibaren görünmeyen bileşenin kütlesi 7M_o olarak hesaplanmıştır.

  HDE nin kütlesi tam olarak bilinemediğinden Cyg X-1 e olan çekimsel etkisi de tam olarak anlaşılamamaktadır. Gözlemler, HDE nin büyük, mavi bir dev olduğunu gösterir. Astronomlar bu özellikleri taşıyan yıldızların spektrel tiplerinden itibaren kütle değerlerini bilmektedirler ama buradaki, belirsizlik kara delik adayının bu yıldızdan çaldığı madde miktarıdır. Çalınan madde miktarı hakkında yapılan bir araştırmada Charles webgrid.co.uk ve Douglas webgrid.co.uk HDE 'nin çok az bir kütle kaybettiğini buldular. Bu çalışmadan başka Bohdan Paczynski ve John Bahcall, Cyg X-1'in kütlesini HDE 'in kütlesinden bağımsız hesaplayarak Cyg X-1 in yaklaşık 10M_o e sahip olduğunu buldular. Astronomlar çok kuvvetli delillere sahip olsalar bile henüz Cyg X-1'in kesinlikle bir kara delik olup olmadığını bilememektedirler (Tablo 1).
  
  Tablo 1.Şimdiye kadar bulunan en iyi kara delik adaylarının yoldaş yıldızlarıyla birlikte bazı fiziksel parametreleri

  Cisim	Cyg X-1	LMC X-1	AO
  Takımyıldız	Cygnus	Doraba	Monoceros
  Bileşen Yıldız	OIb	B3V	KV
  Yörünge Peryodu (gün)
  Adayın (kütlesi)	10	9	9

  Cyg X-1'in diÄŸer kara delik adayları ile karşılaÅŸtırılması, astronomlara yardım edebilir. DiÄŸer en iyi aday, Büyük Magellan Bulutsusu'nda yer alan LMC X-3 diye bilinen X-ışın kaynağıdır. Anne Cowley, David Crampton ve Jonh Hutchings LMC X-3 ün en kuvvetli kara delik adayı olduÄŸunu gösterdiler. Cowley ve çalışma arkadaÅŸları, 'li yılların ortasında Magellan Bulutsusunda X-ışın kaynakları aramaya baÅŸladılar. Bu astronomların birkaç kara delik adayının spektrumlarını elde etmiÅŸ olmalarına raÄŸmen onların kara delik olabileceÄŸine dair saÄŸlam deliller gösteremediler. Sonra, Einstein uydusu daha uzakta bulunan kaynakların pozisyonunu belirledi. Bu uydudan gelen yeni verilerin indirgenmesi ile Cowley, kaynaklardan birinin spektrumunda iki ayrı yerde farklılıklar gördü. 

  Cowley, bazı ÅŸeylerin yanlış olduÄŸundan emindi. Bundan dolayı bu farklılığı bulmaya karar verdi. Birçok gözlemin tekrar incelenmesi ile cismin spektrumda gerçekten farklılıklar görüldü. Spektrel çizgiler kaymıştı. Bir çift sistem vardı ve bileÅŸenlerden biri görünmüyordu. Görünen bileÅŸen kadirden bir anakol yıldızı olup yörüngesi üzerinde km/sn lik inanılmaz bir hızı vardı. Böyle bir hızla görülen bileÅŸen yörüngesi üzerindeki bir turunu günde tamamlıyordu. Acaba görünmeyen bileÅŸen bir kara delik miydi? 
  
  Cowley ve Crompton heyecanlandılar. Çalışmalarını baÅŸtan aÅŸağı kontrol edip görünmeyen bileÅŸenin kütlesini 9M_o olarak buldular. O halde bu bir kara delik adayı idi. DiÄŸer kara delik adaylarında olduÄŸu gibi, bu çalışmada da bazı tereddütler vardı. Bunlarında hesaba katılması ile elde edilen sonuç, görünen bileÅŸenin 3M_o sine sahip olduÄŸunu gösteriyordu ki, bu da bir kara delik olmak için yeterli bir miktardı. Onlara göre en iyi kara delik adayı 3M_o ile 11M_o kütlesine sahip yıldızlardır. 
  
