Kara Delik
Bilim adamlarının, 12 Aralık 1970 tarihinde Kenya kıyılarından ilk X-ışın uydusu "Uhuru" yu uzaya fırlatmaları ile, astronominin uğraşı alanı daha da genişledi. Uydu, kısa bir zaman içinde düzinelerce X-ışın kaynağı bulmasına rağmen bu sayıyı ilk iki yıl içinde 339 a çıkarttı. Bulunan bu kaynakların çoğunun şiddeti düzenli iken, az miktarda bulunan diğer X-ışın kaynaklarının şiddeti oldukça düzensiz idi.
Astronomlar yeni kaynakları anlamaya çalıştılar. Onlar için sorun, X-ışınlarının kaynağının ne olduğu idi! X-ışın gözlemlerinden elde edilen koordinatların optik yolla gözlenmesi ile çift yıldızların böyle bir elektromanyetik ışınıma neden olabileceği anlaşıldı. Bununla birlikte gözlemler çift yıldızlardan birinin oldukça sönük olduğunu gösteriyordu. Teorisyenler, X-ışınlarının açıklanabilir bir modelini kısa bir zamanda formülize edip, ortak bir tahminde birleştiler. Görünür yıldızın yüzeyindeki madde, görünmeyen bileşeninin etrafındaki bir yörüngeye çekiliyordu. Çekilen bu madde helozonik bir yol ile görünmeyen bileşenin üzerine ışık hızına yakın bir hızla düşerek, X ışın üretimine neden oluyordu.
Ama görünmeyen bu bileşenler neydi? Astronomlar o zamanlara kadar yeni birkaç "nötron" yıldızı bulmuşlardı. Bu nötron yıldızları Güneş'in kütlesinin 1.4 ile 3 katı arasında bir kütleye sahipken, genişlikleri birkaç kilometreyi geçmiyordu. Buradan anlaşılacağı gibi, böyle büyük bir kütlenin, böyle küçük bir hacime sığması ile yıldız yoğunluğu inanılmaz bir şekilde artıyordu. Bu da çevresinde oluşturduğu inanılmaz çekim kuvvetini açıklayabiliyordu. Bu yolla yapılan açıklamalarla X-ışın çiftlerinin doğasının çözüldüğü zannedildi.
Daha sonra, kaynakların farklı olduğu görüldü ve herşey değişti. Astronomlar, keşfedilen bir X-ışın kaynağının, 9. kadirden HDE 226868 adlı mavi bir yıldızla ilişkisini keşfettiler. Paul Murdin ve Louise Webster gözlemlerden yıldızın kütlesini, Güneş kütlesinin (Mo) 23 katına eşit olduğunu buldular. Bu yıldız, bir çift yıldız sisteminin parçasıdır. Sistem, Güneş'ten 8,200 ışık yılı uzaklıkta bulunmakta ve sistemin üyeleri birbirleri etrafında 5.6 günlük bir peryot ile dönmektedirler.
Astronomlar sistemin görünmeyen bileşeninin kütlesini, HDE 226868'nin gözlemlerden elde edilmiş kütle değeri ile dönme peryodundan itibaren hesapladılar. Bu görünmeyen bileşenin kütlesi, Güneş kütlesinin 10 katına eşitti. Bulunan bu değer bir nötron yıldızının kütlesinden oldukça büyüktü. O zaman bu bir "kara delik" olmalıydı!
Elde edilen bu değer astronomları heyecanlandırdı. Kara delik veya en azından yoğun görünmeyen yıldızlar, 1784'de İngiliz astronom John Michell tarafından önerilmişti. Ama böyle yıldızların var olabileceği ise 1939'da Robert Oppenheimer ve onun öğrencisi Hartland Snyder tarafından gösterilmişti.
