Yazı dizimizin bu bölümüne kadar anlattığımız yıldızların ömürlerinin sonunda evrildiği cisimlerden; kahverengi, beyaz ve siyah cüceler sıkışık hâlde birbirlerine çok yakın duran elektronların daha fazla sıkışmaya karşı uyguladıkları direnç (elektron dejenerasyon basıncı) ile dengede durmaktadır. Bu cisimlerden çok daha yoğun olan nötron yıldızlarının dengesi ise -elektronların cücelerde oluşturduğu basınca benzer şekilde- protonların elektronlarla birleşerek oluşturdukları nötronların basıncı (nötron dejenerasyon basıncı) ile sağlanmaktadır. Peki kütle çekimi nötron dejenerasyon basıncını da yenebilecek kadar güçlü olursa ne olur? Karşı koyabilecek bir kuvvet kalmadığında kütle çekimi devasa bir yıldızı bir ülke, bir şehir, hatta bir toplu iğne başı kadar sıkıştırabilir mi? Görünen o ki cevap evet.
Yıldız Evriminin Son Aşaması
Her ne kadar yüksek basınç altındaki maddelerin davranışlarını henüz kesin olarak anlaşılamamış olsa da bilindiği kadarıyla nötron yıldızlarının kütlesi 3 Güneş kütlesi civarından büyük olamaz. Bu sınırdan daha büyük kütlelerde sıkışık hâldeki nötronların basıncı bile yıldızın kütle çekimine karşı koyamaz. Hatta bilinen hiçbir kuvvet böylesi büyük bir kütlenin meydana getirdiği kütle çekimini engelleyemez. Bu durumda yıldızın merkezindeki çekirdeğin sonsuza dek kendi içine çökmesi beklenir. Yıldız Evrimi Teorisi başlangıç kütlesi yaklaşık 25 Güneş kütlesinden büyük olan yıldızların sonunun böyle olacağını öngörmektedir. Ancak manyetizma ve yıldızın dönüşünün bu sınırı etkilediği düşünülmektedir. Bu nedenle Chandrasekhar limiti gibi bir sınır değerinden söz etmek şu an için mümkün değildir. Kendi içine çöken yıldız çekirdeğinde belli bir süre sonra kütle çekim kuvveti ışığın bile kaçamayacağı kadar güçlü hâle gelir. Bu şekilde oluşan cisim ne dışarıya bir ışınım yapar ne de başka şekilde bir bilgi gönderir. Bu sebeple bu gök cismi “kara delik” olarak adlandırılır.
Schwarzschild Yarıçapı
Kara deliğin etrafında gerçekleşen olayları açıklamak için Newton mekaniği yetersiz kalmaktadır. Onun yerine Newton mekaniğini de kapsayan Einstein’ın Genel Görelilik Teorisi’ni kullanmak gerekir. Yine de kara deliklerin bazı özellikleri Newton mekaniği ile açıklanabilir. Bunlardan biri olan kaçış hızı, kütle çekimi ile birbirine bağlı iki cisimden birinin diğerinden kurtulması için sahip olması gereken hızdır. Burada unutulmaması gereken noktalar; evrendeki hiçbir şeyin ışıktan daha hızlı hareket etmesinin mümkün olmaması ve ışık da dahil olmak üzere her şeyin kütle çekiminden etkilenmesidir. Kütlesi sabit olmak üzere yarıçapı küçülen bir cisimden kurtulmak için gereken kaçış hızı, kütle çekim kuvvetinin artışıyla orantılı olarak artar. Öyle ki bir noktada bu kaçış hızının değerinin ışık hızına ulaşması beklenir. Böylesi bir durumda bu yarıçapın içinde kalan cisimlerin (ışık da dahil olmak üzere) kaçabilmesi için gerekli olan hız değeri ışık hızından bile büyük olmalıdır ki bu da mümkün değildir. İçindeki hiçbir şeyin dışarıya çıkamadığı ve kaçış hızının ışık hızına eşit olduğu bu kritik yarıçapa Schwarzschild yarıçapı adı verilir. Kendimiz bile dahil olmak üzere her cismin kütlesi ile orantılı bir Schwarzschild yarıçapı vardır. Örneğin Dünya için bu yarıçap bir üzüm tanesi kadar (~1 cm) iken Jüpiter için 3 metre ve Güneş için 3 km’dir. Schwarzschild yarıçapı bir cismin kara deliğe dönüşmesi için ne kadar sıkıştırılması gerektiğini söyler.
