Karadeliklerin Bulunma Yöntemleri

Giriş

Bir kara deliğin merkezinde kütleçekim alanının ve uzay bükülmelerinin yani eğimin sonsuz hale geldikleri bir bölge yer alır. Çekimsel tekillik denilen bu noktaya konsantre olmuş bir kütle vardır. Bu kütle aslında kara deliği oluşturan kütledir.
Kara delik kavramı ilk olarak 18. Yüzyıl sonunda, Newton'un evrensel çekim kanunu kapsamında doğmuştur denebilir. Ancak kara delikler Einstein'ın genel görelilik kuramından sonra dikkat toplamış daha derin araştırılmıştır. Newton, evrensel çekim ile ilgili tüm çıkarsamaları doğruydu ancak eksiklikler vardı.

Kara deliklerin anlaşılması için gerekli bir kavram olan kaçış hızını kısa ve pratik bir örnek ile açıklamamız gerekirse:
Bir tenis topunu 5 km/s hız ile dikey olarak fırlatırsak,

h = Vo t - ½ at2
a = g ise
h = Vo t - 1/2 gt2

Burada h yükseklik, g yerçekimi ivmesi, t çıkış veya iniş süresi, Vo ilk hız değeri, V ise h yükseklikteki hız değeridir.
Tepe noktasında hız sıfırdır ve serbest düşme durumu geçerlidir. Bu durumda t değerini bulursak;

Vo = (5 km/s) x (1000m/1 km) x ( 1 s/3600sec) = 1,4 m/sec
g = 9,8 m/sec2
V = Vo + gt
0 = (1,4 m/sec) + (9,8m/sec2) x t
t = 0.14 sec

Bu t süresi iniş için geçerlidir. İniş süresi çıkış süresine eşittir. Öyleyse h değerini bulursak;

h = Vo t - ½ gt2
h=(1,4 m/sec)(0.14 sec)'½ (9,8 m/sec2)(0.14 sec)2
h = (0.196 m) ' (0.19 m)
h = 0.006 m

Yani eğer 5 km/s hız ile yukarı bir tenis topu fırlatırsak sadece 0.06 m yani 6 cm kadar yükseğe çıkıp tekrar elimize düşer. Bunun nedeni Dünya'nın çekim kuvvetidir. Eğer bu tenis topunu 40000 km/s hız ile düşey fırlatırsak top bir daha geri dönemez. Bu hız ile fırlatılması Dünya'nın çekim alanından çıkabileceği bir enerjiye sahip olmasını sağlar tenis topunun. Bu enerji aynı zamanda astronotlarında uzaya çıkış enerjisidir. Bu hız ile fırlatılan tenis topu Dünya'dan uzaklaşır ve bir daha geri dönemez. Bu hıza 'kaçış hızı' denir[1].

M V2 = G M m/R (1)
Vkaçış = (2 GM/R)1/2 (2)

Burada M gezegen kütlesi, V kaçış hızı, G gezegenin yerçekimi sabiti, m cismin kütlesi ve R ise gezegenin yarıçapıdır.
Newton çekim yasalarını bulduğunda bu noktayı atlamıştı ve kaçış hızı kalıbı ilk kez 1915 yılında genel görelilik başlığı altında Albert Einstein tarafından bilim dünyasına sunuldu. Kara delikleri anlamak için 2 kavram bilinmelidir.

• Kütle çekimi
  
• Işık hızının geçilemeyeceği
  

Işık Hızı ve Kütle Çekimi

1905 yılında Albert Einstein'ın özel görelilik ile 1915 yılında yayımladığı genel görelilik kuramlarının temelleri şu şekilde atılmıştı.
Maxwell tarafından ışığın aynı zamanda bir dalga olduğunu bir gözlem sonucu ortaya çıkarmıştı. Bir akımdan bir manyetik alan oluştuğunda bu manyetik alanda küçük bir akım meydana getiriyordu. Bu akımda bir manyetik alan oluşturuyordu tekrar. Bu döngü tek bir hızda sonsuza ulaşıyordu bir zincir gibi. Bu noktada ışık meydana geliyordu ve bu hız ise ışık hızı olarak bilip c ile sembolize ettiğimiz 299.793 km/saniye gibi muazzam bir hızdır. Albert Einstein ise benzeri düşünce deneyleri ile bir cismin hızı ile ışık hızını mukayese ederek arada bir bağıntı kurma çabası içerisindeyken büyük bir buluşun adımlarını atarak ışık hızının tek değişmeyen kavram olduğunu farketmiştir. Bir cisim ne kadar hızlı giderse gitsin ışık hızı her zaman 299.793 km/saniye görünüyor[2]. Yani bağıl hız kavramı ışık hızı için geçerli olamıyor. Bir cismin yanından geçen bir ışık demeti her zaman için 299.793 km/saniye hız ile cismi geçmektedir. Değişen ise zamanın akış hızıdır. Kara delik başlığı kapsamında daha ayrıntıya girmeden devam edersek, ışık hızının bu deneyler sonucu asla geçilemez bir hız olduğu görülmüştür. Einstein bu hıza bir cismin ancak yaklaşabileceğini ancak asla geçemeyeceğini söylemiş ve bunu özel görelilik kuramı ile bilim dünyasına sunmuştur. Bu sonuçlar ortaya kaçış hızı denilen kavramı çıkarmıştır. Bu kavramı yukarıda incelemiştik. Kara delikleri anlamak için gerekli ikinci kavramıda incelersek eğer yine Einstein'ın bir başka teorisi olan 1915 yılında yayımladığı genel göreliliğe deyinmemiz doğru olur.

