Kara delik nedir.?

Kara delik, astrofizikte, çekim alanı her türlü maddi oluşumun ve ışınımın kendisinden kaçmasına izin vermeyecek derecede güçlü olan, kütlesi büyük bir kozmik cisimdir. Kara delik, uzayda belirli nicelikteki maddenin bir noktaya toplanması ile meydana gelen bir nesnedir de denilebilir. Bu tür nesneler ışık yaymadıklarından kara olarak nitelenirler. Kara delikler 2 boyutludur yani hacmi yoktur. Karadeliklerin içinde zamanın ise yavaş aktığı ya da akmadığı tahmin edilmektedir. Kara delikler genel görelilik kuramıyla tanımlanmışlardır. Doğrudan gözlemlenememekle birlikte, çeşitli dalga boylarını kullanan dolaylı gözlem teknikleri sayesinde keşfedilmişlerdir. Bu teknikler aynı zamanda çevrelerinde sürüklenen oluşumların da incelenme olanağını sağlamıştır. Örneğin bir kara deliğin çekim alanına kapılmış maddenin kara delikçe yutulmadan önce müthiş bir ısı derecesine ulaştığı ve bu yüzden önemli miktarda x ışınları yaydığı saptanmıştır. Böylece bir kara delik kendisi ışık yaymasa da, çevresinde bu tür bir icraat yarattığı için varlığı saptanabilmektedir. Günümüzde, kara deliklerin varlığı, ilgili (astrofizikçiler ve kuramsal fizikçilerden oluşan) bilimsel topluluğun hemen hemen tüm bireyleri tarafından onaylanarak kesinlik kazanmış durumdadır.

Sunuş ve terminoloji

Kara delik “çekimsel tekillik” denilen bir noktaya konsantre olmuş bir kütleye sahiptir. Bu kütle “kara deliğin ufku” denilen ve sözkonusu tekilliği merkez alan bir küreyi oluşturur. Bu küre, kara deliğin uzayda kapladığı yer olarak da düşünülebilir. Kütlesi Güneş’imizin kütlesine eşit olan bir kara deliğin yarıçapı yalnızca yaklaşık 3 km.’dir.

Yıldızlar-arası (milyonlarca km.) uzaklıklar sözkonusu olduğunda, bir kara delik, herhangi bir kozmik cisim üzerinde, kendisiyle aynı kütleye sahip bir kozmik cisminkinden daha fazla bir çekim kuvveti uygulamaz; yani, kara delikleri karşı konulamaz bir kozmik “aspiratör” olarak düşünmemek gerekir. Örneğin Güneş’in yerinde onunla aynı kütleye sahip bir kara delik bulunsaydı, Güneş Sistemi’ndeki gezegenlerin yörüngelerinde herhangi bir değişim olmayacaktı.

Birçok kara delik türü mevcuttur. Bir yıldızın çekimsel içe (kendi üzerine) çökmesiyle oluşan kara delik türüne “yıldızsal kara delik” denir. Bu kara delikler galaksilerin merkezinde bulundukları takdirde birkaç milyarlık “güneş kütlesi”ne kadar çıkabilen devasa bir kütleye sahip olabilirler ve bu durumda “dev kara delik” (veya galaktik kara delik) adını alırlar. Kütle bakımından kara deliklerin iki uç noktasını oluşturan bu iki tür arasında bir de, kütlesi birkaç bin “güneş kütlesi” olan üçüncü bir türün bulunduğu düşünülür ve bu türe “orta kara delik”ler denilir. En düşük kütleli kara deliklerin ise kozmos tarihinin başlangıcındaki Büyük Patlama’da oluştukları düşünülür ve bunlara da “ilksel kara delik” adı verilir. Bununla birlikte ilksel kara deliklerin varlığı halihazırda doğrulanmış değildir.

Bir kara deliği doğrudan gözlemlemek imkânsızdır. Bilindiği gibi bir nesnenin görülebilmesi için, kendisinden ışık çıkması veya kendisine gelen ışığı yansıtması gerekir; oysa kara delikler çok yakınından geçen ışıkları bile yutmaktadırlar. Bununla birlikte varlığı, çevresi üzerindeki çekim icraatinden, özellikle mikrokuasarlarda ve aktif galaksi çekirdeklerinde kara delik üzerine düşen yakınlardaki maddenin son derece ısınmış olmasından ve güçlü bir şekilde X ışını yaymasından anlaşılmaktadır. Böylece, gözlemler dev veya ufak boyutlardaki bu tür cisimlerin varlığını ortaya koymaktadır. Bu gözlemlerin kapsadığı ve genel görelilik kuramına uyan cisimler yalnızca kara deliklerdir.

