Kara Delik Nedir

Kara delik nedir ? Bir yıldızın çekimsel içe (kendi üstüne) çökmesiyle oluşan kara delik türüne "yıldızsal kara delik" denir. Ast...

Kara delik nedir ? Bir yıldızın çekimsel içe (kendi üstüne) çökmesiyle oluşan kara delik türüne "yıldızsal kara delik" denir. Astrofizikte, çekim alanı her türlü maddi oluşumun ve ışınımın kendisinden kaçmasına izin vermeyecek derecede kuvvetli olan, hacmi 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 dönemin ise yavaş akmış olduğu ya da akmadığı tahmin edilmektedir. Kara delikler genel görelilik kuramıyla tanımlanmışlardır. Direkt gözlemlenememekle beraber, çeşitli dalga boylarını kullanan dolaylı gözlem teknikleri yardımıyla keşfedilmişlerdir. Bu teknikler hem de çevrelerinde sürüklenen oluşumların da incelenme olanağını elde etmiştir. Mesela bir kara deliğin çekim alanına tutulmuş maddenin kara delikçe yutulmadan ilkin müthiş bir ısı derecesine ulaşmış olduğu ve bu yüzden mühim oranda x ışınları yaymış olduğu saptanmıştır. Böylece bir kara delik kendisi ışık yaymasa da, çevresinde bu tür bir icraat yarattığı için varlığı saptanabilmektedir. Günümüzde, kara deliklerin varlığı, ilgili (astrofizikçiler ve kuramsal fizikçilerden oluşan) bilimsel topluluğun nerede ise tüm fertleri tarafınca onaylanarak kesinlik kazanmış durumdadır.

Birçok kara delik türü mevcuttur. Bir yıldızın çekimsel içe (kendi üstüne) 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 haiz olabilirler ve bu durumda “dev kara delik” (ya da galaktik kara delik) adını alırlar. Kütle bakımından kara deliklerin iki uç noktasını oluşturan bu iki tür içinde bir de, hacmi birkaç bin "güneş hacmi" olan üçüncü bir türün bulunmuş olduğu 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 beraber ilksel kara deliklerin varlığı halihazırda doğrulanmış değildir.

Bir kara deliği direkt gözlemlemek imkânsızdır. Bilinmiş olduğu şeklinde bir nesnenin görülebilmesi için, kendisinden ışık çıkması ya da kendisine gelen ışığı yansıtması gerekir; oysa kara delikler çok tanıdığından geçen ışıkları bile yutmaktadırlar. Bununla beraber varlığı, çevresi üstündeki çekim icraatinden, bilhassa mikrokuasarlarda ve etken galaksi çekirdeklerinde kara delik üstüne düşen yakınlardaki maddenin son aşama ısınmış olmasından ve kuvvetli bir halde X ışını yaymasından anlaşılmaktadır. Böylece, gözlemler dev ya da küçük boyutlardaki bu tür cisimlerin varlığını ortaya koymaktadır. Bu gözlemlerin kapsadığı ve genel görelilik kuramına uyan cisimler yalnızca kara deliklerdir.

Kara Deliklerin Tarihçesi

Kara delik terimi ilk olarak 18. yüzyıl sonunda, Newton'un evrensel çekim kanunu kapsamında dünyaya gelmiştir denebilir. Fakat o dönemde sorun yalnızca “kaçış hızı” ışık hızından daha büyük olmasını sağlayacak derecede kütleli cisimlerin var olup olmadığını bilmekti. Dolayısıyla kara delik terimi sadece 20. yüzyıl'ın başlarında ve bilhassa Albert Einstein'ın genel görelilik kuramının ortaya atılmasıyla fantastik bir kavram olmaktan çıkmıştır. Einstein'ın çalışmalarının yayımlanmasından kısa süre sonrasında, Karl Schwarzschild tarafınca, “Einstein alan denklemleri”nin merkezî bir kara deliğin varlığını içeren bir çözümü yayımlanmıştı. Bununla beraber kara delikler üstüne ilk temel emek harcamalar, varlıkları ile alakalı ilk sağlam belirtilerin gözlemlerini izleyen 1960'lı yıllara dayanır. Kara delik içeren bir cismin ilk gözlemi, 1971'de Uhuru uydusu tarafınca yapılmış oldu.Uydu Kuğu takımyıldızının en parlak yıldızı olan Cygnus X-1 çift yıldızında bir X ışınları membaı bulunduğunu saptamıştı. Fakat "kara delik" terimi daha öncesinden, 1960'lı yıllarda Amerikalı fizikçi Kip Thorne vasıtasıyla ortaya atılmıştı. Bu terimin terminolojiye yerleşmesinden ilkin ise kara delikler için “Schwarzschild cismi” ve “kapalı yıldız” terimleri kullanıldı.

