Kara delik nedir, nasıl oluşur, içine düşen neyle karşılaşır ve sonunda ne olur?
Kara delik, kütlesi öylesine küçük bir bölgeye sıkışmış bir nesnedir ki uzay-zamanı ışığın bile kaçamayacağı kadar büker. Yıldızsal kara delikler, Güneş’in yaklaşık 20 katından ağır bir yıldız yakıtını tüketip çöktüğünde doğar; galaksi merkezlerindeki devlerin nasıl oluştuğu ise hâlâ bilinmiyor. Filmlerin aksine kara delik bir elektrikli süpürge değildir: Güneş’in yerine aynı kütlede bir kara delik konsaydı Dünya içine çekilmez, yalnızca karanlıkta kalırdı.
Kara delikler, çok büyük bir kütlenin çok küçük bir hacme sıkıştığı nesnelerdir. Güneş’in bütün kütlesini yaklaşık 6 km çapında bir küreye sıkıştırdığınızı düşünün. Madde bu kadar sıkışınca uzay-zaman dokusu öylesine bükülür ki, ışık bile kaçamaz.
Dev yıldızlar yakıtlarını tükettiklerinde kendi içlerine çökerler. Bu çöküş durdurulamaz bir noktaya geldiğinde, bir kara delik doğar.
Yıldızsal kara delik, büyük bir yıldızın ölümünden doğar. Güneş’in sekiz katından ağır bir yıldızın yakıtı bitince çekirdeği kendi ağırlığı altında çöker, dış katmanları süpernova patlamasıyla uzaya savrulur. Geride kalan çekirdek yaklaşık üç Güneş kütlesini aşıyorsa bilinen hiçbir kuvvet çöküşü durduramaz ve çekirdek kara deliğe dönüşür.
Bir yıldız, hayatı boyunca iki kuvvet arasında dengede durur. Kütleçekimi maddeyi merkeze doğru sıkıştırır; çekirdekte atom çekirdeklerinin birleşmesiyle açığa çıkan enerji ise bu sıkışmaya karşı koyar. NASA’nın anlattığı sırayla büyük bir yıldız önce hidrojeni helyuma, sonra helyumu karbona, ardından karbonu neona, neonu oksijene, oksijeni silisyuma ve en sonunda silisyumu demire çevirir. Her yeni yakıt bir öncekinden daha az zaman kazandırır; silisyumdan demire geçildiğinde yakıt birkaç gün içinde biter.
Demirde zincir kopar, çünkü demiri daha ağır bir elemente dönüştürmek enerji vermez, enerji ister. Karşı koyan basınç ortadan kalkınca çekirdek içine düşer. NASA’ya göre sıcaklık 100 milyar kelvini aşar, elektronlarla protonlar birleşip nötronlara dönüşür ve bu nötronlar yaklaşık bir saniye boyunca merkeze doğru düşer. Sonra geri seker ve yıldızın dış katmanlarını dağıtan bir şok dalgası doğar: süpernova. Patlama, yıldızın içinde üretilen elementleri uzaya saçar; NASA’ya göre periyodik tablodaki elementlerin neredeyse tamamı bir yıldızın hayatında ya da ölümünde üretildi.
Geride ne kalacağını çekirdeğin kütlesi belirler. Britannica’ya göre çöken çekirdek yaklaşık üç Güneş kütlesinin altındaysa sıkışan nötronların basıncı çöküşü durdurur ve çapı 20 kilometre civarında bir nötron yıldızı oluşur. Çekirdek bu sınırı aşarsa nötronlar da dayanamaz ve çöküş kara delikle biter. NASA kabaca şöyle ayırır: Güneş’in 8 ile 20 katı arasındaki yıldızlar nötron yıldızı, daha ağırları kara delik bırakır. Sınır keskin değildir. Yıldızın rüzgârlarla kaybettiği kütle geride kalacak cismi sınırlar; bir nötron yıldızının kara deliğe dönüşmeden taşıyabileceği en yüksek kütle de NASA’ya göre hâlâ gözlemlerle belirlenmeye çalışılıyor.
