T\u00fcm d\u00fcnyada yank\u0131 bulan bu geli\u015fme sonras\u0131 kara deliklerin ne oldu\u011fu ve nas\u0131l olu\u015ftu\u011fu merak edildi. Peki Kara delik nedir? Nas\u0131l olu\u015fur? Kara delik kavram\u0131 ilk olarak ne zaman ortaya \u00e7\u0131kt\u0131? D\u00fcnya’ya yak\u0131n kara delik var m\u0131? \u0130\u015fte uzay\u0131n en gizemli yap\u0131s\u0131 kara delikler hakk\u0131ndaki t\u00fcm detaylar…<\/p>\n
Kara delik, astrofizikte, \u00e7ekim alan\u0131 her t\u00fcrl\u00fc maddesel olu\u015fumun ve \u0131\u015f\u0131n\u0131m\u0131n kendisinden ka\u00e7mas\u0131na izin vermeyecek derecede g\u00fc\u00e7l\u00fc olan, k\u00fctlesi b\u00fcy\u00fck bir kozmik cisimdir. Kara delik, uzayda belirli nicelikteki maddenin bir noktaya toplanmas\u0131 ile meydana gelen bir nesnedir de denilebilir. Bu t\u00fcr nesneler \u0131\u015f\u0131k yaymad\u0131klar\u0131ndan kara olarak nitelenirler. Kara deliklerin, “tekillik”leri dolay\u0131s\u0131yla, \u00fc\u00e7 boyutlu olmad\u0131klar\u0131, s\u0131f\u0131r hacimli olduklar\u0131 kabul edilir.<\/p>\n
Kara delikler, daha \u00f6nce de belirtildi\u011fi gibi asl\u0131nda bir y\u0131ld\u0131z\u0131n \u00f6l\u00fcm\u00fc yani y\u0131ld\u0131z patlamas\u0131 ile birlikte ba\u015flamaktad\u0131r. \u00d6ncelikle bir y\u0131ld\u0131z patlamas\u0131 meydana gelir. Bu s\u00fcre\u00e7te y\u0131ld\u0131z\u0131n kendi \u00e7ekirde\u011fi de i\u00e7ine \u00e7\u00f6km\u00fc\u015f olur. Bu \u00e7ekirde\u011fin \u00e7\u00f6k\u00fc\u015f\u00fcn\u00fcn ard\u0131ndan herhangi bir ba\u011f kurulabilecek madde kalmaz. Patlama ile birlikte gazlar ve tozlar da ciddi anlamda s\u0131k\u0131\u015fm\u0131\u015f olur. Patlama ile birlikte olu\u015fan \u015fok dalgalar\u0131 da kara delik olu\u015fumuna ek olarak yeni y\u0131ld\u0131zlar\u0131n olu\u015fumu i\u00e7in evrende yay\u0131lmaya ba\u015flar. Kara delikleri g\u00f6rmenin en zor yan\u0131 karanl\u0131k olmalar\u0131. Kara deliklerin i\u00e7inde ne oldu\u011funu bilmiyoruz ve d\u0131\u015far\u0131ya \u0131\u015f\u0131k sa\u00e7m\u0131yorlar. Ayr\u0131ca s\u00fcper k\u00fctleli kara delikler bile galaksilerle kar\u015f\u0131la\u015ft\u0131r\u0131ld\u0131\u011f\u0131nda o kadar k\u00fc\u00e7\u00fck kal\u0131yor ki bunlar\u0131 g\u00f6rmek i\u00e7in D\u00fcnya boyunda teleskop gerekiyor. Astronomlar ve m\u00fchendisler, interferometre ad\u0131nda bir y\u00f6ntem geli\u015ftirdiler. Bu y\u00f6ntemde, g\u00f6rece k\u00fc\u00e7\u00fck \u00e7ok say\u0131da teleskop, koordine bir \u015fekilde \u00e7al\u0131\u015ft\u0131r\u0131larak, sanki \u00e7ap\u0131 daha b\u00fcy\u00fck bir teleskop gibi kullan\u0131l\u0131yor. Ve sonunda d\u00fcnyan\u0131n farkl\u0131 \u00fclkelerinden 200\u2019e yak\u0131n bilim insan\u0131n\u0131n ortak \u00e7al\u0131\u015fmas\u0131 ile bir ilk ba\u015far\u0131ld\u0131 ve ilk kara delik g\u00f6r\u00fcnt\u00fclenebildi. Onlar\u0131n aras\u0131nda bir T\u00fcrk bilim insan\u0131 da var: Astronomi ve astrofizik profes\u00f6r\u00fc Feryal \u00d6zel. Bilimsel \u00e7al\u0131\u015fmalar\u0131n\u0131 ABD\u2019de s\u00fcrd\u00fcren, EHT Bilim Konseyi \u00dcyesi ve Arizona \u00dcniversitesi\u2019nde astronomi ve astrofizik profes\u00f6r\u00fc olan Feryal \u00d6zel, kara deli\u011fin g\u00f6lgesinin b\u00fcy\u00fckl\u00fc\u011f\u00fcn\u00fc \u00f6l\u00e7mek ve Albert Einstein\u2019in g\u00f6relilik teorisinin \u00f6ng\u00f6r\u00fclerini EHT g\u00f6zlemleriyle kar\u015f\u0131la\u015ft\u0131rmakla g\u00f6revlendirilen Modelleme ve Analiz \u00c7al\u0131\u015fma Grubu\u2019nu y\u00f6netti. 2003 y\u0131l\u0131nda \u201cB\u00fcy\u00fck Fikirler\u201d adl\u0131 20 ki\u015filik listeye al\u0131nan \u00d6zel, 20 y\u0131ld\u0131r bu projede \u00e7al\u0131\u015ft\u0131\u011f\u0131n\u0131 s\u00f6yl\u00fcyor.<\/p>\n
D\u00fcnya’ya en yak\u0131n kara deli\u011fin kod ismi V4641 Sagitarii ve ilk bulgulara g\u00f6re 1.600 \u0131\u015f\u0131k y\u0131l\u0131 uzakl\u0131kta oldu\u011fu belirlenmi\u015f. Her ne kadar bizlere \u00e7ok uzak gibi gelse bile, galaksinin b\u00fcy\u00fckl\u00fc\u011f\u00fc a\u00e7\u0131s\u0131ndan \u00e7ok yak\u0131n say\u0131lmakta. Yeni yap\u0131lan ara\u015ft\u0131rmalar da ise V4641 Sagitarii’nin asl\u0131nda 20 bin \u0131\u015f\u0131k y\u0131l\u0131 uzakta oldu\u011funa i\u015faret ediyor.<\/p>\n
I\u015f\u0131k ve maddenin art\u0131k ka\u00e7amad\u0131\u011f\u0131 b\u00f6lgeyi s\u0131n\u0131rlayan ku\u015fa\u011fa \u201colay ufku\u201d ad\u0131 verilir. Olay ufku, herhangi bir fiziksel incelemede bulunamad\u0131\u011f\u0131m\u0131z bir uzay par\u00e7as\u0131d\u0131r. Ne olay ufkundan \u00f6tesini bilinen yasalarla a\u00e7\u0131klama olana\u011f\u0131 vard\u0131r, ne de orada ne olup bitti\u011fini bilmenin bir yolu vard\u0131r. Bir y\u0131ld\u0131z\u0131n olay ufku, y\u0131ld\u0131z\u0131n \u00e7\u00f6kmeden \u00f6nceki k\u00fctlesiyle orant\u0131l\u0131d\u0131r. \u00d6rne\u011fin k\u00fctlesi 10 g\u00fcne\u015f k\u00fctlesi olan bir y\u0131ld\u0131z i\u00e7e \u00e7\u00f6k\u00fcp kara delik haline geldi\u011finde \u00e7ap\u0131 60 km. olan bir olay ufkuna sahip olur. Bir kara delik madde yuttuk\u00e7a olay ufkunu geni\u015fletir, olay ufku geni\u015fledik\u00e7e de daha g\u00fc\u00e7l\u00fc \u00e7ekim alan\u0131na sahip olur. Kara deli\u011fin olay ufkunda teorik olarak zaman t\u00fcm\u00fcyle durmaktad\u0131r. Kimi kara deliklerde iki olay ufku vard\u0131r.<\/p>\n