Büyük kütlelerin birbirine bir çekim kuvvetini uyguladığını Newton 18. yy'da belirtmişti ancak Einstein bunun nedenlerini incelerken ortaya çıkardığı 'uzay-zamanın eğilmesi' düşüncesi kara deliklerin anlaşılmasında bir yapıtaşı olmuştur.
Uzay-zaman bir bez parçası olarak düşünülürse bunu anlamak çok daha pratik olabilir. 4 tarafından gerilmiş bir bez üzerine bir tenis topu bıraktığımızda top bu bez parçasında düştüğü yer üzerinde bir çökme yaratır. Bu topun ardından bir pinpon topu bıraktığımızda beze, pinpon topu tenis topuna doğru yönelir ve çarpışana kadar yaklaşır. Uzay-zaman bir düzlem olarak düşünülür ve bu örnekte bu düzlem bezdir. Büyük kütleler çekim kuvveti ile çevresinde bir yörünge üzerinde uydularını bulundurur. Bu çekim kuvveti ise varsayılan bu eğimdir. Güneş sisteminde bu eğimi en büyük kütle olan güneş yaratmıştır ki zaten bu nedenle bu sistem güneş sistemidir. Bu eğimi belirleyen parametre kütledir.

Sonuç olarak Einstein kara deliklerin anlaşılması için ışık hızının asla geçilemeyeceğini ve uzay-zamanın büyük kütleler tarafından eğilebileceğini 'alan denklemleri' ile kanıtlamıştır. Alan denklemleri çözüldüğünde ise kütleye bağlı başka bir parametrenin beklenmedik bir sonuç daha ortaya çıkardığı dikkat çekmiştir. Bu parametre yoğunluktur.

Büyük kütleler iki parametreye sahiptir. Kütle çekim gücünü belirleyen tek parametredir ancak hacim uzay-zaman eğimini belirleyen diğer parametredir. Bir gezegen kütlesine nazaran ne kadar küçük hacme sahip olursa uzay-zamanı o kadar eğer. Eğer bu fark çok ciddi derecede büyük olursa, yani yoğunluğu 1016 g/cm3 değerinden daha büyükse o zaman hacminin kütlesine olan oranındaki farktan dolayı uzay-zamanda oluşturacağı eğri bir çökelti oluşturur (bkz.şekil 1). Bu noktada kaçış hızı bir kritik nokta oluşturuyor. Özel görelilik ve kaçış hızı bilgilerimizi birleştirdiğimizde buun bir kara delik oluşturacağını söyleyebiliriz. Bir cisim kara deliğin çekim alanına girdiğinde bunun içinden çıkabilecek bir hıza asla sahip olamayacaktır çünkü karadeliğin merkezindeki çok büyük yoğunluktaki ufak kütlenin çekimi, onun kaçış hızını ışık hızının üstündeki bir değere atamaktadır. Bu ise özel göreliliğe göre mümkün değildir. Bu nedenle kara deliğin çekim alanına giren bir cisim bu kara delik tarafından yutulmaktan kurtulamaz. Bu çekim alanına olay ufku denir. Bu çekimi sağlayan kütle ise çekimsel tekillik denilen merkez noktasına konsantre olmuştur.

Kara Deliklerin Oluşumu ve Çeşitleri

Bir kara delik prensip olarak bir yıldız ölümü ile doğar. Yıldız evrimlerinin son aşamasını belirleyen etmen, onların oluşum aşamalarındaki ilk kütleleridir. Yıldızların, yıldızlararası gaz ve toz bulutlarının içinde oluştuklarına ilişkin güvenilir gözlemsel veriler vardır. İşte bu gaz ve toz bulutlarında yaşamlarına belli bir ilk kütleyle başlayan yıldızlar, çekirdeklerinde hafif elementleri (hidrojen, helyum, vb.) nükleer tepkimelerle giderek daha ağır elementlere dönüştürürler. Kimyasal evrimin son durağı Fe56 dır. Bunun ötesinde çekirdek tepkimeleri gerçekleşemez. Yıldızı dengede tutan iki kuvvet vardır. Bunlardan birisi kütle çekim kuvveti, diğeri ise yıldızın çekirdeğinde oluşan tepkimelerde açığa çıkan gama fotonlarının ışınım basıncıdır. Bu ışınım üretildikten sonra dışarı çıkma çabasında sonsuz kez maddeyle etkileşerek saçılır ve enerjisini maddeye aktarır. Çekim kuvveti yıldızın tüm kütlesini çekirdek bölgesinde toplamak isterken, ışınım basıncı da kütleyi çekirdekten dışarıya doğru iter. Çekirdek tepkimeleri Fe56 da durunca ışınım basıncında azalma olur, çekim kuvveti baskın duruma gelir ve yıldız kendi üzerine çöker. Böylece evrenin 'sıkışık yıldızları' oluşur. Bu sıkışık yıldızların kütlesi 3,3 Güneş kütlesinden büyük ise son ürün sıkışık yıldız değil bir kara delik olur[4].

