Kara delik nedir ? Kara deliklerin oluşumu ve özellikleri

Kara delik nedir?

Kara delik terimi hayatımıza gireli çok olmadı ama bu terimin kökleri yaklaşık iki yüzyıl önce, ışık hakkında bulunan iki kuramın görsel betimlemesiyle ortaya atıldı. Bu kuramlardan biri ışığın parçacıklardan oluştuğunu, diğeri ise dalgalardan oluştuğu idi. Günümüzde bu iki kuramda doğrudur, ışık hem dalga hemde parçacık özelliği göstermekte.
Dalga kuramında kütle çekimin ışığı nasıl etkilediği belirsiz iken parçacıklardan oluşuyorsa, parçacıkların da top mermisi,roketler ve gezegenler nasıl etkileniyorsa öyle etkilenmesi beklenirdi. İlk başlarda ışığın sonsuz hızda hareket ettiği düşünüldü, kütle çekiminin parçacıkları yavaşlatamamasının sebebi bu olmalıydı; ama Roemer’in ışığın sonlu hızda olduğunu keşfedince bu düşüncede son buldu. John Michell 1783 yılında yayımlanan makalesinde, yeterli ölçüde yoğun ve kütleli bir yıldızın ışığın kaçamayacağı yeğinlikte bir kütle çekim alanının olacağını vurguladı: yıldızın yüzeyinden yayılan ışığın hepsi çok uzağa gidemeden yıldızın kütle çekimi tarafından geri çekilecekti. Michell bu durumda çok fazla yıldızın olabileceğini öngörüyordu. Işıkları bize ulaşamasa da devasa olan kütle çekimlerini hissedebilirdik. Bugün o cisimlere Kara delik diyoruz, çünkü gerçekten öyleler.

Uzayda kara boşluklar

Işığa Newton'ın kütle çekim kuramındaki gibi top gülleleri gibi yaklaşılması doğru değildi, çünkü ışık hızı sabitti. (Bir top güllesini dünyadan yukarı doğru ateşlersek kütle çekim etkisiyle ilk yavaşlayacak daha sonra duracak ve geri düşmeye başlayacaktır ama bir foton yukarı doğru ilerleyişini sürdürür.)Bundan dolayı kütle çekimin ışığı nasıl etkilediğine ilişkin tutarlı bir kuram için 1915'e kadar Einstein'ın genel göreliliği ortaya atmasını bekledik.

Kara delik nasıl oluşur?

Bir kara deliğin nasıl oluştuğunu anlamak için yıldızların yaşam döngüsünü anlamamız lazım.  Bir yıldız, kütle çekim kuvveti ile çok miktarda gaz(çoğunlukla oksijen)  kendi üzerine doğru çökmeye başladığında biçimlenir. Büzüştükçe gaz atomları daha çok çarpışmaya başlar ve hızları ile sıcaklıkları artmaya başlar. Sıcaklıkları öyle bir hale gelir ki çarpışan atomlar sekmez(hidrojen) ve helyumu oluşturacak şekilde kaynaşır. Bu olayı kontrollü bir hidrojen bombasına benzetebiliriz, ortaya çıkan ısı yıldızın parlamasını sağlar. Bu ısı sayesinde gazın basıncı kütle.ekim etkisi dengeler ve büzüşme durur. Yıldızlar bu denge halinde yakıtlarını tüketene kadar kalabilirler ancak sonunda yakıtları bitecektir. Paradoksal olarak bir yıldız ne kadar çok yakıtla başlarsa o kadar çabuk yakıtını tüketir, bunun nedeni yıldız ne kadar kütleli ise kütle çekimini dengelemekte o kadar zorlaşacaktır. Yıldızın yakıtı bitince soğumaya ve büzüşmeye başlar. Yıldızın neleri beklediği ise 1920'lerin sonunda anlaşılmıştır ancak.

1928 yılında Hintli bir yüksek lisans öğrencisi bir kuram ortaya attı: Chandrasekhar bir yıldızın tüm yakıtı bittikten sonra kendisini kendi kütle çekimine karşı ne kadar büyük olması gerektiği problemini çözer. Fikir şudur: Yıldız küçüldüğünde madde parçacıkları birbirlerinin yanına çok fazla yaklaşırlar ve dolayısıyla Pauli dışarlama ilkesi uyarınca hızları farklı olmak zorundadır. Bu onları birbirlerinden uzaklaşmaya götürür ve yıldızın genişleme eğilimi ortaya çıkar. Dışarlama ilkesinden doğan iticilik ve kütle çekiminden dolayı oluşan çekici kuvvet dengelenebilir ve yıldız sabit bir çapta kalabilirdi. Ancak dışarlama ilkesinin itici kuvvetinin de sınırı vardı. Chandrasekhar yaptığı hesaplamalarda güneşin kütlesinden yaklaşık bir buçuk kat daha büyük bir soğuk yıldızın kendisini kendi kütle çekiminden koruyamayacağı sonucuna vardı. Yani bir yıldızın kütlesi Chandrasekhar sınırından azsa, yıldız büzüşmeyi bırakabilir ve birkaç binlik kilometrelik yarıçapta beyaz cüce olarak sakinliğe kavuşabilirdi. Öte yandan Chandrasekhar sınırından fazla olan yıldızlar büyük bir sorunla karşı karşıyaydı…

Kara delikten kaçabilir miyiz? 

Yıldızın kütle çekim alanı, ışık ışınlarının uzay zamanda izlediği yolları yıldız var olmasaydı izleyeceği yollar farklılaşırdı. Uzay ve zamanda uçlarından yayılmış ışık parlamalarının izlediği yolları gösteren ışık konileri, yıldız yüzeyinin yakınından geçerken hafifçe içe eğilir. Yıldız büzüştükçe kütleçekim alanı kuvvetlenir ve ışık daha çok içeri bükülür. Bu durum yıldız ışığının kaçmasını zorlaştırır ve gözlemci ışığı daha soluk ve kırmızı görür. Sonunda yıldızın küçülmesi belli bir kritik yarı çapa ulaştığında kütle çekim öyle bir hal alır ki ışık kaçamaz hale gelir. Göreliliğe göre ışıktan hızlı hiçbir cisim olmadığı için hiçbir şey o alandan kaçamaz. Sonuç olarak kaçmanın mümkün olmadığı bir olay kümesine, bir uzay zaman bölgesine sahip oluyoruz. Sınırına da olay ufku diyoruz ve kara delikten kaçmayı başaramayan ışık konileri ile yolları örtüşmektedir.

Yazımız şimdilik buraya kadar devamı gelecek,iyi okumalar.