Kara delik astrofizikte çekim alanı her türlü maddesel oluşumun ve ışınımın kendisinden kaçmasına izin verme

Kara delik; astrofizikte, çekim alanı her türlü maddesel oluşumun ve ışınımın kendisinden kaçmasına izin vermeyecek derecede güçlü olan, büyük kütleli bir gök cismidir. Kara delik, uzayda belirli nitelikteki maddenin bir noktaya toplanması ile meydana gelen bir nesnedir de denilebilir. Bu tür nesneler ışık yaymadıklarından kara olarak nitelenirler. Kara deliklerin "tekillik"leri nedeniyle, üç boyutlu olmadıkları, sıfır hacimli oldukları kabul edilir. Kara deliklerin içinde ise zamanın yavaş aktığı veya akmadığı tahmin edilmektedir. Kara delikler Einstein'ın genel görelilik kuramıyla tanımlanmışlardır. Doğrudan gözlemlenememekle birlikte, çeşitli dalga boylarını kullanan dolaylı gözlem teknikleri sayesinde keşfedilmişlerdir. Bu teknikler aynı zamanda çevrelerinde sürüklenen oluşumların da incelenme olanağını sağlamıştır. Örneğin, bir kara deliğin potansiyel kuyusunun (uzay-zaman kavisi) çok derin olması nedeniyle yakın çevresinde oluşacak yığılma diskinin üzerine düşen maddeler diskin çok yüksek sıcaklıklara erişmesine neden olacak, bu da diskin (ve dolaylı olarak kara deliğin) yayılan x-ışınları sayesinde saptanmasını sağlayacaktır. Günümüzde, kara deliklerin varlığı, ilgili bilimsel topluluğun (astrofizikçiler ve kuramsal fizikçilerden oluşan) hemen hemen tüm bireyleri tarafından onaylanarak kesinlik kazanmış durumdadır.

Güneş'ten 7 milyar kat fazla kütleye sahip, eliptik galaksi Messier 87'nin merkezindeki süper kütleli kara delik. 2019'da elde edilen bu görüntü, bir kara deliğe ait ilk görüntüdür.

Simülasyon olarak kara deliğin yol açtığı kütleçekimsel merceklenmenin arka plandaki galaksinin görüntüsünü eğmesi.

Olay ufku sadece 75 kilometre genişliğinde olmasına rağmen 10 güneş kütlesine sahip, dönmeyen bir kara deliğin 600 kilometre uzaklıktan benzetim (simülasyon) görünüşü. Bu kütlede bir kara deliğin bu uzaklıkta yarattığı ivmelenme, Dünya yüzeyindekinin yaklaşık 400 milyon katıdır.

Einstein halkası (ışığın bozunumu): Bir kara deliğin arkasında bulunan bir yıldızdan çıkan ışık ışını bize, kara deliğin çekimsel etkisiyle ikiye ayrılarak ulaşır. Dolayısıyla o yıldızı çiftmiş gibi görürüz. Kara delik veya bir başka galaksi gibi çekim kaynaklarınca ışık ışınlarına yapılan bu tür çekimsel müdahale olaylarına ve görünür sonuçlarına "kütleçekimsel merceklenme" etkisi denir.

Büyük Macellan Bulutu'nun önündeki bir kara deliğin simüle edilmiş görüntüsü.

Sunuş ve terminoloji

Kara delik “kütleçekimsel tekillik” denilen bir noktaya toplanmış bir kütleye sahiptir. Bu kütle "kara deliğin olay ufku" denilen ve söz konusu tekilliği merkez alan bir küreyi oluşturur. Bu küre, kara deliğin uzayda kapladığı yer olarak da düşünülebilir. Kütlesi Güneş'in kütlesine eşit olan bir kara deliğin yarıçapı yalnızca yaklaşık 3 km'dir.^[1]

Samanyolu'nun merkezinde Sagittarius A* dev kara deliği.

Yıldızlar arası uzaklıklar söz konusu olduğunda, bir kara delik, herhangi bir göksel nesne üzerinde, kendisiyle aynı kütleye sahip bir göksel nesneninkinden daha fazla bir kütleçekim kuvveti uygulamaz. Yani, kara delikleri karşı konulamaz bir göksel emmeç (aspiratör) olarak düşünmemek gerekir. Örneğin Güneş’in yerinde onunla aynı kütleye sahip bir kara delik bulunsaydı, Güneş Sistemi’ndeki gezegenlerin yörüngelerinde küçük zaman ölçeğinde herhangi bir değişim olmayacaktı.

Birçok kara delik türü mevcuttur. Bir yıldızın kendi üzerine çökmesiyle oluşan kara delik türüne "yıldızsal kara delik" denir. Bu kara delikler gökadaların merkezinde bulunduklarında birkaç milyarlık “güneş kütlesi”ne kadar çıkabilen devasa bir kütleye sahip olabilirler ve bu durumda “süper kütleli kara delik” (veya galaktik kara delik)^[2] adını alırlar. Kütle bakımından kara deliklerin iki uç noktasını oluşturan bu iki tür arasında bir de, kütlesi birkaç bin "güneş kütlesi" olan üçüncü bir türün bulunduğu düşünülür ve bu türe “orta kara delik”ler ^[3] denilir. En düşük kütleli kara deliklerin ise evrenin başlangıcındaki Büyük Patlama’da oluştukları düşünülür ve bunlara da "ilksel kara delik" ("primordial black hole")^[4] adı verilir. Bununla birlikte ilksel kara deliklerin varlığı şu ana kadar doğrulanmış değildir.

Bir kara deliği doğrudan gözlemlemek imkânsızdır. Bilindiği gibi bir nesnenin görülebilmesi için, kendisinden ışık çıkması veya kendisine gelen ışığı yansıtması gerekir; oysa kara delikler çok yakınından geçen ışıkları bile yutmaktadırlar. Bununla birlikte varlığı, çevresi üzerindeki çekim etkisinden, özellikle mikrokuasarlarda (atarca) ve aktif gökada çekirdeklerinde kara delik üzerine düşen yakınlardaki maddenin son derece ısınmış olmasından ve güçlü bir şekilde X ışını yaymasından anlaşılmaktadır. Böylece, gözlemler dev veya küçük boyutlardaki bu tür cisimlerin varlığını ortaya koymaktadır. Bu gözlemlerin kapsadığı ve genel görelilik kuramına uyan cisimler yalnızca kara deliklerdir.

Tarihçe

Olası bir kara delik olan, Kuğu takımyıldızındaki Cygnus X-1

Kara delik kavramı ilk olarak 18. yüzyıl sonunda, Newton'un evrensel çekim kanunu kapsamında doğmuştur denebilir. Fakat o dönemde mesele yalnızca “kaçış hızı”nın ışık hızından daha büyük olmasını sağlayacak derecede kütleli cisimlerin var olup olmadığını bilmekti. Dolayısıyla kara delik kavramı ancak 20. yüzyılın başlarında ve özellikle Albert Einstein'ın genel görelilik kuramının ortaya atılmasıyla hayalî bir kavram olmaktan çıkmıştır. Einstein'ın çalışmalarının yayımlanmasından kısa süre sonra, Karl Schwarzschild tarafından, “Einstein alan denklemleri”nin merkezî bir kara deliğin varlığını içeren bir çözümü yayımlanmıştı. ^[5] Bununla birlikte kara delikler üzerine ilk temel çalışmalar, varlıkları hakkındaki ilk sağlam belirtilerin gözlemlerini izleyen 1960'lı yıllara dayanır. Kara delik içeren bir cismin ilk gözlemi,^[6]^[7] 1971'de Uhuru uydusu tarafından yapıldı. Uydu Kuğu takımyıldızının en parlak yıldızı olan Cygnus X-1 çift yıldızında bir X ışınları kaynağı olduğunu saptamıştı. Fakat "kara delik" terimi daha önceden, 1960'lı yıllarda Amerikalı fizikçi John Wheeler aracılığıyla ortaya atılmıştı. Bu terimin terminolojiye yerleşmesinden önce ise kara delikler için “Schwarzschild cismi” ve “kapalı yıldız” terimleri kullanıldı.

Özellikler

Kara delik diğer astrofizik cisimler gibi bir astrofizik cisimdir. Doğrudan gözlemlenmesinin çok güç olmasıyla ve merkezî bölgesinin fizik kuramlarıyla tatminkâr biçimde tanımlanamaz oluşuyla nitelenir. Merkezî bölgesinin tanımlanamayışındaki en önemli etken, merkezinde bir "çekimsel tekilliği" içeriyor olmasıdır. Bu çekimsel tekillik; ancak bir “kuantum çekimi” kuramıyla tanımlanabilir ki, günümüzde böyle bir kuram bulunmamaktadır. ^[8] Buna karşılık, uygulanan çeşitli dolaylı yöntemler sayesinde, yakın çevresinde hüküm süren fiziksel koşullar ve çevresi üzerindeki etkisi mükemmel biçimde tanımlanabilmektedir.