Tarihçe

Kara delik kavramı ilk olarak 18.yy. sonunda, Newton’un evrensel çekim kanunu kapsamında doğmuştur denebilir. Fakat o dönemde mesele yalnızca “kaçış hızı” ışık hızından daha büyük olmasını sağlayacak derecede kütleli cisimlerin var olup olmadığını bilmekti. Dolayısıyla kara delik kavramı ancak 20.yy.’ın başlarında ve özellikle Albert Einstein’ın genel görelilik kuramının ortaya atılmasıyla fantastik bir kavram olmaktan çıkmıştır. Einstein’ın çalışmalarının yayımlanmasından kısa süre sonra, Karl Schwarzschild tarafından, “Einstein alan denklemleri”nin merkezî bir kara deliğin varlığını içeren bir çözümü yayımlanmıştı.Bununla birlikte kara delikler üzerine ilk temel çalışmalar, varlıkları hakkındaki ilk sağlam belirtilerin gözlemlerini izleyen 1960’lı yıllara dayanır. Kara delik içeren bir cismin ilk gözlemi, 1971’de Uhuru uydusu tarafından yapıldı.Uydu Kuğu takımyıldızının en parlak yıldızı olan Cygnus X-1 çift yıldızında bir X ışınları kaynağı olduğunu saptamıştı. Fakat “kara delik” terimi daha önceden, 1960’lı yıllarda Amerikalı fizikçi Kip Thorne vasıtasıyla ortaya atılmıştı. Bu terimin terminolojiye yerleşmesinden önce ise kara delikler için “Schwarzschild cismi” ve “kapalı yıldız” terimleri kullanıldı.

Özellikler

Kara delik diğer astrofizik cisimleri gibi bir astrofizik cisimdir. Doğrudan gözlemlenmesinin çok güç olmasıyla ve merkezî bölgesinin fizik kuramlarıyla tatminkâr biçimde tanımlanamaz oluşuyla nitelenir. Merkezî bölgesinin tanımlanamayışındaki en önemli etken, merkezinde bir “çekimsel tekilliği” içeriyor olmasıdır. Bu çekimsel tekillik, ancak bir “kuantum çekimi” kuramıyla tanımlanabilir ki, günümüzde böyle bir kuram bulunmamaktadır. Buna karşılık, uygulanan çeşitli dolaylı yöntemler sayesinde, yakın çevresinde hüküm süren fiziksel koşullar ve çevresi üzerindeki etkisi mükemmel biçimde tanımlanabilmektedir.

Öte yandan kara delikler çok az sayıdaki parametrelerle tanımlanmaları bakımından şaşkınlık verici nesnelerdir. Yaşadığımız evrendeki tanımları yalnızca üç parametreye bağlıdır: Kütle, elektriksel yük ve açısal momentum. Kara deliklerin tüm diğer parametreleri (boyu, biçimi vs.) bunlarla belirlenir. Bir kıyaslama yapmak gerekirse, örneğin bir gezegenin tanımlanmasında yüzlerce parametre sözkonusudur (kimyasal bileşim,elementlerin farklılaşması, taşınım, atmosfer vs.) Bu yüzden 1967’den beri kara delikler yalnızca bu üç parametreyle tanımlanırlar ki, bunu da 1967’de Werner Israel tarafından ortaya atılan “saçsızlık kuramı”na  borçluyuz. Bu, uzun mesafeli temel kuvvetlerinin yalnızca kütleçekim ve elektromanyetizm oluşunu da açıklamaktadır; kara deliklerin ölçülebilir özellikleri yalnızca, bu kuvvetleri tanımlayan parametrelerle, yani kütle, elektriksel yük ve açısal momentumla verilir.

Bir kara deliğin kütle ve elektriksel yükle ilgili özellikleri “klasik” (genel göreliliğin olmadığı) fiziğin uygulanabileceği olağan özelliklerdir: Kara deliğin kütlesine oranla bir “kütleçekim alanı” ve elektriksel yüküne oranla bir elektrik alanı vardır. Buna karşılık açısal momentum etkisi genel görelilik kuramına özgü bir özellik taşır: Kendi ekseni etrafında dönen kimi kozmik cisimler, yakın çevrelerindeki uzayzamanı  da “sürüklemek” (eğmek) eğilimindedirler. “Lense-Thirring etkisi”  denen bu fenomen şimdilik Güneş Sistemi’mizde gözlemlenmemektedir.  Kendi ekseni etrafında “dönen karadelik” türü çevresindeki yakın uzayda bu fenomen inanılmaz ölçülerde gerçekleşmektedir ki, bu alana “güç bölgesi” (ergorégion) ya da “güç küresi”adı verilmektedir.

Kara deliklerin varsayıma dayalı dört türü

Bir kara delik daima, sıfır olmayan bir kütleye sahiptir. Buna karşılık diğer iki özellikleri olan açısal momentumu (rotasyon) ve elektriksel yükü, sıfır ya da sıfır olmayan bir değerde olabilirler. Bu hallerin değişik değerlerde bir araya gelmesi dört kara delik türünü belirler.

