Karadelik Nedir - Fizik Dersi Karadelik Hakkında Ödev Ve Konu Anlatımı

KARADELİKLER

Bilim adamlarının, 12 Aralık 1970 tarihinde Kenya kıyılarından ilk X-ışın uydusu "Uhuru" yu uzaya fırlatmaları ile, astronominin uğraşı alanı daha da genişledi Uydu, kısa bir zaman içinde düzinelerce X-ışın kaynağı bulmasına rağmen bu sayıyı ilk iki yıl içinde 339 a çıkarttı Bulunan bu kaynakların çoğunun şiddeti düzenli iken, az miktarda bulunan diğer X-ışın kaynaklarının şiddeti oldukça düzensiz idi

Astronomlar yeni kaynakları anlamaya çalıştılar Onlar için sorun, X-ışınlarının kaynağının ne olduğu idi! X-ışın gözlemlerinden elde edilen koordinatların optik yolla gözlenmesi ile çift yıldızların böyle bir elektromanyetik ışınıma neden olabileceği anlaşıldı Bununla birlikte gözlemler çift yıldızlardan birinin oldukça sönük olduğunu gösteriyordu Teorisyenler, X-ışınlarının açıklanabilir bir modelini kısa bir zamanda formülize edip, ortak bir tahminde birleştiler Görünür yıldızın yüzeyindeki madde, görünmeyen bileşeninin etrafındaki bir yörüngeye çekiliyordu Çekilen bu madde helozonik bir yol ile görünmeyen bileşenin üzerine ışık hızına yakın bir hızla düşerek, X ışın üretimine neden oluyordu

Ama görünmeyen bu bileşenler neydi? Astronomlar o zamanlara kadar yeni birkaç "nötron" yıldızı bulmuşlardı Bu nötron yıldızları Güneş'in kütlesinin 14 ile 3 katı arasında bir kütleye sahipken, genişlikleri birkaç kilometreyi geçmiyordu Buradan anlaşılacağı gibi, böyle büyük bir kütlenin, böyle küçük bir hacime sığması ile yıldız yoğunluğu inanılmaz bir şekilde artıyordu Bu da çevresinde oluşturduğu inanılmaz çekim kuvvetini açıklayabiliyordu Bu yolla yapılan açıklamalarla X-ışın çiftlerinin doğasının çözüldüğü zannedildi

Daha sonra, kaynakların farklı olduğu görüldü ve herşey değişti Astronomlar, keşfedilen bir X-ışın kaynağının, 9 kadirden HDE 226868 adlı mavi bir yıldızla ilişkisini keşfettiler Paul Murdin ve Louise Webster gözlemlerden yıldızın kütlesini, Güneş kütlesinin (Mo) 23 katına eşit olduğunu buldular Bu yıldız, bir çift yıldız sisteminin parçasıdır Sistem, Güneş'ten 8,200 ışık yılı uzaklıkta bulunmakta ve sistemin üyeleri birbirleri etrafında 56 günlük bir peryot ile dönmektedirler

Astronomlar sistemin görünmeyen bileşeninin kütlesini, HDE 226868'nin gözlemlerden elde edilmiş kütle değeri ile dönme peryodundan itibaren hesapladılar Bu görünmeyen bileşenin kütlesi, Güneş kütlesinin 10 katına eşitti Bulunan bu değer bir nötron yıldızının kütlesinden oldukça büyüktü O zaman bu bir "kara delik" olmalıydı!

