GÖKADALAR

GALAKSİLER

"Işık yılı" dediğimiz astronomi birimi, ışığın bir dünya yılı süresi içinde katettiği mesafedir. Bu da, bizim  metrik sistemimizle 9.5 trilyon kilometre demektir... Gökadaların kendi çapları kabaca yüz bin ışık yılından başlayıp bunun beş altı katına kadar uzanabilir... Gökadalar arası uzaklıklara gelince: En yakın komşumuz olan M31 Andromeda gökadası bizden "yalnızca" 2.9 milyon ışıkyılı uzaklıkta -- yani bize en yakın gökadadır!!..

Bunlar, çevresini onbinlerce yıldır "iki mızrak atımı... tee şu tepeciğin ardı" gibi kavramlarla algılamış ilkel dünyalı yaratığın kolay kolay akıl erdirebileceği büyüklükler değildir...

Evrenin her yöresine dağılmış durumda irili ufaklı bütün gökadalar, çekim gücüyle kümeleşmiş yıldızlar, daha küçük diğer gök cisimleri, dev gaz bulutları, yıldızlar arası toz ve gazlardan  oluşmuş dev kitlelerdir. İçerdikleri yıldız sayısı, yüzbinlerle ölçülebilecek kadar mütevazi; yada milyarlarla ifade edilecek, aklın alamayacağı kadar çok da olabilir. Kendi aralarında "üstküme" yada "süperküme" diyebileceğimiz şekilde gruplaşmalar da sözkonusudur.

Gökbilimciler gökadaları biçim ve görünümlerine göre sınıflıyorlar. Düzensiz biçim gösteren gökadalar genelde genç yıldızlar, toz ve gazlardan oluşurken; sarmal biçimli gökadaların ağırlıklı olarak orta-yaşlı yıldızlar ile gaz ve toz bulutlarından oluştuğu görülür. Bu tür gökadalar disk şeklinde olup, dönerken uçlarından dışarı doğru birer kol vermek eğilimindedir.

Bir sonraki sınıf ise elips biçimindeki gökadaları içine alır. Bunlar başlıca yaşlı yıldızlardan oluşurken, gaz ve toz miktarı da belirgin derecede azdır. Çok değişik şekiller alabilirler. Yuvarlak, yassı, yada uzamış silindirik yapıda olabilirler.

Bizim gökadamıza, biliyorsunuz, "Samanyolu" adını veriyoruz. Bir önceki sayfada bu sözcüğün kökeni üzerinde durmuştuk...

Evreni oluşturan milyarlarca gökadadan biri olan Samanyolu gökadamız, en son kestirimlere göre 200-400 milyar yıldız ve tabii binlerle ifade edilen sayılarda bulutsuya (nebula) evsahipliği yapıyor. Tipik bir sarmal gökada örneği olan Samanyolu gökadasının, merkezde bir çekirdek bölgesi ve onu çevreleyen spiral kolları olduğu biliniyor.

12 milyar yılı aşan yaşına karşın oluşumunu halâ sürdürüyor. 12 milyar yıl... Tıpkı mesafe kavramlarında olduğu gibi, onbinlerce yıldır zamanı birkaç kuşaklık insan ömrü ile tanımlamaya alışmış Dünyalı ilkel yaratık için yine kavranması çok zor bir zaman dilimi...

Doppler etkisi karşılaştırmaları ile, bütün gökadaların evrende birbirlerinden hızla uzaklaşmakta oldukları sonucuna varılmıştır. Bu saptama, tabiatıyla, evrenin başlangıcına ilişkin "Büyük Patlama" kuramını destekler niteliktedir.

Samanyolu, çubuk sarmal gökada sınıfındadır. Mahalli grupta, Virgo Süperkümesinde yer alır. Güneş Sistemi'ni de içinde barındırır. İlk kez Democritus (M.Ö. 450- M.Ö 370) galaksinin varlığını iddia etmiştir. Galaksinin merkezi yaklaşık 80.000 - 100.000 ışık yılı olarak hesaplanmıştır.

