Ziyaretçi
Arama
Karadelik nasıl oluşur? - Sayfa 2
En İyi Cevap Var Güncelleme: 27 Ocak 2018 Gösterim: 32.403 Cevap: 15
Ziyaretçi
27 Aralık 2012
Mesaj #11
27 Aralık 2012
Mesaj #12
Kayıtlı Üye
Karadelik
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 deliklerin, "tekillik"leri dolayısıyla, üç boyutlu olmadıkları, sıfır hacimli oldukları kabul edilir. Karadeliklerin içinde zamanın ise yavaş aktığı veya akmadığı tahmin edilmektedir.
Karadelikler Einstein'ın 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 sıcaklık 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 bilimsel topluluğun (astrofizikçiler ve kuramsal fizikçilerden oluşan) hemen hemen tüm bireyleri tarafından onaylanarak kesinlik kazanmış durumdadır.
Karadelik “çekimsel tekillik” denilen bir noktaya konsantre olmuş bir kütleye sahiptir. Bu kütle "kara deliğin olay 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 karadelik türü mevcuttur. Bir yıldızın çekimsel içe (kendi üzerine) çökmesiyle oluşan karadelik 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 karadeliği 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
Karadelik kavramı ilk olarak 18. yüzyıl 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. yüzyıl'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
Karadelik 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 karadelikler 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 gezegenintanımlanmasında 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 veelektromanyetizm oluşunu da açıklamaktadır; kara deliklerin ölçülebilir özellikleri yalnızca, bu kuvvetleri tanımlayan parametrelerle, yani kütle, elektriksel yük ve açısal momentumla verilir.
Bir karadeliğin 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) veya “güç küresi” adı verilmektedir.
Karadeliklerin varsayıma dayalı dört türü;
Karadeliklerin açısal momentum (J) elektriksel yük (Q) ve hep sıfırdan büyük olan kütle (m) parametrelerine göre belirlenen, varsayıma dayalı dört türü; M > 0J = 0J ≠ 0Q = 0 Schwarzschild karadeliği, Kerr karadeliğiQ ≠ 0, Reissner-Nordström karadeliği, Kerr-Newman karadeliği.Bir karadelik daima, sıfır olmayan bir kütleye sahiptir. Buna karşılık diğer iki özellikleri olanaçısal momentumu (rotasyon) ve elektriksel yükü, sıfır veya 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 denklemlerininçözümleri 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. Sonuç olarak, "Reissner-Nordström kara deliği" doğada mevcut olma olasılığı pek bulunmayan teorik bir cisimdir.
Karadeliğin 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.
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 birhipotezden ibaret kalmaktadır.
Hatta, karadelik kavramı, üç boyuttan daha fazla boyut içeren (örneğin dört boyutlu) uzaylarda karadelik olabileceği varsayılarak daha da genelleştirilebilir ki, bu da yukarıda belirtilen kara delik türlerinden farklı özelliklere sahip kara delik türleri üzerinde düşünmek imkânı sağlayacaktır.
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" veya "çekimsel kızıla kayma" gibi adlarla belirtilen, ışığın (fotonların) çekim alanları etkisiyle maruz kaldığı bir değişim sözkonusudur. Çekim alanı etkisiyle oluşan bu dengelenme veya 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.
Olay ufku
Kara delikten uzaktaki bir parçacık herhangi bir yönde hareket edebilir. O yalnız ışık hızıyla sınırlıdır.
Kara deliğe yaklaştıça uzayzaman onu deforme etmeye başlar.
Olay ufkunun içinde tüm yollar parçacığı kara deliğin merkezine sevk eder. Parçacık için kaçış olanaksızdır.
Işık ve maddenin artık kaçamadığı bölgeyi sınırlayan kuşağa “olay ufku”adı verilir. Olay ufku, herhangi bir fiziksel incelemede bulunamadığımız bir uzay parçasıdır. Ne olay ufkundan ötesini bilinen yasalarla açıklama olanağı vardır, ne de orada ne olup bittiğini bilmenin bir yolu vardır. Bir yıldızın olay ufku, yıldızın çökmeden önceki kütlesiyle orantılıdır. Örneğin kütlesi 10 güneş kütlesi olan bir yıldız içe çöküp kara delik haline geldiğinde çapı 60 km. olan bir olay ufkuna sahip olur. Bir kara delik madde yuttukça olay ufkunu genişletir, olay ufku genişledikçe de daha güçlü çekim alanına sahip olur. Kara deliğin olay ufkunda teorik olarak zaman tümüyle durmaktadır. Kimi kara deliklerde iki olay ufku vardır.
Kimileri "olay ufku" terimi yerine kara deliğe pek uygun olmamakla birlikte “kara deliğin yüzeyi” terimini kullanırlar. (Terimin uygun olmamasının nedeni, bir gezegen veya yıldızdaki gibi katı ve gazlardan oluşan bir yüzeyinin olmamasıdır.) Fakat burada birtakım özel nitelikler gösteren bir bölge sözkonusu değildir; bir gözlemci kara deliğe ufku aşacak kadar yaklaşmış olabilseydi, kendisine yüzey izlenimi sağlayacak hiçbir özellik veya değişim hissedemeyecekti. Buna karşılık geri dönme girişlerinde bulunduğunda, artık bu bölgeden kaçamayacağının farkına varmış bulunacaktı. Bu, adeta "dönüşü olmayan nokta"dır. Bu durum, akıntısı güçlü bir denizde, akıntıdan habersiz bir yüzücünün durumuna benzetilebilir.
Öte yandan olay ufkunun sınırına yaklaşmış bir gözlemci, karadelikten yeterince uzaktaki bir gözlemciye kıyasla, zamanın farklı bir şekilde aktığının farkına varacaktır. Kara delikten uzakta olan gözlemcinin diğerine düzenli aralıklarla (örneğin birer saniye arayla) ışık işaretleri yolladığını varsayalım: Kara deliğe yakın gözlemci bu işaretleri hem daha enerjetik (ışığın kara deliğe düşmek üzere yaklaştıkça “maviye kayma”sı sonucuyla bu ışık işaretlerinin frekansı daha yüksek olacaktır) hem de ardışık işaretlerin aralarındaki zaman aralığı daha kısalmış (birer saniyeden daha az) olarak alacaktır.
Yakın gözlemci, uzaktakine oranla zamanın daha hızlı aktığı izleminde olacaktır. Uzaktaki gözlemci de aksine, diğerinde meydana gelen şeylerin gitgide daha yavaş seyrettiğini görecek, zamanın daha yavaş aktığı izleniminde olacaktır.
Uzaktaki gözlemci kara deliğe bir nesnenin düştüğünü görmesi halinde, ona nazaran "çekimsel kızıla kayma" ve "zamanın genleşmesi" fenomenleri birleşmiş durumda olacaktır : Nesneden çıkan işaretler gitgide kızıl, gitgide parlak (uzak gözlemciye varmadan önce gitgide artan enerji kaybıyla çıkarılan ışık) ve gitgide aralıklı olacaktır. Yani pratikte, gözlemciye varan ışık fotonlarının sayısı, gitgide hızla azalacaktır ve nesnenin kara deliğe gömülüp görünmez olmasının ardından tükenecektir. Nesnenin henüz olay ufku sınırında hareketsiz durduğunu gören uzaktaki gözlemcinin onun düşmesini engellemek üzere olay ufkuna yaklaşması boşuna olacaktır.
Karadeliğin "tekilliği"ne yaklaşan bir gözlemciyi etkilemeye başlayan etkilere “gelgit etkileri” denir.Bu etkiler kütleçekim alanının homojen olmayan bir yapıya sahip olması nedeniyle nesnenin biçimsizleşmesine (doğal biçimini kaybetmesine) yol açarlar. Bu “gelgit etkileri bölgesi” dev kara deliklerde tümüyle olay ufkunda yer alır; fakat özellikle "yıldızsal kara delik"lerdeolay ufkunun sınırını da aşarak etkide bulunur. Dolayısıyla yıldızsal kara deliğe yaklaşan bir astronot daha olay ufkuna geçmeden parçalanacakken, dev kara deliğe yaklaşan bir astronot, daha sonra “gelgit etkileri” ile yok edilecek olmakla birlikte, olay ufkuna bir güçlükle karşılaşmadan giriş yapacaktır.
Tekillik
Bir karadeliğin merkezinde kütleçekim alanının ve uzay bükülmelerinin ("eğim") sonsuz hale geldikleri bir bölge yer alır. Bu bölge "çekimsel tekillik" olarak adlandırılır. Bu bölge, genel görelilik kuramı uzay-zaman eğiminin sonsuz olduğu bölgeleri tanımlayamadığı için, genel görelilik kuramı çerçevesinde pek iyi tanımlanamamıştır. Zaten genel görelilik kuramı, kuantumkaynaklı kütleçekim etkilerini genel olarak göz önünde bulunduran bir kuram değildir. Uzay-zaman eğimi, sonsuza doğru eğrildiğinde, zorunlu olarak kuantum tabiatlı etkilere tâbi olmaktadır. Sonuç olarak, kütleçekimsel tekillikleri doğru bir biçimde tanımlayabilecek durumdaki tek kuram, tüm kuantum etkilerini göz önünde bulunduran bir kütleçekim kuramı olabilir.
Dolayısıyla halihazırda kütleçekimsel tekilliğin tanımı yapılamamış durumdadır. Bununla birlikte, şu biliniyor ki, nasıl kara deliğe girip içine yerleşmiş madde dışarı çıkamıyorsa, kütleçekimsel tekillik de kara deliğin içine yerleştikçe kara deliğin dışını etkileyememektedir. Kütleçekimsel tekillikler onları tanımlamakta aciz kalışımızdan dolayı gizemlerini korumayı sürdürseler de ve genel görelilik kuramı tüm kütleçekimsel fenomenleri tanımlamada yeterli olmasa da, bütün bunlar, karadeliğin bizim tarafımızda bulunan olay ufkundan hareketle onları tanımlamamıza bir engel oluşturmamaktadır.
Karadeliklerin oluşumu
Son Ürün
Beyaz cüce
Nötron Yıldızı
Karadeliklerin 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 karadelik 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 veya sonradan kara deliğe dönüşebilecek nötron yıldızı haline dönüşürler. Ak cüce halinde, ak cüceyi kütleçekime karşı denge halinde tutan elektronların yozlaşma basıncıdır. Nötron yıldızı halinde isenükleonların yozlaşma basıncı sözkonusu değildir, denge halini sağlayan "güçlü etkileşim"dir.Kara delik ak cücelere ilişkin içe çökmeyle oluşamaz; bu çökme sırasında yıldızı oluşturan çok ağır nükleonlar oluşur. 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:
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.