Olay Ufku
Kara deliklerdeki bütün maddenin cismin merkezindeki çok küçük bir hacme (Planck hacmi) sıkışmış hâlde olduğu düşünülmektedir. Ancak kara deliklerin Schwarzschild yarıçapı oldukça büyük ve var olabilecek en küçük hacim olan Planck hacmi çok küçük olduğu için bu yarıçapın merkezinde bulunan sıkışmış hâldeki madde görülemez. Onun yerine içerideki ışık dışarı çıkamadığı için içi tamamen karanlık olan Schwarzschild yarıçapına sahip bir küre görülür. Bu kürenin yüzeyi “olay ufku” olarak adlandırılır. Başka bir deyişle olay ufku, ışığın çöken yıldızın kütle çekiminden kaçabildiği en son noktadır. Denizde görülebilen en uzak noktaya ufuk adı verilmesinden hareketle bir kara deliğin de görülebilen en son noktası olay ufku olarak adlandırılmıştır. Olay ufku fiziksel bir sınır değil, bizim gözlemleyebildiklerimizin son noktasıdır. Yani bir haberleşme bariyeridir denilebilir.
Kara Deliklerin Özellikleri
Bir kara deliğin içinden hiçbir dalga boyu veya formda bir ışığın çıkması mümkün değildir. Dolayısıyla cisim görülemez ve haberleşilemez olacaktır. Böyle bir cismin sadece kütle çekimi hissedilebilir. Bu nedenle kara deliklerin sadece üç özelliği dışarıdan ölçülebilir: Kütlesi, elektriksel yükü ve açısal momentumu (dönüşü). Kara deliğe düşen herhangi bir cismin diğer bütün özellikleri (rengi, şekli, boyutu…) olay ufkunu geçtiği anda kaybolacaktır. Sadece sahip olduğu kütle, yük ve açısal momentum kara deliğe eklenecektir. Astronomlar bunu “Karadeliklerin saçı yoktur.” diye ifade ederler. Yani bir kara deliğin bu üç değeri bilinirse kara delik hakkındaki bütün bilgiye ulaşılmış olur. Yazı boyunca kafa karıştırmamak adına dönmeyen ve elektriksel olarak nötr kara deliklerden bahsettik. Bu cisimleri tanımlayan tek özellik kütledir.
Kara Delikler ve Bükülmüş Uzay
Yazının başında da bahsettiğimiz gibi kara delikler gibi gök cisimlerinin özelliklerini açıklamak için Newton mekaniği yetersiz kalmaktadır. Maddenin ekstrem durumlarını tanımlayabilmek için ışık hızı ile karşılaştırılabilecek kadar büyük hızlar ve ışığın bile kaçamayacağı kadar güçlü kütle çekim kuvvetine sahip cisimleri incelemek için Einstein’ın Özel ve Genel Görelilik Teorileri’ni incelemek gerekir.
Kara deliklere Genel Görelilik bakış açısıyla bakıldığında kara delik dediğimiz şeyin aslında kütle çekim alanının ve uzay-zamanın eğiminin en ekstrem olduğu cisim olduğunu görürüz. Olay ufkundan itibaren uzay-zamanın eğriliği öyle artar ki uzay-zaman kendi üstüne katlanarak olay ufkunu geçen cisimlerin sıkışıp bir daha dışarıya çıkamamasına neden olur.
Astrofiziğin en temel konularından biri olan ve yıldızların ömürleri boyunca geçirdikleri değişimleri konu alan yıldız evrimini yazı dizimiz boyunca elimizden geldiğince açıklamaya çalıştık. Kısaca yıldız evrimi, bir gök cisminin kendi içine çökmesine sebep olabilecek olan kütle çekim kuvveti ile sürekli olarak devam eden mücadelesidir denilebilir. Bazen bu mücadele başarılı olur ve yıldız evriminin sonunda beyaz cüce ve nötron yıldızı gibi cisimlere dönüşerek kütle çekimini dengeler. Bazense kütle çekimi milyonlarca yıl süren bu mücadelede kazanan taraf olur ve yıldız kendi içine çökerek bir kara deliğe dönüşür. Elbette ki yıldız evrimi ayrıntılı olarak incelendiğinde çok daha ilginç detaylara sahiptir. Ancak genel olarak bir yıldızın yaşam döngüsü hakkında temel bilgileri aktarmış olmayı ümit etmekteyiz.
Hazırlayan: Fatmanur Himmet & Mustafa Demirer
İTÜ Astronomi Kulübü Üyeleri
Kaynak
- Chaisson, E., McMillan, S. (2008), Astronomy Today, San Francisco CA: Pearson Addison-Wesley.