 

Samanyolu galaksisinin güneş sisteminden görünümünün 360 derece panaromik fotoğrafı.

KARA DELİKLER

Kimi bilim adamları hemen yanıbaşımızda, yani kendi Samanyolu gökadamızın içinde bile bir Kara Delik var olduğu kanısındalar... Korkutucu bir düşünce...

Kara Delikler nasıl oluşuyor? Dev bir yıldız, kendi çekim gücü etkisiyle kendi merkezine çöküşerek inanılmaz yoğunlukta bir gökcismine dönüşür. Artık öyle karşı durulmaz bir çekim gücüne sahiptir ki, yakınına gelen hertürlü maddeyi kendine çeker; hatta ışığı bile hapseder. Nitekim, kara delikleri göremez; varlıklarını ancak çevreleri üzerindeki etkileri ile saptarız.

Günümüzdeki gözde kuram, kara deliklerin "yakıt" ının, buraya çekilen yıldızlar, gaz bulutları ve yıldızlararası toz olduğu şeklinde... Kara deliğin içine emilen gaz, bir hortuma yakalanan hertürlü maddenin tipik davranışı içindedir. Yani, dönerek içeri çekilirken, giderek hız kazanır.

İşte, Hubble Uzay Teleskobu, spektroskopi ölçümleri yaparak, gazların kara delik ağzındaki dönüş hızını ölçebilmiştir. Bu hız, kara delikten kara deliğe farklılık gösterdiği için, artık herbirisinin karakteristik imzası sayılmaktadır.

Bu hız ölçüldüğünde, o kara deliğin kütlesini hesaplama olanağı doğmaktadır. Örneğin, Başak (Virgo) Burcunda, bize 50 ışıkyılı uzaklıktaki M87 gökadasının merkezinde yeralan kara deliğin kütlesi, güneşimizin 3 milyar katı olarak hesaplanmıştır!!

Kara deliklerin incelenmesinde özellikle X-ışınları ile yapılan gözlemler daha verimli olmaktadır. Çünkü X-ışınları, gaz ve toz maddeleri içinde görsel ışığa kıyasla çok daha kolay hareket eder. Yine Hubble Teleskobu aracılığı ile gerçekleştirilen X-ışın gözlemleri, evrende gerçekleşen dev gök olaylarının pekçoğunun kara deliklerin varlığına bağlanabileceği düşüncesini doğurmuştur.

SÜPERNOVALAR

Büyük bir patlama ile kütlesinin büyük bölümünü yitiren dev parlak yıldızlara "süpernova" adı verilmiştir. Bir süpernova patlamasının ilk on saniyesi içinde, bizim güneşimizin 10 milyar yılda ürettiğine eşit miktarda enerji ortaya çıkar... Yine bu on saniye boyunca, olayın içinde gerçekleştiği gökadanın ürettiği toplam enerjiden bile yüksek bir enerji miktarıdır bu...

Süpernovalar, yıldız oluşumunu, özellikle de yarattığı yüksek basınçla büyük kütleli yıldızların oluşumunu tetikleyen mekanizmalardan en önemlisidir. Bu büyük kütleli yeni yıldızlar da gün gelecek yeni süpernova oluşumlarına yol açacaktır.