Galaksi merkezlerindeki milyonlarca, hatta milyarlarca Güneş kütlesindeki devlerin nasıl oluştuğu ise hâlâ açık bir soru; Britannica, büyük gaz kütlelerinin çökerek bu devleri oluşturduğu fikrini gökbilimcilerin bir tahmini olarak aktarır.
Nobel ödülünü veren İsveç Kraliyet Bilimler Akademisi’nin 2020 basın bildirisine göre Einstein kara deliklerin gerçekten var olduğuna inanmıyordu. Ölümünden on yıl sonra, Ocak 1965’te, Roger Penrose kara deliklerin gerçekten oluşabileceğini kanıtladı ve onları ayrıntılı biçimde tanımladı; bildiriye göre kara deliklerin merkezinde, bilinen doğa yasalarının işlemez hâle geldiği bir tekillik saklıdır. Akademi 2020 Nobel Fizik Ödülü’nün yarısını, kara delik oluşumunun genel göreliliğin sağlam bir öngörüsü olduğunu keşfettiği için Penrose’a verdi.
Çünkü olay ufkunun içinde kaçış hızı ışık hızını aşar. Bir cismin çekiminden kurtulmak için gereken hız, kütle arttıkça ve cisim küçüldükçe büyür. Bir kütle Schwarzschild yarıçapı denen sınırın içine sıkıştırılırsa kurtulmak için saniyede yaklaşık 300 bin kilometreden hızlı gitmek gerekir. Işık dahil hiçbir şey bu kadar hızlı gidemez.
Kaçış hızı, bir cismin başka bir cismin kütleçekiminden kurtulmak için ulaşması gereken hızdır ve iki şeye bağlıdır: kütleye ve merkeze olan uzaklığa. NASA’nın örneğinde Dünya’dan kurtulmak isteyen bir roketin saniyede 11,2 km hıza ulaşması gerekir. Aynı kütle, çapı yarıya inmiş bir gezegene sıkıştırılsaydı bu hız saniyede 15,8 km’ye çıkardı. Kütle aynı kaldı ama yüzey merkeze yaklaştı.
Sıkıştırmayı sürdürürseniz bir noktada kaçış hızı ışık hızına ulaşır. NASA’ya göre Dünya’nın bütün kütlesi 9 milimetre yarıçaplı bir küreye, yani çapı 2 santimetreyi bulmayan bir bilyeye sıkıştırılsaydı bu sınıra gelinirdi. Güneş için aynı yarıçap yaklaşık 3 kilometredir.
Dünya'yı bir kara delik yapmak için ne kadar sıkıştırmalıyız?
Dünya (çapı 12.742 km)
Bu sınıra Schwarzschild yarıçapı denir; adını, Einstein’ın kütleçekim denklemlerinin ilk tam çözümünü 1916’da veren Alman gökbilimci Karl Schwarzschild’den alır. Bu yarıçaptaki küre olay ufkudur. Olay ufku katı bir yüzey değil, bir sınırdır; içine giren madde merkeze düşer.
Yarıçap kütleyle doğru orantılı büyür. Britannica’ya göre Güneş’in 10 katı kütledeki bir kara deliğin olay ufku yarıçapı 30 km’dir. NASA’nın simüle ettiği, Samanyolu’nun merkezindekine denk 4,3 milyon Güneş kütlesindeki bir kara deliğin olay ufkunun çapı ise yaklaşık 25 milyon km’dir; bu, Dünya ile Güneş arasındaki uzaklığın yaklaşık yüzde 17’si. NASA’ya göre olay ufkunda uzay-zamanın kendisi ışık hızıyla içeri akar. Işık bu akıntıya karşı en fazla ışık hızıyla ilerleyebildiği için dışarı çıkamaz.