Öte yandan kara delikler çok az sayıdaki parametrelerle tanımlanmaları bakımından şaşkınlık verici nesnelerdir. Yaşadığımız evrendeki tanımları yalnızca üç parametreye bağlıdır: Kütle, elektriksel yük ve açısal momentum. Kara deliklerin tüm diğer parametreleri (boyu, biçimi vs.) bunlarla belirlenir. Bir kıyaslama yapmak gerekirse, örneğin bir gezegenin tanımlanmasında yüzlerce parametre söz konusudur (kimyasal bileşim, elementlerin farklılaşması, konveksiyon, atmosfer vs.) Bu yüzden 1967’den beri kara delikler yalnızca bu üç parametreyle tanımlanırlar ki, bunu da 1967’de Werner Israel tarafından ortaya atılan "saçsızlık kuramı"na ^[9] borçluyuz. Bu, uzun mesafeli temel kuvvetlerinin yalnızca kütleçekim ve elektromanyetizm oluşunu da açıklamaktadır; kara deliklerin ölçülebilir özellikleri yalnızca, bu kuvvetleri tanımlayan parametrelerle, yani kütle, elektriksel yük ve açısal momentumla verilir.

Bir kara deliğin kütle ve elektriksel yükle ilgili özellikleri "klasik" (genel göreliliğin olmadığı) fiziğin uygulanabileceği olağan özelliklerdir: Kara deliğin kütlesine oranla bir "kütleçekim alanı" ve elektriksel yüküne oranla bir elektrik alanı vardır. Buna karşılık açısal momentum etkisi genel görelilik kuramına özgü bir özellik taşır: Kendi ekseni etrafında dönen kimi kozmik cisimler, yakın çevrelerindeki uzay-zamanı ^[10] da “sürüklemek” (eğmek) eğilimindedirler. "Lense-Thirring etkisi" ^[11] denen bu fenomen şimdilik Güneş Sistemi’mizde gözlemlenmemektedir. ^[12] Kendi ekseni etrafında “dönen kara delik” türü çevresindeki yakın uzayda bu fenomen inanılmaz ölçülerde gerçekleşmektedir ki, bu alana “güç bölgesi” (ergorégion) veya “güç küresi” ^[13] adı verilmektedir.

Kara deliklerin dönme ve yüklerine göre sınıflandırılması

Kara deliklerin açısal momentum (J) elektriksel yük (Q) ve hep sıfırdan büyük olan kütle (m) parametrelerine göre belirlenen, varsayıma dayalı dört türü
	M > 0
	J = 0	J ≠ 0
Q = 0	Schwarzschild kara deliği
Q ≠ 0	Reissner-Nordström kara deliği	Kerr-Newman kara deliği

Bir kara deliğin bütün özelliklerini belirleyen üç unsuru vardır: kütlesi, açısal momentumu ve elektriksel yükü. Bir kara deliğin kütlesi her zaman sıfırdan büyüktür. Diğer unsurların sıfır ya da sıfırdan büyük olmasına göre, kara delikleri dört sınıfa ayırmak mümkündür.

Açısal momentum ve elektriksel yükü sıfır olan kara deliklere "Schwarzschild kara deliği" denilir. Bu ad 1916’da bu tür nesnelerin varlığı fikrini Einstein alan denklemlerinin çözümleri olarak ortaya atmış Karl Schwarzschild’a ithafen verilmiştir.

Kara deliğin elektriksel yükü sıfır olmayıp açısal momentumu sıfır olduğu takdirde "Reissner-Nordström kara deliği" türü söz konusu olur. Bilinen hiçbir süreç böyle sürekli bir elektriksel yük içeren sıkışmış bir cisim üretmek olanağı vermediğinden, bu tür kara delikler varsa bile, astrofizikte pek ilgi odağı olmamaktalar. Bu elektriksel yük, kara deliğin çevresinden alacağı zıt elektrik yüklerinin emilmesiyle zamanla dağılabilir. ^[14] Sonuç olarak, "Reissner-Nordström kara deliği" doğada mevcut olma olasılığı pek bulunmayan teorik bir cisimdir.

Kara deliğin bir açısal momentumu olup (kendi ekseni etrafında dönüyorsa) elektriksel yükü olmadığı takdirde "Kerr kara deliği" türü söz konusu olur. Bu ad, 1963’te bu tür cisimleri tanımlayan formülü bulmuş olan Yeni Zelanda’lı matematikçi Roy Kerr’in adına ithafen verilmiştir. Reissner-Nordström ve Schwarzschild kara delik türlerinin aksine, Kerr kara deliği türü astrofizikçiler için önemli bir ilgi odağı olmuştur; çünkü kara deliklerin oluşum ve evrim örnekleri onların çevrelerindeki maddeyi bir ^[15] aracılığıyla emme eğiliminde olduklarını ve maddelerin yığılım diskine kara deliğin dönüş yönünde spiral çizerek düştüklerini göstermektedir. Böylece madde, kendisini yutan kara deliğin açısal momentumuyla bir ilişki halinde olmaktadır. Bu durumda, astronominin ilgilenebileceği kara delikler yalnızca Kerr kara delikleridir.

Bununla birlikte, bu kara deliklerin, açısal momentumlarının iyice zayıfladığı hallerde, doğal olarak, Schwarzschild kara deliklerini andırmaları mümkündür.

Dördüncü tür, Kerr kara deliğinin elektriksel yüke sahip olduğu türdür. Buna Kerr-Newman kara deliği türü denir. Bu türe de var olma olasılığı çok zayıf olduğundan pek ilgi gösterilmemektedir.

Kara ve delik

Kara deliklerin varlığı John Michell ^[16] ve Pierre-Simon Laplace tarafından, birbirlerinden habersiz olarak, daha 18. yüzyılda göz önünde bulundurulmuştur. O zamanlar düşünülen, "kaçış hızı" ^[17]ışık hızından daha fazla olabilecek, yani ışığın çekimlerinin etkisinden kaçamayacağı kozmik cisimlerin varlığıydı. Işığın kara delikçe çekilmesi olgusunda, bir güçten ziyade, "Einstein dengelenmesi", "kızıla kayma" veya "çekimsel kızıla kayma" ^[18]gibi adlarla belirtilen, ışığın (fotonların) çekim alanları etkisiyle maruz kaldığı bir değişim söz konusudur. Çekim alanı etkisiyle oluşan bu dengelenme veya değişimde ışık, bir kara deliğin "potansiyel kuyular"ından ^[19] çıkmaya çalışırken enerji bütünlüğünü kaybeder. Burada, "evrenin genişlemesi"nden, yani uzak galaksilerde gözlemlenen ve çok derin "potansiyel kuyu"ların olmadığı bir uzay genişlemesinden kaynaklananınkine oranla biraz farklı tabiatta bir kızıllaşma değişimi söz konusudur. Bu özellik de kara deliğin "kara" sıfatına çok uygun gelmektedir çünkü bir kara delik ışık yayamamaktadır. Bu yüzden "kara delik" cisimlerinin adına "kara" sıfatı eklenmiştir. Bu, ışık için olduğu kadar, madde için de geçerlidir çünkü bir kez kara delikçe çekilmeye başladıktan sonra hiçbir partikül o kara delikten kaçamamaktadır. Bu da kara deliğe "delik" adının verilmesini sağlamıştır.

Olay ufku

Kara delikten uzaktaki bir parçacık herhangi bir yönde hareket edebilir. O yalnız ışık hızıyla sınırlıdır.
Kara deliğe yaklaştıça uzayzaman onu deforme etmeye başlar.
Olay ufkunun içinde tüm yollar parçacığı kara deliğin merkezine sevk eder. Parçacık için kaçış olanaksızdır.

Işık ve maddenin artık kaçamadığı bölgeyi sınırlayan kuşağa “olay ufku” ^[20] adı verilir. Olay ufku, herhangi bir fiziksel incelemede bulunamadığımız bir uzay parçasıdır. Ne olay ufkundan ötesini bilinen yasalarla açıklama olanağı vardır ne de orada ne olup bittiğini bilmenin bir yolu vardır. Bir yıldızın olay ufku, yıldızın çökmeden önceki kütlesiyle orantılıdır. Örneğin kütlesi 10 Güneş kütlesi olan bir yıldız içe çöküp kara delik haline geldiğinde çapı 60 km. olan bir olay ufkuna sahip olur. Bir kara delik madde yuttukça olay ufkunu genişletir, olay ufku genişledikçe de daha güçlü çekim alanına sahip olur. Kara deliğin olay ufkunda teorik olarak zaman tümüyle durmaktadır. Kimi kara deliklerde iki olay ufku vardır.

Kimileri "olay ufku" terimi yerine kara deliğe pek uygun olmamakla birlikte “kara deliğin yüzeyi” terimini kullanırlar. (Terimin uygun olmamasının nedeni, bir gezegen veya yıldızdaki gibi katı ve gazlardan oluşan bir yüzeyinin olmamasıdır.) Fakat burada birtakım özel nitelikler gösteren bir bölge söz konusu değildir; bir gözlemci kara deliğe ufku aşacak kadar yaklaşmış olabilseydi, kendisine yüzey izlenimi sağlayacak hiçbir özellik veya değişim hissedemeyecekti. Buna karşılık geri dönme girişiminde bulunduğunda, artık bu bölgeden kaçamayacağının farkına varmış bulunacaktı. Bu, adeta "dönüşü olmayan nokta"dır. ^[21] Bu durum, akıntısı güçlü bir denizde, akıntıdan habersiz bir yüzücünün durumuna benzetilebilir.