Elde edilen bu değer astronomları heyecanlandırdı Kara delik veya en azından yoğun görünmeyen yıldızlar, 1784'de İngiliz astronom John Michell tarafından önerilmişti Ama böyle yıldızların var olabileceği ise 1939'da Robert Oppenheimer ve onun öğrencisi Hartland Snyder tarafından gösterilmişti

Oppenheimer, araştırma sonuçlarının bilim dünyasında yayınlamasıyla, çevresinden büyük tepkiler gördü Kara deliklerin sahip oldukları bu özellikler o güne kadar bulunan fizik teorilerine oldukça ters idi Peki neydi bu farklı özellikleri? Büyük kütleli yıldızlar korlarındaki yakıtlarını bitirmeleriyle, koru dengede tutan nükleer kuvvet ve dolayısıyla iç basınç kaybolur Böylece yıldızın korunda bulunan ağır elementlerin çekim kuvveti üstün gelerek yıldızın kendi içine çökmesine yol açar Çekimsel çökme kaçınılmaz sona doğru ilerledikçe yıldızda üretilmiş olan ışık ışınları yıldızın yüzeyine doğru çekilir Sonunda çökme öyle kritik bir aşamaya ulaşır ki, artık yıldızdan hiçbir ışık ışını kurtulamaz Çöken yıldızın ışığının bile kaçamayacağı boyutlara değin büzüldüğünde yıldız, kendi "olay ufkunun" altında kalır Olay ufku, ardında ne olup bittiğini bilmediğimiz bir duvar gibidir Bu ufkunun içinde kalmış madde ve enerji sanki, evrenden izole olmuştur ve buradan hiçbir şey kaçamaz

Astronomlar uzun araştırmalardan sonra ilk kara delik adayı olan Cyg X-1 i Uhuru uydusunun gözlemleri sayesinde keşfettiler Onlara göre X-ışınları, çift sistemin dev yıldızının yüzeyinden gelen maddenin kara delik adayı Cyg X-1 in yüzeyine düşmesi ile oluşuyordu 1970'lerin başlarında, X-ışın kaynaklarının çoğunun hala tam olarak ne olduğu belirlenememişti 1978'de Nasa'nın, Einstein X-ışın uydusunu uzaya yerleştirmesi ile astronomlar o güne kadar keşfedilmemiş 1000 yeni X-ışın kaynağı buldular Bulunan bu kaynakların bazıları şüphesiz kara delik olabilirdi ama astronomların bu kaynaklar hakkındaki çalışmaları onların birer nötron yıldızı olduğunu gösteriyordu Nötron yıldızlarının sayıları bu gözlemlerle günden güne artarken, kara delik adaylarının sayısı Cyg X-1 ile sınırlı kalıyordu

Neden şimdiye kadar kara deliklerden daha çok nötron yıldızı bulundu? Karadeliğin oluşması için, nötron yıldızlarının kütlesinden daha fazla bir kütleye ihtiyaç vardır ki bu miktarda en az 3Mo olmalıdır Ama bir yıldızın evrimi boyunca ve çökme esnasında kaybettiği kütle, yıldızın son kütlesinin önemini arttırmaktadır Böyle bir karadeliğin oluşması için yıldızın başlangıç kütlesinin en az 10Mo veya bu limitten daha fazla bir kütle içermesi gerekmektedir Bununla birlikte yapılan hesaplar, astronomlar tarafından bulunan her bir kara delik için 3 tane nötron yıldızının bulunması gerektiğini göstermektedir ki bu durumda bazı şeyler yanlış olabilir!

Cyg X-1'nin bulunmasından beri astronomlar iki yeni kara delik adayı buldular Bu adayların belirlenmesi süreci içinde 500 den fazla nötron yıldızı bulundu Cyg X-1 hala en iyi kara delik adayıdır Fakat keşfinden 20 yıl geçmesine rağmen bazı astronomlar Cyg X-1'in, bir kara delik adayı oluğundan şüphelenmektedirler

Büyük problemin en iyi adayını yıldızın kütlesi belirlemektedir Astronomlar iyi bir adayın en azından 3Mo kütlesine sahip olması gerektiğini bilmektedirler Ama astronomlar, bir çift sistemin içinde bulunan bir kara delik adayının kütlesini nasıl bulabilirlerdi? Bunun için astronomların görünür yıldızın kütlesini ve çift sistemin yörüngesinin eğimini bilmeleri lazımdır Hemen hemen bütün adaylar için bu parametreler bilinmemektedir Örneğin, kütlenin bulunmasında en önemli parametre olan yörüngenin eğimi, çoğu kara deliklik adayında bulunamamıştır Çünkü kara delik adaylarının içinde bulunduğu sistem, bir örten çift yıldız sistemi değildir Peki en iyi kara delik adayı olan Cyg X-1 in yörünge eğimi nedir? Bunun için yapılan teorik hesaplar sistemin eğimini 30o olarak göstermektedir Buradan itibaren görünmeyen bileşenin kütlesi 7Mo olarak hesaplanmıştır