Açısal momentum ve elektriksel yük sıfır değerliyse “Schwarzschild kara deliği” türü sözkonusudur. Bu ad 1916’da bu tür nesnelerin varlığı fikrini Einstein alan denklemlerinin çözümleri olarak ortaya atmış Karl Schwarzschild’a ithafen verilmiştir.

Kara deliğin elektriksel yükü sıfır olmayıp açısal momentumu sıfır olduğu takdirde “Reissner-Nordström kara deliği” türü sözkonusu olur. Bilinen hiçbir süreç böyle sürekli bir elektriksel yük içeren sıkışmış bir cisim üretmek olanağı vermediğinden, bu tür kara delikler varsa bile, astrofizikte pek ilgi odağı olmamaktalar. Bu elektriksel yük, karadeliğin çevresinden alacağı zıt elektrik yüklerinin emilmesiyle zamanla dağılabilir. ^[14] Sonuç olarak, “Reissner-Nordström kara deliği” doğada mevcut olma olasılığı pek bulunmayan teorik bir cisimdir.

Kara deliğin bir açısal momentumu olup (kendi ekseni etrafında dönüyorsa) elektriksel yükü olmadığı takdirde “Kerr kara deliği” türü sözkonusu olur. Bu ad, 1963’te bu tür cisimleri tanımlayan formülü bulmuş olan Yeni Zelanda’lı matematikçi Roy Kerr’in adına ithafen verilmiştir. Reissner-Nordström ve Schwarzschild kara delik türlerinin aksine, Kerr kara deliği türü astrofizikçiler için önemli bir ilgi odağı olmuştur; çünkü kara deliklerin oluşum ve evrim örnekleri onların çevrelerindeki maddeyi bir “katılım diski” aracılığıyla emme eğiliminde olduklarını ve maddelerin katılım diskine kara deliğin dönüş yönünde spiral çizerek düştüklerini göstermektedir. Böylece madde, kendisini yutan kara deliğin açısal momentumuyla bir ilişki halinde olmaktadır. Bu durumda, astronominin ilgilenebileceği kara delikler yalnızca Kerr kara delikleridir.

Bununla birlikte, bu kara deliklerin, açısal momentumlarının iyice zayıfladığı hallerde, doğal olarak, Schwarzschild kara deliklerini andırmaları mümkündür.

Dördüncü tür, Kerr kara deliğinin elektriksel yüke sahip olduğu türdür. Buna Kerr-Newman kara deliği türü denir. Bu türe de var olma olasılığı çok zayıf olduğundan pek ilgi gösterilmemektedir.

Diğer olası kara delikler

Teorik bir bakış açısıyla farklı özelliklere sahip daha bir sürü kara delik türünün var olduğu söylenebilir. Örneğin Reissner-Nordström kara deliği türünde elektriksel yük yerine manyetik yük bulunduğu takdirde, benzeri bir kara delik türü mevcut olabilir; yani manyetik kutupları olan bir kara delik türü… Fakat böyle bir türün varlığı günümüzde ancak bir hipotezden ibaret kalmaktadır.

Hatta, kara delik kavramı, üç boyuttan daha fazla boyut içeren (örneğin dört boyutlu) uzaylarda kara delik olabileceği varsayılarak daha da genelleştirilebilir ki, bu da yukarıda belirtilen kara delik türlerinden farklı özelliklere sahip kara delik türleri üzerinde düşünmek imkanı sağlayacaktır.

Kara ve delik… [

Kara deliklerin varlığı John Michell  ve Pierre-Simon Laplace tarafından, birbirlerinden habersiz olarak, daha 18.yy.’da gözönünde bulundurulmuştur. O zamanlar düşünülen, "kaçış hızı" ışık hızından daha fazla olabilecek, yani ışığın çekimlerinin etkisinden kaçamayacağı kozmik cisimlerin varlığıydı. Işığın kara delikçe çekilmesi olgusunda, bir güçten ziyade, "Einstein dengelenmesi", "kızıla kayma" ya da "çekimsel kızıla kayma" gibi adlarla belirtilen, ışığın (fotonların) çekim alanları etkisiyle maruz kaldığı bir değişim sözkonusudur. Çekim alanı etkisiyle oluşan bu dengelenme ya da değişimde ışık, bir karadeliğin "potansiyel kuyular"ından  çıkmaya çalışırken enerji bütünlüğünü kaybeder. Burada, "evrenin genişlemesi"nden, yani uzak galaksilerde gözlemlenen ve çok derin "potansiyel kuyu"ların olmadığı bir uzay genişlemesinden kaynaklananınkine oranla biraz farklı tabiatta bir kızıllaşma değişimi sözkonusudur. Bu özellik de kara deliğin "kara" sıfatına çok uygun gelmektedir, çünkü bir kara delik ışık yayamamaktadır. Bu yüzden "kara delik" cisimlerinin adına "kara" sıfatı eklenmiştir. Bu, ışık için olduğu kadar, madde için de geçerlidir ; çünkü bir kez kara delikçe çekilmeye başladıktan sonra hiçbir partikül o kara delikten kaçamamaktadır. Bu da kara deliğe "delik" adının verilmesini sağlamıştır.