  Üçüncü kara delik adayı ise A diye bilinen ve li yılların ortasında Jeffrey McClintock ve Roland Remilland tarafından keÅŸfedilmiÅŸ olandır. Çalışmayı yaptıkları sistemde bulunan görünmeyen bileÅŸen, görünen bileÅŸenden daha fazla bir kütle içeriyordu. Bu yüzden McClintock görünmeyen bileÅŸenin etrafındaki yörüngede dönmekte olan küçük kütleli yıldızla çalışmak istedi. Çünkü bu durumda görünmeyen bileÅŸenin kütlesini daha kesin bulabileceÄŸini tahmin ediyordu. 

  A bir tekrarlayan nova olup ve te patlamıştı. yılındaki patlamasında iki ay süreyle gökyüzündeki en parlak X-ışın kaynağı olmuştu. Ama patlamadan 15 ay sonra tekrar eski parlaklığına dönerek sönük ve sıradan bir yıldız haline geldi. Patlamadan iki yıl sonra ise yıldızın spektrumunda kendini gösteren X-ışın emisyonu kayboldu. Bu durumu fark eden McClintock ve Remilland yıldızı araştırmaya karar verdiler. Araştırmalarına başlamalarıla görünen bileşenin bir turuncu yıldız olduğunu ve Güneş kütlesinin yaklaşık yarısına sahip olduğunu buldular. Çift sistemin dinamikel yapısı hakkındaki araştırmalarında ise görünen bileşenin, görünmeyen bileşen etrafında yaklaşık , km/saat lik bir hızla dolaştığını ve sistemin yörüngesel peryodunu ise saatte tamamladığını fark ettiler. Çoğu X-ışın çiftlerinde olduğu gibi, bu sistemde örten bir çift yıldız değildi. Bu yüzden tutulum kenardan görülemiyordu. Ama teorik çalışmalar yörüngenin eğiminin yaklaşık 45^o olduğunu gösteriyordu. Bu eğimin bulunması ile görünmeyen bileşenin kütlesinin 9M_o olduğu hesaplandı.
  
  McClintock memmundu. Bu konuda çalışan diğer astronomlar da A in iyi bir kara delik adayı olduğu kanısındadırlar. McClintock çalışmasının sonunda A gibi sistemler keşfederek, yörüngesi üzerinde daha hızlı hareket eden ve kısa peryodlara sahip yıldızlar bulmak istediğini söyledi.
  
  Astronomların çoğunun bulunan üç kara delik adayı hakkında hem fikir olmalarına rağmen, bu konudaki araştırmalar hala sürmektedir. Cowley ve çalışma arkadaşları, Büyük Magellan Bulutsusunda yer alan ve bir X-ışın kaynağı olan CAL 87 hakkında çok geniş bir çalışma yaptılar. Gözlemler bu kaynağın kadirden görünen parlaklığa sahip olduğunu ve şimdiye kadar bulunan en belirsiz aday olduğunu göstermektedir. Bu sistem diğer kara delik adaylarının bulunduğu sistemlerden farklı olup bir örten çift sistemdir. Yörünge peryodu ise saattir. Dinamikel çalışmalardan elde edilen verilerden, görünmeyen bileşenin 4M_o e sahip olduğu ve bu sonucun da bir kara delik için yeterli bir kütle değeri olduğu görülür. Sistemin bir örten çift ve görünmeyen bileşenin bir kara delik adayı olması, astronomları sistemin yörünge eğimi hakkındaki derin araştırmalara sürüklemiştir.
  
  Büyük Magellan Bulutsusunda yer alan diğer en parlak X-ışın kaynağı LMC X-1 dir (Şekil 4). En büyük zorluk, sistemde yer alan görünen bileşenin teşhisidir. Yapılan yaklaşık hesaplar, görünmeyen bileşenin 4M_o ile 10M_o e arasında olduğunu gösterir. Ama bu konudaki belirsizlik çok büyüktür.
  

  

  Şekil 4. LMC X-1 nin fotoÄŸrafı. 

  Neden iyi adayları belirleyemiyoruz? Bir düşünceye göre; kara deliklerin birkaç kilometrelik çaplara sahip olması ve dışarıya hiç ışık vermemeleridir. Bu yüzden astronomlar hiçbir yolla kara delikleri doğrudan doğruya gözleyemezler. Hatta çok büyük teleskoplar kullansalar bile! Fakat astronomlar kara delik adaylarının çevrelerine verdikleri etkilerden yola çıkarak onları keşfedebilirler. Peki nedir bu yöntemler? Kara deliklerin üç belirgin özellikleri vardır. Bunlar Kütle, Elektrik yükleri ve Açısal Momentum (dönme) tur. İşte bu özelliklerle çevrelerinde bulunan gökcisimlerine bir etkide bulunmaları, onların keşfedilmesine yardımcı olur.
  