HDE 226868 nin kütlesi tam olarak bilinemediğinden Cyg X-1 e olan çekimsel etkisi de tam olarak anlaşılamamaktadır Gözlemler, HDE 226868 nin büyük, mavi bir dev olduğunu gösterir Astronomlar bu özellikleri taşıyan yıldızların spektrel tiplerinden itibaren kütle değerlerini bilmektedirler ama buradaki, belirsizlik kara delik adayının bu yıldızdan çaldığı madde miktarıdır Çalınan madde miktarı hakkında yapılan bir araştırmada Charles TBolton ve Douglas RGies HDE 226868'nin çok az bir kütle kaybettiğini buldular Bu çalışmadan başka Bohdan Paczynski ve John Bahcall, Cyg X-1'in kütlesini HDE 226868'in kütlesinden bağımsız hesaplayarak Cyg X-1 in yaklaşık 10Mo e sahip olduğunu buldular Astronomlar çok kuvvetli delillere sahip olsalar bile henüz Cyg X-1'in kesinlikle bir kara delik olup olmadığını bilememektedirler

Cyg X-1'in diğer kara delik adayları ile karşılaştırılması, astronomlara yardım edebilir Diğer en iyi aday, Büyük Magellan Bulutsusu'nda yer alan LMC X-3 diye bilinen X-ışın kaynağıdır Anne Cowley, David Crampton ve Jonh Hutchings LMC X-3 ün en kuvvetli kara delik adayı olduğunu gösterdiler Cowley ve çalışma arkadaşları, 1970'li yılların ortasında Magellan Bulutsusunda X-ışın kaynakları aramaya başladılar Bu astronomların birkaç kara delik adayının spektrumlarını elde etmiş olmalarına rağmen onların kara delik olabileceğine dair sağlam deliller gösteremediler Sonra, Einstein uydusu daha uzakta bulunan kaynakların pozisyonunu belirledi Bu uydudan gelen yeni verilerin indirgenmesi ile Cowley, kaynaklardan birinin spektrumunda iki ayrı yerde farklılıklar gördü

Cowley, bazı şeylerin yanlış olduğundan emindi Bundan dolayı bu farklılığı bulmaya karar verdi Birçok gözlemin tekrar incelenmesi ile cismin spektrumda gerçekten farklılıklar görüldü Spektrel çizgiler kaymıştı Bir çift sistem vardı ve bileşenlerden biri görünmüyordu Görünen bileşen 17 kadirden bir anakol yıldızı olup yörüngesi üzerinde 235 km/sn lik inanılmaz bir hızı vardı Böyle bir hızla görülen bileşen yörüngesi üzerindeki bir turunu 17 günde tamamlıyordu Acaba görünmeyen bileşen bir kara delik miydi?

Cowley ve Crompton heyecanlandılar Çalışmalarını baştan aşağı kontrol edip görünmeyen bileşenin kütlesini 9Mo olarak buldular O halde bu bir kara delik adayı idi Diğer kara delik adaylarında olduğu gibi, bu çalışmada da bazı tereddütler vardı Bunlarında hesaba katılması ile elde edilen sonuç, görünen bileşenin 3Mo sine sahip olduğunu gösteriyordu ki, bu da bir kara delik olmak için yeterli bir miktardı Onlara göre en iyi kara delik adayı 3Mo ile 11Mo kütlesine sahip yıldızlardır