Schwarzschild yarıçapı R = 2GM/c² ile hesaplanır: G evrensel kütleçekim sabiti, M kütle, c ışık hızıdır (saniyede 299.792.458 metre). Kütle formülün pay kısmında durduğu için kütle iki katına çıkınca yarıçap da iki katına çıkar. Britannica’ya göre bir insanın Schwarzschild yarıçapı 10⁻²³ santimetre mertebesindedir, yani bir atom çekirdeğinden çok daha küçüktür.
Geri dönüşü olmayan nokta. Burayı geçen hiçbir şey, ışık dahil, evrenin geri kalanına dönemez.
Genel göreliliğin öngördüğü, maddenin sonsuz yoğunluğa ezildiği merkez. Gerçekten var mı, yoksa teorinin çöktüğü yer mi, henüz bilinmiyor.
Kara deliğin etrafında dönen sıcak gaz diski. En içteki gaz ışık hızına yakın döner; yıldızsal kara deliklerde milyonlarca dereceye ısınarak X-ışını yayar.
Filmlerin aksine, kara delikler bir “elektrikli süpürge” değildir.
Güneş’in yerine aynı kütlede bir kara delik koysaydık Dünya içine çekilmez, yörüngesinde dönmeye devam ederdi; yalnızca karanlıkta ve soğukta kalırdık. (Güneş bunun için yeterince ağır değil; ömrünü beyaz cüce olarak bitirecek.)
Bir kara deliğe ayaklarınız önde düşerseniz ayaklarınıza etki eden çekim, başınızınkinden o kadar güçlü olur ki makarna gibi uzarsınız. Küçük kara deliklerde bu, olay ufkuna varmadan olur; Sagittarius A* gibi bir devde ise ufku parçalanmadan geçer, uzamaya içeride başlarsınız.
(Astronota dokunun ya da üzerine gelin)
Güneş’in birkaç katından yüzlerce katına kadar kütleli olabilir; Güneş’in yaklaşık 20 katından ağır bir yıldız çöktüğünde doğar. Yalnızca Samanyolu’nda 100 milyon kadar olabileceği tahmin ediliyor.
Güneş’in yüz binlerce ile milyarlarca katı kütle! Galaksimizin kalbindeki Sagittarius A* (4 milyon) ve M87’deki dev (6,5 milyar) bu türdendir.
Güneş’in yaklaşık yüz katından yüz binlerce katına kadar kütleli; varlıkları hâlâ araştırılıyor.
Kara deliğin kendisi ışık yaymaz, ama çevresine yaptığı etki ölçülebilir. Gökbilimciler kara delikleri başlıca dört yoldan bulur: içeri düşmeden önce aşırı ısınıp X-ışını yayan gazdan, görünmeyen bir kütlenin çevresinde hızla dolanan yıldızlardan, birleşen kara deliklerin yaydığı kütleçekim dalgalarından ve olay ufkunun parlak gaz üzerinde bıraktığı gölgenin fotoğrafından.
Cygnus X-1, yaklaşık 21 Güneş kütlesi.
Sagittarius A*, yaklaşık 4 milyon Güneş kütlesi.
GW150914: 29 ve 36 Güneş kütlesindeki iki kara delik tek bir kara deliğe dönüştü.
M87*, 6,5 milyar Güneş kütlesi.
Kara delik bir yıldızla çift sistem oluşturuyorsa, yoldaşından çektiği gaz içeri düşmeden önce aşırı ısınır ve bol miktarda X-ışını yayar. En ünlü örnek Kuğu takımyıldızındaki Cygnus X-1’dir: mavi bir süperdev ile görünmeyen bir yoldaş 5,6 günde bir birbirinin çevresinde döner. 2021’de Science dergisinde yayımlanan ölçüme göre görünmeyen yoldaş yaklaşık 21 Güneş kütlesindedir ve Dünya’dan yaklaşık 7.200 ışık yılı uzaktadır. Bu, bir nötron yıldızının taşıyabileceği kütlenin çok üstündedir. Stephen Hawking bir zamanlar Cygnus X-1’de kara delik olmadığına dair iddiaya girmiş ve kaybetmişti.