Başka bir deyişle, çevreleri üzerindeki bütün yıkıcı etkilerine rağmen, süpernovalar ve gökadalar arası çarpışmalar, yeni yıldız oluşumlarının -- yani bir bakıma evrenin sürekliliğinin baş kaynağıdır. Ne var ki, bunu söyledikten sonra, bundan trilyonlarca yıl sonra gerçekleşecek hazin bir tabloya da işaret etmemiz gerekir:

Bir zaman gelecek, tüm yıldızlar yakıtlarını tüketerek ölmeye başlayacaklardır... Bunlar kendi içlerine çökerek kara delikler oluşturacak, izleyen 10 üstü 122 yıl boyunca kara deliklerden çevreye radyasyon (Hawking Işıması) yayılacak... Daha sonra evren dev kara deliklerin buharlaşmasına sahne olacak... Kuantum kuramına göre, herşeyin sonunda, evrendeki en kararlı madde olan demir atomları küçük kara delikler oluşturacak ve bunlar da Hawking ışımasıyla buharlaşacak. Evrenin tek bir hakimi kalacak: KARANLIK.

Herneyse...

Evren ilk oluşumunda, çok büyük oranda hidrojen ve az miktarda helyumdan oluşuyordu. Daha ağır elementler, yıldız adını verdiğimiz dev nükleer fırınlarda; en ağırları ise büyük kütleli yıldızların süpernova olarak patlamasıyla oluştu. Bir yıldızın içindeki sıcaklık ve basınç, demirden ağır elementlerin oluşumuna yetecek enerjiyi sağlayamaz. Bu elementler, ancak, çok yüksek enerjinin ortaya çıktığı süpernova patlamalarında oluşabilir.

Kısacası, naçiz bedenlerimizi oluşturan ağır elementler, örneğin kalsiyum ve karbon, evrenin biryerlerindeki uzak süpernova patlamalarının ürünü... Bizler gerçek anlamda yıldızların çocuklarıyız...

BULUTSULAR

NEBULA'LAR

Bulutsu adı verilen dev oluşumlar, yıldızlararası toz ve gaz bulutlarıdır. Bunlardan görülebilir olanları, bu özelliği yakınlarında bulunan yıldızlardan ışık yansıması ile kazanırlar.

Yıldızlararası maddenin yoğun olduğu bölgeler, gökyüzünde daha karanlık görünür, çünkü bunlar yıldızların yaydığı görsel olsun olmasın hertürlü ışımayı daha büyük ölçekte soğurmaktadır. Nitekim, gözlerimizi Samanyolumuza çevirdiğimizde gördüğümüz (daha doğrusu, göremediğimiz) karanlık bölgeler, yıldızlararası maddenin en yoğun olarak bulunduğu yerlerdir.

Yoğun karanlık bulutsular, yakınlarında parlayan bir yıldız onları ısıtmadıkça çok soğukturlar. Soğuk ve yoğun bulutsular, yıldız oluşumu için ideal ortamlardır. Nitekim, bulutsular "yıldız fabrikaları" olarak bilinir... Yıldızlar için birer "doğumhane" de diyebiliriz... Gazların önemli bir özelliği ısındıkça basınçlarının artmasıdır. O nedenle soğuk bir gazı sıkıştırmak daha kolaydır. Yıldızların oluşabilmesi için önkoşul, bulutsudaki parçacıklar arası çekimin gazın basıncının üstesinden gelmesidir.

Yıldızlararası soğuk gazların büyük bölümü "dev molekül bulutları" adı verilen bulutsularda yer alır. Bu dev oluşumların nasıl ortaya çıktığı pek iyi bilinmiyor. Ancak, süpernovalar, kütleçekimi ve basınç gibi bir dizi etmenin ortak ürünleri olduğu düşünülüyor.

KARANLIK MADDE

Gökbilimciler açısından gündemin en gizemli konusu "karanlık madde" adı verilmiş olan fenomen olsa gerek. Önceleri ona "kayıp madde" adı veriliyordu. Çünkü, karanlık madde doğrudan "görülemez": Işığı ne soğurur, ne yansıtır, nede yayar. Kısacası, elektromanyetik tayfın hiçbir bölgesinde gözlemlenmesi sözkonusu değildir.

Karanlık maddenin varlığını, yalnızca ve yalnızca, gözlemleyebildiğimiz diğer gökcisimleri üzerindeki etkileri dolayısıyla çıkarsıyoruz.