Kimileri “olay ufku” terimi yerine kara deli\u011fe pek uygun olmamakla birlikte \u201ckara deli\u011fin y\u00fczeyi\u201d terimini kullan\u0131rlar. (Terimin uygun olmamas\u0131n\u0131n nedeni, bir gezegen veya y\u0131ld\u0131zdaki gibi kat\u0131 ve gazlardan olu\u015fan bir y\u00fczeyinin olmamas\u0131d\u0131r.) Fakat burada birtak\u0131m \u00f6zel nitelikler g\u00f6steren bir b\u00f6lge s\u00f6z konusu de\u011fildir; bir g\u00f6zlemci kara deli\u011fe ufku a\u015facak kadar yakla\u015fm\u0131\u015f olabilseydi, kendisine y\u00fczey izlenimi sa\u011flayacak hi\u00e7bir \u00f6zellik veya de\u011fi\u015fim hissedemeyecekti. Buna kar\u015f\u0131l\u0131k geri d\u00f6nme giri\u015fiminde bulundu\u011funda, art\u0131k bu b\u00f6lgeden ka\u00e7amayaca\u011f\u0131n\u0131n fark\u0131na varm\u0131\u015f bulunacakt\u0131. Bu, adeta “d\u00f6n\u00fc\u015f\u00fc olmayan nokta”d\u0131r. Bu durum, ak\u0131nt\u0131s\u0131 g\u00fc\u00e7l\u00fc bir denizde, ak\u0131nt\u0131dan habersiz bir y\u00fcz\u00fcc\u00fcn\u00fcn durumuna benzetilebilir.<\/p>\n
\u00d6te yandan olay ufkunun s\u0131n\u0131r\u0131na yakla\u015fm\u0131\u015f bir g\u00f6zlemci, kara delikten yeterince uzaktaki bir g\u00f6zlemciye k\u0131yasla, zaman\u0131n farkl\u0131 bir \u015fekilde akt\u0131\u011f\u0131n\u0131n fark\u0131na varacakt\u0131r. Kara delikten uzakta olan g\u00f6zlemcinin di\u011ferine d\u00fczenli aral\u0131klarla (\u00f6rne\u011fin birer saniye arayla) \u0131\u015f\u0131k i\u015faretleri yollad\u0131\u011f\u0131n\u0131 varsayal\u0131m: Kara deli\u011fe yak\u0131n g\u00f6zlemci bu i\u015faretleri hem daha enerjetik (\u0131\u015f\u0131\u011f\u0131n kara deli\u011fe d\u00fc\u015fmek \u00fczere yakla\u015ft\u0131k\u00e7a \u201cmaviye kayma\u201ds\u0131 sonucuyla bu \u0131\u015f\u0131k i\u015faretlerinin frekans\u0131 daha y\u00fcksek olacakt\u0131r) hem de ard\u0131\u015f\u0131k i\u015faretlerin aralar\u0131ndaki zaman aral\u0131\u011f\u0131 daha k\u0131salm\u0131\u015f (birer saniyeden daha az) olarak alacakt\u0131r. Yak\u0131n g\u00f6zlemci, uzaktakine oranla zaman\u0131n daha h\u0131zl\u0131 akt\u0131\u011f\u0131 izleminde olacakt\u0131r. Uzaktaki g\u00f6zlemci de aksine, di\u011ferinde meydana gelen \u015feylerin gitgide daha yava\u015f seyretti\u011fini g\u00f6recek, zaman\u0131n daha yava\u015f akt\u0131\u011f\u0131 izleniminde olacakt\u0131r.<\/p>\n