Yıldızsal karadelikler
Yıldızsal karadelikler birkaç Güneş kütlesi kadar bir kütleye sahiptirler. Ölmekte olan bir yıldız, eğer Güneş’imizin üç mislinden daha ağırsa, nötron yıldızı düzeyinde kalamaz, çekirdeğindeki tepkime ve yoğunluk artması devam eder ve "kara delik" haline gelir. Yıldızsal kara delik büyük (başlangıç olarak yaklaşık 10 güneş kütlesi kadar kütleli veya daha fazla kütleli) bir yıldızın kalıntısının (artık maddesinin) çekimsel içe çökmesinin ardından doğarlar. Yıldızın kalbinde termonükleer tepkimelerle yanma tamamlandığı zaman, yakıt kalmadığı için, bir süpernova oluşur. Bu süpernova da ardında hızla içe çökecek bir öz kısım bırakabilir.
1939’da Robert Oppenheimer, bu öz kısmın belirli bir sınırdan daha yüksek bir kütleye sahip olması durumunda kütleçekim gücünün kendisini kesinlikle tüm diğer güçlerin üzerine taşıyacağını ve bir kara delik oluşacağını ortaya koymuştur.
Bir kara delik oluşturmak üzere içe çöküş “kütleçekim dalgaları”yaymaya elverişli bir durumdur ki, bu dalgaların yakın bir gelecekte Cascina’daki (İtalya) Virgo veya Amerikan LIGO “girişim aracı” gibi bazı dedektör aygıtlarıyla saptanabileceği sanılmaktadır. Yıldızsal kara delikler günümüzde "X çift yıldızları"nda ve "mikrokuasar"larda gözlemlenmektedir ve bazı “aktif galaksi çekirdekleri”nde “akış”ların (Fr.jet) oluşmasına neden olurlar.
Dev Karadelikler
Dev kara delikler birkaç milyon ile birkaç milyar güneş kütlesi arasında değişen bir kütleye sahiptir. Galaksilerin merkezinde bulunurlar ve varlıkları bazen “akış”ların ve X ışınımının oluşmasına yol açar. Bu yüzden bu galaksi çekirdekleri, yıldızların üst üst yer almasından oluşan normal parlaklığa kıyasla daha parlak hale gelirler ve “aktif galaksi çekirdekleri” adını alırlar. Galaksimiz Samanyolu da böyle bir kara delik içerir ve bu kara deliğe yakın yıldızların son derece hızlı hareket ettiklerinin gözlemlenmesi bu bulguyu doğrular.
Örneğin bu yıldızlardan biri olan S2 adlı yıldızın gözlemlenemeyen karanlık bir nesnenin çevresinde en az 11 yıllık bir dolanım hareketinde bulunduğu gözlemlenmiştir. Bu yıldızın eliptik yörüngesi sözkonusu karanlık cisimden 20 astronomik birim uzaklığındadır ve karanlık cisim sınırlı hacmine karşın 2,3 milyon güneş kütlesi kadar bir kütleye sahiptir. Kara delikten başka, sınırlı hacmine karşın böyle yoğun madde içeren bir cisim örneğine şimdiye dek rastlanmamıştır.
Chandrateleskopu ile NGC 6240 galaksisi üzerinde yapılan gözlemler de bu galaksinin merkezinde birbirleri çevresinde dönen iki dev kara deliğin gözlemlenmesini sağlanmıştır. Böyle devlerin oluşumu hakkındaki tartışmalar halen sürmektedir, kimilerine göre de kozmosunbaşlangıcında çok hızlı bir şekilde oluşmuşlardır.
Orta Karadelikler
Orta kara delikler yakın zamanlarda keşfedilmiş olup, kütleleri 100 güneş kütlesi ile 10.000 güneş kütlesi aralığında değişir. 1970’li yıllarda orta kütleli kara deliklerin küresel yıldız kümelerinde oluştuğu hipotezi ortaya atılmış, fakat bu hipotezi destekleyecek hiçbir gözlem elde edilememişti. 2000’li yılların gözlemleri parlaklık-ötesi veya “ aşırı parlak X ışını kaynakları”nın varlığını ortaya koydu. Bu kaynaklar hiç de dev kara deliklerin bulunduğu galaksi çekirdeklerine bağlı görünmüyorladı. Ayrıca gözlemlenen X ışınları miktarı, “Eddington limiti”ne(yıldızsal kara delik için maksimum limit) eşit bir oranla madde katılımı göz önünde bulundurulduğunda, 20 güneş kütleli bir kara delik tarafından üretilemeyecek kadar çoktu...
İlksel Karadelikler
Mikro kara delikler veya kuantum kara delikleri de denilen "ilksel kara delikler" çok küçük boyutlarda olan kara deliklerdir. Bunlara “ilksel” adının verilme nedeni, Büyük Patlamasırasında oluştuklarının sanılmasındandır. "İlksel kozmos"da küçük ölçekli aşırı yoğunlaşmaların çekimsel içe çökmesiyle oluştukları sanılmaktadır. 1970’li yıllarda ünlü fizikçilerdenStephen Hawking ve Bernard Carr kara deliklerin ilksel kozmosdaki oluşum mekanizması üzerine araştırmalarda bulundular ve kara delik kavramını geliştirerek "mini kara delik" adı verilen, yıldızsal kara deliklere nazaran son derece küçük kara deliklerin bol miktarda bulunduğu sonucuna vardılar. Bu kara deliklerin kütleleri bakımından yoğunlukları ve dağılımları henüz bilinmemekteyse de, bunları belirleyen etkenlerin ilksel kozmosdaki yani "kozmik şişkinlik"teki hızlı genişleme evresine ilişkin koşullarla ilgili olduğu sanılmaktadır. Bu küçük kütleli kara deliklerin –eğer var iseler- bir gama ışınımı yaymaları gerekir. Işınımları muhtemelen INTEGRAL gibi uydular tarafından keşfedilecektir.
Yüksek enerjili fiziksel örnekler üzerinde çalışan bazı fizikçilere göre bu kara deliklerin daha küçük benzer örnekleri Cenevre yakınlarındaki LHC gibi "parçacık hızlandırıcı” kullanılarak laboratuvarda da oluşturulabilir.
Karadeliklerin gözlemi
Kara deliklerin yalnızca iki türü için birçok gözlem donanımları düzenlenmektedir (doğrudan değil, dolaylı gözlem olmakla birlikte, aşağıdaki bölümde görüleceği gibi, gitgide daha açık ve seçik gözlemlere doğru ilerleme kaydedilmektedir): Bunlar yıldızsal kara delikler ve dev kara deliklerdir. Bize en yakın dev kara delik, galaksimizin merkezinde, yaklaşık 8 kilo-parsek uzaklıkta bulunmaktadır.
Bir karadeliği bulma konusundaki ilk yöntemlerden biri, yörünge parametrelerine başvurarak bir çift yıldızın iki bileşeninin (iki yoldaşının) kütlelerinin belirlenmesiydi. Böylece çift yıldızlardan diğer bileşeni görünmez olan, kütlesi az olan bileşenler, yörüngelerindeki hızlarına da dikkat edilerek araştırıldı. Bileşenlerden, kütlesi büyük ve görünmez olanı, -normalde böyle kütledeki bir yıldızın kolaylıkla görülebilmesi gerektiğine göre- genellikle bir nötron yıldızı olarak veya bir kara delik olarak yorumlanabilir. O zaman, yörünge eğikliğiaçısı da bilinmiyorsa, yoldaşının kütlesinin nötron yıldızlarının maksimum kütle sınırını (yaklaşık 3,3 Güneş kütlesi) geçip geçmediğine bakılır. Eğer sınırı geçiyorsa bu bir kara deliktir, geçmiyorsa bir ak cüce olabilir.
Bunun yanısıra, bazı yıldızsal kara deliklerin "gama ışınları dalgalarının yayını" sırasında belirdikleri bilgisi göz önünde bulundurulur. Zaten böyle kara delikler süpernova halindeki (Wolf-Rayetyıldızı gibi) büyük bir yıldızın patlaması yoluyla oluşabilirler ve "collapsar" örneğiyle tanımlanan bazı hallerde kara delik bir gama ışınları dalgası üretildiği an oluşur. Böylece, bir "gama ışınları dalga yayını" (GRB) bir kara deliğin doğumunun işareti olabilir. Süpernovalar vasıtasıyla daha küçük kütleli kara delikler de oluşabilir. Örneğin 1987A süpernovasından kalan artıkların bir kara deliğe dönüştüğü düşünülmektedir.
Bir karadeliğin varlığını gösteren bir başka fenomen de esas olarak radyo dalgaları alanında gözlemlenen "akış"ların varlığıdır ki, bu akışlar hem yıldızsal kara deliklerce, hem de dev kara deliklerce yaratılabilmektedir. Bu akışlar kara deliğin "katılım diski”nde oluşan büyük ölçekli manyetik alan değişimlerinden kaynaklanırlar.
Bir kara deliğin küçüklüğü doğrudan gözlemini zorlaştırır, örneğin birkaç kilometrelik kara deliklerin doğrudan gözlemlenmesi imkânsızdır.Açısal çapı [65] bundan biraz daha büyük bir kara deliği ele alalım; 1 “güneş kütlesi” kadar kütlesi olan ve bir parsek (yaklaşık 3,26 ışık yılı) uzaklıkta bulunan bir kara deliğin açısal çapı ancak 0,1 mikrosaniye olacaktır ki, bu, gözleminin olanaksızlığı hakkında yeterince bir fikir vermektedir.