Araştırmacılar yıldızları kütlelerine göre 3 gruba ayırmışlardır.

• Kütlesi 0.08-0.8 M; arasında olanlar: Bunlar, ana kolda 10 milyon yıldan daha uzun yaşarlar; şimdiye kadar oluşanların hepsi hâlâ ana koldadır. Toplam cücelerin, yani ana kol yıldızlarının % 90' ını oluştururlar. Geleceğin kırmızı devleri, beyaz cüceleridirler.
  
• Kütlesi 0.8-8 M; arasında olanlar: Güneşin de içinde olduğu bu grup, toplam cücelerin % 10'unu oluşturur. Geleceğin kırmızı devleri, sefeidleri, Mira yıldızları, novaları ve beyaz cüceleridirler.
  
• 8 -120 M; arasında olanlar: Toplam sayının ancak % 1'i kadardırlar. Geleceğin üst devleri, sefeidleri, süpernovaları, nötron yıldızları, kara delikleri dirler. Yani geleceğin en görkemli olaylarını bu yıldızlar oluşturacaktır. Ayrıca belirtmek gerekir ki şimdiye kadar kütlesi 60 M0 den daha büyük hiç bir yıldız gözlenememiştir[5].
  

Tablo 1 Kara deli_e dönü_türmek için verilen kütlenin sıkı_tırılması gereken yarıçap (Schwarzchild yarıçapı) [6] Cisim Kütle (kg) Yarıçap (km) Kara delik yarıçapı Dünya 6x1024 6 400 9 mm Güneş 2x1030 700 000 3 km Nötron yıldızı 3'4x1030 10'15 4.5'6 km Evrim sürecini tamamlamış bir yıldız için iki hal söz konusudur. Yıldızlarda evrim sürecinin tamamlanması maddenin sıkışması ile gerçekleşir. Yıldız kütle çekimine karşı denge halindedir ancak evrim sürecinin sonunda bu denge halini koruyamaz ve kütle çekimi nedeniyle içe çöker. Bu içe çökmenin sonucu olarak ak cüceye veya daha sonradan kara deliğe dönüşecekleri nötron yıldızlarına dönerler (bkz. Tablo1). Ak cücelerde kütle çekimine karşı denge halini elektronların yozlaşma basıncı sağlar. Nötron yıldızlarında ise bu söz konusu değildir. Nötron yıldızlarında güçlü etkileşim içe çökmeyi engeller ve kütle çekimine karşı dengeyi sağlar. Ak cücelerin evrim sonucu tekrar içe çökmeleri ile kara delikler oluşamaz ancak çıkan enerji yıldızı tamamen dağıtmaya yeter ve ak cüceler evrim sonucu yok olurlar.

Bir kara deliğin oluşması temelde bu prensibe dayanır. Kütle çekimi basınca yenik düşer ve içe çökme denilen patlama gerçekleşir. Bu patlama ile kütlede değişiklik olmaz ancak kütle çekimi bir merkeze konsantre eder tüm kütleyi. Yukarıda bahsettiğimiz bir kaç cm3 hacim üzerinde böyle devasa bir kütle ise uzay-zamanda dikey denebilecek bir eğri yaratarak olay ufku denilen alanda bir kara delik yaratır. Çekimsel tekillik üzerine yerleşmiş bu kütle olay ufku üzerinde kaçış hızı ışık hızından yüksek bir değer olması nedeniyle hiç bir cismin uzaklaşmasına izin vermediği gibi bu alana giren her parçacığı her cismi yutar. Kara delikler bir kaç şekilde oluşabilir;

Bir nötron yıldızı belirli bir kütleye ulaşana kadar başka bir yıldızın maddelerini alarak bir kara deliğe dönüşebilir,
Çok nadir olarak gerçekleşen, bir nötron yıldızının başka bir nötron yıldızı ile birleşerek kütlesinin artması ile kara delik oluşturabilir, Son durum ise büyük bir yıldızın direk içe çökme gerçekleştirerek kara deliğe
dönüşmesidir[7].

Kara delikler yıldızlar ve diğer gezegenlerden farklı olarak çok az sayıda parametre ile tanımlanırlar. Bir gezegeni veya yıldızı tanımlayan hacim, kütle, kimyasal bileşenleri, atmosfer, manyetik alanı, biçimi ve benzeri parametreler varken, bir kara delik için sadece 3 bileşen söz konusudur: Kütle, elektriksel yük ve açısal momentum. Bir kara delik için diğer tüm parametreler bu üç bileşene göre belirlenir.

