Kara delik
Vikipedi, özgür ansiklopedi
Başlığın diğer anlamları için Kara delik (anlam ayrım) sayfasına bakınız.
Sunuş ve terminoloji [değiştir]
Kara delik “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. [1]
Yıldızlar-arası (milyonlarca km) uzaklıklar sözkonusu olduğunda, bir kara delik, herhangi bir kozmik cisim üzerinde, kendisiyle aynı kütleye sahip bir kozmik cisminkinden daha fazla bir çekim kuvveti uygulamaz; yani, kara delikleri karşı konulamaz bir kozmik “aspiratör” olarak düşünmemek gerekir. Örneğin Güneş’in yerinde onunla aynı kütleye sahip bir kara delik bulunsaydı, Güneş Sistemi’ndeki gezegenlerin yörüngelerinde herhangi bir değişim olmayacaktı.
Birçok kara delik türü mevcuttur. Bir yıldızın çekimsel içe (kendi üzerine) çökmesiyle oluşan kara delik türüne "yıldızsal kara delik" denir. Bu kara delikler galaksilerin merkezinde bulundukları takdirde birkaç milyarlık “güneş kütlesi”ne kadar çıkabilen devasa bir kütleye sahip olabilirler ve bu durumda “dev kara delik” (veya galaktik kara delik)[2] 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 [3] denilir. En düşük kütleli kara deliklerin ise kozmos tarihinin başlangıcındaki Büyük Patlama’da oluştukları düşünülür ve bunlara da "ilksel kara delik" [4] adı verilir. Bununla birlikte ilksel kara deliklerin varlığı halihazırda doğrulanmış değildir.
Bir kara deliği doğrudan gözlemlemek imkânsızdır. Bilindiği gibi bir nesnenin görülebilmesi için, kendisinden ışık çıkması veya kendisine gelen ışığı yansıtması gerekir; oysa kara delikler çok yakınından geçen ışıkları bile yutmaktadırlar. Bununla birlikte varlığı, çevresi üzerindeki çekim icraatinden, özellikle mikrokuasarlarda ve aktif galaksi çekirdeklerinde kara delik üzerine düşen yakınlardaki maddenin son derece ısınmış olmasından ve güçlü bir şekilde X ışını yaymasından anlaşılmaktadır. Böylece, gözlemler dev veya ufak boyutlardaki bu tür cisimlerin varlığını ortaya koymaktadır. Bu gözlemlerin kapsadığı ve genel görelilik kuramına uyan cisimler yalnızca kara deliklerdir.
Tarihçe [değiştir]
Özellikler [değiştir]
Kara delik diğer astrofizik cisimleri gibi bir astrofizik cisimdir. Doğrudan gözlemlenmesinin çok güç olmasıyla ve merkezî bölgesinin fizik kuramlarıyla tatminkâr biçimde tanımlanamaz oluşuyla nitelenir. Merkezî bölgesinin tanımlanamayışındaki en önemli etken, merkezinde bir "çekimsel tekilliği" içeriyor olmasıdır. Bu çekimsel tekillik, ancak bir “kuantum çekimi” kuramıyla tanımlanabilir ki, günümüzde böyle bir kuram bulunmamaktadır. [8] Buna karşılık, uygulanan çeşitli dolaylı yöntemler sayesinde, yakın çevresinde hüküm süren fiziksel koşullar ve çevresi üzerindeki etkisi mükemmel biçimde tanımlanabilmektedir.Öte yandan kara delikler çok az sayıdaki parametrelerle tanımlanmaları bakımından şaşkınlık verici nesnelerdir. Yaşadığımız evrendeki tanımları yalnızca üç parametreye bağlıdır: Kütle, elektriksel yük ve açısal momentum. Kara deliklerin tüm diğer parametreleri (boyu, biçimi vs.) bunlarla belirlenir. Bir kıyaslama yapmak gerekirse, örneğin bir gezegenin tanımlanmasında yüzlerce parametre sözkonusudur (kimyasal bileşim,elementlerin farklılaşması, taşınım, atmosfer vs.) Bu yüzden 1967’den beri kara delikler yalnızca bu üç parametreyle tanımlanırlar ki, bunu da 1967’de Werner Israel tarafından ortaya atılan "saçsızlık kuramı"na [9] borçluyuz. Bu, uzun mesafeli temel kuvvetlerinin yalnızca kütleçekim ve elektromanyetizm oluşunu da açıklamaktadır; kara deliklerin ölçülebilir özellikleri yalnızca, bu kuvvetleri tanımlayan parametrelerle, yani kütle, elektriksel yük ve açısal momentumla verilir.