  Bu aşamada aklımıza şu soru gelebilir. Neden kara deliklerin keşfedilmesi nötron yıldızlarının keşfedilmesinden daha zordur? ve neden bunların çoğu çift sistemlerde bulunur? Nötron yıldızları kuvvetli manyetik alanlara sahiptir. Manyetik alan, yıldızın manyetik kutuplarına doğru düşen gazı kontrol eder. Gazın kutuplara düşmesiyle her iki kutupta X-ışını oluşur. İşte oluşan bu X-ışınlarını, astronomlar tarafından düzenli sinyaller halinde gözlenir. Bu duruma kara deliklerde rastlanmaz. Çünkü karadeliğe düşen madde, karadeliğin olay ufkunun altına gireceğinden evrenden soyutlanır ve bir ışınım meydana getirmez. Bundan başka tek başlarına bulunan nötron yıldızlarıyla pulsarlar, uzaya düzenli sinyaller yollarlar. Buna en iyi örnek ise Yengeç Bulutsusu'nda bulunan nötron yıldızıdır. Bu nötron yıldızı hem görünür bölgede hemde radyo bölgesinde ışınım yayar. Buna rağmen tek başlarına bulunan kara delikler hiçbir ışınım yapmayarak çevrelerine sinyaller veya görüntüler vermezler. Bundan dolayı da astronomlar tarafından gözlenemezler.
  
  X-ışın kaynaklarının kısa yaşam süreci de bir faktördür. Bir X-ışın çiftinin evrim safhası belki 10, yıl olup astronomi diliyle oldukça kısadır. Ama bu nedenler arasında en önemli şey büyük kütleli bir yıldızın, evrimi sonucu, karadeliğe dönüşmesidir.

  Astronomlar kara deliklerin büyük kütleli yıldızların çökmesiyle oluştuğuna inanmaktadırlar. Çoğu karadelik aşağı yukarı aynı boyutlarda olup birkaç kilometrelik çapları olduğu varsayılmaktadır. Bunun yanı sıra da, çok daha büyük kara deliklerin galaksilerin merkezlerinde yer aldığı düşünülmektedir. Galaksilerin merkezlerinde bir karadeliğin var olabileceği fikri ilk defa ciddi bir şekilde, "kuazarların" keşfinden sonra başladı. Bilindiği gibi kuazarlar sıradan bir galaksiden kez hatta 1, kez daha fazla bir ışınım yaymaktadırlar. Bundan dolayı çoğu astronom, böyle olağanüstü bir enerjinin ancak kara delikler sayesinde olabileceğini ummaktadır.
  
  İngiliz astrofizikçisi Doland Lynden yılında yaptığı bir modelde, bu enerjinin nasıl oluştuğunu gösterdi. Bunun için Donald Lynden, Cyg X-1 in etrafında yer alan yığılma diskinin daha büyüğünü düşünerek, yeni bir model geliştirdi. Modeline göre süper kara delik, galakside bulunan yıldızlar ile gazı, o müthiş çekim kuvveti ile çekebilir ve etrafındaki bir yörüngeye yerleştirebilirdi. Galaksimizin merkezinde yer aldığı düşünülen kara delik ise bu modele göre 1,,, M_o olmalıdır. Böyle bir kütle, Güneş sisteminin merkezinde yer alsaydı, boyutları Uranüs gezegenin yörüngesine kadar uzanırdı. Çevresinde yer aldığı yığılma diskin ise Güneş ile Plüton gezegeni arasındaki uzaklığın katı mesafede bulunurdu. Bu disk içinde bulunan madde ise, karadeliğin çekimsel etkisinden dolayı helozonik yollar izleyerek, hızlı bir şekilde kara delikle ilişkiye girerdi. Sonuç olarak, bu etkileşim ile, gözlediğimiz X-ışınları oluşurdu.
  