Üçüncü kara delik adayı ise A0620-00 diye bilinen ve 1980 li yılların ortasında Jeffrey McClintock ve Roland Remilland tarafından keşfedilmiş olandır Çalışmayı yaptıkları sistemde bulunan görünmeyen bileşen, görünen bileşenden daha fazla bir kütle içeriyordu Bu yüzden McClintock görünmeyen bileşenin etrafındaki yörüngede dönmekte olan küçük kütleli yıldızla çalışmak istedi Çünkü bu durumda görünmeyen bileşenin kütlesini daha kesin bulabileceğini tahmin ediyordu

A0620-00 bir tekrarlayan nova olup 1917 ve 1975 te patlamıştı 1975 yılındaki patlamasında iki ay süreyle gökyüzündeki en parlak X-ışın kaynağı olmuştu Ama patlamadan 15 ay sonra tekrar eski parlaklığına dönerek sönük ve sıradan bir yıldız haline geldi Patlamadan iki yıl sonra ise yıldızın spektrumunda kendini gösteren X-ışın emisyonu kayboldu Bu durumu fark eden McClintock ve Remilland yıldızı araştırmaya karar verdiler Araştırmalarına başlamalarıla görünen bileşenin bir turuncu yıldız olduğunu ve Güneş kütlesinin yaklaşık yarısına sahip olduğunu buldular Çift sistemin dinamikel yapısı hakkındaki araştırmalarında ise görünen bileşenin, görünmeyen bileşen etrafında yaklaşık 800,000 km/saat lik bir hızla dolaştığını ve sistemin yörüngesel peryodunu ise 78 saatte tamamladığını fark ettiler Çoğu X-ışın çiftlerinde olduğu gibi, bu sistemde örten bir çift yıldız değildi Bu yüzden tutulum kenardan görülemiyordu Ama teorik çalışmalar yörüngenin eğiminin yaklaşık 45o olduğunu gösteriyordu Bu eğimin bulunması ile görünmeyen bileşenin kütlesinin 9Mo olduğu hesaplandı

McClintock memmundu Bu konuda çalışan diğer astronomlar da A0620-00 in iyi bir kara delik adayı olduğu kanısındadırlar McClintock çalışmasının sonunda A0620-00 gibi sistemler keşfederek, yörüngesi üzerinde daha hızlı hareket eden ve kısa peryodlara sahip yıldızlar bulmak istediğini söyledi

Astronomların çoğunun bulunan üç kara delik adayı hakkında hem fikir olmalarına rağmen, bu konudaki araştırmalar hala sürmektedir Cowley ve çalışma arkadaşları, Büyük Magellan Bulutsusunda yer alan ve bir X-ışın kaynağı olan CAL 87 hakkında çok geniş bir çalışma yaptılar Gözlemler bu kaynağın 19 kadirden görünen parlaklığa sahip olduğunu ve şimdiye kadar bulunan en belirsiz aday olduğunu göstermektedir Bu sistem diğer kara delik adaylarının bulunduğu sistemlerden farklı olup bir örten çift sistemdir Yörünge peryodu ise 106 saattir Dinamikel çalışmalardan elde edilen verilerden, görünmeyen bileşenin 4Mo e sahip olduğu ve bu sonucun da bir kara delik için yeterli bir kütle değeri olduğu görülür Sistemin bir örten çift ve görünmeyen bileşenin bir kara delik adayı olması, astronomları sistemin yörünge eğimi hakkındaki derin araştırmalara sürüklemiştir

Büyük Magellan Bulutsusunda yer alan diğer en parlak X-ışın kaynağı LMC X-1 dir En büyük zorluk, sistemde yer alan görünen bileşenin teşhisidir Yapılan yaklaşık hesaplar, görünmeyen bileşenin 4Mo ile 10Mo e arasında olduğunu gösterir Ama bu konudaki belirsizlik çok büyüktür