Öte yandan olay ufkunun sınırına yaklaşmış bir gözlemci, kara delikten yeterince uzaktaki bir gözlemciye kıyasla, zamanın farklı bir şekilde aktığının farkına varacaktır. Kara delikten uzakta olan gözlemcinin diğerine düzenli aralıklarla (örneğin birer saniye arayla) ışık işaretleri yolladığını varsayalım: Kara deliğe yakın gözlemci bu işaretleri hem daha enerjetik (ışığın kara deliğe düşmek üzere yaklaştıkça “maviye kayma”sı ^[22]sonucuyla bu ışık işaretlerinin frekansı daha yüksek olacaktır) hem de ardışık işaretlerin aralarındaki zaman aralığı daha kısalmış (birer saniyeden daha az) olarak alacaktır. Yakın gözlemci, uzaktakine oranla zamanın daha hızlı aktığı izleniminde olacaktır. Uzaktaki gözlemci de aksine, diğerinde meydana gelen şeylerin gitgide daha yavaş seyrettiğini görecek, zamanın daha yavaş aktığı izleniminde olacaktır.

Uzaktaki bir gözlemcinin bir nesnenin kara deliğe doğru düşüşünü gözlemesi halinde, gözlemciye göre "çekimsel kızıla kayma" ve "zamanın genleşmesi" etkileri birleşecektir: Nesneden çıkan işaretler gitgide kızıl, gitgide sönük (uzak gözlemciye varmadan önce gitgide artan enerji kaybıyla çıkarılan ışık) ve gitgide aralıklı olacaktır. Yani pratikte, gözlemciye varan ışık fotonlarının sayısı, gitgide hızla azalacaktır ve nesnenin kara deliğe gömülüp görünmez olmasının ardından tükenecektir. Nesnenin henüz olay ufku sınırında hareketsiz durduğunu gören uzaktaki gözlemcinin onun düşmesini engellemek üzere olay ufkuna yaklaşması boşuna olacaktır. ^[23]

Kara deliğin "tekilliği"ne yaklaşan bir gözlemciyi etkilemeye başlayan etkilere “gelgit etkileri” denir. ^[24]Bu etkiler kütleçekim alanının homojen olmayan bir yapıya sahip olması nedeniyle nesnenin biçimsizleşmesine (doğal biçimini kaybetmesine) yol açarlar. Bu “gelgit etkileri bölgesi” dev kara deliklerde tümüyle olay ufkunda yer alır fakat özellikle "yıldızsal kara delik"lerde ^[25] olay ufkunun sınırını da aşarak etkide bulunur. ^[26] Dolayısıyla yıldızsal kara deliğe yaklaşan bir astronot daha olay ufkuna geçmeden parçalanacakken, dev kara deliğe yaklaşan bir astronot, daha sonra “gelgit etkileri” ile yok edilecek olmakla birlikte, olay ufkuna bir güçlükle karşılaşmadan giriş yapacaktır.

Tekillik

Bir kara deliğin merkezinde kütleçekim alanının ve uzay bükülmelerinin ("eğim") ^[27] sonsuz hale geldikleri bir bölge yer alır. Bu bölge "çekimsel tekillik" ^[28] olarak adlandırılır. Bu bölge, genel görelilik kuramı uzay-zaman eğiminin sonsuz olduğu bölgeleri tanımlayamadığı için, genel görelilik kuramı çerçevesinde pek iyi tanımlanamamıştır. Zaten genel görelilik kuramı, kuantum kaynaklı kütleçekim etkilerini genel olarak göz önünde bulunduran bir kuram değildir. Uzay-zaman eğimi, sonsuza doğru eğrildiğinde, zorunlu olarak kuantum tabiatlı etkilere tâbi olmaktadır. Sonuç olarak, kütleçekimsel tekillikleri doğru bir biçimde tanımlayabilecek durumdaki tek kuram, tüm kuantum etkilerini göz önünde bulunduran bir kütleçekim kuramı olabilir.

Dolayısıyla halihazırda kütleçekimsel tekilliğin tanımı yapılamamış durumdadır. ^[29] Bununla birlikte, şu biliniyor ki, nasıl kara deliğe girip içine yerleşmiş madde dışarı çıkamıyorsa, kütleçekimsel tekillik de kara deliğin içine yerleştikçe kara deliğin dışını etkileyememektedir. Kütleçekimsel tekillikler onları tanımlamakta aciz kalışımızdan dolayı gizemlerini korumayı sürdürseler de ve genel görelilik kuramı tüm kütleçekimsel fenomenleri tanımlamada yeterli olmasa da bütün bunlar, kara deliğin bizim tarafımızda bulunan olay ufkundan hareketle onları tanımlamamıza bir engel oluşturmamaktadır.

Kara deliklerin oluşumu

Yıldızın içine çökerek kara deliğe dönüşmesi

Yıldızların Ölümü

Yıldız Kütlesi	Yarıçap	Yoğunluk	Son Ürün
M_yıldız< 0,08 M_güneş		10-10³ gr/cm³	Kahverengi cüce
0,08 M_güneş< M_yıldız< 1,44 M_güneş	7000 km	10⁶ gr/cm³	Beyaz cüce, soğuduktan sonra kara cüce
~1,35 M_güneş< M_yıldız<~2,1 M_güneş	10-20 km	8x10¹³-2x10¹⁵ gr/cm³	Nötron yıldızı
M_yıldız> ~3 M_güneş	4 km	>10¹⁶ gr/cm³	Kara delik

Kara deliklerin var olma olasılığı yalnızca genel görelilik kuramına ait bir sonuç değildir; kütleçekimi konu alan hemen hemen tüm diğer gerçekçi fizik kuramları da onların varlığını muhtemel görmektedir. Diğer kütleçekim kuramları gibi genel görelilik kuramı da kara deliklerin varlığını öngörmekle kalmayıp onların uzayın bir bölgesinde sıkışmış maddeden oluşmuş olacağını öngörmektedir. Örneğin Güneş’imiz yarıçapı yaklaşık üç kilometre olan bir küre içine (yani ebatlarının dört milyonda biri kadar bir hacme) sıkıştırılmış olsaydı, bir kara delik haline gelirdi. Hatta Güneş’imizi 1cm³(santimetreküp) hacmine sıkıştırabilseydik, bu kez 1cm³'lük bir kara delik yapmış olurduk. Fakat bu durumda sistemimizdeki gezegenlerin yörünge hareketlerinde bir değişiklik olmayacaktı; yani Güneş Sistemi’mizdeki gezegenler bu 1cm³'lük kara deliğin Güneş'inkine eş çekim kuvvetinde, yörüngelerinde dönmeye devam edeceklerdi. Bir başka örnekle, Dünya’mız birkaç santimetre küplük bir hacim içine sıkıştırılmış olsaydı, o da bir kara delik haline gelecekti.

Astrofizikte kara delik bir çekimsel içe çökmenin son aşaması olarak ele alınır. Yıldızların evrim süreçlerinin sonları, sahip oldukları kütleye göre belirlenir. Evrim sürecinin son aşamasına yaklaşmış yıldızlarda, maddenin sıkışması sonunda, kütlelerine göre, iki hal söz konusu olur; bunlar ya ak cüce haline dönüşürler veya sonradan kara deliğe dönüşebilecek nötron yıldızı haline dönüşürler. Ak cüce halinde, ak cüceyi kütleçekime karşı denge halinde tutan elektronların yozlaşma basıncıdır.^[30] Nötron yıldızı halinde ise nükleonların yozlaşma basıncı söz konusu değildir, denge halini sağlayan "güçlü etkileşim"dir. ^[31] Kara delik ak cücelere ilişkin içe çökmeyle oluşamaz; bu çökme sırasında yıldızı oluşturan çok ağır nükleonlar oluşur. ^[32] Açığa çıkan enerji yıldızı dağıtmaya yeterlidir.

Fakat evrim sürecinde dönüşme eşiğindeki yıldız, belirli bir kritik kütleyi aştığında (kütlesi yeterince büyük olduğunda), eğer kütleçekim gücü basınç etkisini aşabilmeye yetecek derecede büyükse bir kara delik oluşabilir. Bu durumda bilinen hiçbir kuvvet, dengeyi sağlamaya yetmez ve söz konusu cisim tümüyle içe çöker. Pratikte bu, birçok şekilde oluşabilir:

Bir nötron yıldızına, belirli bir kritik kütleye ulaşana kadar, bir başka yıldızdan çıkan maddenin katılımıyla oluşabilir.
Bir nötron yıldızının başka bir nötron yıldızıyla birleşmesiyle oluşabilir (çok nadir, a priori bir fenomendir).
Büyük bir yıldızın kalbinin doğrudan kara delik halinde içe çökmesiyle oluşabilir. ^[33]

1980’li yıllarda nötron yıldızlarındakinden de daha sıkışmış bir madde halinin varlığı konusunda bir hipotez ortaya atılmıştır. Bu, "tuhaf yıldızlar" ^[34] da denilen “kuark yıldızları”ndaki sıkışmış madde haliydi. Bu konuda 1990’lı yıllardan itibaren net bulgular elde edilebilmiştir fakat bu bulgular, yıldız türündeki belirli bir kütlenin, evrimini kara delik halinde içe çökmesiyle tamamlaması konusunda önceden bilinenleri değiştirmemiştir. Değiştirdiği şey yalnızca, kütlenin miktarı konusundaki sınır olmuştur.