Bir kara deliğin kütle ve elektriksel yükle ilgili özellikleri "klasik" (genel göreliliğin olmadığı) fiziğin uygulanabileceği olağan özelliklerdir: Kara deliğin kütlesine oranla bir "kütleçekim alanı" ve elektriksel yüküne oranla bir elektrik alanı vardır. Buna karşılık açısal momentum etkisi genel görelilik kuramına özgü bir özellik taşır: Kendi ekseni etrafında dönen kimi kozmik cisimler, yakın çevrelerindeki uzayzamanı [10] da “sürüklemek” (eğmek) eğilimindedirler. "Lense-Thirring etkisi" [11] denen bu fenomen şimdilik Güneş Sistemi’mizde gözlemlenmemektedir. [12] Kendi ekseni etrafında “dönen karadelik” türü çevresindeki yakın uzayda bu fenomen inanılmaz ölçülerde gerçekleşmektedir ki, bu alana “güç bölgesi” (ergorégion) ya da “güç küresi” [13] adı verilmektedir.
Kara deliklerin varsayıma dayalı dört türü [değiştir]
| M > 0 | ||
|---|---|---|
| J = 0 | J ≠ 0 | |
| Q = 0 | Schwarzschild kara deliği | Kerr kara deliği |
| Q ≠ 0 | Reissner-Nordström kara deliği | Kerr-Newman kara deliği |
Açısal momentum ve elektriksel yük sıfır değerliyse "Schwarzschild kara deliği" türü sözkonusudur. Bu ad 1916’da bu tür nesnelerin varlığı fikrini Einstein alan denklemlerinin çözümleri olarak ortaya atmış Karl Schwarzschild’a ithafen verilmiştir.
Kara deliğin elektriksel yükü sıfır olmayıp açısal momentumu sıfır olduğu takdirde "Reissner-Nordström kara deliği" türü sözkonusu olur. Bilinen hiçbir süreç böyle sürekli bir elektriksel yük içeren sıkışmış bir cisim üretmek olanağı vermediğinden, bu tür kara delikler varsa bile, astrofizikte pek ilgi odağı olmamaktalar. Bu elektriksel yük, karadeliğin çevresinden alacağı zıt elektrik yüklerinin emilmesiyle zamanla dağılabilir. [14] Sonuç olarak, "Reissner-Nordström kara deliği" doğada mevcut olma olasılığı pek bulunmayan teorik bir cisimdir.
Kara deliğin bir açısal momentumu olup (kendi ekseni etrafında dönüyorsa) elektriksel yükü olmadığı takdirde "Kerr kara deliği" türü sözkonusu olur. Bu ad, 1963’te bu tür cisimleri tanımlayan formülü bulmuş olan Yeni Zelanda’lı matematikçi Roy Kerr’in adına ithafen verilmiştir. Reissner-Nordström ve Schwarzschild kara delik türlerinin aksine, Kerr kara deliği türü astrofizikçiler için önemli bir ilgi odağı olmuştur; çünkü kara deliklerin oluşum ve evrim örnekleri onların çevrelerindeki maddeyi bir "katılım diski" [15] aracılığıyla emme eğiliminde olduklarını ve maddelerin katılım diskine kara deliğin dönüş yönünde spiral çizerek düştüklerini göstermektedir. Böylece madde, kendisini yutan kara deliğin açısal momentumuyla bir ilişki halinde olmaktadır. Bu durumda, astronominin ilgilenebileceği kara delikler yalnızca Kerr kara delikleridir.
Bununla birlikte, bu kara deliklerin, açısal momentumlarının iyice zayıfladığı hallerde, doğal olarak, Schwarzschild kara deliklerini andırmaları mümkündür.
Dördüncü tür, Kerr kara deliğinin elektriksel yüke sahip olduğu türdür. Buna Kerr-Newman kara deliği türü denir. Bu türe de var olma olasılığı çok zayıf olduğundan pek ilgi gösterilmemektedir.
Diğer olası kara delikler [değiştir]
Teorik bir bakış açısıyla farklı özelliklere sahip daha bir sürü kara delik türünün var olduğu söylenebilir. Örneğin Reissner-Nordström kara deliği türünde elektriksel yük yerine manyetik yük bulunduğu takdirde, benzeri bir kara delik türü mevcut olabilir; yani manyetik kutupları olan bir kara delik türü… Fakat böyle bir türün varlığı günümüzde ancak bir hipotezden ibaret kalmaktadır.Hatta, kara delik kavramı, üç boyuttan daha fazla boyut içeren (örneğin dört boyutlu) uzaylarda kara delik olabileceği varsayılarak daha da genelleştirilebilir ki, bu da yukarıda belirtilen kara delik türlerinden farklı özelliklere sahip kara delik türleri üzerinde düşünmek imkânı sağlayacaktır. [16]
Kara ve delik… [değiştir]
Kara deliklerin varlığı John Michell [17] ve Pierre-Simon Laplace tarafından, birbirlerinden habersiz olarak, daha 18.yy.’da gözönünde bulundurulmuştur. O zamanlar düşünülen, "kaçış hızı" [18] ışık hızından daha fazla olabilecek, yani ışığın çekimlerinin etkisinden kaçamayacağı kozmik cisimlerin varlığıydı. Işığın kara delikçe çekilmesi olgusunda, bir güçten ziyade, "Einstein dengelenmesi", "kızıla kayma" ya da "çekimsel kızıla kayma" [19]gibi adlarla belirtilen, ışığın (fotonların) çekim alanları etkisiyle maruz kaldığı bir değişim sözkonusudur. Çekim alanı etkisiyle oluşan bu dengelenme ya da değişimde ışık, bir karadeliğin "potansiyel kuyular"ından [20] 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 [değiştir]
 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. |
Kimileri "olay ufku" terimi yerine kara deliğe pek uygun olmamakla birlikte “kara deliğin yüzeyi” terimini kullanırlar. (Terimin uygun olmamasının nedeni, bir gezegen ya da 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 ya da değişim hissedemeyecekti. Buna karşılık geri dönme girişlerinde bulunduğunda, artık bu bölgeden kaçamayacağının farkına varmış bulunacaktı. Bu, adeta "dönüşü olmayan nokta"dır. [22] Bu durum, akıntısı güçlü bir denizde, akıntıdan habersiz bir yüzücünün durumuna benzetilebilir.