Buna karşılık, dev kara deliklerin konumu doğrudan gözlem bakımından daha elverişli görünmektedir. Bir kara deliğin ebatları kütlesiyle orantılıdır. Bir galaksinin merkezindeki kara deliğin kütlesi ortalama 2,6 milyon güneş kütlesidir. Onun "Schwarzschild yarıçapı" da yaklaşık 7 milyon km. olur. Bu kara deliğin 8,5 kilo-parsek uzaklıkta bulunduğunu farzedersek, açısal çapı 30 mikrosaniye olur. Bu sonuç, sözkonusu cismin, “gözle görülür ışık alanı”nda gözlemlenmesinin yine son derece zor olduğunu ortaya koymaktaysa da, günümüzde “radyo girişim aracı” saptama sınırlarına hiç de uzak değildir. Günümüzde, milimetrik alandaki frekanslara dayalı radyo girişim araçlarının duyarlılıkları gitgide geliştirilmektedir. Kara deliğin açısal çapının büyüklüğü yerine, frekans alanındaki büyüklüğe ilişkin herhangi bir kazanım, bize karadeliğin gözlemlenebilmesi konusunda çok daha elverişli bir olanak sağlayacaktır. Şu halde bir galaksi merkezindeki kara deliğin bu teknikle imajlarının elde edilmesi pek uzak bir hayal olmasa gerek. M87 galaksisinin merkezinde yer alan kara delik üstte sözü edilen kara deliğe kıyasla 2000 kez daha uzak olmakla birlikte, ondan 1300 kez daha büyüktür. Belki de bu kara delik, gelecekte, galaksimiz Samanyolu’ndaki kara delikten sonra imajı elde edilmiş ikinci kara delik olacaktır.
Yıldızsal karadelik örnekleri
1965’te bulunan Cygnus X-1 bir kara delik içerdiği bilinen ilk astrofizik cismidir. Bu, dönen bir kara delikten ve bir kızıl devden oluşan birçift yıldız sistemiydi.
Eğer kara delik bir çift yıldız sisteminin parçasıysa, o zaman normal yıldızdan kara deliğe doğru bir madde akışı olur. Madde akışı, açısal momentumun korunması prensibine bağlı olarak kara delik çevresinde "katılım diski" denilen bir disk oluşturur. Bu disk maddesi karadeliğin yakınında, büyük kütleçekim potansiyeli altında müthiş sıcaklıklara ulaşmakta ve karadeliğin tarafımızdan fark edilmesini sağlamaktadır.
“Katılım diski”yle “akış”lar oluşturan bir karadeliğin veya bir nötron yıldızının bulunduğu çift yıldız sistemlerine, galaksimiz ötesindeki (ekstragalaktik) ebveynleri denilebilecek kuasarlara ithafen mikrokuasar adı verilmiştir. Aslında her iki sınıftaki cisimler de aynı fiziksel süreçleri izlerler. Mikrokuasarlar içinde en fazla incelenmiş olanlarından biri 1994’de keşfedilmiş, "ışıktan hızlı" “akış”ları olan GRS 1915+105’tir.
Böyle akışların bulunduğu bir başka sistem de GRO J1655-40’tir. Fakat bu ikincisinin mesafesi halen tartışmalı olduğundan, akışlarının ışıktan hızlı olmama olasılığı da bulunmaktadır.
Bir başkası da çok özel bir mikrokuasar olan SS 433’tür.Bunun öyle sürekli akışları vardır ki, orada madde ışık hızının beşte biri civarındaki hızlarla yığın yığın yer değiştirmektedir.
Dev ve orta karadelik örnekleri
Dev karadelik adayları öncelikle "aktif galaksi çekirdekleri" ve radyoastronomlar tarafından 1960’lı yıllarda keşfedilen kuasarlardır. Dev kara deliklerin varlığına en büyük kanıt oluşturan gözlemler Sagitarius A adlı galaktik merkezin çevresindeki yıldızların yörüngeleriüzerinde yapılan gözlemlerdi. Bu yıldızların yörünge ve hızları hakkındaki gözlemler, bu "galaktik merkez"in o bölgesinde dev kara delikten başka hiçbir kozmik cismin sözkonusu olamayacağını göstermekteydi. Bu keşfin ardından başka galaksilerde başka kara deliklerin bulunduğu saptandı.
Şubat 2005’de SDSS J090745.0+24507 adlı dev bir mavi yıldızın galaksimizin kaçış hızının iki katı bir hızla, yani ışık hızının 0,0022’si kadar bir hızla Samanyolu galaksimizden çıkacak şekilde yol aldığı gözlemlendi.
Hızı ve çizdiği yörünge incelendiğinde dev bir karadeliğin çekimsel etkisiyle fırlatılmış olduğu anlaşıldı.Kasım 2004’de astronomlardan oluşan bir grup, galaksimizde orta kütleli ilk kara deliğin keşfedilmiş olduğunu açıklamışlardı. Yörüngesigalaksimizin merkezinden yalnızca üç ışık yılı uzaklıkta olan bu kara delik 1300 güneş kütlesi kadar bir kütleye sahipti ve yalnızca yedi yıldızdan oluşan bir yıldız kümesinde bulunuyordu. Bu yıldız kümesi, muhtemelen, vaktiyle büyük yıldızlardan oluşan ve merkezî kara delik tarafından yutularak ufalan bir yıldız kümesinin kalıntısıydı. Bu gözlem, dev kara deliklerin, çevresindeki yıldızları ve diğer kara delikleri yuttukça büyüdükleri görüşünü desteklemektedir.
Bütün bunlar, muhtemelen yakın bir zamanda, LISA adlı “uzay girişim aracı” vasıtasıyla yapılacak, sözkonusu sürecin çekimsel dalgalarının doğrudan gözlemiyle doğrulanabilecektir.
Haziran 2004’de astronomlar 12,7 milyar ışık yılı uzaklıktaki bir galaksinin merkezinde Q0906+6930 adı verilen bir dev kara delik keşfettiler. [84] Büyük Patlama göz önüne alındığında, bu gözlem, galaksilerdeki dev kara deliklerin oluşum hızlılığının göreli bir fenomen olduğunu göstermektedir.
Tekillik kuramları
Kara delikler hakkındaki temel meselelerden biri hangi koşullar altında oluştukları meselesidir. İlk zamanlar, kara deliklerin oluşum koşullarının son derece özel olmasından dolayı, pek çok olma şanslarının çok az olduğu düşünülüyordu. Fakat, Stephen Hawking veRoger Penrose’a borçlu olduğumuz bir dizi matematik teoremleri hiçde öyle olmadığını gösterdi. Kara deliklerin meydana gelmesi son derece farklı koşullarda oluşabilmekte olup, bir çeşitlilik gösteriyordu. Bu iki bilim adamının sözkonusu alandaki kuşkuya yer bırakmayan çalışma ve kuramları "tekillik kuramları"olarak adlandırılmıştır. Bu kuramlar, 1970’li yılların başlarında, yani henüz kara deliklerin varlığını doğrulayan hiçbir gözlemin yapılmamış olduğu bir dönemde ortaya konulmuştur. Sonraki gözlemler, kara deliklerin evrende gerçekten çok sık bulunan cisimler olduğunu doğrulamış bulunmaktadır.
Bir karadeliğin merkezinde "çekimsel tekillik" yer alır. Tüm kara delik türlerinde de bu tekillik dış alemden "olay ufku"yla "saklı"dır. Bugünkü fizik, çekimsel tekilliği tanımlamayı bilememektedir. Fakat bu pek fazla önem de taşımamaktadır ; çünkü bu tekillik, "olay ufku"yla sınırlanmış kuşağın içinde kalmakta ve dış alemin olayları üzerine etkide bulunmamaktadır. Bununla birlikte, bir ufukla çevrelenmiş olmaksızın mevcut olan bir tekilliğin bulunduğu "genel görelilik" denklemlerine matematik çözümler vardır, kinetik yük veya "kinetik moment"in belirli bir değeri aşması halinde Kerr veya Reissner-Nordström çözümlerinde sözkonusu olduğu gibi... Böyle bir durumda artık kara delikten söz edilemez (artık ufuk da, "delik" de yoktur), ancak "çıplak tekillik"ten söz edilebilir. Parametrelerce belirlenen bu tür durumların incelenmesi pratikte son derece zordur; çünkü tekillik ortamını tahmin edebilmemiz imkânsızdır. Bugünkü evren bilgilerimizle çıplak tekillik meselesi hakkında fazla bir şey söylememiz mümkün değildir veya en azından, 1990’lı yıllara kadar bu konuda fazla bir şey söylemek mümkün değildi.
O yıllara kadar Kerr veya Reissner-Nordström kara deliklerinin kinetik momentin veya elektriksel yükün dış katkısı yoluyla sözkonusu kritik değerlere ulaşamayacakları düşünülüyordu. Çünkü, özetle, kara deliğin yük/kütle ilişkisinin hep, tam kritik değere ulaşmadan önce "doygunluğa" ulaşacağı ve böylece hiçbir zaman kritik değere ulaşamayacağı düşünülüyordu.
Bu temel kavram ve düşünceler İngiliz matematikçi Roger Penrose’u 1969’da, "kozmik sansür" denilen hipotezi ortaya atmaya yöneltmiştir. Bu hipotez hiçbir fiziksel sürecinkozmosda çıplak tekillerin doğmasına imkân vermeyeceğini ileri sürmekteydi. Mümkün birkaç açıklama/formül içeren bu hipotez, Stephen Hawking’in evrende çıplak tekilliklerin oluşabileceğini savunan Kip Thorne ve John Preskill ile iddialaşmasına konu oldu. Nihayet 1991’de Stuart L. Shapiro ve Saul A. Teukolsky evrende çıplak tekilliklerin oluşabileceğini sayısal simülasyon yoluyla ortaya koydular. Birkaç yıl sonra da Matthew Choptuik çıplak tekilliklerin oluşabileceğini başka yollarla ortaya koydu. Bununla birlikte, bu kanıtlama çalışmaları, gözlem eksikliği olduğundanevrende çıplak tekilliklerin oluşumuna ilişkin olarak emin olunması konusunda tam anlamıyla yeterli sayılamazlar. Bu durumda, mesele şöyle de özetlenebilir: Evet, evrende çıplak tekilliklerin olması mümkündür, fakat pratikte var oldukları şüphelidir. Sonunda Stephen Hawking, 1997 yılında, vaktiyle Kip Thorne ve John Preskill karşısında girmiş olduğu iddiayı kaybetmiş bulunduğunu itiraf etti.
Karadeliklerin entropisi
1971’de İngiliz fizikçi Stephen Hawking, hangi tür kara delikte olursa olsun, "olay ufku"nun yüzeyinin asla küçülmediğini gösterdi. Bu özellik, entropi (çözülüm, dağılım,yok oluş) rolünü oynayan yüzey bakımından, tümüyle “termodinamiğin ikinci yasası”nı andırmaktadır. Klasik fizik çerçevesinde, termodinamiğin bu yasası bir kara deliğe madde göndererek ve böylece onun kozmozumuzda yok olmasını sağlayarak ihlal edilebilir.