2006 yılında, kütlelerine bağlı olarak dört kara delik sınıfı ayırt edilmiştir : Yıldızsal kara delikler, dev kara delikler, orta kara delikler ve ilksel (ya da mikro) kara delikler.

Boyutlarına göre kara delikler

Yıldızsal kara delikler

M87 galaksisinden çıkan bu akış, muhtemelen kütlesi üç milyar güneş kütlesi olan bir dev kara deliğin etkisiyle oluşmuştur. Akışın yalnızca, bize doğru yönelen bir tarafı görünmektedir.

Yıldızsal kara delikler birkaç güneş kütlesi kadar bir kütleye sahiptirler. Ölmekte olan bir yıldız, eğer Güneş’imizin üç mislinden daha ağırsa, nötron yıldızı düzeyinde kalamaz, çekirdeğindeki tepkime ve yoğunluk artması devam eder ve "kara delik" haline gelir. Yıldızsal kara delik büyük (başlangıç olarak yaklaşık 10 güneş kütlesi kadar kütleli veya daha fazla kütleli) bir yıldızın kalıntısının (artık maddesinin) çekimsel içe çökmesinin ardından doğarlar. Yıldızın kalbinde termonükleer tepkimelerle yanma tamamlandığı zaman, yakıt kalmadığı için, bir süpernova oluşur. Bu süpernova da ardında hızla içe çökecek bir öz kısım bırakabilir.

1939’da Robert Oppenheimer, bu öz kısmın belirli bir sınırdan daha yüksek bir kütleye sahip olması durumunda kütleçekim gücünün kendisini kesinlikle tüm diğer güçlerin üzerine taşıyacağını ve bir kara delik oluşacağını ortaya koymuştur.^[35]

Bir kara delik oluşturmak üzere içe çöküş “kütleçekim dalgaları”^[36] yaymaya elverişli bir durumdur ki bu dalgaların yakın bir gelecekte Cascina’daki (İtalya) Virgo ^[37] veya Amerikan LIGO ^[38] “girişim aracı” gibi bazı dedektör aygıtlarıyla saptanabileceği sanılmaktadır. Yıldızsal kara delikler günümüzde "X çift yıldızları"nda ^[39] ve "mikrokuasar"larda^[40] gözlemlenmektedir ve bazı “aktif galaksi çekirdekleri”nde ^[41] “akış”ların ^[42](Fr.jet) oluşmasına neden olurlar.

Dev kara delikler

Dev kara delikler birkaç milyon ile birkaç milyar güneş kütlesi arasında değişen bir kütleye sahiptir. Galaksilerin merkezinde bulunurlar ve varlıkları bazen “akış”ların ve X ışınımının oluşmasına yol açar. Bu yüzden bu galaksi çekirdekleri, yıldızların üst üste yer almasından oluşan normal parlaklığa kıyasla daha parlak hale gelirler ve “aktif galaksi çekirdekleri” ^[43] adını alırlar. Galaksimiz Samanyolu da böyle bir kara delik içerir ve bu kara deliğe yakın yıldızların son derece hızlı hareket ettiklerinin gözlemlenmesi bu bulguyu doğrular. ^[44]

Örneğin bu yıldızlardan biri olan S2 adlı yıldızın gözlemlenemeyen karanlık bir nesnenin çevresinde en az 11 yıllık bir dolanım hareketinde bulunduğu gözlemlenmiştir. Bu yıldızın eliptik yörüngesi söz konusu karanlık cisimden 20 astronomik birim uzaklığındadır ve karanlık cisim sınırlı hacmine karşın 2,3 milyon güneş kütlesi kadar bir kütleye sahiptir. Kara delikten başka, sınırlı hacmine karşın böyle yoğun madde içeren bir cisim örneğine şimdiye dek rastlanmamıştır. ^[45]

Chandra^[46]teleskopu ile NGC 6240 ^[47] galaksisi üzerinde yapılan gözlemler de bu galaksinin merkezinde birbirleri çevresinde dönen iki dev kara deliğin gözlemlenmesini sağlanmıştır. Böyle devlerin oluşumu hakkındaki tartışmalar hâlen sürmektedir, kimilerine göre de kozmosun başlangıcında çok hızlı bir şekilde oluşmuşlardır.^[48]^[49]

Orta kara delikler

Orta kara delikler yakın zamanlarda keşfedilmiş olup kütleleri 100 güneş kütlesi ile 10.000 güneş kütlesi aralığında değişir. ^[50] 1970’li yıllarda orta kütleli kara deliklerin küresel yıldız kümelerinde oluştuğu hipotezi ortaya atılmış fakat bu hipotezi destekleyecek hiçbir gözlem elde edilememişti. 2000’li yılların gözlemleri parlaklık-ötesi veya “aşırı parlak X ışını kaynakları”nın ^[51] varlığını ortaya koydu. ^[52] Bu kaynaklar hiç de dev kara deliklerin bulunduğu galaksi çekirdeklerine bağlı görünmüyorlardı. Ayrıca gözlemlenen X ışınları miktarı, “Eddington limiti”ne^[53] (yıldızsal kara delik için maksimum limit) eşit bir oranla madde katılımı göz önünde bulundurulduğunda, 20 güneş kütleli bir kara delik tarafından üretilemeyecek kadar çoktu...

İlksel kara delikler

Mikro kara delikler veya kuantum kara delikleri de denilen "ilksel kara delikler" çok küçük boyutlarda olan kara deliklerdir. Bunlara “ilksel” adının verilme nedeni, Büyük Patlama sırasında oluştuklarının sanılmasındandır. "İlksel kozmos"da küçük ölçekli aşırı yoğunlaşmaların çekimsel içe çökmesiyle oluştukları sanılmaktadır. 1970’li yıllarda ünlü fizikçilerden Stephen Hawking ve Bernard Carr kara deliklerin ilksel kozmosdaki oluşum mekanizması üzerine araştırmalarda bulundular ve kara delik kavramını geliştirerek "mini kara delik" adı verilen, yıldızsal kara deliklere nazaran son derece küçük kara deliklerin bol miktarda bulunduğu sonucuna vardılar. Bu kara deliklerin kütleleri bakımından yoğunlukları ve dağılımları henüz bilinmemekteyse de bunları belirleyen etkenlerin ilksel kozmosdaki yani "kozmik şişkinlik"teki ^[54] hızlı genişleme evresine ilişkin koşullarla ilgili olduğu sanılmaktadır. Bu küçük kütleli kara deliklerin –eğer var iseler- bir gama ışınımı yaymaları gerekir. Işınımları muhtemelen INTEGRAL ^[55]gibi uydular tarafından keşfedilecektir.

Yüksek enerjili fiziksel örnekler üzerinde çalışan bazı fizikçilere göre bu kara deliklerin daha küçük benzer örnekleri Cenevre yakınlarındaki LHC ^[56] gibi "parçacık hızlandırıcı” kullanılarak laboratuvarda da oluşturulabilir.^[57]

Kara deliklerin gözlemi

Kara deliklerin yalnızca iki türü için birçok gözlem donanımları düzenlenmektedir (doğrudan değil, dolaylı gözlem olmakla birlikte, aşağıdaki bölümde görüleceği gibi, gitgide daha açık ve seçik gözlemlere doğru ilerleme kaydedilmektedir): Bunlar yıldızsal kara delikler ve dev kara deliklerdir. Bize en yakın dev kara delik, galaksimizin merkezinde, yaklaşık 8 kilo-parsek uzaklıkta bulunmaktadır.

Bir kara deliği bulma konusundaki ilk yöntemlerden biri, yörünge parametrelerine başvurarak bir çift yıldızın iki bileşeninin (iki yoldaşının) kütlelerinin belirlenmesiydi. Böylece çift yıldızlardan diğer bileşeni görünmez olan, kütlesi az olan bileşenler, yörüngelerindeki hızlarına da dikkat edilerek araştırıldı. Bileşenlerden, kütlesi büyük ve görünmez olanı, -normalde böyle kütledeki bir yıldızın kolaylıkla görülebilmesi gerektiğine göre- genellikle bir nötron yıldızı olarak veya bir kara delik olarak yorumlanabilir. O zaman, yörünge eğikliği açısı da bilinmiyorsa yoldaşının kütlesinin nötron yıldızlarının maksimum kütle sınırını (yaklaşık 3,3 güneş kütlesi) geçip geçmediğine bakılır. Eğer sınırı geçiyorsa bu bir kara deliktir, geçmiyorsa bir ak cüce olabilir.