Reinhard Genzel ve Andrea Ghez’in yönettiği iki ayrı ekip, 1990’ların başından beri Samanyolu’nun merkezindeki Sagittarius A* bölgesini izledi; Genzel’in ekibi Şili’deki teleskopları (önce NTT’yi, sonra VLT’yi), Ghez’in ekibi Hawaii’deki Keck Gözlemevi’ni kullandı. İki ekip de aynı sonuca vardı: yaklaşık 4 milyon Güneş kütlesi, Güneş Sistemi’nden büyük olmayan bir bölgeye sıkışmış. S2 adlı yıldız bu görünmez kütlenin çevresini 16 yıldan kısa sürede dolanır. Genzel ve Ghez bu keşifle 2020 Nobel Fizik Ödülü’nün yarısını paylaştı.
14 Eylül 2015’te ABD’nin Louisiana ve Washington eyaletlerindeki iki LIGO dedektörü, uzay-zamanda ilerleyen bir dalgalanmayı yakaladı. Sinyal, yaklaşık 1,3 milyar yıl önce birleşen, Güneş’in 29 ve 36 katı kütledeki iki kara delikten geliyordu. Birleşmede yaklaşık üç Güneş kütlesi saniyenin küçük bir kesrinde kütleçekim dalgasına dönüştü. GW150914 adı verilen bu olay, iki kara deliğin çarpışmasının ilk gözlemiydi.
Event Horizon Telescope (EHT) ise dünyanın farklı yerlerindeki sekiz radyo teleskobunu birleştirip Dünya büyüklüğünde sanal bir teleskop gibi çalışır. 2017’de topladığı verilerden, 2019’da 55 milyon ışık yılı uzaktaki M87 galaksisinin merkezindeki 6,5 milyar Güneş kütlesindeki kara deliğin, 2022’de de Sagittarius A*’nın görüntüsünü yayımladı. Görünen şey kara deliğin kendisi değil, çevresindeki parlak gazın ortasındaki karanlık gölgedir. ESO’nun benzetmesiyle Sagittarius A* gökyüzünde bize Ay’ın üzerine konmuş bir donut kadar küçük görünür.
Daha yavaş akar. Güçlü kütleçekiminin yakınındaki bir saat, uzaktaki bir gözlemcinin saatine göre geride kalır; oradan gelen ışığın dalga boyu da uzar, yani ışık kırmızıya kayar. Bu yüzden olay ufkuna düşen bir cisim, uzaktan bakan biri için giderek yavaşlar, kızarır ve sönükleşir. Cismin ufku geçtiği an dışarıdan hiçbir zaman görülmez.
Bu etki kara deliklere özgü değildir, yalnızca orada uç noktaya varır. Einstein’ın genel görelilik kuramına göre kütle uzay-zamanı büker ve güçlü bir kütleçekimi kaynağının yakınında zaman daha yavaş geçer. ABD Ulusal Standartlar ve Teknoloji Enstitüsü (NIST) bunu 2010’da, her biri tek bir alüminyum iyonuna dayanan iki atom saatiyle, yalnızca 33 santimetrelik bir yükseklik farkında ölçtü: merdivende iki basamak yukarıda duran biri daha hızlı yaşlanır. Fark, 79 yıllık bir ömür boyunca toplam yaklaşık 90 nanosaniyedir, yani saniyenin milyarda 90’ı.