Fizikçi Jacob Bekenstein karadeliğin (doğada doğrulanmamakla birlikte) ufuk yüzeyiyle orantılı olan bir entropiye sahip olduğunu öne sürmüştür. Bekenstein kara deliğin ışınım yaymamasından ve termodinamikle olan ilişkisinin, yalnızca bir benzerlik olup, özelliklerinin fiziksel bir tanımı olmamasından yola çıkıyordu. Bununla birlikte kısa bir süre sonra Hawking, “kuantum alan teorisi”nedayalı bir hesaplamayla, kara deliklerin entropisi hakkındaki sonucun, basit bir benzerlikten ibaret olmayıp, "kara deliklerin ışınımı"na (Hawking ışınımı) bağlı bir ısıyı tanımlamasının mümkün olduğunu gösterdi.
Karadeliklerin termodinamik denklemleri kullanıldığında, öyle görünüyor ki, kara deliğin entropisi ufkunun yüzeyiyle orantılı bulunmaktadır. Bu, "de Sitter evreni"gibi bir ufuk içeren "kozmolojik örnekler"bağlamında da uygulanabilecek evrensel bir sonuçtur. Buna karşılık, bu entropinin "mikrokanonik topluluk" bakımından açıklanması çözülememiş bir problem olarak kalmaktadır, her ne kadar "string kuramı" kısmi yanıtlar getirmeyi başardıysa da…
Daha sonra kara deliklerin azami entropi cisimleri olduğunu, yani belirli bir yüzeyle sınırlı bir uzay bölgesinin azami entropisinin aynı yüzeye sahip bir kara deliğin entropisine eşit olduğunu gösterdi. Bu saptama fizikçilerden önce Gerard ’t Hooft’u ve daha sonra Leonard Susskind’ı “holografi ilkesi” kavramını ortaya atmaya yöneltti. Bu kavramın dayandığı esas şöyle açıklanabilir: Nasıl bir hologram bir hacimle ilgili enformasyonları basit bir yüzey üzerinde kodlayabiliyor ve böylece o yüzden hareketle üç boyutlu bir kabartma etkisi sağlayabiliyorsa, aynı şekilde, uzaydaki bir bölgenin yüzeyinin tanımı da o bölgenin içeriğiyle ilgili tüm enformasyonu yeniden oluşturmaya imkân sağlamaktadır.
Karadeliklerin entropisinin keşfi, böylece, kara delikler ile termodinamiğin ve “kara delikler termodinamiği”nin arasında son derece derin benzeşim ilişkilerinin kurulmasına olanak sağlamıştır ki, bu da “kuantum çekimi” kuramının anlaşılmasına yardımcı olabilecektir.
Karadeliklerin buharlaşması (yok olması) ve Hawking ışınımı
Kara delikler evrendeki en kararlı ve en uzun ömürlü cisimler olmalarına rağmen, sonsuza dek yaşayamazlar, Hawking ışınımı yaparak çok yavaşça enerjilerini kaybederler. Hawking ışınımı elimizdeki teknoloji ile saptanabilecek bir ışınım değildir.
1974’de Stephen Hawking “kuantum alan teorisini” “genel görelilik”teki “eğrilmiş” uzayzamana uyguladı ve klasik mekanik tarafından öngörülenin aksine, kara deliklerin aslında, günümüzde “Hawking radyasyonu” adıyla bilinen bir ışınım (termik ışınıma yakın bir ışınım) yaymakta olduğunu keşfetti. Şu halde kara delikler tümüyle “kara” değildi, yani yaydıkları bir şeyler de vardı.Fakat kara delikler, bugünkü bilgilerimize göre, özellikleri gereği, başka ışıma yapamazlar, çünkü yüzeylerindeki kaçış hızı ışık hızından yüksektir. Kara deliğin yüzeyinde bir fener yakabilseydik, fenerin ışığı çekiminin etkisi ile kara delik yüzeyine geri bükülecekti.
Hawking radyasyonu bir “kara cisim”inspektroskopisine denk düşmektedir. Bu durumda, kara deliğin boyuyla ters orantılı olan ısısı bunla ilişkilendirilebilecekti. Bu bakımdan, kara delik nicelik olarak büyüdükçe, ısısı düşmektedir. Merkür gezegeni kadar kütleli bir kara delik CMB ışınımınkine (bir elektromanyetik ışınım türü) eşit bir ısıya (yaklaşık 2,73 kelvin) sahiptir. Kara deliğin kütlesi, ısısı, enerji kaybı ve Hawking radyasyonu arasındaki ilişki kara deliğin kütlesi arttıkça ısısının giderek düşmesine neden olmaktadır. Böylece, bir yıldızsal kara deliğin ısısı birkaç mikrokelvine kadar düşmektedir ki bu da “buharlaşma”sının (yok olma, Hawking radyasyonu) doğrudan saptanmasını gitgide olanaksız kılmaktadır. Bununla birlikte kütlesi pek büyük olmayan kara deliklerde ısı daha yüksek olmakta ve buna bağlı enerji kaybı, kütlesinin kozmolojik basamaklardaki değişimlerinin anlaşılmasına olanak vermektedir. Böylece, birkaç milyon tonluk bir kara delik "kozmosun şu anki yaşı"ndan daha az bir sürede buharlaşacaktır. Kara delik “buharlaşırken” de daha küçük hale gelecek ve dolayısıyla ısısı daha artacaktır. Bazı astrofizikçiler kara deliklerin tümüyle “buharlaşma”sının bir gama ışınları dalgası üreteceğini düşünmektedirler. Bu düşünce, küçük kütleli kara deliklerin varlığının onaylanması anlamına gelmektedir. Bu durumda "ilksel kara delik"lerin varlığı sözkonusu olmaktadır. Günümüzde bu olasılık, INTEGRAL adlı Avrupa uydusunun sağladığı veriler üzerinde araştırılmaktadır.
Enformasyon paradoksu
21. yüzyıl'ın başından beri henüz çözülememiş temel fizik meselelerinden biri, ünlü enformasyon paradoksudur. "Saçsızlık kuramı” nedeniyle, kara deliklerin içine girmiş olanları a posteriori olarak saptamak mümkün değildir. Bununla birlikte kara delikten uzaktaki bir gözlemcinin bakış açısından düşünülürse, enformasyon tümüyle yok olmuş da sayılamaz; çünkü vaktiyle kara deliğe düşmüş durumda bulunan madde, ışık yılı uzaklıklar göz önünde bulundurulursa, gözlemci tarafından henüz görülebilmektedir. Şu halde kara deliği oluşturan enformasyon kayıp mıdır, değil midir?
Bir "kuantum çekimi kuramı"nın olmasını gerekli kılan bu konudaki düşünceler, kara deliğin sadece ufkuna yakın uzaya bağlı entropiyle sınırlı ve bitmiş bir niceliğin var olabileceğini öne sürmektedir. Kara deliğe düşen madde ve enerjinin her türlü entropisi göz önünde bulundurulurken "Hawking ışınımı" değişkenliğinden ziyade, ufuk entropisi değişkenliği daha tatminkar görünmektedir. Yine de pek çok mesele açıklığa kavuşmamış durumda ortada durmaktadır, özellikle kuantum konusunda.
Solucan Delikleri
Sponsorlu Bağlantılar
Simülasyon olarak karadelik tarafından gerçekleştirilen yerçekimsel bükülmenin arka plandaki galaksiyi eğmesi.
Olay ufku sadece 75 kilometre genişliğinde olmasına rağmen 10 güneş kütlesine sahip, dönmeyen bir kara deliğin 600 kilometre uzaklıktan simülasyon görünüşü. Eğer bu, gerçekten 600 km. uzaklıktan çekilmiş bir fotoğraf olsaydı, fotoğrafı çekene kara delik tarafından yutulmamak ve aynı noktada durabilmek için, uzay gemilerinin Dünya'dan kalkış yaparken harcadıkları enerjinin 400 milyon katı gerekirdi.
Einstein halkası (ışığın deformasyonu): Bir karadeliğin arkasında bulunan bir yıldızdan çıkan ışık ışını bize, kara deliğin çekimsel etkisiyle ikiye ayrılarak ulaşır. Dolayısıyla o yıldızı çiftmiş gibi görürüz. Kara delik veya bir başka galaksi gibi çekim kaynaklarınca ışık ışınlarına yapılan bu tür çekimsel müdahale olaylarına ve zahiri sonuçlarına "çekimsel mercek" etkisi denir.
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 deliklerin, "tekillik"leri dolayısıyla, üç boyutlu olmadıkları, sıfır hacimli oldukları kabul edilir. Karadeliklerin içinde zamanın ise yavaş aktığı veya akmadığı tahmin edilmektedir.
Karadelikler Einstein'ın 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 sıcaklık 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 bilimsel topluluğun (astrofizikçiler ve kuramsal fizikçilerden oluşan) hemen hemen tüm bireyleri tarafından onaylanarak kesinlik kazanmış durumdadır.
Karadelik “çekimsel tekillik” denilen bir noktaya konsantre olmuş bir kütleye sahiptir. Bu kütle "kara deliğin olay 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.
Bir “yıldızsal kara deliğin” Büyük Macellan Bulutu yönündeki gökyüzünde simülasyon görünüşü. Kara deliğin çevresindeki, bir çemberin iki yayı biçimindeki görünüş “çekimsel mercek etkisi” nedeniyle oluşmuştur. Yukarıda yer alan Samanyolu bir hayli “eğrilmiş” durumdadır; öyle ki, Güney Haçı Takımyıldızı (yukarıda, solda) gibi bazı takımyıldızların tanınması iyice zorlaşmıştır. Kara deliğin arkasındaki HD 49359 yıldızı, yine aynı etkiyle, çift olarak görünmektedir. Bu yıldızın ve Büyük Bulutun çift imajları kara deliği çevreleyen, “Einstein halkası” denilen dairesel kuşak üzerinde yer almışlardır.
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 karadelik türü mevcuttur. Bir yıldızın çekimsel içe (kendi üzerine) çökmesiyle oluşan karadelik 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 karadeliği 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
Cygnus-X1
Karadelik kavramı ilk olarak 18. yüzyıl 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. yüzyıl'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
Karadelik 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 karadelikler 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 gezegenintanımlanmasında 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 veelektromanyetizm oluşunu da açıklamaktadır; kara deliklerin ölçülebilir özellikleri yalnızca, bu kuvvetleri tanımlayan parametrelerle, yani kütle, elektriksel yük ve açısal momentumla verilir.