Bunun yanı sıra, bazı yıldızsal kara deliklerin "gama ışınları dalgalarının yayını" ^[58] sırasında belirdikleri bilgisi göz önünde bulundurulur. Zaten böyle kara delikler süpernova halindeki (Wolf-Rayet^[59]yıldızı gibi) büyük bir yıldızın patlaması yoluyla oluşabilirler ve "collapsar" ^[60] örneğiyle tanımlanan bazı hallerde kara delik bir gama ışınları dalgası üretildiği an oluşur. Böylece, bir "gama ışınları dalga yayını" (GRB) ^[61] bir kara deliğin doğumunun işareti olabilir. Süpernovalar vasıtasıyla daha küçük kütleli kara delikler de oluşabilir. Örneğin 1987A süpernovasından ^[62] kalan artıkların bir kara deliğe dönüştüğü düşünülmektedir.

Bir kara deliğin varlığını gösteren bir başka fenomen de esas olarak radyo dalgaları alanında gözlemlenen "akış"ların varlığıdır ki bu akışlar hem yıldızsal kara deliklerce hem de dev kara deliklerce yaratılabilmektedir. Bu akışlar kara deliğin "yığılım diski”nde ^[63] oluşan büyük ölçekli manyetik alan değişimlerinden kaynaklanırlar.

Uluslararası bir radyo teleskop ağı olan Olay Ufku Teleskobu (Event Horizon Telescope – EHT) tarafından 2019 yılında ilk defa bir kara delik fotoğrafı çekildi. Bu fotoğraf M87 Galaksisi'nin merkezinde yer alan kara deliğin bir görüntüsü ve etrafında dolanan ısınmış gazın yaptığı ışıma görülebiliyor.

Doğrudan gözlem olasılığı

Bir kara deliğin yarattığı "akış"ın yakınlaşan gözlemleri

Bir kara deliğin küçüklüğü doğrudan gözlemini zorlaştırır, örneğin birkaç kilometrelik kara deliklerin doğrudan gözlemlenmesi imkânsızdır. Açısal çapı ^[64] bundan biraz daha büyük bir kara deliği ele alalım; 1 “güneş kütlesi” kadar kütlesi olan ve bir parsek (yaklaşık 3,26 ışık yılı) uzaklıkta bulunan bir kara deliğin açısal çapı ancak 0,1 mikrosaniye ^[65] olacaktır ki bu, gözleminin olanaksızlığı hakkında yeterince bir fikir vermektedir.

Buna karşılık, dev kara deliklerin konumu doğrudan gözlem bakımından daha elverişli görünmektedir. Bir kara deliğin ebatları kütlesiyle orantılıdır. Bir galaksinin merkezindeki kara deliğin kütlesi ortalama 2,6 milyon güneş kütlesidir. Onun "Schwarzschild yarıçapı" ^[66] da yaklaşık 7 milyon km. olur. Bu kara deliğin 8,5 kilo-parsek uzaklıkta bulunduğunu farz edersek, açısal çapı 30 mikrosaniye olur. Bu sonuç, söz konusu cismin “gözle görülür ışık alanı”nda ^[67] gözlemlenmesinin yine son derece zor olduğunu ortaya koymaktaysa da günümüzde “radyo girişim aracı” ^[68] saptama sınırlarına hiç de uzak değildir. Günümüzde, milimetrik alandaki frekanslara dayalı radyo girişim araçlarının duyarlılıkları gitgide geliştirilmektedir. Kara deliğin açısal çapının büyüklüğü yerine, frekans alanındaki büyüklüğe ilişkin herhangi bir kazanım, bize kara deliğin gözlemlenebilmesi konusunda çok daha elverişli bir olanak sağlayacaktır. Şu halde bir galaksi merkezindeki kara deliğin bu teknikle imajlarının elde edilmesi pek uzak bir hayal olmasa gerek. M87 ^[69]Galaksisi'nin merkezinde yer alan kara delik üstte sözü edilen kara deliğe kıyasla 2000 kez daha uzak olmakla birlikte, ondan 1300 kez daha büyüktür. Belki de bu kara delik, gelecekte, galaksimiz Samanyolu’ndaki kara delikten sonra imajı elde edilmiş ikinci kara delik olacaktır. ^[70]^[71]

Yıldızsal kara delik örnekleri

Bir kara deliğin yığılım diskiyle tasviri. Gazlardan kaynaklanan sürtünme büyük miktarda ısı yaratır, ısınmış gaz da X ışınları yayar.

1965’te bulunan Cygnus X-1, ^[72] bir kara delik içerdiği bilinen ilk astrofizik cismidir. Bu, dönen bir kara delikten ve bir kızıl devden oluşan bir çift yıldız sistemiydi.

Eğer kara delik bir çift yıldız sisteminin parçasıysa o zaman normal yıldızdan kara deliğe doğru bir madde akışı olur. Madde akışı, açısal momentumun korunması prensibine bağlı olarak kara delik çevresinde "yığılım diski" denilen bir disk oluşturur. Bu disk maddesi kara deliğin yakınında, büyük kütleçekim potansiyeli altında müthiş sıcaklıklara ulaşmakta ve kara deliğin tarafımızdan fark

Kara delik ve bir yıldızdan oluşan bir çift yıldız sisteminde "akış"ların oluşumu. Yıldızdan çekilen gaz kara deliğe yaklaşırken, "akış"tan oluşan maddeyi üreten yığılım diskini yaratır.

edilebilmesini sağlayan X-ışınları yaymaktadır.

“Yığılım diski”yle “akış”lar oluşturan bir kara deliğin veya bir nötron yıldızının bulunduğu çift yıldız sistemlerine, galaksimiz ötesindeki (ekstragalaktik) ebeveynleri denilebilecek kuasarlara ithafen mikrokuasar adı verilmiştir. Aslında her iki sınıftaki cisimler de aynı fiziksel süreçleri izlerler. Mikrokuasarlar içinde en fazla incelenmiş olanlarından biri 1994'te keşfedilmiş, "ışıktan hızlı" ^[73] “akış”ları olan GRS 1915+105’tir. ^[74]

Böyle akışların bulunduğu bir başka sistem de GRO J1655-40’tir. ^[75] Fakat bu ikincisinin mesafesi hâlen tartışmalı olduğundan, akışlarının ışıktan hızlı olmama olasılığı da bulunmaktadır.

Bir başkası da çok özel bir mikrokuasar olan SS 433’tür. ^[76]Bunun öyle sürekli akışları vardır ki orada madde ışık hızının beşte biri civarındaki hızlarla yığın yığın yer değiştirmektedir.

Dev ve orta kara delik örnekleri

Toz diski ve dev kara delik (GL-2002-001188)

M87 galaksisinde “girişim aracı”yla gözlemlenmiş plazma akışı. Akış nedeninin galaksinin merkezinde bulunan, dönen bir dev kara delik yakınındaki yoğun manyetik alan olduğu sanılmaktadır.

Dev kara delik adayları öncelikle "aktif galaksi çekirdekleri" ^[77] ve radyoastronomlar tarafından 1960’lı yıllarda keşfedilen kuasarlardır. Dev kara deliklerin varlığına en büyük kanıt oluşturan gözlemler Sagitarius A adlı galaktik merkezin çevresindeki yıldızların yörüngeleri üzerinde yapılan gözlemlerdi. Bu yıldızların yörünge ve hızları hakkındaki gözlemler, bu "galaktik merkez"in ^[78] o bölgesinde dev kara delikten başka hiçbir kozmik cismin söz konusu olamayacağını göstermekteydi. Bu keşfin ardından başka galaksilerde başka kara deliklerin bulunduğu saptandı.

Şubat 2005'te SDSS J090745.0+24507 ^[79] adlı dev bir mavi yıldızın galaksimizin kaçış hızının iki katı bir hızla, yani ışık hızının 0,0022’si kadar bir hızla Samanyolu galaksimizden çıkacak şekilde yol aldığı gözlemlendi. Hızı ve çizdiği yörünge incelendiğinde dev bir kara deliğin çekimsel etkisiyle fırlatılmış olduğu anlaşıldı.

Kasım 2004'te astronomlardan oluşan bir grup, galaksimizde orta kütleli ilk kara deliğin keşfedilmiş olduğunu açıklamışlardı. Yörüngesi galaksimizin merkezinden yalnızca üç ışık yılı uzaklıkta olan bu kara delik 1300 güneş kütlesi kadar bir kütleye sahipti ve yalnızca yedi yıldızdan oluşan bir yıldız kümesinde bulunuyordu. Bu yıldız kümesi, muhtemelen, vaktiyle büyük yıldızlardan oluşan ve merkezî kara delik tarafından yutularak ufalan bir yıldız kümesinin kalıntısıydı. ^[80]Bu gözlem, dev kara deliklerin, çevresindeki yıldızları ve diğer kara delikleri yuttukça büyüdükleri görüşünü desteklemektedir.

Bütün bunlar, muhtemelen yakın bir zamanda, LISA ^[81]adlı “uzay girişim aracı” vasıtasıyla yapılacak, söz konusu sürecin çekimsel dalgalarının doğrudan gözlemiyle doğrulanabilecektir.

Haziran 2004'te astronomlar 12,7 milyar ışık yılı uzaklıktaki bir galaksinin merkezinde Q0906+6930 ^[82] adı verilen bir dev kara delik keşfettiler. ^[83]Büyük Patlama göz önüne alındığında, bu gözlem, galaksilerdeki dev kara deliklerin oluşum hızlılığının göreli bir fenomen olduğunu göstermektedir.