Uzaktaki bir g\u00f6zlemcinin bir nesnenin kara deli\u011fe do\u011fru d\u00fc\u015f\u00fc\u015f\u00fcn\u00fc g\u00f6zlemesi halinde, g\u00f6zlemciye g\u00f6re “\u00e7ekimsel k\u0131z\u0131la kayma” ve “zaman\u0131n genle\u015fmesi” etkileri birle\u015fecektir: Nesneden \u00e7\u0131kan i\u015faretler gitgide k\u0131z\u0131l, gitgide s\u00f6n\u00fck (uzak g\u00f6zlemciye varmadan \u00f6nce gitgide artan enerji kayb\u0131yla \u00e7\u0131kar\u0131lan \u0131\u015f\u0131k) ve gitgide aral\u0131kl\u0131 olacakt\u0131r. Yani pratikte, g\u00f6zlemciye varan \u0131\u015f\u0131k fotonlar\u0131n\u0131n say\u0131s\u0131, gitgide h\u0131zla azalacakt\u0131r ve nesnenin kara deli\u011fe g\u00f6m\u00fcl\u00fcp g\u00f6r\u00fcnmez olmas\u0131n\u0131n ard\u0131ndan t\u00fckenecektir. Nesnenin hen\u00fcz olay ufku s\u0131n\u0131r\u0131nda hareketsiz durdu\u011funu g\u00f6ren uzaktaki g\u00f6zlemcinin onun d\u00fc\u015fmesini engellemek \u00fczere olay ufkuna yakla\u015fmas\u0131 bo\u015funa olacakt\u0131r. <\/p>\n
Kara deli\u011fin “tekilli\u011fi”ne yakla\u015fan bir g\u00f6zlemciyi etkilemeye ba\u015flayan etkilere \u201cgelgit etkileri\u201d denir. Bu etkiler k\u00fctle\u00e7ekim alan\u0131n\u0131n homojen olmayan bir yap\u0131ya sahip olmas\u0131 nedeniyle nesnenin bi\u00e7imsizle\u015fmesine (do\u011fal bi\u00e7imini kaybetmesine) yol a\u00e7arlar. Bu \u201cgelgit etkileri b\u00f6lgesi\u201d dev kara deliklerde t\u00fcm\u00fcyle olay ufkunda yer al\u0131r; fakat \u00f6zellikle “y\u0131ld\u0131zsal kara delik”lerde olay ufkunun s\u0131n\u0131r\u0131n\u0131 da a\u015farak etkide bulunur. Dolay\u0131s\u0131yla y\u0131ld\u0131zsal kara deli\u011fe yakla\u015fan bir astronot daha olay ufkuna ge\u00e7meden par\u00e7alanacakken, dev kara deli\u011fe yakla\u015fan bir astronot, daha sonra \u201cgelgit etkileri\u201d ile yok edilecek olmakla birlikte, olay ufkuna bir g\u00fc\u00e7l\u00fckle kar\u015f\u0131la\u015fmadan giri\u015f yapacakt\u0131r.<\/p>\n
Kara deliklerin var olma olas\u0131l\u0131\u011f\u0131 yaln\u0131zca genel g\u00f6relilik kuram\u0131na ait bir sonu\u00e7 de\u011fildir; k\u00fctle\u00e7ekimi konu alan hemen hemen t\u00fcm di\u011fer ger\u00e7ek\u00e7i fizik kuramlar\u0131 da onlar\u0131n varl\u0131\u011f\u0131n\u0131 muhtemel g\u00f6rmektedir. Di\u011fer k\u00fctle\u00e7ekim kuramlar\u0131 gibi genel g\u00f6relilik kuram\u0131 da kara deliklerin varl\u0131\u011f\u0131n\u0131 \u00f6ng\u00f6rmekle kalmay\u0131p, onlar\u0131n uzay\u0131n