Kara deliğin yakınında fark dakikalarla ölçülür. NASA Goddard’dan astrofizikçi Jeremy Schnittman’ın 2024’te yayımlanan simülasyonunda bir astronot, Samanyolu’nun merkezindekine denk bir kara deliğin olay ufkuna çok yaklaşıp geri dönen 6 saatlik bir yolculuk yapar. Uzakta bekleyen ana gemiye döndüğünde arkadaşlarından 36 dakika daha gençtir. Farkın bir kısmı kütleçekiminden, bir kısmı ışık hızına yakın hareketten gelir.
Kütleçekimi kuyusundan tırmanan ışığın dalga boyu uzar; buna kütleçekimsel kırmızıya kayma denir. Görünüşte Doppler kaymasına benzer, ama sebebi kaynağın hareketi değil kütleçekimidir. ESO’nun Şili’deki Çok Büyük Teleskobu (VLT), Mayıs 2018’de S2 yıldızı galaksimizin merkezindeki kara deliğin yakınından geçerken ışığında bu kaymayı ölçtü; sonuç genel göreliliğin öngörüsüyle tam olarak örtüştü.
Olay ufkuna yaklaşan bir cisimde bu iki etki üst üste biner. NASA’ya göre uzaktan bakan biri için düşen cismin görüntüsü yavaşlar ve ufkun hemen önünde donmuş gibi kalır; gökbilimcilerin kara deliklere başlangıçta donmuş yıldız demesinin sebebi budur. Ancak ışık hem kızarır hem zayıflar, bu yüzden görülen şey donmuş bir heykel değildir: cisim giderek sönükleşir ve kısa sürede gözden kaybolur.
NASA’nın simülasyonunu hazırlayan Jeremy Schnittman’a göre, 2014 yapımı Interstellar filmindeki gibi hızla dönen bir kara delikte etki çok daha büyük olurdu: aynı türden bir yolculuktan dönen astronot, gemideki arkadaşlarından 36 dakika değil, yıllarca genç dönerdi.
Ne yaşayacağınız, kimin gözünden bakıldığına ve kara deliğin büyüklüğüne bağlıdır. Uzaktaki bir arkadaşınız sizi ufka yaklaştıkça yavaşlarken, kızarıp sönükleşirken görür ve ufku geçtiğinizi hiç görmez. Siz ise büyük bir kara delikte, genel göreliliğe göre, ufkun üzerinden geçerken özel bir şey hissetmezsiniz. Ama bir kez geçtikten sonra geri dönüş yoktur.
Kara deliğin boyutu, ufka canlı varıp varamayacağınızı belirler. NASA’dan Jeremy Schnittman’a göre yıldızsal kara deliklerin olay ufku küçük, gelgit kuvvetleri güçlüdür; yaklaşan bir cismi daha ufka varmadan parçalayabilirler. Physics FAQ’daki kaba bir hesaba göre yaklaşık bin Güneş kütlesinden büyük kara deliklerde durum muhtemelen tersine döner ve ufka sağ salim varılabilir. NASA’nın 2024 simülasyonu da kamerayı, Samanyolu’nun merkezindekine denk 4,3 milyon Güneş kütlesindeki bir kara deliğe gönderir.
Düşen kamera için yolculuk yaklaşık 3 saat sürer; bu sürede kamera kara deliğin çevresinde her biri 30 dakika süren iki tura yakın dönüş yapar. Uzaktan izleyen biri için ise kamera ufka hiç varmaz: görüntüsü giderek yavaşlar, ufkun hemen önünde donmuş gibi durur, ışığı kızarıp sönükleşerek kaybolur. İki anlatım birbiriyle çelişmez, çünkü zaman iki gözlemci için aynı hızda akmaz.
Ufkun içinde her yol merkeze çıkar. NASA’ya göre orada uzay-zamanın kendisi merkeze doğru akar ve kamerayı da beraberinde götürür. Kamera ufku geçtikten 12,8 saniye sonra spagettileşerek parçalanır. Bu noktada merkezdeki tekilliğe yalnızca yaklaşık 128.000 km kalmıştır ve yolculuğun bu son kısmı göz açıp kapayıncaya kadar biter.