Bir karadeliğin 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) veya “güç küresi” adı verilmektedir.
Karadeliklerin varsayıma dayalı dört türü;
Karadeliklerin açısal momentum (J) elektriksel yük (Q) ve hep sıfırdan büyük olan kütle (m) parametrelerine göre belirlenen, varsayıma dayalı dört türü; M > 0J = 0J ≠ 0Q = 0 Schwarzschild karadeliği, Kerr karadeliğiQ ≠ 0, Reissner-Nordström karadeliği, Kerr-Newman karadeliği.Bir karadelik daima, sıfır olmayan bir kütleye sahiptir. Buna karşılık diğer iki özellikleri olanaçısal momentumu (rotasyon) ve elektriksel yükü, sıfır veya 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 denklemlerininçözümleri 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. Sonuç olarak, "Reissner-Nordström kara deliği" doğada mevcut olma olasılığı pek bulunmayan teorik bir cisimdir.
Karadeliğin 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.
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 birhipotezden ibaret kalmaktadır.
Hatta, karadelik kavramı, üç boyuttan daha fazla boyut içeren (örneğin dört boyutlu) uzaylarda karadelik olabileceği varsayılarak daha da genelleştirilebilir ki, bu da yukarıda belirtilen kara delik türlerinden farklı özelliklere sahip kara delik türleri üzerinde düşünmek imkânı sağlayacaktır.
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" veya "çekimsel kızıla kayma" gibi adlarla belirtilen, ışığın (fotonların) çekim alanları etkisiyle maruz kaldığı bir değişim sözkonusudur. Çekim alanı etkisiyle oluşan bu dengelenme veya 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.
Olay ufku
Kara delikten uzaktaki bir parçacık herhangi bir yönde hareket edebilir. O yalnız ışık hızıyla sınırlıdır.
Kara deliğe yaklaştıça uzayzaman onu deforme etmeye başlar.
Olay ufkunun içinde tüm yollar parçacığı kara deliğin merkezine sevk eder. Parçacık için kaçış olanaksızdır.
Dönen kara deliğin çevresindeki iki yüzey. İç sifer statik sınrdır (olay ufku). Ergosiferin iç sınırıdır. Kutuplarda olay ufkuna dokunan oval biçimli yüzey ise ergosiferin diğer sınırıdır. Ergosiferin içindeki bir parçacık uzayzaman sürüklenmesinde olup dönmeye zorlanır (Penrose süreci).
Işık ve maddenin artık kaçamadığı bölgeyi sınırlayan kuşağa “olay ufku”adı verilir. Olay ufku, herhangi bir fiziksel incelemede bulunamadığımız bir uzay parçasıdır. Ne olay ufkundan ötesini bilinen yasalarla açıklama olanağı vardır, ne de orada ne olup bittiğini bilmenin bir yolu vardır. Bir yıldızın olay ufku, yıldızın çökmeden önceki kütlesiyle orantılıdır. Örneğin kütlesi 10 güneş kütlesi olan bir yıldız içe çöküp kara delik haline geldiğinde çapı 60 km. olan bir olay ufkuna sahip olur. Bir kara delik madde yuttukça olay ufkunu genişletir, olay ufku genişledikçe de daha güçlü çekim alanına sahip olur. Kara deliğin olay ufkunda teorik olarak zaman tümüyle durmaktadır. Kimi kara deliklerde iki olay ufku vardır.
Kimileri "olay ufku" terimi yerine kara deliğe pek uygun olmamakla birlikte “kara deliğin yüzeyi” terimini kullanırlar. (Terimin uygun olmamasının nedeni, bir gezegen veya yıldızdaki gibi katı ve gazlardan oluşan bir yüzeyinin olmamasıdır.) Fakat burada birtakım özel nitelikler gösteren bir bölge sözkonusu değildir; bir gözlemci kara deliğe ufku aşacak kadar yaklaşmış olabilseydi, kendisine yüzey izlenimi sağlayacak hiçbir özellik veya değişim hissedemeyecekti. Buna karşılık geri dönme girişlerinde bulunduğunda, artık bu bölgeden kaçamayacağının farkına varmış bulunacaktı. Bu, adeta "dönüşü olmayan nokta"dır. Bu durum, akıntısı güçlü bir denizde, akıntıdan habersiz bir yüzücünün durumuna benzetilebilir.
Öte yandan olay ufkunun sınırına yaklaşmış bir gözlemci, karadelikten yeterince uzaktaki bir gözlemciye kıyasla, zamanın farklı bir şekilde aktığının farkına varacaktır. Kara delikten uzakta olan gözlemcinin diğerine düzenli aralıklarla (örneğin birer saniye arayla) ışık işaretleri yolladığını varsayalım: Kara deliğe yakın gözlemci bu işaretleri hem daha enerjetik (ışığın kara deliğe düşmek üzere yaklaştıkça “maviye kayma”sı sonucuyla bu ışık işaretlerinin frekansı daha yüksek olacaktır) hem de ardışık işaretlerin aralarındaki zaman aralığı daha kısalmış (birer saniyeden daha az) olarak alacaktır.
Yakın gözlemci, uzaktakine oranla zamanın daha hızlı aktığı izleminde olacaktır. Uzaktaki gözlemci de aksine, diğerinde meydana gelen şeylerin gitgide daha yavaş seyrettiğini görecek, zamanın daha yavaş aktığı izleniminde olacaktır.
Uzaktaki gözlemci kara deliğe bir nesnenin düştüğünü görmesi halinde, ona nazaran "çekimsel kızıla kayma" ve "zamanın genleşmesi" fenomenleri birleşmiş durumda olacaktır : Nesneden çıkan işaretler gitgide kızıl, gitgide parlak (uzak gözlemciye varmadan önce gitgide artan enerji kaybıyla çıkarılan ışık) ve gitgide aralıklı olacaktır. Yani pratikte, gözlemciye varan ışık fotonlarının sayısı, gitgide hızla azalacaktır ve nesnenin kara deliğe gömülüp görünmez olmasının ardından tükenecektir. Nesnenin henüz olay ufku sınırında hareketsiz durduğunu gören uzaktaki gözlemcinin onun düşmesini engellemek üzere olay ufkuna yaklaşması boşuna olacaktır.
Karadeliğin "tekilliği"ne yaklaşan bir gözlemciyi etkilemeye başlayan etkilere “gelgit etkileri” denir.Bu etkiler kütleçekim alanının homojen olmayan bir yapıya sahip olması nedeniyle nesnenin biçimsizleşmesine (doğal biçimini kaybetmesine) yol açarlar. Bu “gelgit etkileri bölgesi” dev kara deliklerde tümüyle olay ufkunda yer alır; fakat özellikle "yıldızsal kara delik"lerdeolay ufkunun sınırını da aşarak etkide bulunur. Dolayısıyla yıldızsal kara deliğe yaklaşan bir astronot daha olay ufkuna geçmeden parçalanacakken, dev kara deliğe yaklaşan bir astronot, daha sonra “gelgit etkileri” ile yok edilecek olmakla birlikte, olay ufkuna bir güçlükle karşılaşmadan giriş yapacaktır.
Tekillik
Tekillik, olay ufku ve ergosifer (güç küresi). Dönen kara deliklerde ve elektrik yüklü karadeliklerde iki ufuk olduğu varsayılır.
Bir karadeliğin merkezinde kütleçekim alanının ve uzay bükülmelerinin ("eğim") sonsuz hale geldikleri bir bölge yer alır. Bu bölge "çekimsel tekillik" olarak adlandırılır. Bu bölge, genel görelilik kuramı uzay-zaman eğiminin sonsuz olduğu bölgeleri tanımlayamadığı için, genel görelilik kuramı çerçevesinde pek iyi tanımlanamamıştır. Zaten genel görelilik kuramı, kuantumkaynaklı kütleçekim etkilerini genel olarak göz önünde bulunduran bir kuram değildir. Uzay-zaman eğimi, sonsuza doğru eğrildiğinde, zorunlu olarak kuantum tabiatlı etkilere tâbi olmaktadır. Sonuç olarak, kütleçekimsel tekillikleri doğru bir biçimde tanımlayabilecek durumdaki tek kuram, tüm kuantum etkilerini göz önünde bulunduran bir kütleçekim kuramı olabilir.
Dolayısıyla halihazırda kütleçekimsel tekilliğin tanımı yapılamamış durumdadır. Bununla birlikte, şu biliniyor ki, nasıl kara deliğe girip içine yerleşmiş madde dışarı çıkamıyorsa, kütleçekimsel tekillik de kara deliğin içine yerleştikçe kara deliğin dışını etkileyememektedir. Kütleçekimsel tekillikler onları tanımlamakta aciz kalışımızdan dolayı gizemlerini korumayı sürdürseler de ve genel görelilik kuramı tüm kütleçekimsel fenomenleri tanımlamada yeterli olmasa da, bütün bunlar, karadeliğin bizim tarafımızda bulunan olay ufkundan hareketle onları tanımlamamıza bir engel oluşturmamaktadır.
Karadeliklerin oluşumu
Yıldızın içine çökerek karadeliğe dönüşmesi
Yıldızların Ölümü
Yıldız Kütlesi
Yarıçap
YoğunlukYıldız Kütlesi
Yarıçap
Son Ürün
Myıldız< 0,8 Mgüneş
10-103 gr/cm3
Kahverengi cüce veya Kara cüce
0,8 Mgüneş< Myıldız <1,44 Mgüneş
7000 km
106 gr/cm3
Kahverengi cüce veya Kara cüce
0,8 Mgüneş< Myıldız <1,44 Mgüneş
7000 km
106 gr/cm3
Beyaz cüce
~1,35 Mgüneş< Myıldız<~2,1 Mgüneş
10-20 km
8x1013-2x1015gr/cm3
8x1013-2x1015gr/cm3
Nötron Yıldızı
Myıldız > ~3 Mgüneş
4 km
>1016 gr/cm3
Karadelik>1016 gr/cm3
Karadeliklerin 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 karadelik 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 veya sonradan kara deliğe dönüşebilecek nötron yıldızı haline dönüşürler. Ak cüce halinde, ak cüceyi kütleçekime karşı denge halinde tutan elektronların yozlaşma basıncıdır. Nötron yıldızı halinde isenükleonların yozlaşma basıncı sözkonusu değildir, denge halini sağlayan "güçlü etkileşim"dir.Kara delik ak cücelere ilişkin içe çökmeyle oluşamaz; bu çökme sırasında yıldızı oluşturan çok ağır nükleonlar oluşur. 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.