Bir kara deliğin yukarıda da açıkladığımız gibi bir kütlesi vardır merkez noktasına konsantre olmuş. Bu kütle ile hacmi kara deliğer bir çekim gücü verir. Bu çekim gücü genel göreliliktede belirtildiği gibi uzay-zamanda eğim yaratır. Bu eğim diğer bir parametre olan kara deliğin açısal momentumunu ortaya çıkartır (bkz. Şekil2).Kütleye oranla bir kütle çekimi olduğu gibi, aynı şekilde elektrik yüküne oranla ise bir elektrik alanı vardır kara deliklerin.

Kara delikler bu 3 parametreye göre sınıflandırılır. Bu elektrik yüklerine ve açısal momentumlarına göre 4 çeşit kara delik türü söz konusudur (bkz. Tablo2)[7]. Bunları şu şekilde belirtebiliriz:

' Schwarzschild kara deliği'ninde her kara deliğin olduğu gibi bir kütlesi vardır ancak diğer kara deliklerden farklı olarak açısal momentuma ve elektriksel yüke sahip değildir.
' Kerr kara deliği açısal momentuma sahip değildir ancak bir elektriksel yük ile tanımlanır.
' Reissner-Nordström kara deliği kerr kara değiliğine karşın, bir açısal momentum gösterir ancak elektriksel yük ile tanımlanamaz.
' Kerr-Newman kara deliği hem elektriksel yüke hemde bir açısal momentuma sahiptir[9].
M > 0
J = 0
J ' 0
Q = 0
Schwarzschild kara deliği
Kerr kara deliği
Q ' 0
Reissner-Nordström kara deliği
Kerr-Newman kara deliği
Tablo 3: Yüklerine ve yük yoğunlukarına göre kara deliklerin sınıflandırılması[7]
Kara deliklerin bir başka sınıflandırılmasıda kütlelerine göredir. Kütlelerine görede 4 çeşit kara delik tanımlanmıştır.
'ekil 2: Bir kara deliğin çekim gücünden doğan açısal momentum[8]

Kara Deliklerin Bulunma Yöntemleri

Kara deliklerin üç belirgin özellikleri vardır. Bunlar Kütle, Elektrik yükleri ve Açısal Momentum (dönme)'dur. İşte bu özelliklerle çevrelerinde bulunan gökcisimlerine bir etkide bulunmaları, onların keşfedilmesine yardımcı olur[10].

Kara delikler olay ufku içerisinde bulunan her cisme karşı konuşamaz bir çekim uygulayarak yutma denilen kavramı gerçekleştirir ve çekimsel merkezine hapsederek kütlesini arttırır. Bu çekim kuvveti nedeni ile bir kütleye sahip her cisim olay ufku içerisinde kara deliğin çekimsel tekilliğine çöker ve başka bir deyiş ile yok olur. Kara deliklerin bulunmasında kullanılan görsel yöntemlerden sadece biri işe yaramaktadır. Bir yıldızı yada bir gezegeni bulmaya benzememektedir kara deliği bulmak çünkü ışıkta bir kütleye sahiptir ve kara deliğin olay ufkunda ışıkta yok olmaktadır.

Bir cismi bizim görmemizin teoride ışığın yansımasıdır. Bir cisim üzerine ışık düşüyorsa, yüzeyden çevreye ışık yansır ve bu yansımanın ulaştığı yerlerden bu cisim görülebilir. Ay tutulması, güneş tutulması bu temele dayanmaktadır. Bir kara deliği bizim görebilmemiz için kara delik içerisinden bir ışık demetinin yansıması gerekmektedir. Bu noktada yansıma olarak tabir ettiğimiz durum, kara deliğin olay ufku içerisinde bulunan bir ışık demetinin olay ufku dışına çıkailmesi ile mümkündür. Bu ise yukarıda belirttiğimiz üzere kaçış hızı nedeni ile olasılık sahibi bir durum değildir. Bu nedene kara delikleri tam anlamıyla bir yıldızı yada bir gök cismini görebildiğimiz gibi teleskopla bakarak görebilmek mümkün değildir.

Kara deliklerin evrende tespit edilmesi için bazı değerlerin evrenden okunabiliyor olması lazım. Telescope Imaging Spectrograph (STIS) isimli uzay teleskopu kara delik avcısı olarak görev yapmaktadır. Görünür dalgalar, ultraviyole ve kızılötesi dalgaları yakalayarak kaydeder hafızasına. Bu şekilde aşağıda verilen yöntemlerin uygulanabilmesi için araç görevi görmektedir. Bu teleskopun kara deliklerin bulunmasında aktif ve öncü bir görevi vardır bu nedenle. Bu teleskop uzayda bu yöntemle hareket eden gökcisimlerinin period hızlarını elde edebilir. Yüksek hızlarda dar bir yörünge üzerinde dönen cisimlerden ve kara delikler çevresinde oluşan gaz-toz dumanlarından kara deliklerin bulunmasını sağlar. STIS teleskopunun elde ettiği değerlerden çıkan sonuçlara göre M84 galaksisinin merkezindeki bir süperkütle kara deliğinin çevresindeki uyduların dönüş hızı 400 km/s ve Dünyamızın Güneş çevresinde dönüş hızı 30 km/s olduğu görülmüştür. Bu kara deliğin etkisinde olsaydık, yani Güneş'in çevresinde Dünyamız 400 km/s hız ile dönüyor olsaydı bir yıl sadece 27 gün uzunluğunda olacaktı[11]. Bu çarpıcı verilerin ve kara delikler ile ilgili bilinmesi gereken parametrelerin eldesi için STIS teleskopu yeri doldurulamaz bir değer taşımaktadır.