Neden iyi adayları belirleyemiyoruz? Bir düşünceye göre; kara deliklerin birkaç kilometrelik çaplara sahip olması ve dışarıya hiç ışık vermemeleridir Bu yüzden astronomlar hiçbir yolla kara delikleri doğrudan doğruya gözleyemezler Hatta çok büyük teleskoplar kullansalar bile! Fakat astronomlar kara delik adaylarının çevrelerine verdikleri etkilerden yola çıkarak onları keşfedebilirler Peki nedir bu yöntemler? Kara deliklerin üç belirgin özellikleri vardır Bunlar Kütle, Elektrik yükleri ve Açısal Momentum (dönme) tur İşte bu özelliklerle çevrelerinde bulunan gökcisimlerine bir etkide bulunmaları, onların keşfedilmesine yardımcı olur

Bu aşamada aklımıza şu soru gelebilir Neden kara deliklerin keşfedilmesi nötron yıldızlarının keşfedilmesinden daha zordur? ve neden bunların çoğu çift sistemlerde bulunur? Nötron yıldızları kuvvetli manyetik alanlara sahiptir Manyetik alan, yıldızın manyetik kutuplarına doğru düşen gazı kontrol eder Gazın kutuplara düşmesiyle her iki kutupta X-ışını oluşur İşte oluşan bu X-ışınlarını, astronomlar tarafından düzenli sinyaller halinde gözlenir Bu duruma kara deliklerde rastlanmaz Çünkü karadeliğe düşen madde, karadeliğin olay ufkunun altına gireceğinden evrenden soyutlanır ve bir ışınım meydana getirmez Bundan başka tek başlarına bulunan nötron yıldızlarıyla pulsarlar, uzaya düzenli sinyaller yollarlar Buna en iyi örnek ise Yengeç Bulutsusu'nda bulunan nötron yıldızıdır Bu nötron yıldızı hem görünür bölgede hemde radyo bölgesinde ışınım yayar Buna rağmen tek başlarına bulunan kara delikler hiçbir ışınım yapmayarak çevrelerine sinyaller veya görüntüler vermezler Bundan dolayı da astronomlar tarafından gözlenemezler

X-ışın kaynaklarının kısa yaşam süreci de bir faktördür Bir X-ışın çiftinin evrim safhası belki 10,000 yıl olup astronomi diliyle oldukça kısadır Ama bu nedenler arasında en önemli şey büyük kütleli bir yıldızın, evrimi sonucu, karadeliğe dönüşmesidir

Astronomlar kara deliklerin büyük kütleli yıldızların çökmesiyle oluştuğuna inanmaktadırlar Çoğu karadelik aşağı yukarı aynı boyutlarda olup birkaç kilometrelik çapları olduğu varsayılmaktadır Bunun yanı sıra da, çok daha büyük kara deliklerin galaksilerin merkezlerinde yer aldığı düşünülmektedir Galaksilerin merkezlerinde bir karadeliğin var olabileceği fikri ilk defa ciddi bir şekilde, "kuazarların" keşfinden sonra başladı Bilindiği gibi kuazarlar sıradan bir galaksiden 100 kez hatta 1,000 kez daha fazla bir ışınım yaymaktadırlar Bundan dolayı çoğu astronom, böyle olağanüstü bir enerjinin ancak kara delikler sayesinde olabileceğini ummaktadır

İngiliz astrofizikçisi Doland Lynden 1969 yılında yaptığı bir modelde, bu enerjinin nasıl oluştuğunu gösterdi Bunun için Donald Lynden, Cyg X-1 in etrafında yer alan yığılma diskinin daha büyüğünü düşünerek, yeni bir model geliştirdi Modeline göre süper kara delik, galakside bulunan yıldızlar ile gazı, o müthiş çekim kuvveti ile çekebilir ve etrafındaki bir yörüngeye yerleştirebilirdi Galaksimizin merkezinde yer aldığı düşünülen kara delik ise bu modele göre 1,000,000,000 Mo olmalıdır Böyle bir kütle, Güneş sisteminin merkezinde yer alsaydı, boyutları Uranüs gezegenin yörüngesine kadar uzanırdı Çevresinde yer aldığı yığılma diskin ise Güneş ile Plüton gezegeni arasındaki uzaklığın 100 katı mesafede bulunurdu Bu disk içinde bulunan madde ise, karadeliğin çekimsel etkisinden dolayı helozonik yollar izleyerek, hızlı bir şekilde kara delikle ilişkiye girerdi Sonuç olarak, bu etkileşim ile, gözlediğimiz X-ışınları oluşurdu