bir b\u00f6lgesinde s\u0131k\u0131\u015fm\u0131\u015f maddeden olu\u015fmu\u015f olaca\u011f\u0131n\u0131 \u00f6ng\u00f6rmektedir. \u00d6rne\u011fin G\u00fcne\u015f\u2019imiz yar\u0131\u00e7ap\u0131 yakla\u015f\u0131k \u00fc\u00e7 kilometre olan bir k\u00fcre i\u00e7ine (yani ebatlar\u0131n\u0131n d\u00f6rt milyonda biri kadar bir hacme) s\u0131k\u0131\u015ft\u0131r\u0131lm\u0131\u015f olsayd\u0131, bir kara delik haline gelirdi. Hatta G\u00fcne\u015f\u2019imizi 1cm\u00b3(santimetrek\u00fcp) hacmine s\u0131k\u0131\u015ft\u0131rabilseydik, bu kez 1cm\u00b3’l\u00fck bir karadelik yapm\u0131\u015f olurduk. Fakat bu durumda sistemimizdeki gezegenlerin y\u00f6r\u00fcnge hareketlerinde bir de\u011fi\u015fiklik olmayacakt\u0131; yani G\u00fcne\u015f Sistemi\u2019mizdeki gezegenler bu 1cm\u00b3’l\u00fck kara deli\u011fin G\u00fcne\u015f’inkine e\u015f \u00e7ekim kuvvetinde, y\u00f6r\u00fcngelerinde d\u00f6nmeye devam edeceklerdi. Bir ba\u015fka \u00f6rnekle, D\u00fcnya\u2019m\u0131z birka\u00e7 santimetre k\u00fcpl\u00fck bir hacim i\u00e7ine s\u0131k\u0131\u015ft\u0131r\u0131lm\u0131\u015f olsayd\u0131, o da bir kara delik haline gelecekti.<\/p>\n
Astrofizikte kara delik bir \u00e7ekimsel i\u00e7e \u00e7\u00f6kmenin son a\u015famas\u0131 olarak ele al\u0131n\u0131r. Y\u0131ld\u0131zlar\u0131n evrim s\u00fcre\u00e7lerinin sonlar\u0131, sahip olduklar\u0131 k\u00fctleye g\u00f6re belirlenir. Evrim s\u00fcrecinin son a\u015famas\u0131na yakla\u015fm\u0131\u015f y\u0131ld\u0131zlarda, maddenin s\u0131k\u0131\u015fmas\u0131 sonunda, k\u00fctlelerine g\u00f6re, iki hal s\u00f6z konusu olur; bunlar ya ak c\u00fcce haline d\u00f6n\u00fc\u015f\u00fcrler veya sonradan kara deli\u011fe d\u00f6n\u00fc\u015febilecek n\u00f6tron y\u0131ld\u0131z\u0131 haline d\u00f6n\u00fc\u015f\u00fcrler. Ak c\u00fcce halinde, ak c\u00fcceyi k\u00fctle\u00e7ekime kar\u015f\u0131 denge halinde tutan elektronlar\u0131n yozla\u015fma bas\u0131nc\u0131d\u0131r. N\u00f6tron y\u0131ld\u0131z\u0131 halinde ise n\u00fckleonlar\u0131n yozla\u015fma bas\u0131nc\u0131 s\u00f6z konusu de\u011fildir, denge halini sa\u011flayan “g\u00fc\u00e7l\u00fc etkile\u015fim”dir. Kara delik ak c\u00fccelere ili\u015fkin i\u00e7e \u00e7\u00f6kmeyle olu\u015famaz; bu \u00e7\u00f6kme s\u0131ras\u0131nda y\u0131ld\u0131z\u0131 olu\u015fturan \u00e7ok a\u011f\u0131r n\u00fckleonlar olu\u015fur. A\u00e7\u0131\u011fa \u00e7\u0131kan enerji y\u0131ld\u0131z\u0131 da\u011f\u0131tmaya yeterlidir.<\/p>\n
