Kara Delikler

ALPER ÇADIROĞLU

Kara deliğin kütlesi ne kadar fazlaysa bir o kadar da kütleçekimi vardır, bu yüzden onları her şeyi yutan olarak göremeyiz. Güneş ve Ay şu anki haliyle aniden bir kara delik (KD) olsaydı Güneş Sistemi’ndeki gezegenlerin ve Dünya’nın yörüngesinde bir değişiklik olmazdı. Fiziksel olarak bir nesneyi görebilmek için onun ışık saçması ya da kendisine gelen ışığı yansıtması gerekir ki bu iki durum ışığı dahi yutan KD’ler için geçersiz olduğundan onlar doğrudan gözlemlenemez. KD’lerin “Olay Ufku” denilen bölgesinde ışık ve madde kütleçekiminden kaçamaz, buraya giren bir gözlemci bir yüzeyle karşılaşmaz, geriye de kaçamaz. KD’ye ne kadar yaklaşılırsa kütleçekimin artmasından dolayı zaman da bir o kadar yavaşlar. Eğer bir nötron yıldızının çekirdek kütlesi Güneş kütlesinin yaklaşık 3 katını aşarsa (kritik kütleyi aşarsa) kendi kütleçekimine karşı koyamaz ve kendi merkezine doğru çökmeye başlar ve bu süreçte yüzeydeki kütleçekim etkisi de giderek artar, bir noktadan sonra artık ışık bile bu etkiden kaçamaz hale gelir. KD’ler bu şekilde yıldızların ölümü sonucunda oluşur. 1969’da Roger Penrose KD’lerin enerjisinin bir bölümünü dışarıya aktardığından bahsetmişti. 1974’te de Stephen Hawking “Karadelik (Hawking) Işıması” ile KD’lerin kütlesine bağlı olarak belirli sıcaklıklarda radyasyon/parçacık yaydığını ve bu sayede gittikçe kütle kaybederek çok uzun yıllar sonra ömürlerinin sona ereceğini buldu.^[1]

Cisimler uzay-zamanı (evreni) kütle yoğunluklarına göre bükerler ya da eğerler: Örneğin 1 birim hacimde 10 kg kütlesi olan bir cisim, evreni 1 birim bükerken; aynı hacimde 20 kg’lık cisim 2 birim büker. Bu bağlamda 1 cm³ hacimde bulunan kütle miktarını baz alırsak büyükten küçüğe nötron yıldızı > beyaz cüce > Güneş olarak sıralanır. Bu yüzden nötron yıldızı diğerlerine göre evreni daha fazla büker. Bir yemek kaşığı nötron yıldızının kütlesi yaklaşık 1 milyar tondur. Kara deliklerin hacmi sonsuz küçüğe azalacağından, kütle yoğunluğu da sonsuz büyüğe artacağından onlar evreni sonsuz bükerler. Yanı sıra Görelilik Kuramı kütleçekiminin doğrudan bir kuvvet olmadığını evrenin bükülmesiyle “dolaylı” oluştuğunu söyler: Cisimler ise bu bükülme ile oluşan “çukur”a düşer ve/veya etrafında döner.^[2]

“Kara Delik” 1738’de John Michell’le ilk kez fikir olarak ortaya atıldı, 1915’te Einstein ile pekiştirildi ve 1969’da ise John Wheeler tarafından geliştirilip bu ismi aldı. Onları göremeyip kütleçekim etkilerinden dolayı biliriz ki dalganın yanında parçacık da olan fotonlar (ışıklar) ondan kaçamaz.

Bir önyıldızdaki gazlar çekim etkisiyle gittikçe sıkışırak ısınır (çöker). Bunun sonucunda hidrojenler birbirine çarpıp helyuma dönüşür. Bu sayede ısı ve ışık yayılır. Ortamın sıkışıklığı, ısısı ve basıncı gittikçe artar ki bir noktadan sonra ısı ve basınç sayesinde kütleçekimi dengelenir, yani sıkışma/büzüşme durur (ısı artarsa basınç, basınç artarsa ısı artar), (bir çocuk balonunu şişirin ve ağzını kapatın, içteki havanın basıncı balon lastiğinin balonu küçültme direncine kafa tutacaktır ve balon bu şekilde duracaktır). İşte bu noktada da o önyıldızdan bir “yıldız” oluşmuş olur. Yıldız bu kararlı/dengeli durumda kalabilmek için de durmadan yakıtlarını harcar ki bu sayede ondan devamlı ısı ve ışık yayılır. Yıldızın başlangıç kütlesi ne kadar büyükse basınç-kütleçekim dengesi için yakıtını bir o kadar hızlı harcar. Bu yakıt bitince soğuma ve büzüşme/çökme başlar.

Güneş kütlesinden 1,5 kat (Chandasekhar Sınırı) az olan yıldızlar yakıtları bitince çekim etkisiyle giderek küçülür fakat Pauli Dışlama İlkesi (aynı parçacıkların birbirini itmesi) gereği bu, “beyaz cüce” adı verilen belirli bir noktaya kadar olur. Beyaz cüceler elektron itimiyle ayakta durur (yarıçap birkaç bin km, yoğunluk ise cm³ başına onlarca ton). Landau ise bir iki Güneş kütlesindekilerin proton ve nötron itimiyle de ayakta durabileceğini buldu ve bu “nötron yıldızı”nın çapı 30 km civarı, yoğunluğu ise cm³ başına on milyonlarca tondur. Görelilik Kuramı gereği bu dışlama itiminin bir sınırı vardır öyle ki kütlesi çok fazla olan yıldızlar için bu itim daima çekimden az olur. Yakıtını bitirmiş bu tür yıldızlar çekim etkisiyle durmadan küçülür/çöker ve sonunda sonsuz yoğunluğa ulaşır böylelikle bir kara delik (KD) olur. KD’ler sonsuz yoğunluğa gider (ya da sonsuz yoğunluktadır): Bu da uzay-zamanın sonsuz olarak eğilmesine (bükülmesine) sebep olur: Bu da KD’de zamanın olmamasına (işlememesine, zamanın durmasına) sebep olur (giderek artan bir kütlenin etrafındaki zaman giderek yavaşlar, Genel Görelilik Kuramı): Bu bağlamlarda KD’ler birer tekilliktir. Görelilik Kuramı’na göre evrendeki her bir noktanın zamanı farklıdır: yani mutlak zaman diye bir şey yoktur.^[3]

___________________
^[1] Mustafa Saltı, “Kara Delikler, Solucan Delikleri ve Teleparalel Kütle Çekim Kuramı”, Dicle Ü., Fizik Anabilim Dalı, Doktora Tezi, Haziran 2012, <http://inspirehep.net/record/1386336/files/0078404.pdf> Erişim: 14 Ekim 2018, s. 13-17.
^[2] Mahir E. Ocak [Çeviren], “Karadelikler”, TÜBİTAK: Bilim ve Teknik Dergisi, Sayı: 555, Şubat 2014, <http://www.bilimteknik.tubitak.gov.tr/sites/default/files/posterler/karadelik.pdf> Erişim: 14 Ekim 2018, Görsel: © Sol 90 Images, 555. sayının eki/posteri.
^[3] Stephen W. Hawking, “Zamanın Kısa Tarihi: Büyük Patlamadan Kara Deliklere”, Çevirenler: Sabit Say, Murat Uraz, Milliyet, 1989, s. 111-119.