Yıldızların gökadalar içinde sergiledikleri, başka şekilde açıklanamayan  hareketler, "kara madde" varsayımı ile açıklanmağa çalışılıyor. Yapılan çalışmalarda, yıldızların gökada içindeki davranışlarını önceden kestirmek için bilgisayarda üretilen modeller önplana çıkıyor. Ayrıca, veri toplamada uydulardan da büyük yarar sağlanmıştır.

1997 yılında, Hubble Uzay Teleskobu ile elde edilen bir görüntü, uzak bir gökada kümesinden bize ulaşan ışığın, önplanda yer alan bir başka gökada kümesi tarafından "eğildiğini" göstermiştir. Eğilmenin derecesini inceleyen gökbilimciler, aradaki bu ikinci gökada kümesinin toplam kütlesinin, içindeki görülebilir madde kütlesinin 250 katı dolayında olduğu -- yani, kat kat çok daha fazla olduğu kanısına varmışlardır. Başka bir deyişle, aradaki büyük fark, gökada kümesi içinde yer aldığı düşünülen  "karanlık madde" kütlesine bağlanmıştır.

Halen, karanlık maddenin tam olarak ne olabileceği konusunda çok çeşitli görüşler vardır. Kimilerine göre, örneğin soğuk gazlar, karanlık gökadalar, yada "MACHO" adı verilen (kara delikler ve kahverengi cüce yıldızlar da içeren) devasa sıkışmış haleli yapılar gibi bildik fenomenlere dayanılarak bir açıklama getirilebilir.

Diğer bir grup bilim adamı ise, karanlık maddenin, evrenin başlangıç dönemlerinde oluşmuş, bize garip gelen niteliklere sahip partiküllerden oluştuğu kanısında... Bu partiküller arasında, aksiyon'lar, "WIMP" adı verilen zayıf etkileşimli dev partiküller veya nötrino'lar yer alıyor olabilir.

Karanlık maddenin niteliğinin anlaşılması niçin bu derece büyük önem taşıyor?

Çünkü böyle bir bilgi, bizlere evrenin boyutları, biçimi ve geleceği hakkında önemli ipuçları verecektir. Evrende mevcut karanlık madde miktarı, evrenin açık uçlu olup olmadığı (yani, genişlemeğe devam edip etmediği); yoksa kapalı bir sistem mi olduğu (yani, bir noktaya kadar genişledikten sonra kendi içine mi çöküşmeğe başladığı); yoksa genişleyerek bir denge noktasını bulduğunda artık hareketine son mu verdiği gibi konulardaki tartışmaların çözülmesine yardım edecektir.

Karanlık maddenin niteliğinin açıklığa kavuşması, ayrıca, gökadalar ve gökada kümelerinin oluşumu ve evrimini daha iyi anlamamıza yardımcı olacaktır. Şöyle ki, ilk bakışta, bir gökadanın kendi çevresinde dönerken parçalanarak bütünlüğünü yitirmesi gerekir gibi görünürken, bunun gerçekleşmiyor olması, tabiatıyla, onu birarada tutan "birşey" in varlığı nedeniyledir. Sözkonusu "birşey" ise, bildiğimiz "çekim" (gravitasyon) gücüdür. Ne var ki, burada sözkonusu olan çekim gücü inanılmaz boyutlarda olmak zorundadır ve evrendeki görülebilir madde tarafından tekbaşına üretilmesi sözkonusu olamaz.

                   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 1.4 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 5.6 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 T.Bolton ve Douglas R.Gies 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 1.7 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 7.8 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 10.6 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.

Yıldızlar

Muazzam enerji kaynakları. Kimi hidrojenden, kimi helyumdan, kimi karbondan enerji üretir. Ancak yıldız dediğimizde biz hidrojenden enerji üretenleri anlarız. Diğerleri ise saf yıldızın patladıktan sonraki halleridir. Bu yazıda bunları göreceğiz.