Y\u0131ld\u0131zsal kara delikler birka\u00e7 g\u00fcne\u015f k\u00fctlesi kadar bir k\u00fctleye sahiptirler. \u00d6lmekte olan bir y\u0131ld\u0131z, e\u011fer G\u00fcne\u015f\u2019imizin \u00fc\u00e7 mislinden daha a\u011f\u0131rsa, n\u00f6tron y\u0131ld\u0131z\u0131 d\u00fczeyinde kalamaz, \u00e7ekirde\u011findeki tepkime ve yo\u011funluk artmas\u0131 devam eder ve “kara delik” haline gelir. Y\u0131ld\u0131zsal kara delik b\u00fcy\u00fck (ba\u015flang\u0131\u00e7 olarak yakla\u015f\u0131k 10 g\u00fcne\u015f k\u00fctlesi kadar k\u00fctleli veya daha fazla k\u00fctleli) bir y\u0131ld\u0131z\u0131n kal\u0131nt\u0131s\u0131n\u0131n (art\u0131k maddesinin) \u00e7ekimsel i\u00e7e \u00e7\u00f6kmesinin ard\u0131ndan do\u011farlar. Y\u0131ld\u0131z\u0131n kalbinde termon\u00fckleer tepkimelerle yanma tamamland\u0131\u011f\u0131 zaman, yak\u0131t kalmad\u0131\u011f\u0131 i\u00e7in, bir s\u00fcpernova olu\u015fur. Bu s\u00fcpernova da ard\u0131nda h\u0131zla i\u00e7e \u00e7\u00f6kecek bir \u00f6z k\u0131s\u0131m b\u0131rakabilir.<\/p>\n
1939\u2019da Robert Oppenheimer, bu \u00f6z k\u0131sm\u0131n belirli bir s\u0131n\u0131rdan daha y\u00fcksek bir k\u00fctleye sahip olmas\u0131 durumunda k\u00fctle\u00e7ekim g\u00fcc\u00fcn\u00fcn kendisini kesinlikle t\u00fcm di\u011fer g\u00fc\u00e7lerin \u00fczerine ta\u015f\u0131yaca\u011f\u0131n\u0131 ve bir kara delik olu\u015faca\u011f\u0131n\u0131 ortaya koymu\u015ftur.<\/p>\n
Bir kara delik olu\u015fturmak \u00fczere i\u00e7e \u00e7\u00f6k\u00fc\u015f \u201ck\u00fctle\u00e7ekim dalgalar\u0131\u201d yaymaya elveri\u015fli bir durumdur ki, bu dalgalar\u0131n yak\u0131n bir gelecekte Cascina\u2019daki (\u0130talya) Virgo veya Amerikan LIGO \u201cgiri\u015fim arac\u0131\u201d gibi baz\u0131 dedekt\u00f6r ayg\u0131tlar\u0131yla saptanabilece\u011fi san\u0131lmaktad\u0131r. Y\u0131ld\u0131zsal kara delikler g\u00fcn\u00fcm\u00fczde “X \u00e7ift y\u0131ld\u0131zlar\u0131”nda ve “mikrokuasar”larda g\u00f6zlemlenmektedir ve baz\u0131 \u201caktif galaksi \u00e7ekirdekleri\u201dnde \u201cak\u0131\u015f\u201dlar\u0131n olu\u015fmas\u0131na neden olurlar.<\/p>\n
Dev kara delikler birka\u00e7 milyon ile birka\u00e7 milyar g\u00fcne\u015f k\u00fctlesi aras\u0131nda de\u011fi\u015fen bir k\u00fctleye sahiptir. Galaksilerin merkezinde bulunurlar ve varl\u0131klar\u0131 bazen \u201cak\u0131\u015f\u201dlar\u0131n ve X \u0131\u015f\u0131n\u0131m\u0131n\u0131n olu\u015fmas\u0131na yol a\u00e7ar. Bu y\u00fczden bu galaksi \u00e7ekirdekleri, y\u0131ld\u0131zlar\u0131n \u00fcst \u00fcste yer almas\u0131ndan olu\u015fan normal parlakl\u0131\u011fa k\u0131yasla