Ufukta gerçekten hiçbir şey hissedilmeyeceği ise kesin değil. Aşağıda, bilgi paradoksu bölümünde anlatılan ateş duvarı fikri, düşen kişinin tam ufukta yanabileceğini öne sürer. Bu tartışma da henüz sonuçlanmadı.
Uzaktan bakan: düşen cisim yavaşlar, ufkun hemen önünde donmuş gibi durur, ışığı kızarır ve söner; ufku geçtiği an hiç görülmez. Düşen: yaklaşık 3 saatte ufka varır, genel göreliliğe göre ufukta özel bir şey hissetmez, ufku geçtikten 12,8 saniye sonra gelgit kuvvetleri onu parçalar. Sayılar NASA’nın 4,3 milyon Güneş kütlesindeki kara delik simülasyonundan.
Bilgi paradoksu, buharlaşan bir kara deliğin içine düşmüş şeylerin bilgisine ne olduğu sorusudur. Kuantum fiziğine göre bilgi biçim değiştirebilir, ama ilke olarak silinmez. Stephen Hawking’in hesabına göre ise kara delikten çıkan ışıma içeri düşenler hakkında bilgi taşımaz. İkisi birlikte doğru olamaz ve yaklaşık 50 yıldır süren tartışma hâlâ kesin bir sonuca varmadı.
Sorun, Hawking’in 1975’te yazıp 1976’da yayımladığı bir makalede ortaya çıktı: Hawking’e göre olay ufkunun ardına düşen bilgi, kara delik tamamen buharlaştıktan sonra bile geri gelmez. Caltech fizikçisi John Preskill bunu bir ansiklopediyle anlatır. Ansiklopedinin A cildini de B cildini de yaksanız alevler ve kül birbirine çok benzer; yine de kuantum fiziğine göre yeterince usta ve yeterince gelişmiş teknolojiye sahip biri, alevlere ve küle bakarak yanan cildin içeriğini ilke olarak çözebilmelidir. Hawking, kara deliğe atılan bir cilt için bunun mümkün olmadığını savundu.
Bu fikir fizikçileri böldü. Preskill’in aktarımına göre Hawking gibi kütleçekimi fiziğinden gelen pek çok fizikçi onun sonucunu kabul etti. Parçacık fiziğinden gelenlerin çoğu ise bilginin bir biçimde kara delikten kaçabildiğini, ama bunun nasıl olduğunu anlamak için kuantum etkileriyle kütleçekimini birlikte açıklayan yeni bir anlayışa ihtiyaç olduğunu düşündü; Gerard ’t Hooft ve Leonard Susskind bu görüşün önde gelen savunucularıydı. Hawking yaklaşık 30 yıl savunduğu görüşten 21 Temmuz 2004’te Dublin’deki bir konferansta vazgeçti ve Preskill’le girdiği bahsi kaybettiğini kabul etti.
Bilgi kurtulsa bile sorun bitmedi. Ahmed Almheiri, Donald Marolf, Joseph Polchinski ve James Sully 2013’te yayımlanan makalelerinde üç varsayımın birlikte doğru olamayacağını savundu: Hawking ışımasının içeri düşenlerin bilgisini eksiksiz taşıması, bu bilginin ufkun hemen yakınından yayılması ve ufka düşen bir gözlemcinin orada olağandışı hiçbir şeyle karşılaşmaması. Yazarlara göre en tutucu çözüm, düşen gözlemcinin ufukta yanmasıdır; bu fikre ateş duvarı denir. Amerikan Fizik Derneği’nin (APS) 2013’teki yazısına göre ateş duvarı paradoksu tartışmalı ve çözümsüzdü.