Kara deliklerin bulunması ile ilgili bir çok teori ortaya atılmıştır ancak günümüzde sadece bir kaçı kullanılmaktadır yaygın olarak. Makalenin asıl amacı bu yöntemleri anlatmaktı ve artık bu yöntemleri açıklayabilecek ön bilgiye sahibiz.

1- X-ı'ınları yöntemi

Kara deliklerin bulunması için en etkili, dolayısıyle en etkili yöntem X-ışınları yöntemidir. Evrende ilk kara delik bu yöntem ile bulunuştur 1970'li yıllarda Cygnus X-'deki kara delik X-ışınları spektrumlarının yoğun geldiği alanın araştırılması ile bulunmuştur[12].

Kara delikler olay ufku içerisinde bir kütleye sahip tüm cisimleri çekimsel tekilliğe çekerken, yutulan cisimler disk (olay ufku içerisinde merkeze çekilen cisimlerin açısal bir momentum kazanarak belirli bir yarıçap içerisinde dönerek çekildiği sırada oluşturduğu alan (bkz.şekil 3)) içerisinde yüksek bir ısı enerjisi açığa çıkarırlar. Bu ısı milyar derecelere yükseldiğinde ise ışımalar x ışımaları şeklinde olur[13]. Sadece kara delikler x ışını yaymamaktadır. Nötron yıldızları aynı şekilde X-ışınları yaymaktadır. Bu nedenle yoğun X-ışınlarına rastlanılması durumunda, bu X-ışınları sadece iki cisimden geliyo olabilir. Bunardan biri kara delik, diğeri ise nötron yıldızlarıdır. Bu noktadan sonra yoğun X-ışınları görüldüğünde nötron yıldızları ile kara delik ayrımı yapmak gerekir. Bu ayrım kütle farkıdır. Nötron yıldızları 3,3 güneş kütlesi üzerine çıkamaz. 3,3 güneş kütlesi nötron yıldızları için bir sınır kütledir[14]. Bu nedenle kütle incelenir. Eğer X-ışınlarının kaynağının kütlesi 3,3 güneş kütlesinin üstünde ise bu bir kara deliktir. X-ışınlarının kara deliklerin çevresinde sürekli ve yoğun yayılımı kara delik keşiflerinde anahtar yöntemlerden biridir.

Bir yıldızın kütlesi hesaplanırken bilinmesi gereken 2 parametre vardır. Bunlardan birincisi orbital periodu (Porb), diğeri ise doppler hızıdır (Kc= v sini). Burada i orbital yüzeyinin eğim açısıdır ve optik bazı analizler sonucu bulunur. Bu iki parametre bilindikten sonra aşağıdaki formül uygulanılarak yıldız kütlesi bulunur:

f(M) = Kc3Porb / 2'G = Msin3i / (1+Mc/M)2

Burada Mc yıldızın kütlesini, M sıkıştırılmış nesnenin kütlesini ve G yerçekimi sabitini sembolize etmektedir[15].

Çift yıldız dizeleri gökadamızdaki kara deliklerin keşfedilmesine büyük olanak sağlamaktadır. X-ışınları yönteminin uygulanabilmesini sağlayan uydular 1990'lı yılların ortalarına gelindiğinde X-ışınların kaydedilmesi ile kara deliklerin incelenmesinde önemli katkılar sağlamaya başladılar[16]. Örneğin, bir kara delik bileşeni olan yıldızlardan gaz yakalandığında bu maddelerin yazgısı kara deliğin varlığını açığa vurur. 1970'in başlarında UHURU uydusu fırlatıldıktan sonra Cygnus X-1'deki ışın kaynağı astronomların ilgisini çekti. Bu kaynak çok yeğin ve düzensiz olarak değişen X-ışını yaymaktadır. Bu X-ışını her 10 milisaniyeden kısa bir zamanda titreyerek yayılmaktadır. Hiçbir cisim ışık hızından daha hızlı hareket edemeyeceği için bir cismin parlaklığını, ışığın bir cismi boydan boya kat etmesi için gerekli zamandan kısa bir zaman aralığında değiştiremez. Işık 10 milisaniyede 3000 km yol kat ettiğinden Cygnus X-1 yer'den daha küçük olmalıdır[17].