daha parlak hale gelirler ve \u201caktif galaksi \u00e7ekirdekleri\u201d [43] ad\u0131n\u0131 al\u0131rlar. Galaksimiz Samanyolu da b\u00f6yle bir kara delik i\u00e7erir ve bu kara deli\u011fe yak\u0131n y\u0131ld\u0131zlar\u0131n son derece h\u0131zl\u0131 hareket ettiklerinin g\u00f6zlemlenmesi bu bulguyu do\u011frular. \u00d6rne\u011fin bu y\u0131ld\u0131zlardan biri olan S2 adl\u0131 y\u0131ld\u0131z\u0131n g\u00f6zlemlenemeyen karanl\u0131k bir nesnenin \u00e7evresinde en az 11 y\u0131ll\u0131k bir dolan\u0131m hareketinde bulundu\u011fu g\u00f6zlemlenmi\u015ftir. Bu y\u0131ld\u0131z\u0131n eliptik y\u00f6r\u00fcngesi s\u00f6z konusu karanl\u0131k cisimden 20 astronomik birim uzakl\u0131\u011f\u0131ndad\u0131r ve karanl\u0131k cisim s\u0131n\u0131rl\u0131 hacmine kar\u015f\u0131n 2,3 milyon g\u00fcne\u015f k\u00fctlesi kadar bir k\u00fctleye sahiptir. Kara delikten ba\u015fka, s\u0131n\u0131rl\u0131 hacmine kar\u015f\u0131n b\u00f6yle yo\u011fun madde i\u00e7eren bir cisim \u00f6rne\u011fine \u015fimdiye dek rastlanmam\u0131\u015ft\u0131r.<\/p>\n
Orta kara delikler yak\u0131n zamanlarda ke\u015ffedilmi\u015f olup, k\u00fctleleri 100 g\u00fcne\u015f k\u00fctlesi ile 10.000 g\u00fcne\u015f k\u00fctlesi aral\u0131\u011f\u0131nda de\u011fi\u015fir. 1970\u2019li y\u0131llarda orta k\u00fctleli kara deliklerin k\u00fcresel y\u0131ld\u0131z k\u00fcmelerinde olu\u015ftu\u011fu hipotezi ortaya at\u0131lm\u0131\u015f, fakat bu hipotezi destekleyecek hi\u00e7bir g\u00f6zlem elde edilememi\u015fti. 2000\u2019li y\u0131llar\u0131n g\u00f6zlemleri parlakl\u0131k-\u00f6tesi veya \u201c a\u015f\u0131r\u0131 parlak X \u0131\u015f\u0131n\u0131 kaynaklar\u0131\u201dn\u0131n varl\u0131\u011f\u0131n\u0131 ortaya koydu. Bu kaynaklar hi\u00e7 de dev kara deliklerin bulundu\u011fu galaksi \u00e7ekirdeklerine ba\u011fl\u0131 g\u00f6r\u00fcnm\u00fcyorlad\u0131. Ayr\u0131ca g\u00f6zlemlenen X \u0131\u015f\u0131nlar\u0131 miktar\u0131, \u201cEddington limiti\u201dne (y\u0131ld\u0131zsal kara delik i\u00e7in maksimum limit) e\u015fit bir oranla madde kat\u0131l\u0131m\u0131 g\u00f6z \u00f6n\u00fcnde bulunduruldu\u011funda, 20 g\u00fcne\u015f k\u00fctleli bir kara delik taraf\u0131ndan \u00fcretilemeyecek kadar \u00e7oktu<\/p>\n
