Kara Deliklerin Oluşumu (formation of black holes)

 

Kara Delik, Oluşumları

Stellar evrim, Gravitasyonal çöküş, Nötron yıldızı, Tolman–Oppenheimer–Volkoff limiti, Beyaz cüce, Süpernova (Mikronova, Hipernova), Gama ışını patlaması, İkili kara delik, Kuark yıldız, X-ray ikili yıldız

Kara deliklerin var olma olasılığı yalnızca genel görelilik kuramına ait bir sonuç değildir; kütle çekimi konu alan hemen hemen tüm diğer gerçekçi fizik kuramları da onların varlığını olası görmektedir. Diğer kütle çekim kuramları gibi genel görelilik kuramı da kara deliklerin varlığını öngörmekle kalmayıp, onların uzayın bir bölgesinde sıkışmış maddelerden oluştuğunu 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 hacme 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. Veya, Dünya’mız birkaç santimetre küplük bir hacim içine sıkıştırılmış olsaydı, o da bir kara delik haline gelecekti.

Astrofizikte kara delik bir çekimsel içe çökmenin son aşaması olarak ele alınır. Yıldızların evrim süreçlerinin sonları, sahip oldukları kütleye göre belirlenir. Evrim sürecinin son aşamasına yaklaşmış yıldızlarda, maddenin sıkışması sonunda, kütlelerine göre, iki hal söz konusu olur; bunlar ya ak cüce haline veya sonradan kara deliğe dönüşebilecek nötron yıldızı haline dönüşürler.

Ak cüce halinde, ak cüceyi kütle çekime karşı dengede tutan elektronların yozlaşma (bozulmuş) basıncıdır. Nötron yıldızı halinde ise nükleonların yozlaşma basıncı söz konusu değildir, denge halini sağlayan güçlü etkileşimdir.

Yıldızların Ölümü
Yıldız Kütlesi	Yarıçap, km	Yoğunluk, gr/cm3	Son Ürün
Myıldız< 0,8 Mgüneş		10-103	Kahverengi cüce veya Kara cüce
0,8 Mgüneş< Myıldız < 1,44 Mgüneş	7000	106	Beyaz cüce
~1,35 Mgüneş< Myıldız <~2,1 Mgüneş	10-20	8x1013-2x1015	Nötron yıldızı
Myıldız > ~3 Mgüneş	4	>1016	Kara delik

Kara delik ak cücelere ilişkin içe çökmeyle oluşamaz; bu çökme sırasında yıldızı oluşturan çok ağır nükleonlar meydana gelir. Açığa çıkan enerji yıldızı dağıtmaya yeterlidir. Fakat evrim sürecinde dönüşme eşiğindeki yıldız, belirli bir kritik kütleyi aştığında (kütlesi yeterince büyük olduğunda), eğer kütle çekim gücü basınç etkisini aşabilmeye yetecek derecede büyükse bir kara delik oluşabilir.

Bu durumda bilinen hiçbir kuvvet, dengeyi sağlamaya yetmez ve söz konusu 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 bir fenomendir).
• Büyük bir yıldızın kalbinin doğrudan kara delik halinde içe çökmesiyle oluşabilir.

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

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

Olay Ufku

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. Bazı kara deliklerde iki olay ufku vardır.

Dönen kara deliğin çevresindeki iki yüzey. İç sifer statik sınırdır (olay ufku). Ergosiferin iç sınırıdır. Kutuplarda olay ufkuna dokunan oval biçimli yüzey ise ergosiferin diğer sınırıdır. Ergosiferin içindeki bir parçacık uzay-zaman sürüklenmesinde olup dönmeye zorlanır (Penrose süreci)

Bazan olay ufku terimi yerine kara deliğe pek uygun olmamakla birlikte kara deliğin yüzeyi terimi de kullanılır. (Terimin uygun olmamasının nedeni, bir gezegen veya yıldızdaki gibi katı ve gazlardan oluşan bir yüzeyinin olmamasıdır.) Fakat burada birtakım özel nitelikler gösteren bir bölge söz konusu değildir; bir gözlemci kara deliğe ufku aşacak kadar yaklaşmış olabilseydi, kendisine yüzey izlenimi sağlayacak hiçbir özellik veya değişim hissedemeyecekti. Buna karşılık geri dönme girişiminde bulunduğunda, artık bu bölgeden kaçamayacağının farkına varmış bulunacaktı. Bu, dönüşü olmayan nokta gibidir; 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 kayması sonucuyla bu ışık işaretlerinin frekansı daha yüksek olacaktır), hem de ardışık işaretlerin aralarındaki zaman aralığı daha kısalmış (birer saniyeden daha az) olarak alacaktır.