Oppenheimer, araştırma sonuçlarının bilim dünyasında yayınlamasıyla, çevresinden büyük tepkiler gördü. Kara deliklerin sahip oldukları bu özellikler o güne kadar bulunan fizik teorilerine oldukça ters idi. Peki neydi bu farklı özellikleri? Büyük kütleli yıldızlar korlarındaki yakıtlarını bitirmeleriyle, koru dengede tutan nükleer kuvvet ve dolayısıyla iç basınç kaybolur. Böylece yıldızın korunda bulunan ağır elementlerin çekim kuvveti üstün gelerek yıldızın kendi içine çökmesine yol açar. Çekimsel çökme kaçınılmaz sona doğru ilerledikçe yıldızda üretilmiş olan ışık ışınları yıldızın yüzeyine doğru çekilir. Sonunda çökme öyle kritik bir aşamaya ulaşır ki, artık yıldızdan hiçbir ışık ışını kurtulamaz. Çöken yıldızın ışığının bile kaçamayacağı boyutlara değin büzüldüğünde yıldız, kendi "olay ufkunun" altında kalır. Olay ufku, ardında ne olup bittiğini bilmediğimiz bir duvar gibidir. Bu ufkunun içinde kalmış madde ve enerji sanki, evrenden izole olmuştur ve buradan hiçbir şey kaçamaz.
Astronomlar uzun araştırmalardan sonra ilk kara delik adayı olan Cyg X-1 i Uhuru uydusunun gözlemleri sayesinde keşfettiler. Onlara göre X-ışınları, çift sistemin dev yıldızının yüzeyinden gelen maddenin kara delik adayı Cyg X-1 in yüzeyine düşmesi ile oluşuyordu. 1970'lerin başlarında, X-ışın kaynaklarının çoğunun hala tam olarak ne olduğu belirlenememişti. 1978'de Nasa'nın, Einstein X-ışın uydusunu uzaya yerleştirmesi ile astronomlar o güne kadar keşfedilmemiş 1000 yeni X-ışın kaynağı buldular. Bulunan bu kaynakların bazıları şüphesiz kara delik olabilirdi ama astronomların bu kaynaklar hakkındaki çalışmaları onların birer nötron yıldızı olduğunu gösteriyordu. Nötron yıldızlarının sayıları bu gözlemlerle günden güne artarken, kara delik adaylarının sayısı Cyg X-1 ile sınırlı kalıyordu.
Neden şimdiye kadar kara deliklerden daha çok nötron yıldızı bulundu? Karadeliğin oluşması için, nötron yıldızlarının kütlesinden daha fazla bir kütleye ihtiyaç vardır ki bu miktarda en az 3Mo olmalıdır. Ama bir yıldızın evrimi boyunca ve çökme esnasında kaybettiği kütle, yıldızın son kütlesinin önemini arttırmaktadır. Böyle bir karadeliğin oluşması için yıldızın başlangıç kütlesinin en az 10Mo veya bu limitten daha fazla bir kütle içermesi gerekmektedir. Bununla birlikte yapılan hesaplar, astronomlar tarafından bulunan her bir kara delik için 3 tane nötron yıldızının bulunması gerektiğini göstermektedir ki bu durumda bazı şeyler yanlış olabilir!
Cyg X-1'nin bulunmasından beri astronomlar iki yeni kara delik adayı buldular. Bu adayların belirlenmesi süreci içinde 500 den fazla nötron yıldızı bulundu. Cyg X-1 hala en iyi kara delik adayıdır. Fakat keşfinden 20 yıl geçmesine rağmen bazı astronomlar Cyg X-1'in, bir kara delik adayı oluğundan şüphelenmektedirler.
Büyük problemin en iyi adayını yıldızın kütlesi belirlemektedir. Astronomlar iyi bir adayın en azından 3Mo kütlesine sahip olması gerektiğini bilmektedirler. Ama astronomlar, bir çift sistemin içinde bulunan bir kara delik adayının kütlesini nasıl bulabilirlerdi? Bunun için astronomların görünür yıldızın kütlesini ve çift sistemin yörüngesinin eğimini bilmeleri lazımdır. Hemen hemen bütün adaylar için bu parametreler bilinmemektedir. Örneğin, kütlenin bulunmasında en önemli parametre olan yörüngenin eğimi, çoğu kara deliklik adayında bulunamamıştır. Çünkü kara delik adaylarının içinde bulunduğu sistem, bir örten çift yıldız sistemi değildir. Peki en iyi kara delik adayı olan Cyg X-1 in yörünge eğimi nedir? Bunun için yapılan teorik hesaplar sistemin eğimini 30o olarak göstermektedir. Buradan itibaren görünmeyen bileşenin kütlesi 7Mo olarak hesaplanmıştır.