Kara Deliklerin Özellikleri

Kara delik öteki astrofizik cisimleri şeklinde bir astrofizik cisimdir. Direkt gözlemlenmesinin çok güç olmasıyla ve merkezî bölgesinin fizik kuramlarıyla tatminkâr halde tanımlanamaz oluşuyla nitelenir. Merkezî bölgesinin tanımlanamayışındaki en mühim etken, merkezinde bir "çekimsel tekilliği" içeriyor olmasıdır. Bu çekimsel tekillik, sadece bir “kuantum çekimi” kuramıyla tanımlanabilir ki, günümüzde bu şekilde bir kuram bulunmamaktadır. Buna karşılık, uygulanan çeşitli dolaylı yöntemler yardımıyla, yakın çevresinde yargı devam eden fizyolojik koşullar ve çevresi üstündeki tesiri muhteşem halde tanımlanabilmektedir.

Öte taraftan kara delikler çok azca sayıdaki parametrelerle tanımlanmaları bakımından şaşkınlık verici nesnelerdir. Yaşadığımız evrendeki tanımları yalnızca üç parametreye bağlıdır: Kütle, elektriksel yük ve açısal momentum. Kara deliklerin tüm öteki parametreleri (boyu, biçimi vs.) bunlarla belirlenir. Bir karşılaştırma yapmak gerekirse, mesela 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 tarafınca ortaya atılan "saçsızlık kuramı"na borçluyuz. Bu, uzun mesafeli temel kuvvetlerinin yalnızca kütleçekim ve elektromanyetizm oluşunu da açıklamaktadır; kara deliklerin ölçülebilir özellikleri yalnızca, bu kuvvetleri tanımlayan parametrelerle, şu demek oluyor ki 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 tesiri genel görelilik kuramına özgü bir özellik taşır: Kendi ekseni çevresinde dönen kimi kozmik cisimler, yakın çevrelerindeki uzayzamanı da “sürüklemek” (eğmek) eğilimindedirler. "Lense-Thirring tesiri" denen bu fenomen şimdilik Güneş Sistemi’mizde gözlemlenmemektedir. Kendi ekseni çevresinde “dönen karadelik” türü çevresindeki yakın uzayda bu fenomen inanılmaz ölçülerde gerçekleşmektedir ki, bu alana “güç bölgesi” (ergorégion) ya da “güç küresi” adı verilmektedir.

Kara Delikler Iyi mi Oluşur ?

Kara deliklerin var olma olasılığı yalnızca genel görelilik kuramına ilişik bir netice değildir; kütleçekimi mevzu alan nerede ise tüm öteki gerçekçi fizik kuramları da onların varlığını olası görmektedir. Öteki kütleçekim kuramları şeklinde genel görelilik kuramı da kara deliklerin varlığını öngörmekle kalmayıp, onların uzayın bir bölgesinde sıkışmış maddeden oluşmuş olacağını öngörmektedir. Mesela Güneş’imiz yarıçapı ortalama üç kilometre olan bir küre içine (şu demek oluyor ki 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 değişim olmayacaktı; şu demek oluyor ki Güneş Sistemi’mizdeki gezegenler bu 1cm³'lük kara deliğin Güneş'inkine eş çekim kuvvetinde, yörüngelerinde dönmeye devam edeceklerdi. Bir başka örnekle, Dünya’mız birkaç santimetre küplük bir hacim içine sıkıştırılmış olsaydı, o da bir kara delik haline gelecekti.

Astrofizikte kara delik bir çekimsel içe çökmenin son aşaması olarak ele alınır. Yıldızların evrim süreçlerinin sonları, haiz oldukları kütleye nazaran belirlenir. Evrim sürecinin son aşamasına yaklaşmış yıldızlarda, maddenin sıkışması sonunda, kütlelerine nazaran, 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. Nötron yıldızı halinde ise nükleonların yozlaşma basıncı sözkonusu değildir, denge halini elde eden "kuvvetli etkileşim"dir. Kara delik ak cücelere ilişkin içe çökmeyle oluşamaz; bu çökme esnasında yıldızı oluşturan çok ağır nükleonlar oluşur. Açığa çıkan enerji yıldızı dağıtmaya yeterlidir.

Fakat evrim sürecinde dönüşme eşiğindeki yıldız, belirli bir tehlikeli sonuç kütleyi aştığında (hacmi yeterince büyük olduğunda), eğer kütleçekim gücü tazyik tesirini aşabilmeye kafi gelecek derecede büyükse bir kara delik oluşabilir. Bu durumda malum hiçbir kuvvet, dengeyi sağlamaya yetmez ve sözkonusu cisim tümüyle içe çöker.

Pratikte bu, birçok şekilde oluşabilir:
Bir nötron yıldızına, belirli bir tehlikeli sonuç kütleye ulaşana kadar, bir başka yıldızdan çıkan maddenin katılımıyla oluşabilir.
Bir nötron yıldızının başka bir nötron yıldızıyla birleşmesiyle oluşabilir (çok ender, a priori bir fenomendir).
Büyük bir yıldızın kalbinin direkt kara delik halinde içe çökmesiyle oluşabilir.

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

2006 senesinde, 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.