Tekillik kuramları

Kara delikler hakkındaki temel meselelerden biri hangi koşullar altında oluştukları meselesidir. İlk zamanlar, kara deliklerin oluşum koşullarının son derece özel olmasından dolayı, pek çok olma şanslarının çok az olduğu düşünülüyordu. Fakat Stephen Hawking ve Roger Penrose’a borçlu olduğumuz bir dizi matematik teoremleri hiç de öyle olmadığını gösterdi. Kara deliklerin meydana gelmesi son derece farklı koşullarda oluşabilmekte olup bir çeşitlilik gösteriyordu. Bu iki bilim adamının söz konusu alandaki kuşkuya yer bırakmayan çalışma ve kuramları "tekillik kuramları"^[84] olarak adlandırılmıştır. Bu kuramlar, 1970’li yılların başlarında, yani henüz kara deliklerin varlığını doğrulayan hiçbir gözlemin yapılmamış olduğu bir dönemde ortaya konulmuştur. Sonraki gözlemler, kara deliklerin evrende gerçekten çok sık bulunan cisimler olduğunu doğrulamış bulunmaktadır.

Çıplak tekillikler ve kozmik sansür

Bir kara deliğin merkezinde "çekimsel tekillik" ^[85]yer alır. Tüm kara delik türlerinde de bu tekillik dış alemden "olay ufku"yla "saklı"dır. Bugünkü fizik, çekimsel tekilliği tanımlamayı bilememektedir. Fakat bu pek fazla önem de taşımamaktadır ; çünkü bu tekillik, "olay ufku"yla sınırlanmış kuşağın içinde kalmakta ve dış alemin olayları üzerine etkide bulunmamaktadır. Bununla birlikte, bir ufukla çevrelenmiş olmaksızın mevcut olan bir tekilliğin bulunduğu "genel görelilik" denklemlerine matematik çözümler vardır, kinetik yük veya "kinetik moment"in belirli bir değeri aşması halinde Kerr veya Reissner-Nordström çözümlerinde söz konusu olduğu gibi... Böyle bir durumda artık kara delikten söz edilemez (artık ufuk da, "delik" de yoktur); ancak "çıplak tekillik"ten ^[86]söz edilebilir. Parametrelerce belirlenen bu tür durumların incelenmesi pratikte son derece zordur; çünkü tekillik ortamını tahmin edebilmemiz imkânsızdır. Bugünkü evren bilgilerimizle çıplak tekillik meselesi hakkında fazla bir şey söylememiz mümkün değildir ^[87] veya en azından, 1990’lı yıllara kadar bu konuda fazla bir şey söylemek mümkün değildi.

O yıllara kadar Kerr veya Reissner-Nordström kara deliklerinin kinetik momentin veya elektriksel yükün dış katkısı yoluyla söz konusu kritik değerlere ulaşamayacakları düşünülüyordu. Çünkü, özetle, kara deliğin yük/kütle ilişkisinin hep, tam kritik değere ulaşmadan önce "doygunluğa" ulaşacağı ve böylece hiçbir zaman kritik değere ulaşamayacağı düşünülüyordu. ^[88]

Bu temel kavram ve düşünceler İngiliz matematikçi Roger Penrose’u 1969’da, "kozmik sansür" ^[89] denilen hipotezi ortaya atmaya yöneltmiştir. Bu hipotez hiçbir fiziksel sürecin kozmosda çıplak tekillerin doğmasına imkân vermeyeceğini ileri sürmekteydi. Mümkün birkaç açıklama/formül içeren bu hipotez, Stephen Hawking’in evrende çıplak tekilliklerin oluşabileceğini savunan Kip Thorne ve John Preskill ile iddialaşmasına konu oldu. Nihayet 1991’de Stuart L. Shapiro ve Saul A. Teukolsky evrende çıplak tekilliklerin oluşabileceğini sayısal simülasyon yoluyla ortaya koydular. Birkaç yıl sonra da Matthew Choptuik çıplak tekilliklerin oluşabileceğini başka yollarla ortaya koydu. Bununla birlikte, bu kanıtlama çalışmaları, gözlem eksikliği olduğundan^[90], evrende çıplak tekilliklerin oluşumuna ilişkin olarak emin olunması konusunda tam anlamıyla yeterli sayılamazlar. Bu durumda, mesele şöyle de özetlenebilir: Evet, evrende çıplak tekilliklerin olması mümkündür, fakat pratikte var oldukları şüphelidir. Sonunda Stephen Hawking, 1997 yılında, vaktiyle Kip Thorne ve John Preskill karşısında girmiş olduğu iddiayı kaybetmiş bulunduğunu itiraf etti.

Kara deliklerin entropisi

2007'ye kadar saptanmış kara deliklerden en büyük kütleye sahip M33 X-7

1971’de İngiliz fizikçi Stephen Hawking, hangi tür kara delikte olursa olsun, "olay ufku"nun yüzeyinin asla küçülmediğini gösterdi. Bu özellik, entropi (çözülüm, dağılım,yok oluş) rolünü oynayan yüzey bakımından, tümüyle “termodinamiğin ikinci yasası”nı ^[91] andırmaktadır. Klasik fizik çerçevesinde, termodinamiğin bu yasası bir kara deliğe madde göndererek ve böylece onun kozmozumuzda yok olmasını sağlayarak ihlal edilebilir.

Fizikçi Jacob Bekenstein kara deliğin (doğada doğrulanmamakla birlikte) ufuk yüzeyiyle orantılı olan bir entropiye sahip olduğunu öne sürmüştür. Bekenstein kara deliğin ışınım yaymamasından ve termodinamikle olan ilişkisinin, yalnızca bir benzerlik olup, özelliklerinin fiziksel bir tanımı olmamasından yola çıkıyordu. Bununla birlikte kısa bir süre sonra Hawking, “Kuantum Alan Teorisi”ne ^[92] dayalı bir hesaplamayla, kara deliklerin entropisi hakkındaki sonucun, basit bir benzerlikten ibaret olmayıp, "kara deliklerin ışınımı"na (Hawking ışınımı) ^[93] bağlı bir ısıyı tanımlamasının mümkün olduğunu gösterdi.

Kara deliklerin termodinamik denklemleri kullanıldığında, öyle görünüyor ki, kara deliğin entropisi ufkunun yüzeyiyle orantılı bulunmaktadır. ^[94] Bu, "de Sitter evreni" ^[95] gibi bir ufuk içeren "kozmolojik örnekler" ^[96] bağlamında da uygulanabilecek evrensel bir sonuçtur. Buna karşılık, bu entropinin "mikrokanonik topluluk" ^[97] bakımından açıklanması çözülememiş bir problem olarak kalmaktadır, her ne kadar "string kuramı" ^[98] kısmi yanıtlar getirmeyi başardıysa da…

Daha sonra kara deliklerin azami entropi cisimleri olduğunu, yani belirli bir yüzeyle sınırlı bir uzay bölgesinin azami entropisinin aynı yüzeye sahip bir kara deliğin entropisine eşit olduğunu gösterdi. ^[99]^[100] Bu saptama fizikçilerden önce Gerard ’t Hooft’u ve daha sonra Leonard Susskind’ı “holografi ilkesi” ^[101] kavramını ortaya atmaya yöneltti. Bu kavramın dayandığı esas şöyle açıklanabilir: Nasıl bir hologram bir hacimle ilgili enformasyonları basit bir yüzey üzerinde kodlayabiliyor ve böylece o yüzden hareketle üç boyutlu bir kabartma etkisi sağlayabiliyorsa, aynı şekilde, uzaydaki bir bölgenin yüzeyinin tanımı da o bölgenin içeriğiyle ilgili tüm enformasyonu yeniden oluşturmaya imkân sağlamaktadır.

Kara deliklerin entropisinin keşfi, böylece, kara delikler ile termodinamiğin ve “kara delikler termodinamiği”nin^[102] arasında son derece derin benzeşim ilişkilerinin kurulmasına olanak sağlamıştır ki, bu da “kuantum çekimi” ^[103] kuramının anlaşılmasına yardımcı olabilecektir.

Kara deliklerin buharlaşması (yok olması) ve Hawking ışınımı

Kara delikler evrendeki en kararlı ve en uzun ömürlü cisimler olmalarına rağmen, sonsuza dek yaşayamazlar, Hawking ışınımı yaparak çok yavaşça enerjilerini kaybederler. Hawking ışınımı elimizdeki teknoloji ile saptanabilecek bir ışınım değildir.

1974'te Stephen Hawking “kuantum alan teorisi"ni ^[104] “genel görelilik”teki “eğrilmiş” uzayzamana uyguladı ve klasik mekanik tarafından öngörülenin aksine, kara deliklerin aslında, günümüzde “Hawking radyasyonu” ^[105]adıyla bilinen bir ışınım (termik ışınıma yakın bir ışınım) yaymakta olduğunu keşfetti. ^[106] Şu halde kara delikler tümüyle “kara” değildi, yani yaydıkları bir şeyler de vardı. Fakat kara delikler, bugünkü bilgilerimize göre, özellikleri gereği, başka ışıma yapamazlar; çünkü yüzeylerindeki kaçış hızı ışık hızından yüksektir. Kara deliğin yüzeyinde bir fener yakabilseydik, fenerin ışığı çekiminin etkisi ile kara delik yüzeyine geri bükülecekti.