Kara deliklerin oluşumu

Kara deliklerin var olma olasılığı yalnızca genel görelilik kuramına ait bir sonuç değildir; kütleçekimi konu alan hemen hemen tüm diğer gerçekçi fizik kuramları da onların varlığını muhtemel görmektedir. Diğer kütleçekim kuramları gibi genel görelilik kuramı da kara deliklerin varlığını öngörmekle kalmayıp, onların uzayın bir bölgesinde sıkışmış maddeden oluşmuş olacağını öngörmektedir. Örneğin Güneş’imiz yarıçapı yaklaşık üç kilometre olan bir küre içine (yani ebatlarının dört milyonda biri kadar bir hacme) sıkıştırılmış olsaydı, bir kara delik haline gelirdi. Hatta Güneş’imizi 1cm³(santimetreküp) hacmine sıkıştırabilseydik, bu kez 1cm³'lük bir karadelik yapmış olurduk. Fakat bu durumda sistemimizdeki gezegenlerin yörünge hareketlerinde bir değişiklik olmayacaktı; yani Güneş Sistemi’mizdeki gezegenler bu 1cm³'lük kara deliğin Güneş'inkine eş çekim kuvvetinde, yörüngelerinde dönmeye devam edeceklerdi. Bir başka örnekle, Dünya’mız birkaç santimetre küplük bir hacim içine sıkıştırılmış olsaydı, o da bir kara delik haline gelecekti.

Astrofizikte kara delik bir çekimsel içe çökmenin son aşaması olarak ele alınır. Yıldızların evrim süreçlerinin sonları, sahip oldukları kütleye göre belirlenir. Evrim sürecinin son aşamasına yaklaşmış yıldızlarda, maddenin sıkışması sonunda, kütlelerine göre, iki hal sözkonusu olur; bunlar ya ak cüce haline dönüşürler ya da sonradan kara deliğe dönüşebilecek nötron yıldızı haline dönüşürler. Ak cüce halinde, ak cüceyi kütleçekime karşı denge halinde tutan elektronların yozlaşma basıncıdır.^[31] Nötron yıldızı halinde ise nükleonların yozlaşma basıncı sözkonusu değildir, denge halini sağlayan “güçlü etkileşim”dir. ^[32] Kara delik ak cücelere ilişkin içe çökmeyle oluşamaz; bu çökme sırasında yıldızı oluşturan çok ağır nükleonlar oluşur. ^[33] Açığa çıkan enerji yıldızı dağıtmaya yeterlidir.

Fakat evrim sürecinde dönüşme eşiğindeki yıldız, belirli bir kritik kütleyi aştığında (kütlesi yeterince büyük olduğunda), eğer kütleçekim gücü basınç etkisini aşabilmeye yetecek derecede büyükse bir kara delik oluşabilir. Bu durumda bilinen hiçbir kuvvet, dengeyi sağlamaya yetmez ve sözkonusu cisim tümüyle içe çöker. Pratikte bu, birçok şekilde oluşabilir:

• Bir nötron yıldızına, belirli bir kritik kütleye ulaşana kadar, bir başka yıldızdan çıkan maddenin katılımıyla oluşabilir.
• Bir nötron yıldızının başka bir nötron yıldızıyla birleşmesiyle oluşabilir (çok nadir, a priori bir fenomendir).
• Büyük bir yıldızın kalbinin doğrudan kara delik halinde içe çökmesiyle oluşabilir.

1980’li yıllarda nötron yıldızlarındakinden de daha sıkışmış bir madde halinin varlığı konusunda bir hipotez ortaya atılmıştır. Bu, “tuhaf yıldızlar”  da denilen “kuark yıldızları”ndaki sıkışmış madde haliydi. Bu konuda 1990’lı yıllardan itibaren net bulgular elde edilebilmiştir; fakat bu bulgular, yıldız türündeki belirli bir kütlenin, evrimini kara delik halinde içe çökmesiyle tamamlaması konusunda önceden bilinenleri değiştirmemiştir. Değiştirdiği şey yalnızca, kütlenin miktarı konusundaki sınır olmuştur.

2006 yılında, kütlelerine bağlı olarak dört kara delik sınıfı ayırt edilmiştir : Yıldızsal kara delikler, dev kara delikler, orta kara delikler ve ilksel (ya da mikro) kara delikler.

Facebook da Paylas