2- Çift yıldız yöntemi

Bu yöntem doğrudan gözlem amaçlı bir yöntemdir. Bu nedenle kara delik keşfi için pek önemsenen bir yöntem değildir.
Şekil 3: Gaz ve bu gazların yaydığı varsayılan X-ışınlarına sahip kara delik diski[18]

Kara delikler oluşmadan önce birer yıldız olduklarını yukarıda görmüştük. Evrende yıldızların çiftler halinde bulunmaları bize kara deliklerin keşfedilmesinde diğer bir yöntemi sunmaktadır. Çiftler halinde dolaşan yıldızlardan biri iç ve dış kuvvet dengesini koruyamayarak içe çökme gerçekleştirip bir kara deliğe dönüştüğünde, yıldız diğer çiftinden madde emmeye başlar. Çift yıldızlardan biri kara deliğe dönüşünce diğer yıldızdan kara deliğe doğru madde akışı olur ve bu maddeler kara delik diskinde toplanır (bkz şekil 3). Bu diskte madde birikimi olur ve bu nedenle bu disk katılım diski olarak adlandırılır. Gözlemler ile çift yıldızlar incelenir. Yıldız çiftlerinin kütlelerinin incelenmesi ile kütle farkı bir kara delik oluşumunu işaret eder. Bu gözlemin devamı olarak, yukarıda belirttiğimiz X-ışını gözlemi yöntemi kullanılarak kara delik bulunur.

Bu kara yöntemde X-ışınları bir teyit yöntemi olarak kullanılır. Yıldız çiftleri incelenir gözlemsel olarak. Yıldızların yörüngeleri incelenirken, evrende çiftler haline dolaşan (birbirinin uydusu olan ikiz yıldızlar) yıldızlardan diğerinin gözlemsel olarak bulunamaması halinde bu yıldızın kara deliğe dönüşmüş olabileceği ihtimali gözönüne alınır ve X-ışınları yöntemi bu aşamadan sonra uygulanır[19].

3- Yörünge yöntemi

Bu yöntem kaynaklarda bilgisine çok nadir rastlanabilen ve çift yıldız yöntemine benzer bir diğer yöntemdir. Bu yöntem doğrudan gözleme dayandığı gibi aynı şekilde bazı teorik hesaplamalarda gerektirir.

Bu yöntemde çift yıldız yöntemi gibi çift yıldızları içerir. Çift yıldızlardan gözlemlenenin kütlesi, hızı ve yöngesi incelenir. Bu incelemeler sonucu bazı hesaplamalar yapılarak yıldızın diğer çiftinin olması gerktiği yörünge incelenir. Yörünge içerisinde bulunamaması diğer çiftinin bir kara delik olduğunu gösterir. Ancak bu yöntemde incelenen 3 parametre, daha çok, yıldızın diğer çiftinin bir karadeliğe dönüşmüş olup olmadığına yönelik değil, bu çift yıldızın periodik zaman aralıklarında gözlemlenmeleri ile ilgilidir. İncelenen bir yıldızın diğer çiftinin bir kara delik olma olasılığı çok düşüktür ancak diğer çifti ile yörüngede dolaşmaları incelendiğinde gözlem noktası ile bu yörünge içerisinde bir kara delik olma olasılığı daha yüksektir. Yörüngede dolaşma hızları hesaplanır ve gözlem yapılır. Eğer gözlemler sırasında yörüngede dolaşan çift yıldızlardan birisi belirli aralıklarda görünürlüğünü kaybederse, bu doğrultuda yıldızdan gelen varsayımsal ışık demetinin yutulduğu farkedilir. Bu yutulma sadece doğrultu üzerindeki bir kara delik nedeni ile olmuş olabilir[20].

Bu gözlemsel deneyin doğrulanması için X-ışınları yöntemi kullanılır. Bu yöntemde kara deliklerin bulunmasında bir diğer yöntem olarak bilinir.

4- Işığın eğilmesi

Kara deliklerin bulunmasında bir çok kaynak X-ışınları dışında bir yöntem belirtmemektedir ancak bazı resmi kaynakların belirttiği bazı ek yöntemleri yukarıda belirttik. Bu noktada ise son yöntem olan ışığın eğilmesi ile kara deliklerin varlığını farketme yöntemini anlatacağız. Bu yöntem bir kara deliğin varlığının tamamen görsel bir sonucudur.

Varsayımsal ışık demeti bir gezegeninden gözlemciye gelirken lineer bir yol izleyerek gözlemciye ulaşır. Işığında bir kütleye sahip olduğunu ve kara delikler tarafından bükülebildiğini incelemiştik yukarıda. Öyleyse lineer doğru üzerinde olası bir kara delik, gezegenin doğrudan görünmesini engeller. Gezegenden yayılan ışık demetleri tek bir doğru üzerinde değil, saçılım şeklinde 3 boyutlu bir dağılım göstermesi nedeni ile varsayımsal ışık demetinin bir kısmı kara delik tarafından Gözlemciye ulaşan ışık demeti için 3 kritik değişken söz konusudur. Bu üç değişken lineer bir doğru olarak düşündüğümüzde gezegen ile kara delik arası uzaklık, kara delik ile gözlemci arası mesafe ve gezegenin büyüklüğüdür. Bu değişkenlere bağlı olarak kara deliğinde çekim gücü ile gözlemci şekilde de görülebileceği gibi ışığın bükülmesi nedeni ile gezegeni iki ayrı yerde görür. Gezegenin varsayımsal ışık demeti kara deliğin iki ayrı bölgesinden bükülerek gelir ve bir noktada kesişir. Bu noktadan incelemesini yapan gözlemci gezegeni ikiz gezegen olarak yani aynı kütlede aynı yörüngede aynı hacimde iki ayrı noktada görür. Işığın bükülmesini doğrudan farkedemeyen gözlemci teorik hesaplamalar sonucu ikiz gezegeni keşfeder. Ancak bu görünenin ikiz gezegen olması mümkün değildir çünkü bu eş gezegenlerin nedeni ikiz gezegenlerin tam arasında olduğu varsayılan bir nokta ile gözlemci arasından geçen lineer bir doğru üzerindeki bir kara deliktir.