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.
Yıldızsal karadelikler
M87 galaksisinden çıkan bu akış, muhtemelen kütlesi üç milyar güneş kütlesi olan bir dev kara deliğin etkisiyle oluşmuştur. Akışın yalnızca, bize doğru yönelen bir tarafı görünmektedir.
Yıldızsal karadelikler birkaç Güneş kütlesi kadar bir kütleye sahiptirler. Ölmekte olan bir yıldız, eğer Güneş’imizin üç mislinden daha ağırsa, nötron yıldızı düzeyinde kalamaz, çekirdeğindeki tepkime ve yoğunluk artması devam eder ve "kara delik" haline gelir. Yıldızsal kara delik büyük (başlangıç olarak yaklaşık 10 güneş kütlesi kadar kütleli veya daha fazla kütleli) bir yıldızın kalıntısının (artık maddesinin) çekimsel içe çökmesinin ardından doğarlar. Yıldızın kalbinde termonükleer tepkimelerle yanma tamamlandığı zaman, yakıt kalmadığı için, bir süpernova oluşur. Bu süpernova da ardında hızla içe çökecek bir öz kısım bırakabilir.
1939’da Robert Oppenheimer, bu öz kısmın belirli bir sınırdan daha yüksek bir kütleye sahip olması durumunda kütleçekim gücünün kendisini kesinlikle tüm diğer güçlerin üzerine taşıyacağını ve bir kara delik oluşacağını ortaya koymuştur.
Bir kara delik oluşturmak üzere içe çöküş “kütleçekim dalgaları”yaymaya elverişli bir durumdur ki, bu dalgaların yakın bir gelecekte Cascina’daki (İtalya) Virgo veya Amerikan LIGO “girişim aracı” gibi bazı dedektör aygıtlarıyla saptanabileceği sanılmaktadır. Yıldızsal kara delikler günümüzde "X çift yıldızları"nda ve "mikrokuasar"larda gözlemlenmektedir ve bazı “aktif galaksi çekirdekleri”nde “akış”ların (Fr.jet) oluşmasına neden olurlar.
Dev Karadelikler
Dev kara delikler birkaç milyon ile birkaç milyar güneş kütlesi arasında değişen bir kütleye sahiptir. Galaksilerin merkezinde bulunurlar ve varlıkları bazen “akış”ların ve X ışınımının oluşmasına yol açar. Bu yüzden bu galaksi çekirdekleri, yıldızların üst üst yer almasından oluşan normal parlaklığa kıyasla daha parlak hale gelirler ve “aktif galaksi çekirdekleri” adını alırlar. Galaksimiz Samanyolu da böyle bir kara delik içerir ve bu kara deliğe yakın yıldızların son derece hızlı hareket ettiklerinin gözlemlenmesi bu bulguyu doğrular.
Dev karadelik, NASA
Örneğin bu yıldızlardan biri olan S2 adlı yıldızın gözlemlenemeyen karanlık bir nesnenin çevresinde en az 11 yıllık bir dolanım hareketinde bulunduğu gözlemlenmiştir. Bu yıldızın eliptik yörüngesi sözkonusu karanlık cisimden 20 astronomik birim uzaklığındadır ve karanlık cisim sınırlı hacmine karşın 2,3 milyon güneş kütlesi kadar bir kütleye sahiptir. Kara delikten başka, sınırlı hacmine karşın böyle yoğun madde içeren bir cisim örneğine şimdiye dek rastlanmamıştır.
Chandrateleskopu ile NGC 6240 galaksisi üzerinde yapılan gözlemler de bu galaksinin merkezinde birbirleri çevresinde dönen iki dev kara deliğin gözlemlenmesini sağlanmıştır. Böyle devlerin oluşumu hakkındaki tartışmalar halen sürmektedir, kimilerine göre de kozmosunbaşlangıcında çok hızlı bir şekilde oluşmuşlardır.
Orta Karadelikler
Orta kara delikler yakın zamanlarda keşfedilmiş olup, kütleleri 100 güneş kütlesi ile 10.000 güneş kütlesi aralığında değişir. 1970’li yıllarda orta kütleli kara deliklerin küresel yıldız kümelerinde oluştuğu hipotezi ortaya atılmış, fakat bu hipotezi destekleyecek hiçbir gözlem elde edilememişti. 2000’li yılların gözlemleri parlaklık-ötesi veya “ aşırı parlak X ışını kaynakları”nın varlığını ortaya koydu. Bu kaynaklar hiç de dev kara deliklerin bulunduğu galaksi çekirdeklerine bağlı görünmüyorladı. Ayrıca gözlemlenen X ışınları miktarı, “Eddington limiti”ne(yıldızsal kara delik için maksimum limit) eşit bir oranla madde katılımı göz önünde bulundurulduğunda, 20 güneş kütleli bir kara delik tarafından üretilemeyecek kadar çoktu...
İlksel Karadelikler
Mikro kara delikler veya kuantum kara delikleri de denilen "ilksel kara delikler" çok küçük boyutlarda olan kara deliklerdir. Bunlara “ilksel” adının verilme nedeni, Büyük Patlamasırasında oluştuklarının sanılmasındandır. "İlksel kozmos"da küçük ölçekli aşırı yoğunlaşmaların çekimsel içe çökmesiyle oluştukları sanılmaktadır. 1970’li yıllarda ünlü fizikçilerdenStephen Hawking ve Bernard Carr kara deliklerin ilksel kozmosdaki oluşum mekanizması üzerine araştırmalarda bulundular ve kara delik kavramını geliştirerek "mini kara delik" adı verilen, yıldızsal kara deliklere nazaran son derece küçük kara deliklerin bol miktarda bulunduğu sonucuna vardılar. Bu kara deliklerin kütleleri bakımından yoğunlukları ve dağılımları henüz bilinmemekteyse de, bunları belirleyen etkenlerin ilksel kozmosdaki yani "kozmik şişkinlik"teki hızlı genişleme evresine ilişkin koşullarla ilgili olduğu sanılmaktadır. Bu küçük kütleli kara deliklerin –eğer var iseler- bir gama ışınımı yaymaları gerekir. Işınımları muhtemelen INTEGRAL gibi uydular tarafından keşfedilecektir.
Yüksek enerjili fiziksel örnekler üzerinde çalışan bazı fizikçilere göre bu kara deliklerin daha küçük benzer örnekleri Cenevre yakınlarındaki LHC gibi "parçacık hızlandırıcı” kullanılarak laboratuvarda da oluşturulabilir.
Karadeliklerin gözlemi
Kara deliklerin yalnızca iki türü için birçok gözlem donanımları düzenlenmektedir (doğrudan değil, dolaylı gözlem olmakla birlikte, aşağıdaki bölümde görüleceği gibi, gitgide daha açık ve seçik gözlemlere doğru ilerleme kaydedilmektedir): Bunlar yıldızsal kara delikler ve dev kara deliklerdir. Bize en yakın dev kara delik, galaksimizin merkezinde, yaklaşık 8 kilo-parsek uzaklıkta bulunmaktadır.
Bir karadeliği bulma konusundaki ilk yöntemlerden biri, yörünge parametrelerine başvurarak bir çift yıldızın iki bileşeninin (iki yoldaşının) kütlelerinin belirlenmesiydi. Böylece çift yıldızlardan diğer bileşeni görünmez olan, kütlesi az olan bileşenler, yörüngelerindeki hızlarına da dikkat edilerek araştırıldı. Bileşenlerden, kütlesi büyük ve görünmez olanı, -normalde böyle kütledeki bir yıldızın kolaylıkla görülebilmesi gerektiğine göre- genellikle bir nötron yıldızı olarak veya bir kara delik olarak yorumlanabilir. O zaman, yörünge eğikliğiaçısı da bilinmiyorsa, yoldaşının kütlesinin nötron yıldızlarının maksimum kütle sınırını (yaklaşık 3,3 Güneş kütlesi) geçip geçmediğine bakılır. Eğer sınırı geçiyorsa bu bir kara deliktir, geçmiyorsa bir ak cüce olabilir.
Bunun yanısıra, bazı yıldızsal kara deliklerin "gama ışınları dalgalarının yayını" sırasında belirdikleri bilgisi göz önünde bulundurulur. Zaten böyle kara delikler süpernova halindeki (Wolf-Rayetyıldızı gibi) büyük bir yıldızın patlaması yoluyla oluşabilirler ve "collapsar" örneğiyle tanımlanan bazı hallerde kara delik bir gama ışınları dalgası üretildiği an oluşur. Böylece, bir "gama ışınları dalga yayını" (GRB) bir kara deliğin doğumunun işareti olabilir. Süpernovalar vasıtasıyla daha küçük kütleli kara delikler de oluşabilir. Örneğin 1987A süpernovasından kalan artıkların bir kara deliğe dönüştüğü düşünülmektedir.
Bir karadeliğin varlığını gösteren bir başka fenomen de esas olarak radyo dalgaları alanında gözlemlenen "akış"ların varlığıdır ki, bu akışlar hem yıldızsal kara deliklerce, hem de dev kara deliklerce yaratılabilmektedir. Bu akışlar kara deliğin "katılım diski”nde oluşan büyük ölçekli manyetik alan değişimlerinden kaynaklanırlar.
Bir karadeliğin oluşturduğu "akış"ın yakınlaşan gözlemleri
Bir kara deliğin küçüklüğü doğrudan gözlemini zorlaştırır, örneğin birkaç kilometrelik kara deliklerin doğrudan gözlemlenmesi imkânsızdır.Açısal çapı [65] bundan biraz daha büyük bir kara deliği ele alalım; 1 “güneş kütlesi” kadar kütlesi olan ve bir parsek (yaklaşık 3,26 ışık yılı) uzaklıkta bulunan bir kara deliğin açısal çapı ancak 0,1 mikrosaniye olacaktır ki, bu, gözleminin olanaksızlığı hakkında yeterince bir fikir vermektedir.