2021’de Reviews of Modern Physics dergisinde yayımlanan bir derlemeye göre son yıllarda geliştirilen yöntemler, Hawking ışımasının entropisini bilginin korunduğu bir buharlaşmayla uyumlu biçimde hesaplamanın yolunu buldu. Aynı derlemeye göre ışımanın tam kuantum durumunu, yani bilginin ışımaya tam olarak nasıl yazıldığını hesaplamak hâlâ çözülmemiş bir problem.
Hawking, 21 Temmuz 2004’te Dublin’deki GR17 konferansında Preskill’le girdiği bahsi kaybettiğini kabul etti ve ödül olarak ona 2.688 sayfalık bir beyzbol ansiklopedisi verdi. Preskill’e göre basılı ansiklopedi doğru seçimdi: kara delik gibi ağırdı ve içindeki bilgiyi çıkarmak da uzun sürüyordu. Hawking’in bahis ortağı Kip Thorne ise o gün henüz pes etmemişti.
İngiliz papaz John Michell, Kasım 1783’te Henry Cavendish’e yazdığı ve sonradan Royal Society’nin dergisinde yayımlanan makalede, Güneş’le aynı yoğunlukta ama yarıçapı Güneş’inkinin 500 katı olan bir yıldızın kendi ışığını bile geri çekeceğini hesapladı. Böyle bir yıldız görünmez olurdu; Pierre-Simon Laplace benzer bir fikri 1796’da ondan bağımsız olarak öne sürdü.
Einstein 1915 sonunda genel görelilik kuramını ortaya koyduktan hemen sonra Karl Schwarzschild, kuramın denklemlerini küresel bir kütlenin çevresi için çözdü. Olay ufkunun yarıçapı bugün onun adını taşıyor, ama bu çözümün bir kara deliği anlattığı uzun süre anlaşılmadı.
Subrahmanyan Chandrasekhar, yakıtı biten bir yıldızın beyaz cüce olarak dengede kalabileceği bir üst kütle sınırı olduğunu gösterdi; bu sınır Güneş kütlesinin yaklaşık 1,44 katıdır ve onu aşan bir yıldız çekirdeği çökmeye devam eder. Chandrasekhar yıldızların yapısı ve evrimi üzerine çalışmalarıyla 1983 Nobel Fizik Ödülü’nü William Fowler’la paylaştı.
Robert Oppenheimer ile öğrencisi Hartland Snyder, bütün nükleer yakıtı tükenmiş yeterince ağır bir yıldızın durmaksızın çökeceğini gösterdi. Yıldızın içindeki basıncı yok sayan basitleştirilmiş modellerine göre dışarıdaki bir gözlemci, yıldızın kütleçekim yarıçapına giderek yaklaştığını ve yüzeyinden gelen ışığın gitgide kızardığını görür.
Roger Penrose, genel görelilik kuramına göre kara deliklerin gerçekten oluşabileceğini ve kuramın, bir kara deliğin merkezinde bilinen doğa yasalarının işlemez hâle geldiği bir tekillik öngördüğünü matematiksel olarak kanıtladı. Makalesi Ocak 1965’te Physical Review Letters’ta yayımlandı.
“Kara delik” adı basında ilk kez Ocak 1964’te gazeteci Ann Ewing’in Science News Letter’daki bir haberinde geçti; adı ilk kimin kullandığı bilinmiyor. Fizikçi John Wheeler’ın Aralık 1967’de New York’taki bir konuşmasında ve 1968’de genel okura yönelik bir yazısında kullanmasıyla yaygınlaştı.
Cygnus X-1, 1964’te bir X-ışını kaynağı olarak bulundu. 1971’de iki ekip, onun yanındaki mavi süperdev yıldızın hareketini birbirinden bağımsız ölçtü: bir yanda Thomas Bolton, öbür yanda Louise Webster ile Paul Murdin. Sonuçlar 1972 başında yayımlandı. Görünmeyen eş için hesaplanan kütle, bir nötron yıldızının alabileceği en yüksek değeri aştığı için Cygnus X-1 ilk yıldız kütleli kara delik adayı oldu.