Bu yöntem resmi kaynaklarda bulunmayan bir yöntemdir. Uygulanmış bir örneği diğer 2 yöntem gibi yoktur. Tüm bu yöntemler bizlere kara deliklerin varlığını gösterir ve onları bulmamızı sağlayan yollar sunar.

Çıkarsamalar ve tartışmalar

Yukarıda açıklamaya çalıştığım yöntemler günümüzde kara deliklerin evrende yerlerinin tespiti için uygulanılan uygulamalardır. Bu uygulamalar içerisinde dördüncü yani ışığın eğilmesi ile kara deliğin varlığının teyit edilmesi yöntemi kaynaklarda yer almayan bir uygulamadır. Bir çok fizik kitabından veya fizik bilgimizden doğruluğunu kolaylıkla kabul edebileceğimiz bu uygulamanın kara deliklerin varlığında ve kara deliklerle ilgili araştırmalarda herhangi bir değişime veya yeni bir adıma önayak olmayacağı kesindir. Ancak bu durum bahsettiğimiz bu uygulamanın bazı görsel sonuçları olduğunu değiştiremez.

Gezegenden gözlemciye yansıyan ışığı, gezegenden gözlemciye değil, gözlemciden gezegene doğru giden bir varsayımsal ışık demeti olarak düşünürsek, gezegenin ancak çok özel bir durumda ikiz gözükebileceğini daha iyi anlarız. Bu özel durum, kara deliğin tam olarak gözlemci ile gezegenin merkezinde olması durumudur. Eşit uzaklık ve eşit yükseklikte (x ve y koordinat sistemi olarak düşündüğümüzde tam olarak merkez noktada) olması durumunda gözlemci iki ayrı yönde de şekil 4'de gözüktüğü gibi eşit büyüklükte görebilir. Diğer durumlarda, yani gözlemcinin bulunduğu nokta ile gezegenin merkezini bir lineer doğru olarak düşündüğümüzde bu lineer doğru eğer kara deliğin merkezinden geçmiyorsa bu durumda gezegen yine 2 tane gözükmesine rağmen farklı boyutlarda gözükecektir. Bunun nedeni kara deliklerin olay uykundan çekimsel tekilliğe doğru gidildikçe çekim kuvvetinin lineer olarak değil eksponansiyel olarak artmasıdır. Bu durumda kuramsal olarak, kara deliğin merkezinden 2 km uzaklıkta bir cisim bulunduğunu düşünelim. Bu cismin kara deliğin merkezine doğru 10 metre yaklaşması durumunda x N kadar bir çekim kuvveti artışı olduğunu varsayalım. Diğer bir durum için başka bir cismin kara deliğin merkezinden 4 km uzaklıkta bir noktada bulunduğunu varsayalım. Bu cismin kara deliğin merkezine doğru yine 10 metre gittiğini varsayarsak, bu cisme uygulanan çekim kuvvetindeki artış x N'dan daha düşük olacaktır.

iyi anlayabiliriz. Burada soldaki büyük çember gezegeni ortadaki küçük çember kara deliği ve sağdaki koyu renkli alan ise gözlemciyi temsil etmektedir. Sarı çizgi gezegenin merkezi ile gözlemci arasındaki varsayıma bağlı lineer doğrudur ve mavi ile kırmızı yuvarlaklar ise gözlemcinin gezegeni nerelerde ve ne boyutlarda gördüğünü göstermektedir.

Yukarıda belirttiğim durumu gözönüne alarak bu cismi bir ışık demeti olarak düşünelim. Eğer gezegenin merkezi ile gözlemci arasındaki varsayımsal lineer doğru kara deliğin tam olarak üzerinden geçmiyorsa, bu durumda gözlemci kara deliği iki ayrı taraftada görebilmek için yukarı veya aşağı yöndeki bakış açısını değiştirmesi gerekecektir. Gözlemcinin eşit açılarla yukarı ve aşağı bakmaması durumunda gözlemciye gelen ışık demetleri kara deliğin merkezinden farklı uzaklıklardan geçecektir. Gözlemci yukarı yönlü baktığında şekil 5'deki gibi ışık demetleri eğilerek gelen ışık demetlerini görecektir ve burda gezegenin ufak görüntüsü oluşacaktır. Bunun nedeni kara deliğin yuarısından geçen ışık demetleri altından geçen ışık demetlerine göre daha yakındır kara deliğe. Yukarıdaki ışık demetleri arasındaki mesafe çekim etkisiyle daha düşük olacaktır ancak aşağıdaki ışık demetleri arasındaki mesafe yukarıdakine göre daha büyük olacaktır çünkü birim uzaklıkta değişen çekim kuvveti yukarıdaki bölgeye göre daha düşüktür (kara deliğe yukarıya nazaran daha uzaktır aşağıdaki ışık demetleri). Bu nedenle şekil 5'de görüldüğü gibi gözlemcinin aşağıda gördüğü gezegen yukarıda gördüğü gezegene göre daha kbüyük ve daha yakında olacaktır. (bu eğimler tamamen varsayımdır ve görsellik amaçlı yapılmıştır. Bu nedenle ışığın eğiminin bu kadar olabileceği veya olamayacağı gözardı edilmiş, tamamen kuramsal düşünülmüştür.)