  Büyük kütleli kara deliklerin araÅŸtırılmasında astronomlar iki delilin varlığını ararlar. Galaksi merkezinde büyük kütleli bir kara delik varsa, bu kara delik çevresindeki yıldızları çekerek, merkez çevresindeki bir bölgede yoÄŸun bir parlaklığa yol açardı ki bu da araÅŸtırmadaki ilk delili teÅŸkil ederdi. Bundan dolayı astronomlar, galaksilerin merkezlerine yakın yerlerde ani parlaklık artışlarını araÅŸtırırlar. Ä°kinci delil ise, gözlemlerden elde edilen spektrumlardan, karadeliÄŸe yakın yıldızların hızlarının araÅŸtırılmasıdır. Bir yıldız karadeliÄŸe yakınsa, yörüngesel hızı da fazla olmak zorundadır. Gerçekten, kara deliklere çok yakın olan yıldızların, yörüngeleri üzerinde yaklaşık ışık hızına yakın hızlarla dolaÅŸmaları gerekmektedir. 
  
  Holland Ford ve diğer astronomların Hubble Uzay Teleskobunu kullanmalarıyla, Virgo kümesinde yer alan ve bir dev galaksi olan M87 nin merkezinde süperkütleli bir karadeliğin kesin delillerini ele geçirdiler. Galaksinin nükleer diskinin dönmesinden elde edilen spektrumlardan diskin, km/sn bir dönme hızına sahip olduğu bulundu. Bu hızdan itibaren, galaksinin çekirdeğinde 3 milyar M_o kütleli bir kara delik bulunması gerektiği anlaşıldı. Durumun açıklanmasında en iyi alternatif, M87 nin merkezinde yer aldığı düşünülen bir süper kara delik oldu (Şekil 5 ve 6). Bu kuvvetli delillerin elde edilmesi ile kara delik adaylarının sayısı 4 e yükseldi. Fakat bulunan bu kara delik adayı, diğer bulunan kara delik adaylarına benzemiyordu. Çünkü bu aday, bir ekstra galaktik süper kara delikti.
  

  

   Åžekil 5. M87 galaksisinin merkez bölgesinin bir fotoÄŸrafı. Görüntü yılında Hubble Uzay Teleskobu ile alınmıştır. 

  Astronomların ekstra galaktik gökcisimlerinde yaptıkları kara delik araştırmasında en büyük problemi, kuazarların ve aktif galaksilerin bizden çok uzakta yer almaları oluşturur. Bundan dolayı detaylı bir şekilde incelenemezler. Fakat Havai Üniversitesinde çalışmakta olan Alan Diesler ve John Kormendy CCD kamera kullanarak yakın galaksilerin korlarını incelemeye karar verdiler.
  

  

  Şekil 6. M87 galaksinin merkez bölgesine ait radyo gözlemleri. Görüntüler farklı dalgaboyları ile alınmıştır.  

  Öncelikle gözlemlerine M31, M, M32, M33, NGC ve diğer yakın galaksileri listelerine alarak çalışmalarına başladılar. Gözlemlerinde galaksilerin merkezlerine yakın yıldızlar belirleyerek, onların galaksi etrafındaki yörüngesel hızlarını ve parlaklık profillerini hesapladılar. Elde edilen sonuçlar, M31 ve NGC in mükemmel adaylar olduğunu gösterdi. Andromeda galaksisinin merkezine yakın bir bölgede hızla hareket etmekte olan bir kümenin hız ölçümü ise, M31 galaksisinin merkezinde, 10 milyon ile 1 milyar M_o kütlesine sahip, karanlık bir kütlenin varlığını gösterdi. Acaba bu bir kara delik miydi? Kormendy emin bir şekilde bir karadeliğin delillerine sahip olmadığını ama elde ettiği sonuçların galaksilerin merkezlerinde çok büyük ve karanlık bir cismin yer aldığını göstermek olduğunu söylemektedir. Bir grup astronom ise, kümenin içinde çok sayıda küçük kara delik veya nötron yıldızı bulunabileceği fikrini savunmaktadır.
  
  Kaynaklar 

  Astronomy (Ekim )

  Astronomy Picture of the Day (webgrid.co.uk)

  nest...

  38172 38173 38174 38175 38176

gelişim planı örnekleri 2022 doğum borçlanmasi ne kadar uzaktaki birini kendine aşık etme duası 2021 hac son dakika allahümme salli allahümme barik duası caycuma hava durumu elle kuyu açma burgusu dinimizde sünnet düğünü nasil olmali başak ikizler aşk uyumu yht öğrenci bilet fiyatları antalya inşaat mühendisliği puanları malta adası haritada nerede