Hawking radyasyonu bir “kara cisim”in ^[107]spektroskopisine denk düşmektedir. Bu durumda, kara deliğin boyuyla ters orantılı olan ısısı bununla ilişkilendirilebilecekti.^[108] Bu bakımdan, kara delik nicelik olarak büyüdükçe, ısısı düşmektedir. Merkür gezegeni kadar kütleli bir kara delik CMB ^[109] ışınımınkine (bir elektromanyetik ışınım türü) eşit bir ısıya (yaklaşık 2,73 kelvin) sahiptir. Kara deliğin kütlesi, ısısı, enerji kaybı ve Hawking radyasyonu arasındaki ilişki kara deliğin kütlesi arttıkça ısısının giderek düşmesine neden olmaktadır. Böylece, bir yıldızsal kara deliğin ısısı birkaç mikrokelvine kadar düşmektedir ki bu da “buharlaşma”sının ^[110] (yok olma, Hawking radyasyonu) doğrudan saptanmasını gitgide olanaksız kılmaktadır. Bununla birlikte kütlesi pek büyük olmayan kara deliklerde ısı daha yüksek olmakta ve buna bağlı enerji kaybı, kütlesinin kozmolojik basamaklardaki değişimlerinin anlaşılmasına olanak vermektedir. Böylece, birkaç milyon tonluk bir kara delik "kozmosun şu anki yaşı"ndan ^[111] daha az bir sürede buharlaşacaktır. Kara delik “buharlaşırken” de daha küçük hale gelecek ve dolayısıyla ısısı daha artacaktır. Bazı astrofizikçiler kara deliklerin tümüyle “buharlaşma”sının bir gama ışınları dalgası üreteceğini düşünmektedirler. Bu düşünce, küçük kütleli kara deliklerin varlığının onaylanması anlamına gelmektedir. Bu durumda "ilksel kara delik"lerin varlığı söz konusu olmaktadır. Günümüzde bu olasılık, INTEGRAL ^[112] adlı Avrupa uydusunun sağladığı veriler üzerinde araştırılmaktadır. ^[113]

Enformasyon paradoksu

21. yüzyılın başından beri henüz çözülememiş temel fizik meselelerinden biri, ünlü enformasyon paradoksudur. "Saçsızlık kuramı” ^[114] nedeniyle, kara deliklerin içine girmiş olanları a posteriori olarak saptamak mümkün değildir. Bununla birlikte kara delikten uzaktaki bir gözlemcinin bakış açısından düşünülürse, enformasyon tümüyle yok olmuş da sayılamaz; çünkü vaktiyle kara deliğe düşmüş durumda bulunan madde, ışık yılı uzaklıklar göz önünde bulundurulursa, gözlemci tarafından henüz görülebilmektedir. ^[115] Şu halde kara deliği oluşturan enformasyon kayıp mıdır, değil midir?

Bir "kuantum çekimi kuramı"nın olmasını gerekli kılan bu konudaki düşünceler, kara deliğin sadece ufkuna yakın uzaya bağlı entropiyle sınırlı ve bitmiş bir niceliğin var olabileceğini öne sürmektedir. Kara deliğe düşen madde ve enerjinin her türlü entropisi göz önünde bulundurulurken "Hawking ışınımı" değişkenliğinden ziyade, ufuk entropisi değişkenliği daha tatminkar görünmektedir. Yine de pek çok mesele açıklığa kavuşmamış durumda ortada durmaktadır, özellikle kuantum konusunda.

Solucan delikleri

Genel görelilik evrendeki kara deliklerin birbirleriyle bir şekilde irtibat halinde olduklarını göstermektedir. Bu yapıda kara delikleri birbirlerine bağlayan koridorlar alışılmış adıyla “kurt delikleri” ^[116] (meyve kurdu), solucan delikleri veya nadir kullanımıyla Einstein-Rosen delikleri olarak belirtilmektedir. Bu konudaki düşünceye göre, kara delikler bir başka evrene açılmaktadır veya bu ikinci evrene geçiş kapılarıdır. Kara delikleri birbirine bağlayan söz konusu koridorlar bir elmanın içindeki kurdun yolunu andırır biçimde düşünüldüğünden, söz konusu koridorlara “kurt deliği” adı verilmiştir. Evrende pek çok kara deliğin var olduğu göz önünde bulundurulduğunda, uzayın birbiri içine geçmiş sayısız tünellerden oluştuğu sonucuna varılır. Zaman ve ışık-yılı uzaklıkları hiçe sayarak kozmozda “zıplama”lara olanak veren bu kurt delikleri ister istemez bilimkurgu yazarlarına esin kaynağı olmuştur.

Kozmosun tünellerle dolu bu yapısı genel görelilik tarafından doğrulanmakla birlikte, astrofizik bağlamda, pratikte bu tünellerdeki yolculuklar şimdilik imkânsız gibi görünmektedir; çünkü bilinen hiçbir süreç bu yolculukları yapabilecek nesnelerin oluşumunu ayabilir gibi görünmemektedir. ^[117]

Ayrıca bakınız

Kaynakça

^ "Arşivlenmiş kopya". 7 Haziran 2019 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 7 Haziran 2019.
^ . 20 Kasım 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Ağustos 2013.
^ "Kara Delik Nedir? Nasıl Oluşur? (Özellikleri, Fotoğrafı, Gözlemi...)". Rasyonalist. 8 Ağustos 2020 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 18 Ocak 2021.

Dış bağlantılar

at Google Video
Black Holes: Gravity's Relentless Pull14 Mayıs 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde . - Award-winning interactive multimedia Web site about the physics and astronomy of black holes from the Space Telescope Science Institute
FAQ on black holes31 Aralık 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
on Andrew Hamilton’s website18 Ocak 1998 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
Tufts University:
UT Brownsville Group Simulates Spinning Black-Hole Binaries 12 Eylül 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
Black Hole Research News25 Ocak 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde . on ScienceDaily25 Ocak 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
SPACE.com All About Black Holes21 Aralık 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde . - News, Features and Interesting Original Videos
Black Holes Intro14 Ekim 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde . - Introduction to Black Holes
HowStuffWorks: How Black Holes Work10 Mayıs 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde . - Easy to consume guide to Black Holes
Ted Bunn's4 Aralık 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde . Black Holes FAQ16 Mart 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde . explains in simple language some other consequences of the way in which black holes bend space-time.

Kitaplar

Kip S. Thorne, Trous noirs et distorsions du temps, Champs Flammarion, 1994. ()
Jean-Pierre Luminet, Les trous noirs, Points, coll. Sciences, 1992. ()
Jean-Pierre Luminet, Le destin de l’univers — Trous noirs et énergie sombre, Fayard, coll. Le temps des sciences, 2006. ()
Stephen Hawking, Roger Penrose, La nature de l’espace et du temps, Folio essais, 1996. ()
Isaac Asimov, Trous noirs — l’explication scientifique de l’univers en contraction, éd. L’étincelle, 1978.
Stephen Hawking, Une brève histoire du temps, (1999) ()
Jacob Bekenstein, Of Gravity. Black Holes and Information, Di Renzo Editore, 2006, ().

Makaleler

Les trous noirs, dossier Hors Série du magazine « Pour la Science », 1997 (ISSN 01534092).
Aurélien Barrau et Gaëlle Boudoul, Où sont passés les trous noirs primordiaux, article du magazine « La recherche », 2004

Teknik kitap ve makaleler

Edwin F. Taylor & John A. Wheeler, Exploring black holes: introduction to general relativity, Benjammin/Cummings (2000) ().
Subrahmanyan Chandrasekhar, The mathematical theory of black holes, Oxford University Press (1983) ().
Kip Thorne, Richard H. Price & Douglas Alan Macdonald, Black holes : the membrane paradigm, Yale University Press, New Heaven (1986) ()
Stuart Louis Shapiro & Saul Arno Teukolsky, Black holes, white dwarfs and neutron stars : the physics of compact objects, John Wiley, New York (1983). ()
Robert M. Wald, General Relativity, University of Chicago Press, 1984, 498 pages ().
D. Kramer, Hans Stephani, Malcolm Mac Callum & E. Herlt, Exact solutions of Einstein's field equations, Cambridge University Press, Cambridge, Angleterre, 1980, 428 pages ().

Tarihsel kitaplar

Brandon Carter; Half century of black-hole theory : from physicists’ purgatory to mathematicians’ paradise, dans : L. Mornas (ed.) ; « Encuentros Relativistas Españoles: A Century of Relativity Theory », Oviedo (2005).