HDE 226868 nin kütlesi tam olarak bilinemediğinden Cyg X-1 e olan çekimsel etkisi de tam olarak anlaşılamamaktadır. Gözlemler, HDE 226868 nin büyük, mavi bir dev olduğunu gösterir. Astronomlar bu özellikleri taşıyan yıldızların spektrel tiplerinden itibaren kütle değerlerini bilmektedirler ama buradaki, belirsizlik kara delik adayının bu yıldızdan çaldığı madde miktarıdır. Çalınan madde miktarı hakkında yapılan bir araştırmada Charles T.Bolton ve Douglas R.Gies HDE 226868'nin çok az bir kütle kaybettiğini buldular. Bu çalışmadan başka Bohdan Paczynski ve John Bahcall, Cyg X-1'in kütlesini HDE 226868'in kütlesinden bağımsız hesaplayarak Cyg X-1 in yaklaşık 10Mo e sahip olduğunu buldular. Astronomlar çok kuvvetli delillere sahip olsalar bile henüz Cyg X-1'in kesinlikle bir kara delik olup olmadığını bilememektedirler
Cyg X-1'in diğer kara delik adayları ile karşılaştırılması, astronomlara yardım edebilir. Diğer en iyi aday, Büyük Magellan Bulutsusu'nda yer alan LMC X-3 diye bilinen X-ışın kaynağıdır. Anne Cowley, David Crampton ve Jonh Hutchings LMC X-3 ün en kuvvetli kara delik adayı olduğunu gösterdiler. Cowley ve çalışma arkadaşları, 1970'li yılların ortasında Magellan Bulutsusunda X-ışın kaynakları aramaya başladılar. Bu astronomların birkaç kara delik adayının spektrumlarını elde etmiş olmalarına rağmen onların kara delik olabileceğine dair sağlam deliller gösteremediler. Sonra, Einstein uydusu daha uzakta bulunan kaynakların pozisyonunu belirledi. Bu uydudan gelen yeni verilerin indirgenmesi ile Cowley, kaynaklardan birinin spektrumunda iki ayrı yerde farklılıklar gördü.
Cowley, bazı şeylerin yanlış olduğundan emindi. Bundan dolayı bu farklılığı bulmaya karar verdi. Birçok gözlemin tekrar incelenmesi ile cismin spektrumda gerçekten farklılıklar görüldü. Spektrel çizgiler kaymıştı. Bir çift sistem vardı ve bileşenlerden biri görünmüyordu. Görünen bileşen 17. kadirden bir anakol yıldızı olup yörüngesi üzerinde 235 km/sn lik inanılmaz bir hızı vardı. Böyle bir hızla görülen bileşen yörüngesi üzerindeki bir turunu 1.7 günde tamamlıyordu. Acaba görünmeyen bileşen bir kara delik miydi?
Cowley ve Crompton heyecanlandılar. Çalışmalarını baştan aşağı kontrol edip görünmeyen bileşenin kütlesini 9Mo olarak buldular. O halde bu bir kara delik adayı idi. Diğer kara delik adaylarında olduğu gibi, bu çalışmada da bazı tereddütler vardı. Bunlarında hesaba katılması ile elde edilen sonuç, görünen bileşenin 3Mo sine sahip olduğunu gösteriyordu ki, bu da bir kara delik olmak için yeterli bir miktardı. Onlara göre en iyi kara delik adayı 3Mo ile 11Mo kütlesine sahip yıldızlardır.
Üçüncü kara delik adayı ise A0620-00 diye bilinen ve 1980 li yılların ortasında Jeffrey McClintock ve Roland Remilland tarafından keşfedilmiş olandır. Çalışmayı yaptıkları sistemde bulunan görünmeyen bileşen, görünen bileşenden daha fazla bir kütle içeriyordu. Bu yüzden McClintock görünmeyen bileşenin etrafındaki yörüngede dönmekte olan küçük kütleli yıldızla çalışmak istedi. Çünkü bu durumda görünmeyen bileşenin kütlesini daha kesin bulabileceğini tahmin ediyordu.
Kaynak :Astronomy