Buna karşılık, dev kara deliklerin konumu doğrudan gözlem bakımından daha elverişli görünmektedir. Bir kara deliğin ebatları kütlesiyle orantılıdır. Bir galaksinin merkezindeki kara deliğin kütlesi ortalama 2,6 milyon güneş kütlesidir. Onun "Schwarzschild yarıçapı" da yaklaşık 7 milyon km. olur. Bu kara deliğin 8,5 kilo-parsek uzaklıkta bulunduğunu farzedersek, açısal çapı 30 mikrosaniye olur. Bu sonuç, sözkonusu cismin, “gözle görülür ışık alanı”nda gözlemlenmesinin yine son derece zor olduğunu ortaya koymaktaysa da, günümüzde “radyo girişim aracı” saptama sınırlarına hiç de uzak değildir. Günümüzde, milimetrik alandaki frekanslara dayalı radyo girişim araçlarının duyarlılıkları gitgide geliştirilmektedir. Kara deliğin açısal çapının büyüklüğü yerine, frekans alanındaki büyüklüğe ilişkin herhangi bir kazanım, bize karadeliğin gözlemlenebilmesi konusunda çok daha elverişli bir olanak sağlayacaktır. Şu halde bir galaksi merkezindeki kara deliğin bu teknikle imajlarının elde edilmesi pek uzak bir hayal olmasa gerek. M87 galaksisinin merkezinde yer alan kara delik üstte sözü edilen kara deliğe kıyasla 2000 kez daha uzak olmakla birlikte, ondan 1300 kez daha büyüktür. Belki de bu kara delik, gelecekte, galaksimiz Samanyolu’ndaki kara delikten sonra imajı elde edilmiş ikinci kara delik olacaktır.
Yıldızsal karadelik örnekleri
Bir kara deliğin katılım diskiyle tasviri. Gazlardan kaynaklanan sürtünme büyük miktarda ısı yaratır, ısınmış gaz da X ışınları yayar.
1965’te bulunan Cygnus X-1 bir kara delik içerdiği bilinen ilk astrofizik cismidir. Bu, dönen bir kara delikten ve bir kızıl devden oluşan birçift yıldız sistemiydi.
Eğer kara delik bir çift yıldız sisteminin parçasıysa, o zaman normal yıldızdan kara deliğe doğru bir madde akışı olur. Madde akışı, açısal momentumun korunması prensibine bağlı olarak kara delik çevresinde "katılım diski" denilen bir disk oluşturur. Bu disk maddesi karadeliğin yakınında, büyük kütleçekim potansiyeli altında müthiş sıcaklıklara ulaşmakta ve karadeliğin tarafımızdan fark edilmesini sağlamaktadır.
Karadelik ve bir yıldızdan oluşan bir çift yıldız sisteminde "akış"ların oluşumu. Yıldızdan çekilen gaz kara deliğe yaklaşırken, "akış"tan oluşan maddeyi üreten katılım diskini oluşturur.
“Katılım diski”yle “akış”lar oluşturan bir karadeliğin veya bir nötron yıldızının bulunduğu çift yıldız sistemlerine, galaksimiz ötesindeki (ekstragalaktik) ebveynleri denilebilecek kuasarlara ithafen mikrokuasar adı verilmiştir. Aslında her iki sınıftaki cisimler de aynı fiziksel süreçleri izlerler. Mikrokuasarlar içinde en fazla incelenmiş olanlarından biri 1994’de keşfedilmiş, "ışıktan hızlı" “akış”ları olan GRS 1915+105’tir.
Böyle akışların bulunduğu bir başka sistem de GRO J1655-40’tir. Fakat bu ikincisinin mesafesi halen tartışmalı olduğundan, akışlarının ışıktan hızlı olmama olasılığı da bulunmaktadır.
Bir başkası da çok özel bir mikrokuasar olan SS 433’tür.Bunun öyle sürekli akışları vardır ki, orada madde ışık hızının beşte biri civarındaki hızlarla yığın yığın yer değiştirmektedir.
Dev ve orta karadelik örnekleri
Toz diski ve dev karadelik (GL-2002-001188)
M87 galaksisinde “girişim aracı”yla gözlemlenmiş plazma akışı. Akış nedeninin galaksinin merkezinde bulunan, dönen bir dev kara delik yakınındaki yoğun manyetik alan olduğu sanılmaktadır.
Dev karadelik adayları öncelikle "aktif galaksi çekirdekleri" ve radyoastronomlar tarafından 1960’lı yıllarda keşfedilen kuasarlardır. Dev kara deliklerin varlığına en büyük kanıt oluşturan gözlemler Sagitarius A adlı galaktik merkezin çevresindeki yıldızların yörüngeleriüzerinde yapılan gözlemlerdi. Bu yıldızların yörünge ve hızları hakkındaki gözlemler, bu "galaktik merkez"in o bölgesinde dev kara delikten başka hiçbir kozmik cismin sözkonusu olamayacağını göstermekteydi. Bu keşfin ardından başka galaksilerde başka kara deliklerin bulunduğu saptandı.
Şubat 2005’de SDSS J090745.0+24507 adlı dev bir mavi yıldızın galaksimizin kaçış hızının iki katı bir hızla, yani ışık hızının 0,0022’si kadar bir hızla Samanyolu galaksimizden çıkacak şekilde yol aldığı gözlemlendi.
Hızı ve çizdiği yörünge incelendiğinde dev bir karadeliğin çekimsel etkisiyle fırlatılmış olduğu anlaşıldı.Kasım 2004’de astronomlardan oluşan bir grup, galaksimizde orta kütleli ilk kara deliğin keşfedilmiş olduğunu açıklamışlardı. Yörüngesigalaksimizin merkezinden yalnızca üç ışık yılı uzaklıkta olan bu kara delik 1300 güneş kütlesi kadar bir kütleye sahipti ve yalnızca yedi yıldızdan oluşan bir yıldız kümesinde bulunuyordu. Bu yıldız kümesi, muhtemelen, vaktiyle büyük yıldızlardan oluşan ve merkezî kara delik tarafından yutularak ufalan bir yıldız kümesinin kalıntısıydı. Bu gözlem, dev kara deliklerin, çevresindeki yıldızları ve diğer kara delikleri yuttukça büyüdükleri görüşünü desteklemektedir.
Bütün bunlar, muhtemelen yakın bir zamanda, LISA adlı “uzay girişim aracı” vasıtasıyla yapılacak, sözkonusu sürecin çekimsel dalgalarının doğrudan gözlemiyle doğrulanabilecektir.
Haziran 2004’de astronomlar 12,7 milyar ışık yılı uzaklıktaki bir galaksinin merkezinde Q0906+6930 adı verilen bir dev kara delik keşfettiler. [84] Büyük Patlama göz önüne alındığında, bu gözlem, galaksilerdeki dev kara deliklerin oluşum hızlılığının göreli bir fenomen olduğunu göstermektedir.
Tekillik kuramları
Kara delikler hakkındaki temel meselelerden biri hangi koşullar altında oluştukları meselesidir. İlk zamanlar, kara deliklerin oluşum koşullarının son derece özel olmasından dolayı, pek çok olma şanslarının çok az olduğu düşünülüyordu. Fakat, Stephen Hawking veRoger Penrose’a borçlu olduğumuz bir dizi matematik teoremleri hiçde öyle olmadığını gösterdi. Kara deliklerin meydana gelmesi son derece farklı koşullarda oluşabilmekte olup, bir çeşitlilik gösteriyordu. Bu iki bilim adamının sözkonusu alandaki kuşkuya yer bırakmayan çalışma ve kuramları "tekillik kuramları"olarak adlandırılmıştır. Bu kuramlar, 1970’li yılların başlarında, yani henüz kara deliklerin varlığını doğrulayan hiçbir gözlemin yapılmamış olduğu bir dönemde ortaya konulmuştur. Sonraki gözlemler, kara deliklerin evrende gerçekten çok sık bulunan cisimler olduğunu doğrulamış bulunmaktadır.
Bir karadeliğin merkezinde "çekimsel tekillik" yer alır. Tüm kara delik türlerinde de bu tekillik dış alemden "olay ufku"yla "saklı"dır. Bugünkü fizik, çekimsel tekilliği tanımlamayı bilememektedir. Fakat bu pek fazla önem de taşımamaktadır ; çünkü bu tekillik, "olay ufku"yla sınırlanmış kuşağın içinde kalmakta ve dış alemin olayları üzerine etkide bulunmamaktadır. Bununla birlikte, bir ufukla çevrelenmiş olmaksızın mevcut olan bir tekilliğin bulunduğu "genel görelilik" denklemlerine matematik çözümler vardır, kinetik yük veya "kinetik moment"in belirli bir değeri aşması halinde Kerr veya Reissner-Nordström çözümlerinde sözkonusu olduğu gibi... Böyle bir durumda artık kara delikten söz edilemez (artık ufuk da, "delik" de yoktur), ancak "çıplak tekillik"ten söz edilebilir. Parametrelerce belirlenen bu tür durumların incelenmesi pratikte son derece zordur; çünkü tekillik ortamını tahmin edebilmemiz imkânsızdır. Bugünkü evren bilgilerimizle çıplak tekillik meselesi hakkında fazla bir şey söylememiz mümkün değildir veya en azından, 1990’lı yıllara kadar bu konuda fazla bir şey söylemek mümkün değildi.
O yıllara kadar Kerr veya Reissner-Nordström kara deliklerinin kinetik momentin veya elektriksel yükün dış katkısı yoluyla sözkonusu kritik değerlere ulaşamayacakları düşünülüyordu. Çünkü, özetle, kara deliğin yük/kütle ilişkisinin hep, tam kritik değere ulaşmadan önce "doygunluğa" ulaşacağı ve böylece hiçbir zaman kritik değere ulaşamayacağı düşünülüyordu.