Öte yandan olay ufkunun sınırına yaklaşmış bir gözlemci, kara delikten 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 [23]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. [24]
Kara deliğin "tekilliği"ne yaklaşan bir gözlemciyi etkilemeye başlayan etkilere “gelgit etkileri” denir. [25]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"lerde [26] olay ufkunun sınırını da aşarak etkide bulunur. [27] 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 [değiştir]
Dolayısıyla halihazırda kütleçekimsel tekilliğin tanımı yapılamamış durumdadır. [30] 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, kara deliğin bizim tarafımızda bulunan olay ufkundan hareketle onları tanımlamamıza bir engel oluşturmamaktadır.
Kara deliklerin oluşumu [değiştir]
Yıldızların Ölümü
Yıldız Kütlesi | Yarıçap | Yoğunluk | 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 | Beyaz cüce |
~1,35 Mgüneş< Myıldız <~2,1 Mgüneş | 10-20 km | 8x1013-2x1015 gr/cm3 | Nötron Yıldızı |
Myıldız > ~3 Mgüneş | 4 km | >1016 gr/cm3 | Kara delik |
Astrofizikte kara delik bir çekimsel içe çökmenin son aşaması olarak ele alınır. Yıldızların evrim süreçlerinin sonları, sahip oldukları kütleye göre belirlenir. Evrim sürecinin son aşamasına yaklaşmış yıldızlarda, maddenin sıkışması sonunda, kütlelerine göre, iki hal sözkonusu olur; bunlar ya ak cüce haline dönüşürler ya da sonradan kara deliğe dönüşebilecek nötron yıldızı haline dönüşürler. Ak cüce halinde, ak cüceyi kütleçekime karşı denge halinde tutan elektronların yozlaşma basıncıdır.[31] Nötron yıldızı halinde ise nükleonların yozlaşma basıncı sözkonusu değildir, denge halini sağlayan "güçlü etkileşim"dir. [32] Kara delik ak cücelere ilişkin içe çökmeyle oluşamaz; bu çökme sırasında yıldızı oluşturan çok ağır nükleonlar oluşur. [33] Açığa çıkan enerji yıldızı dağıtmaya yeterlidir.
Fakat evrim sürecinde dönüşme eşiğindeki yıldız, belirli bir kritik kütleyi aştığında (kütlesi yeterince büyük olduğunda), eğer kütleçekim gücü basınç etkisini aşabilmeye yetecek derecede büyükse bir kara delik oluşabilir. Bu durumda bilinen hiçbir kuvvet, dengeyi sağlamaya yetmez ve sözkonusu cisim tümüyle içe çöker. Pratikte bu, birçok şekilde oluşabilir:
- Bir nötron yıldızına, belirli bir kritik kütleye ulaşana kadar, bir başka yıldızdan çıkan maddenin katılımıyla oluşabilir.
- Bir nötron yıldızının başka bir nötron yıldızıyla birleşmesiyle oluşabilir (çok nadir, a priori bir fenomendir).
- Büyük bir yıldızın kalbinin doğrudan kara delik halinde içe çökmesiyle oluşabilir. [34]
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 kara delikler [değiştir]
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.[36]
Bir kara delik oluşturmak üzere içe çöküş “kütleçekim dalgaları”[37] yaymaya elverişli bir durumdur ki, bu dalgaların yakın bir gelecekte Cascina’daki (İtalya) Virgo [38] ya da Amerikan LIGO [39] “girişim aracı” gibi bazı dedektör aygıtlarıyla saptanabileceği sanılmaktadır. Yıldızsal kara delikler günümüzde "X çift yıldızları"nda [40] ve "mikrokuasar"larda[41] gözlemlenmektedir ve bazı “aktif galaksi çekirdekleri”nde [42] “akış”ların [43](Fr.jet) oluşmasına neden olurlar.
Dev kara delikler [değiştir]
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” [44] 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. [45]
Chandra[47] teleskopu ile NGC 6240 [48] 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 kozmosun başlangıcında çok hızlı bir şekilde oluşmuşlardır.[49] [50]
Hiç yorum yok:
Yorum Gönder