Sonuç olarak eğer bir gözlemcinin bakış açısı üzerinde kara delik varsa, kara deiğin çevresinde ikinci bi eşi bulunan gezegenler, yıldızlar veya gökcisimleri görmesi olasıdır. Bunarın boyutlarının aynı olmayışı nedeni ile ayırt edilmesi zor olsada bu çift gök cisimleri kara deliklerin bir sonucu olabilir buna benzer durumlarda.

Sonuç

Makalede anlatıldığı üzere kara delikler sadece Genel Görelilik kuramının bir sonucu değildir. Kara delikler gerçekte de vardır ve araştırmacılar tarından gözlemlenebilir kozmolojik yapılardır. Kara deliklerin mantığını, yapılarını, özelliklerini ve etkilerini inceledikten sonra evrenin bizlere araştırılacak öğrenilecek bilgilerde sınır tanımadığını görebiliriz.

Sonuç olarak, eğer büyük kütleli bir kara delik etrafında dolanan büyük miktarda bir madde varsa ( gaz, toz ve hatta yıldızlar), bu maddenin kara deliğe yakın bölgedeki hızlı hareketleri, saldıkları ışınımın tayfındaki çizgilerin kayması yoluyla gözlemlenebilir. Bu çizgilerin keşifleri gün geçtikçe artmaktadır. Buradan da kara deliklerin evrende çok da az rastlanır gök cisimleri olmadıkları sonucuna ulaşılabilir. Ancak, bu kanıtlar dolaylı yollarla elde edilir ve bu yüzden de güvenilir sonuçlar elde edilemez. Kara deliklerin gerçekten var olduklarını doğrulamak için oluşum ve diğer maddelerle etkileşim aşamalarında ürettikleri çekimsel dalgaları gözlemleyebilmemiz gerekmektedir.Eğer bilim adamları yeterli duyarlılıkta bir çekimsel dalga dedektörü yapabilirlerse, çöken bir yıldızdan oluşan kara delikler tarafından üretilen uzay-zamandaki titreşimleri ölçebilirler[21].

Prof. Dr. Gülçin Özürlan Ağaçgözgü'ye, Uzay Jeofiziği dersinin proje prosedürünün dışında olmasına rağmen bu makaleyi kabul ettiği için teşekkür ederim.

Referanslar

[1] http://www.qrg.northwestern.edu/projects/ vss/docs/space-environment/2-whats-escape-velocity.html

[2] Gott J.R., 2006, Time Travel in Einstein's Universe: The Physical Possibilities of Travel Through Time, 39-43

[3] http://scienceblogs.com/startswithabang/ upload/2009/11/falling_into_a_black_hole_suck/dec07_1_10.gif

[4] http://anasayfa.astrobiyoloji.com/astrofizik/ kara-delikler-ve-g%C3%B6zlem-y%C3% B6ntemleri

[5] http://derman.science.ankara.edu.tr/kitap/53. html

[6] http://people.sabanciuniv.edu/ekalemci/ publications/KARADELIKLER_kalemci.pdf

[7] http://tr.wikipedia.org/wiki/Kara_delik# endnote_34

[8] http://physics.technion.ac.il/~school/ blackhole_diagram.jpg

[9] Beiglböck W. Ve diğ., 2009, Physics of Black Holes, 472-485

[10] http://www.uzayveastronomi.com/2008 /01/06/butun-kara-delikler-nereye-gitmis/

[11] http://amazing-space.stsci.edu/resources/ explorations/blackholes/teacher/sciencebackground.html

[12] Bolton, C.T., 1972, Identification of Cygnus X-1 with HDE 226868, Nature, 235, 271-273

[13] Dermer C.D., 2009, High Energy Radiation from Black Holes, 160-162 [14] (R)[20].

[15] Talazan, P., 2009, Some Physical Effects of Black Holes: Theory and Observations, 5

[16] Melia F., 2007, The Galactic Supermassive Black Hole, 59

[17] http://gokbilim.com/astronomi/karadelik

[18] http://www.uzayveastronomi.com/wp-content/uploads/2009/01/resim1.jpg

[19] http://people.sabanciuniv.edu/ekalemci/ publications/KARADELIKLER_kalemci.pdf

[20] http://www.uzayveastronomi.com/2008/ 01/06/butun-kara-delikler-nereye-gitmis/

[21] http://archive.ncsa.illinois.edu/Cyberia/ NumRel/BlackHoleHowSee.html