Mikro kara delikler veya kuantum kara delikleri de denilen “ilksel kara delikler” \u00e7ok k\u00fc\u00e7\u00fck boyutlarda olan kara deliklerdir. Bunlara \u201cilksel\u201d ad\u0131n\u0131n verilme nedeni, B\u00fcy\u00fck Patlama s\u0131ras\u0131nda olu\u015ftuklar\u0131n\u0131n san\u0131lmas\u0131ndand\u0131r. “\u0130lksel kozmos”da k\u00fc\u00e7\u00fck \u00f6l\u00e7ekli a\u015f\u0131r\u0131 yo\u011funla\u015fmalar\u0131n \u00e7ekimsel i\u00e7e \u00e7\u00f6kmesiyle olu\u015ftuklar\u0131 san\u0131lmaktad\u0131r. 1970\u2019li y\u0131llarda \u00fcnl\u00fc fizik\u00e7ilerden Stephen Hawking ve Bernard Carr kara deliklerin ilksel kozmosdaki olu\u015fum mekanizmas\u0131 \u00fczerine ara\u015ft\u0131rmalarda bulundular ve kara delik kavram\u0131n\u0131 geli\u015ftirerek “mini kara delik” ad\u0131 verilen, y\u0131ld\u0131zsal kara deliklere nazaran son derece k\u00fc\u00e7\u00fck kara deliklerin bol miktarda bulundu\u011fu sonucuna vard\u0131lar. Bu kara deliklerin k\u00fctleleri bak\u0131m\u0131ndan yo\u011funluklar\u0131 ve da\u011f\u0131l\u0131mlar\u0131 hen\u00fcz bilinmemekteyse de, bunlar\u0131 belirleyen etkenlerin ilksel kozmosdaki yani “kozmik \u015fi\u015fkinlik”teki h\u0131zl\u0131 geni\u015fleme evresine ili\u015fkin ko\u015fullarla ilgili oldu\u011fu san\u0131lmaktad\u0131r. Bu k\u00fc\u00e7\u00fck k\u00fctleli kara deliklerin \u2013e\u011fer var iseler- bir gama \u0131\u015f\u0131n\u0131m\u0131 yaymalar\u0131 gerekir. I\u015f\u0131n\u0131mlar\u0131 muhtemelen INTEGRAL gibi uydular taraf\u0131ndan ke\u015ffedilecektir.<\/p>\n
Y\u00fcksek enerjili fiziksel \u00f6rnekler \u00fczerinde \u00e7al\u0131\u015fan baz\u0131 fizik\u00e7ilere g\u00f6re bu kara deliklerin daha k\u00fc\u00e7\u00fck benzer \u00f6rnekleri Cenevre yak\u0131nlar\u0131ndaki LHC gibi “par\u00e7ac\u0131k h\u0131zland\u0131r\u0131c\u0131\u201d kullan\u0131larak laboratuvarda da olu\u015fturulabilir.<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"
T\u00fcm d\u00fcnyada yank\u0131 bulan bu geli\u015fme sonras\u0131 kara deliklerin ne oldu\u011fu ve nas\u0131l olu\u015ftu\u011fu merak edildi. Peki Kara delik nedir? Nas\u0131l olu\u015fur? Kara delik kavram\u0131 ilk olarak ne zaman ortaya \u00e7\u0131kt\u0131? D\u00fcnya’ya yak\u0131n kara delik var m\u0131? \u0130\u015fte uzay\u0131n en gizemli yap\u0131s\u0131 kara delikler hakk\u0131ndaki t\u00fcm detaylar… Kara delik, astrofizikte, \u00e7ekim alan\u0131 her t\u00fcrl\u00fc maddesel […]<\/p>\n","protected":false},"author":23,"featured_media":0,"comment_status":"closed","ping_status":"closed","sticky":false,"template":"","format":"standard","meta":{"_acf_changed":false,"inline_featured_image":false,"footnotes":""},"categories":[506],"tags":[],"class_list":["post-83439","post","type-post","status-publish","format-standard","hentry","category-astronomi"],"acf":[],"yoast_head":"\n