Evrenin ısı ve ışık kaynakları olan yıldızlar gökyüzüne baktığımızda noktacık halinde görünür. Sanki Güneş'ten küçükmüşler gibidirler. Halbuki Güneş'ten binlerce kat büyük yıldızlarda vardır. Dünya'dan olan uzaklıklarından ötürü nokta halinde görülürler. Aynen bizden çok uzakta olan bir kamyonu nokta gibi görmemiz gibi.

Yıldızlar, evrendeki galaksileri oluştururlar. Galaksiler yıldızlar, onların gezegenleri, süpernovalar, pulsarlar, karadelikler, yıldızlar arası ortam, göktaşlarıyla oluşmuş büyük kümelerdir. Her galakside en az 10 milyar yıldız bulunur. Evrende tahminen 250 milyar galaksi vardır. Yıldız sayısını varın siz hesap edin. Sadece bizim bulunduğumuz Samanyolu Galaksi'sinde yaklaşık 100 milyar yıldız bulunmakta!

Yıldızlar Nasıl Oluşur?

Galaksinin bir bölgesindeki hidrojen yoğunluklu gaz kümesi, kendi etrafında dönerken, gravitasyonel çekim etkisiyle etraflarındaki gaz bileşiklerini de çeken küme, bir süre sonra içe doğru çöker ve muazzam derecede ısınarak parlamaya başlar. Bu esnada küre halini alan küme,yıldız olmuştur.

Yıldızlar enerjilerini nükleer füzyon denilen elemetlerin birbirine dönüşümü ile sağlarlar. Dört hidrojen çekirdeği birleşerek bir helyum atomunu oluşturur. Burada dört hidrojenin kütlesi bir helyumun kütlesinden yüzde 0,7 oranında daha büyüktür. Birleşme sonucunda ortaya çıkan bu fark dışarıya, kabaca söylersek ısı ve ışık ile yayılır.

Isı ve Işık Oluşumu:

Bir demir parçasını ısıtırsak bir süre sonra parlamaya yani dışarıya ışık ve ısı yaymaya başlar. Bunun nedeni, şudur: Isıyı alan atom bir süre sonra son yörüngelerindeki bir ya da birkaç elektronunun bir üst yörüngeye fırlamasına engel olamaz. Üst yörüngelere geçen elektronlardan ötürü atom kararsız hale gelir. Bu dengesizlikten kurtulmak için üst yörüngeye fırlamış elektronunu geri eski yerine çeker. Eski yerine geçen elektron bu sırada dışarıya ısı ve ışık yayar. Yıldızların ışık ve ısı yayması da buna benzer.

Yıldızların Yaşlanması ve Sonu:

Yıldız hidrojen yakıtını tükettiğinde sonu gelmiştir. Bu durumda yıldız büzülür. Sıcakjlığı çok yükselen yıldız bu defa helyum(He) atomlarını üçlü alfa süreci denilen süreç sonunda karbona(C) çevirmeye başlar. Üçlü alfa süreci şudur: İki He atomu birleşerek bir Berilyum (Be) atomunu oluşturur. Oluşan Be bir He atomunu daha yakalayarak C'na çevirir. Vücudumuzdaki karbon yıldızlararası ortamda bu şekilde oluşmuştur. Bu esnada yıldızın sıcaklığı 100 milyon derece gibi dayanamayacağı dereceye çıkan yıldız genişlemeye başlar. Güneş'de bu süreç sonunda yarıçapı 100 kat büyüyerek bir kırmızı deve dönecektir. Bu durumda Dünya'yı da içine alacak kadar büyüyecektir.