Stephen Hawking, kuantum etkileri hesaba katılınca bir kara deliğin belli bir sıcaklığı olan bir cisim gibi parçacık yayması ve bu yüzden yavaş yavaş kütle kaybetmesi gerektiğini hesapladı. Bu kuramsal ışımaya bugün Hawking ışıması deniyor; Güneş kütlesindeki bir kara delik için bu süreç evrenin yaşından çok daha uzun sürer.
LIGO’nun iki dedektörü 14 Eylül 2015’te, her biri Güneş’in yaklaşık 30 katı kütlede iki kara deliğin 1,3 milyar ışık yılı ötede birleşmesinden gelen kütleçekim dalgalarını yakaladı. Keşif 11 Şubat 2016’da duyuruldu ve 2017 Nobel Fizik Ödülü Rainer Weiss, Barry Barish ve Kip Thorne’a verildi.
Olay Ufku Teleskobu (EHT) 10 Nisan 2019’da, M87 galaksisinin merkezindeki kara deliğin karanlık gölgesini ve onu çevreleyen halka biçimli yapıyı gösteren ilk görüntüyü yayımladı. 55 milyon ışık yılı uzaktaki bu kara deliğin kütlesi Güneş’in 6,5 milyar katı; görüntü, sekiz radyo teleskobunun Dünya büyüklüğünde tek bir teleskop gibi çalıştırılmasıyla elde edildi.
Nobel Fizik Ödülü’nün yarısı, kara deliklerin genel göreliliğin doğrudan sonucu olduğunu gösteren Roger Penrose’a verildi. Diğer yarısını, 1990’ların başından beri Samanyolu’nun merkezindeki yıldızların yörüngelerini izleyip orada Güneş’in yaklaşık 4 milyon katı kütlede görünmez bir cisim bulan Reinhard Genzel ve Andrea Ghez paylaştı.
EHT, 12 Mayıs 2022’de kendi galaksimizin merkezindeki Sagittarius A*’nın ilk görüntüsünü yayımladı. Yaklaşık 27.000 ışık yılı uzaktaki bu kara delik Güneş’ten 4 milyon kat ağır ve görüntü, orada bir kara delik bulunduğunun ilk doğrudan görsel kanıtı oldu.
Yaklaşık yüz trilyon yıl sonra yeni yıldız doğmaz olacak; evrende sönmüş yıldız artıkları kalacak: beyaz cüceler, nötron yıldızları ve kara delikler. Protonların da bir gün bozunduğu varsayılırsa, çok daha uzak bir gelecekte geriye yalnızca kara delikler kalır. Stephen Hawking’in 1974’te öne sürdüğü teoriye göre onlar da çok yavaş radyasyon yayarak buharlaşacak. Bilinen kara delikler için bu, evrenin bugünkü yaşından kat kat uzun sürer; üstelik bu radyasyon henüz hiçbir kara delikte gözlenmedi. Ve sonunda, evren sessizliğe gömülecek.
Yine de kara deliklerin en cüretkâr teorik akrabası solucan delikleridir: uzayda iki uzak noktayı bağlayan varsayımsal tüneller. Einstein-Rosen köprüsü ise kestirme yol olamaz; Fuller ve Wheeler’ın 1962’de gösterdiği gibi, boğazı ışık bile geçemeden kapanır.
Bu yazıda yayından sonra fark edilip düzeltilen hatalar. Yukarıdaki metin düzeltilmiş hâlidir.
Makale bu tarihte kaynaklarıyla yeniden denetlendi. Aşağıdakiler yayındaki metinde yanlış ya da yanıltıcı olan ifadelerdir; aynı geçişte başka ifadeler de kaynağına göre inceltildi.
Bir hata mı gördün? info@basementonfire.com adresine yaz; doğrulanan düzeltmeler bu sayfada belirtilir. Düzeltme ilkesi