Büyük kütleli kara deliklerin araştırılmasında astronomlar iki delilin varlığını ararlar Galaksi merkezinde büyük kütleli bir kara delik varsa, bu kara delik çevresindeki yıldızları çekerek, merkez çevresindeki bir bölgede yoğun bir parlaklığa yol açardı ki bu da araştırmadaki ilk delili teşkil ederdi Bundan dolayı astronomlar, galaksilerin merkezlerine yakın yerlerde ani parlaklık artışlarını araştırırlar İkinci delil ise, gözlemlerden elde edilen spektrumlardan, karadeliğe yakın yıldızların hızlarının araştırılmasıdır Bir yıldız karadeliğe yakınsa, yörüngesel hızı da fazla olmak zorundadır Gerçekten, kara deliklere çok yakın olan yıldızların, yörüngeleri üzerinde yaklaşık ışık hızına yakın hızlarla dolaşmaları gerekmektedir

Holland Ford ve diğer astronomların Hubble Uzay Teleskobunu kullanmalarıyla, Virgo kümesinde yer alan ve bir dev galaksi olan M87 nin merkezinde süperkütleli bir karadeliğin kesin delillerini ele geçirdiler Galaksinin nükleer diskinin dönmesinden elde edilen spektrumlardan diskin, 500 km/sn bir dönme hızına sahip olduğu bulundu Bu hızdan itibaren, galaksinin çekirdeğinde 3 milyar Mo kütleli bir kara delik bulunması gerektiği anlaşıldı Durumun açıklanmasında en iyi alternatif, M87 nin merkezinde yer aldığı düşünülen bir süper kara delik oldu Bu kuvvetli delillerin elde edilmesi ile kara delik adaylarının sayısı 4 e yükseldi Fakat bulunan bu kara delik adayı, diğer bulunan kara delik adaylarına benzemiyordu Çünkü bu aday, bir ekstra galaktik süper kara delikti

Astronomların ekstra galaktik gökcisimlerinde yaptıkları kara delik araştırmasında en büyük problemi, kuazarların ve aktif galaksilerin bizden çok uzakta yer almaları oluşturur Bundan dolayı detaylı bir şekilde incelenemezler Fakat Havai Üniversitesinde çalışmakta olan Alan Diesler ve John Kormendy CCD kamera kullanarak yakın galaksilerin korlarını incelemeye karar verdiler

Öncelikle gözlemlerine M31, M104, M32, M33, NGC 3115 ve diğer yakın galaksileri listelerine alarak çalışmalarına başladılar Gözlemlerinde galaksilerin merkezlerine yakın yıldızlar belirleyerek, onların galaksi etrafındaki yörüngesel hızlarını ve parlaklık profillerini hesapladılar Elde edilen sonuçlar, M31 ve NGC 3115 in mükemmel adaylar olduğunu gösterdi Andromeda galaksisinin merkezine yakın bir bölgede hızla hareket etmekte olan bir kümenin hız ölçümü ise, M31 galaksisinin merkezinde, 10 milyon ile 1 milyar Mo kütlesine sahip, karanlık bir kütlenin varlığını gösterdi Acaba bu bir kara delik miydi? Kormendy emin bir şekilde bir karadeliğin delillerine sahip olmadığını ama elde ettiği sonuçların galaksilerin merkezlerinde çok büyük ve karanlık bir cismin yer aldığını göstermek olduğunu söylemektedir Bir grup astronom ise, kümenin içinde çok sayıda küçük kara delik veya nötron yıldızı bulunabileceği fikrini savunmaktadır