1-Beyaz Cüceler(pdf)    2- Cüceden Deve(pdf)

Bu süreci izleyen dönemde merkezindeki helyumu bitiren yıldız, bir karbon atomuyla bir helyum atomu birleşerek oksijene dönüşüm başlar. Bu esnada dışarıya muazzam bir enerji fışkırması gerçekleşir. Bu da yıldızın kararsız hale gelmesi demektir. Kararsız hale gelen yıldız dış katmanlarını uzaya püskürtür. Geriye yıldızın önceki kütlesinin yüzde onunu oluşturan karbon çekirdek kalır. Önceki dev yıldız artık soğumaya başlayan bir gaz bulutudur. Bu bulutun merkezinde ise beyaz cüce bulunur. Bu da artık yılıdızın sonu olacaktır.

Nötron Yıldızları ve Süpernovalar:

Güneş'ten 15 kat büyük bir yıldız yukarıda anlatılan hidrojen yakıtını bitirip tamamne helyum atomlarından oluşturan kırmızı deve 10 milyon yılda ulaşır. Güneş ise 10 milyar yılda bu hale gelir. Yıldızların boyutları büyüdükçe ömürleri azalır. Çünkü o devasa kütlelerinin dağılmaması ve gerekli enerjiyi üretebilmeleri için daha fazla nükleer füzyon gerçekleştirirler.

Kırmızı süper dev haline gelen büyük yıldız çekirdeğindeki sıcaklık 1 milyar C'ye erişinceye kadar yanmaya devam eder. Füzyon reaksiyonları bu esnada ağır elementler üretir ve sonunda yıldızın çekirdeği demire dönüşür. Demir füzyon reaksiyonlarının son halkasıdır ve demirden daha ağır elementlerin üretimi sırasında dışarıya enerji verilmez aksine dışarıdan enerji alınır.

Isı azalırken çekirdeği büzülen yıldızın sıcaklığı bir süre sonra 1 milyar dereceye ulaşır. Büzülen yıldız bu durumda basıncı dengeleyemez ve çöker. Protonlar elektron yakalayarak nötrona dönüşürler. Dönüşüm aşamasında dışarıya nötrino adı verilen parçacıklar yayımlanır. Artık dev yıldız bir nötron yıldızıdır.

Güneş'ten 15 kat büyük olan yıldızımız artık yarıçapı 1 km ancak yoğunluğu 1 santimetreküpte 1 milyar tondur. Buna bir örnek vermek gerekirse, Güneş büyüklüğündeki bir yıldızı bir futbol topu hacmine küçültürseniz, hacmi küçülmesine karşılık kütlesinde bir değişiklik olmaz ve yıldız çok çok yoğunlaşır.Öyle ki nötron yıldızdan alınan bir çay kaşığı dolusu parça yaklaşık 1 milyar ton gelir. Yıldız çekirdeğinin çökmesi sonucunda dışa fırlatılan yıldızın dış bölümü süpernovadır.

Süpernovalar çok yüksek nötrino kaynakları olarak bilinirler. Bundan yaklaşık 50 bin yıl önce patlayan bir yıldızın oluşturduğu süpernovayı biz ancak 1987 yılında görebildik. Işığının ve nötrinonun dünyaya ulaşması için 50 bin yıl gerekmiştir. Süpernova 1 milyar Güneş'ten daha parlaktır.

Kaynaklar:  TÜBİTAK Yayınları-Evrenin Kısa Tarihi-Joseph Silk-Çeviri:Murat ALEV

Hiçbir yazı/ resim  izinsiz olarak kullanılamaz!!  Telif hakları uyarınca bu bir suçtur..! Tüm hakları Çetin BAL' a aittir. Kaynak gösterilmek şartıyla  siteden alıntı yapılabilir.

The Time Machine Project © 2005 Cetin BAL - GSM:+90  05366063183 -Turkiye / Denizli 

Ana Sayfa / index /Roket bilimi / E-Mail /CetinBAL/Quantum Teleportation-2   

Time Travel Technology /Ziyaretçi Defteri /UFO Technology/Duyuru

Kuantum Teleportation /Kuantum Fizigi /Uçaklar(Aeroplane)

New World Order(Macro Philosophy)