Bu temel kavram ve düşünceler İngiliz matematikçi Roger Penrose’u 1969’da, "kozmik sansür" denilen hipotezi ortaya atmaya yöneltmiştir. Bu hipotez hiçbir fiziksel sürecinkozmosda çıplak tekillerin doğmasına imkân vermeyeceğini ileri sürmekteydi. Mümkün birkaç açıklama/formül içeren bu hipotez, Stephen Hawking’in evrende çıplak tekilliklerin oluşabileceğini savunan Kip Thorne ve John Preskill ile iddialaşmasına konu oldu. Nihayet 1991’de Stuart L. Shapiro ve Saul A. Teukolsky evrende çıplak tekilliklerin oluşabileceğini sayısal simülasyon yoluyla ortaya koydular. Birkaç yıl sonra da Matthew Choptuik çıplak tekilliklerin oluşabileceğini başka yollarla ortaya koydu. Bununla birlikte, bu kanıtlama çalışmaları, gözlem eksikliği olduğundanevrende çıplak tekilliklerin oluşumuna ilişkin olarak emin olunması konusunda tam anlamıyla yeterli sayılamazlar. Bu durumda, mesele şöyle de özetlenebilir: Evet, evrende çıplak tekilliklerin olması mümkündür, fakat pratikte var oldukları şüphelidir. Sonunda Stephen Hawking, 1997 yılında, vaktiyle Kip Thorne ve John Preskill karşısında girmiş olduğu iddiayı kaybetmiş bulunduğunu itiraf etti.
Karadeliklerin entropisi
2007'ye kadar saptanmış karadeliklerden en büyük kütleye sahip M33 X-7
1971’de İngiliz fizikçi Stephen Hawking, hangi tür kara delikte olursa olsun, "olay ufku"nun yüzeyinin asla küçülmediğini gösterdi. Bu özellik, entropi (çözülüm, dağılım,yok oluş) rolünü oynayan yüzey bakımından, tümüyle “termodinamiğin ikinci yasası”nı andırmaktadır. Klasik fizik çerçevesinde, termodinamiğin bu yasası bir kara deliğe madde göndererek ve böylece onun kozmozumuzda yok olmasını sağlayarak ihlal edilebilir.
Fizikçi Jacob Bekenstein karadeliğin (doğada doğrulanmamakla birlikte) ufuk yüzeyiyle orantılı olan bir entropiye sahip olduğunu öne sürmüştür. Bekenstein kara deliğin ışınım yaymamasından ve termodinamikle olan ilişkisinin, yalnızca bir benzerlik olup, özelliklerinin fiziksel bir tanımı olmamasından yola çıkıyordu. Bununla birlikte kısa bir süre sonra Hawking, “kuantum alan teorisi”nedayalı bir hesaplamayla, kara deliklerin entropisi hakkındaki sonucun, basit bir benzerlikten ibaret olmayıp, "kara deliklerin ışınımı"na (Hawking ışınımı) bağlı bir ısıyı tanımlamasının mümkün olduğunu gösterdi.
Karadeliklerin termodinamik denklemleri kullanıldığında, öyle görünüyor ki, kara deliğin entropisi ufkunun yüzeyiyle orantılı bulunmaktadır. Bu, "de Sitter evreni"gibi bir ufuk içeren "kozmolojik örnekler"bağlamında da uygulanabilecek evrensel bir sonuçtur. Buna karşılık, bu entropinin "mikrokanonik topluluk" bakımından açıklanması çözülememiş bir problem olarak kalmaktadır, her ne kadar "string kuramı" kısmi yanıtlar getirmeyi başardıysa da…
Daha sonra kara deliklerin azami entropi cisimleri olduğunu, yani belirli bir yüzeyle sınırlı bir uzay bölgesinin azami entropisinin aynı yüzeye sahip bir kara deliğin entropisine eşit olduğunu gösterdi. Bu saptama fizikçilerden önce Gerard ’t Hooft’u ve daha sonra Leonard Susskind’ı “holografi ilkesi” kavramını ortaya atmaya yöneltti. Bu kavramın dayandığı esas şöyle açıklanabilir: Nasıl bir hologram bir hacimle ilgili enformasyonları basit bir yüzey üzerinde kodlayabiliyor ve böylece o yüzden hareketle üç boyutlu bir kabartma etkisi sağlayabiliyorsa, aynı şekilde, uzaydaki bir bölgenin yüzeyinin tanımı da o bölgenin içeriğiyle ilgili tüm enformasyonu yeniden oluşturmaya imkân sağlamaktadır.
Karadeliklerin entropisinin keşfi, böylece, kara delikler ile termodinamiğin ve “kara delikler termodinamiği”nin arasında son derece derin benzeşim ilişkilerinin kurulmasına olanak sağlamıştır ki, bu da “kuantum çekimi” kuramının anlaşılmasına yardımcı olabilecektir.
Karadeliklerin buharlaşması (yok olması) ve Hawking ışınımı
Kara delikler evrendeki en kararlı ve en uzun ömürlü cisimler olmalarına rağmen, sonsuza dek yaşayamazlar, Hawking ışınımı yaparak çok yavaşça enerjilerini kaybederler. Hawking ışınımı elimizdeki teknoloji ile saptanabilecek bir ışınım değildir.
1974’de Stephen Hawking “kuantum alan teorisini” “genel görelilik”teki “eğrilmiş” uzayzamana uyguladı ve klasik mekanik tarafından öngörülenin aksine, kara deliklerin aslında, günümüzde “Hawking radyasyonu” adıyla bilinen bir ışınım (termik ışınıma yakın bir ışınım) yaymakta olduğunu keşfetti. Şu halde kara delikler tümüyle “kara” değildi, yani yaydıkları bir şeyler de vardı.Fakat kara delikler, bugünkü bilgilerimize göre, özellikleri gereği, başka ışıma yapamazlar, çünkü yüzeylerindeki kaçış hızı ışık hızından yüksektir. Kara deliğin yüzeyinde bir fener yakabilseydik, fenerin ışığı çekiminin etkisi ile kara delik yüzeyine geri bükülecekti.
Hawking radyasyonu bir “kara cisim”inspektroskopisine denk düşmektedir. Bu durumda, kara deliğin boyuyla ters orantılı olan ısısı bunla ilişkilendirilebilecekti. Bu bakımdan, kara delik nicelik olarak büyüdükçe, ısısı düşmektedir. Merkür gezegeni kadar kütleli bir kara delik CMB ışınımınkine (bir elektromanyetik ışınım türü) eşit bir ısıya (yaklaşık 2,73 kelvin) sahiptir. Kara deliğin kütlesi, ısısı, enerji kaybı ve Hawking radyasyonu arasındaki ilişki kara deliğin kütlesi arttıkça ısısının giderek düşmesine neden olmaktadır. Böylece, bir yıldızsal kara deliğin ısısı birkaç mikrokelvine kadar düşmektedir ki bu da “buharlaşma”sının (yok olma, Hawking radyasyonu) doğrudan saptanmasını gitgide olanaksız kılmaktadır. Bununla birlikte kütlesi pek büyük olmayan kara deliklerde ısı daha yüksek olmakta ve buna bağlı enerji kaybı, kütlesinin kozmolojik basamaklardaki değişimlerinin anlaşılmasına olanak vermektedir. Böylece, birkaç milyon tonluk bir kara delik "kozmosun şu anki yaşı"ndan daha az bir sürede buharlaşacaktır. Kara delik “buharlaşırken” de daha küçük hale gelecek ve dolayısıyla ısısı daha artacaktır. Bazı astrofizikçiler kara deliklerin tümüyle “buharlaşma”sının bir gama ışınları dalgası üreteceğini düşünmektedirler. Bu düşünce, küçük kütleli kara deliklerin varlığının onaylanması anlamına gelmektedir. Bu durumda "ilksel kara delik"lerin varlığı sözkonusu olmaktadır. Günümüzde bu olasılık, INTEGRAL adlı Avrupa uydusunun sağladığı veriler üzerinde araştırılmaktadır.
Enformasyon paradoksu
İki karadeliğin birleşmesi
21. yüzyıl'ın başından beri henüz çözülememiş temel fizik meselelerinden biri, ünlü enformasyon paradoksudur. "Saçsızlık kuramı” nedeniyle, kara deliklerin içine girmiş olanları a posteriori olarak saptamak mümkün değildir. Bununla birlikte kara delikten uzaktaki bir gözlemcinin bakış açısından düşünülürse, enformasyon tümüyle yok olmuş da sayılamaz; çünkü vaktiyle kara deliğe düşmüş durumda bulunan madde, ışık yılı uzaklıklar göz önünde bulundurulursa, gözlemci tarafından henüz görülebilmektedir. Şu halde kara deliği oluşturan enformasyon kayıp mıdır, değil midir?
Bir "kuantum çekimi kuramı"nın olmasını gerekli kılan bu konudaki düşünceler, kara deliğin sadece ufkuna yakın uzaya bağlı entropiyle sınırlı ve bitmiş bir niceliğin var olabileceğini öne sürmektedir. Kara deliğe düşen madde ve enerjinin her türlü entropisi göz önünde bulundurulurken "Hawking ışınımı" değişkenliğinden ziyade, ufuk entropisi değişkenliği daha tatminkar görünmektedir. Yine de pek çok mesele açıklığa kavuşmamış durumda ortada durmaktadır, özellikle kuantum konusunda.
Solucan Delikleri
Alıntı
Son düzenleyen nötrino; 4 Kasım 2013 11:45
Sebep: Yazım yanlışı ve mesaj düzeni!
Yasaklı
2)Karadelikler çekim gücü yüksek olan ve bir çok maddenin (gezegen,zaman,ışık...vs gibi),büyük yoğunlukta yıldızların bir araya gelmesi ile oluşmuş kozmik bir cisimdir.
3)Gelişmesini tamamlamış büyük kütleli (güneşten büyük) yıldızlar yıldız çekirdeğindeki yoğunluğun artması ile karadeliğe dönüşürler.
4)Büyük kütleli yıldızlar gelişimlerinin son aşamasına geldiklerinde(ölen yıldızlar) süpernova adı verilen yıldız patlaması yaşarlar.Bu patlama sonucunda ya nötron yıldızı oluşur ya da Güneş kütlesini aşan süpernova çekirdeği bir karadeliğe dönüşür.
5)Güneş'ten daha büyük süper kütleli karadelikler mevcut!
Ziyaretçi
20 Şubat 2014
Mesaj #14
Ziyaretçi
20 Ekim 2015
Mesaj #15
Benzer Konular
| 4 Eylül 2013 / hopikli Soru-Cevap |
| 13 Ekim 2013 / Misafir Cevaplanmış |
| 31 Temmuz 2012 / Misafir Soru-Cevap |
| 13 Ekim 2014 / nötrino Uzay Bilimleri |
| Kapat Saat: 04:06 Hoş Geldiniz Ziyaretçi
Benzer Konular
Son MesajlarYenile Yükleniyor... |
Sayfa 0.129 saniyede 10 sorgu ile oluşturuldu