Kara deliğe 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 gözlemcinin bir nesnenin kara deliğe doğru düşüşünü gözlemesi halinde, gözlemciye göre çekimsel kızıla kayma ve zamanın genleşmesi etkileri birleşecektir: Nesneden çıkan işaretler gitgide kızıl, gitgide sönük (uzak gözlemciye varmadan önce gitgide artan enerji kaybıyla çıkarılan ışık) ve gitgide aralıklı olacaktır. Yani pratikte, gözlemciye varan ışık fotonlarının sayısı, sürekli olarak hızla azalacak 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.

Kara deliğin tekilliğine yaklaşan bir gözlemciyi etkilemeye başlayan etkilere gelgit etkileri denir. Bu etkiler kütle çekim alanının homojen olmayan bir yapıya sahip olması nedeniyle nesnenin biçimsizleşmesine (doğal biçimini kaybetmesine) yol açar. Gelgit etkileri bölgesi dev kara deliklerde tümüyle olay ufkunda yer alır; fakat özellikle yıldızsal kara deliklerde etkileri olay ufkunun sınırını aşar. 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 kara deliğin merkezinde kütle çekim alanının ve uzay bükülmelerinin (eğim) sonsuz hale geldikleri bir bölge yer alır. Bu bölge çekimsel tekillik olarak adlandırılır. Bölge, genel görelilik kuramı uzay-zaman eğiminin sonsuz olduğu bölgeleri tanımlayamadığı için, genel görelilik kuramı çerçevesinde pek iyi tanımlanamamıştır. Zaten genel görelilik kuramı, kuantum kaynaklı kütle çekim etkilerini genel olarak göz önünde bulunduran bir kuram değildir. Uzay-zaman eğimi, sonsuza doğru eğrildiğinde, zorunlu olarak kuantum doğalı etkilere tâbi olmaktadır. Sonuç olarak, kütle çekimsel tekillikleri doğru bir biçimde tanımlayabilecek durumdaki tek kuram, ancak tüm kuantum etkilerini göz önünde bulunduran bir kütle çekim kuramı olabilir.

Dolayısıyla henüz kütle çekimsel tekilliğin tanımı yapılamamış durumdadır. Bununla birlikte şu biliniyor ki, nasıl kara deliğe girip içine yerleşmiş madde dışarı çıkamıyorsa, kütle çekimsel tekillik de kara deliğin içine yerleştikçe kara deliğin dışını etkileyememektedir. Kütle çekimsel tekillikler onları tanımlamakta aciz kalışımızdan dolayı gizemlerini korumayı sürdürseler de ve genel görelilik kuramı tüm kütle çekimsel fenomenleri tanımlamada yeterli olmasa da, bütün bunlar, kara deliğin bizim tarafımızda bulunan olay ufkundan hareketle onları tanımlamamıza bir engel oluşturmamaktadır.

Tekillik, olay ufku ve ergosifer (güç küresi). Dönen kara deliklerde ve elektrik yüklü kara deliklerde iki ufuk olduğu varsayılır.

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 ve Roger Penrose’un geliştirdiği bir dizi matematik teorem durumun hiç de öyle olmadığını göstermiştir.

Kara deliklerin meydana gelmesi son derece farklı koşullarda oluşabilmekte olup, bir çeşitlilik gösteriyordu. Bu iki bilim adamının söz konusu 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.

Çıplak Tekillikler ve Kozmik Sansür

Bir kara deliğin merkezinde çekimsel tekillik yer alır. Tüm kara delik türlerinde de bu tekillik dış ortamdan olay ufkuyla saklıdır. Bugünkü fizik, çekimsel tekilliği tanımlamayı bilememektedir. Fakat bu pek fazla önem de taşımamaktadır; çünkü bu tekillik, olay ufkuyla 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 momentin belirli bir değeri aşması halinde Kerr veya Reissner-Nordström çözümlerinde söz konusu olduğu gibi. Böyle bir durumda artık kara delikten söz edilemez (artık ufuk da, delik de yoktur), ancak çıplak tekillikten 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 söz konusu kritik değerlere ulaşamayacakları düşünülüyordu. 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 sürecin kozmosda 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.

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 olduğundan[90], evrende 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.

26 Haziran 2019

GERİ (astrofizik)
GERİ (kara delik)
GERİ (evren, evrendeki dünya)
GERİ (kara delikler)