Notlar ve kaynaklar

1^ Burada Schwarzschild kara deliğinden söz edilmektedir.Trou noir de Schwarzschild 26 Mayıs 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
2^Supermassive black hole 27 Eylül 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
3^Intermediate-mass black hole 25 Kasım 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
4^Primordial black hole 15 Kasım 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
5^ Karl Schwarzschild 29 Mayıs 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie, Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften, 1, 189-196 (1916).
6^Uhuru 27 Şubat 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. tarafından yapılan Cygnus X-1’in 17 Kasım 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. ilk gözlemleri. X-Ray Pulsations from Cygnus X-1 Observed from UHURU, Astrophysical Journal Letters 8 Mayıs 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., 166, L1-L7 (1971) Bkz. link21 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
7^Uhuru 27 Şubat 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. gözlemlerinden hareketle, Cygnus X-1 17 Kasım 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.’in bir kara delik olduğuna dair ilk belirtilerin yayımlandığı makale:D. M. Eardley & William H. Press, Astrophysical processes near black holes, Annual Review of Astronomy and Astrophysics 15 Eylül 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., 13, 381-422 (1975) Bkz. link. 21 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
8^ Genel görelilik kuramı kuantum mekaniği 13 Nisan 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. etkilerini göz önünde bulunduramayan bir rölativist 22 Nisan 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.çekim 29 Şubat 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. kuramıdır. Oysa çekimsel tekillik, kuantum etkilerinin baskın rol oynadığı bir bölgedir.
9^No hair theorem 27 Kasım 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
10^Uzayzaman veya mekân-zaman terimi şu örnekle daha iyi anlaşılabilir: Geceleyin çıplak gözle veya teleskopla yıldızlarla dolu gökyüzüne baktığımızda aslında o an gördüğümüz yıldızların geçmişini, kozmosun geçmişini görmekteyiz. Çünkü hepsi de Dünya’mıza belirli bir ışık-yılı uzaklıkta olduklarından, bu yıldızlardan çıkan ışıkların Dünya’ya ulaşması yıllarca vakit almıştır. Ters bir örnek vermek gerekirse, 220 milyon ışık yılı uzaklıktaki bir galaksiden Dünya’yı gözlemleyebilseydik veya oradaki bir zeki canlı teleskopuyla Dünya’yı şu an gözlemliyor olsaydı; ancak Dünya’nın dinozorların bulunduğu 220 milyon yıl önceki halini görebilecekti. Dolayısıyla, mekân ve zaman birbirinden ayrı düşünülemeyeceğinden bu dört boyutlu (mekânın üç boyutu+zaman) duruma uzayzaman denmektedir. Bir cetvelin iki nokta arasındaki uzaklığı ölçmesi gibi, saat de zaman koordinatları arasındaki uzaklığı ölçer. Genel görelilik kuramı, kütleçekimin nasıl işlediğini anlatırken çekimi bir kuvvet olarak ele almaz; cisimlerin çevrelerindeki çekim alanlarının, uzay ve zamanın bükülmesi sonucu oluştuğunu öne sürer. Cisimler, sahip oldukları kütleleriyle orantılı olarak uzayda çukurluklar oluşturur ve zamanın akışını yavaşlatırlar. Genel bir ilke olarak, uzayda, bir yerdeki zamanın akışı oradaki uzayzaman “eğim”ine bağlı olarak ya yavaşlar veya hızlanır. Çekim alanının gücü arttıkça uzayzaman eğriliği artış gösterir. Kısaca, madde uzayzamanın nasıl eğrileceğini belirler, uzayzaman da maddenin nasıl davranacağını belirler.
11^Frame dragging 16 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
12^Gravity Probe B uydusu 11 Eylül 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.,özellikle bu etki konusunu aydınlığa kavuşturmak üzere 2004'te furlatılmıştır.
13^Ergosphere 4 Haziran 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
14^Robert M. Wald 13 Eylül 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., General Relativity, University of Chicago Press, 1984, 498 sayfa().
15^Accretion disc 8 Mart 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
16^John Michell'in 14 Nisan 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., Henry Cavendish'e 29 Mayıs 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. yazdığı bir mektupta bu konu ele alınır. On the Means of Discovering the Distance, Magnitude, &c. of the Fixed Stars, in Consequence of the Diminution of the Velocity of Their Light, in Case Such a Diminution Should be Found to Take Place in any of Them, and Such Other Data Should be Procured from Observations, as Would be Farther Necessary for That Purpose., Philosophical Transactions of the Royal Society of London 12 Eylül 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., 74, 35-57 (1784) Bkz.link. Bkz. Kara deliklerin tarihi 17 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
17^Espace velocity 9 Nisan 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
18^Gravitational redshift 27 Kasım 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
19^Puits de potentiel 24 Mayıs 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
20^Event horizon3 Şubat 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
21^Point of no return19 Şubat 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
22^Blue shift15 Kasım 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
23^Şu halde kara delik üzerine düşen nesnenin hareketinin "donduğu" veya durduğu söylenebilir. Pratikte durmasından önce görülmez hale gelir.
24^Force de marée25 Haziran 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
25^Stellar black hole20 Ocak 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
26^Ayrıntılar için bkz. Force de marée#Cas des trous noirs18 Mart 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
27^Distorsion spatiale 13 Eylül 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. Dönmeyen veya elektriksel yüklü bir karadeliğin merkezine giden nesne, sonsuz eğrilmiş uzayzaman tarafından parçalanır. Buna karşılık, dönen bir karadelikte o nesne tekilliğe dik (halkanın ortasından geçecek şekilde) yaklaştığında, eğrilmiş uzay-zamandan etkilenmeden tekilliğin içinden geçer ve bu geçişle, teorik olarak (kanıtlanmaksızın, sadece varsayımsal olarak), çekim kuvvetinin itici olduğu, yani çekimin değil, itme ve savurmaların olduğu "anti uzaya" geçiş yapar.
28^Gravitational singularity 19 Ekim 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
29^Genel görelilik kuramı kuantum mekaniği 13 Nisan 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. etkilerini göz önünde bulunduramayan bir rölativist 22 Nisan 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.çekim 29 Şubat 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. kuramıdır. Oysa çekimsel tekillik, kuantum etkilerinin baskın rol oynadığı bir bölgedir.
30^Yaygın olarak kabul edilmiş bir fikre karşı olarak. Bununla birlikte eğer güçlü etkileşim az yoğunsa, o zaman nükleonların yozlaşmasının basıncı yıldızın dengesini muhtemelen sağlayabilir.
31^Interaction forte 17 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
32^Bir ak cüce esas olarak, daha ağır elementler halinde füzyona girebilecek helyum, karbon ve oksijenden oluşur.
33^Dönüşme eşiğindeki yıldızın kütlesine bağlı olarak, kalbi ya nötron yıldızı (kütlesi küçük olan) olacak şekilde veya kara delik olacak şekilde içe çöker olur (kütlesi büyük olan).
34^Charles Alcock 10 Nisan 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., Edward Fahri & Angela Olinto, "Strange stars", Astrophysical Journal 8 Mayıs 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., 310, 261-272 (1986) Özeti: 1986ApJ...310..261A 21 Kasım 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..
35^ Oppenheimer, bir yıldızın süpernova halinden nötron yıldızı halinde içine çöküşü üzerinde çalışırken, nötron yıldızının kütlesinin Güneş kütlesinin 2,5 katı veya fazlası olduğu durumu düşündü; hiçbir doğa kuvvetinin, böyle bir yıldızın basıncını dengeleyemeyeceği sonucuna vardı: Saniyeler sırasında elektronlar, nötronlar ve protonların birbiriyle karışması sonucunda, yıldız aşırı küçülerek uzayı aşırı eğerdi ve sonunda ortada ne nötron, ne elektron,ne kuark ne de madde kalırdı; yalnızca, boyutsuz bir tekillik... Çökme sonucu uzayzaman eğrileri o kadar artmış olacaktı ki, artık yıldızla ilgili hiçbir şey algılanamazdı. Yıldız, yani yeni adıyla kara delik bundan böyle "olay ufku"nun altında gizli kalacaktı.
36^Gravitational wave 27 Haziran 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
37^Virgo interferometer 13 Eylül 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
38^LIGO 9 Haziran 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
39^X çift yıldızı: Bileşenlerinden biri nötron yıldızı veya kara delik olan çift yıldızlara verilen ad.
40^Microquasar 3 Temmuz 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
41^Active galactic nucleus 21 Kasım 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
42^ Akış (jet): Madde veya ışığın dışarı doğru akması; dışarı doğru akan madde veya ışık.
43^Active galactic nucleus 21 Kasım 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
44^
45^Bkz. of "Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik" ve özellikle S2 yıldızının yörüngesini gösteren . Ayrıca bkz. R. Schödel ve Closest Star Seen Orbiting the Supermassive Black Hole at the Centre of the Milky Way, Nature (journal), 419, 694 (17 octobre 2002).Makale: astro-ph/0210426. 5 Kasım 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
46^Chandra X-ray Observatory 29 Mayıs 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
47^NGC 6240 23 Eylül 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
48^Volonteri M., Rees M. J., "Rapid Growth of High-Redshift Black Holes", (2005), ApJ, 633, 624. Makale:Astro-ph/0506040 2 Haziran 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..
49^Ayrıca bkz.Universe Today20 Şubat 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde . sitesindeki makale 21 Nisan 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
50^Bkz. M. C. Miller ve E. J. M. Colbert'in dergisi. Makale:Astro-ph/0308402. 5 Kasım 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
51^Ultraluminous X-ray source 13 Eylül 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
52^J. R. Sánchez Sutil, "A catalogue of ultra-luminous X-ray source coincidences with FIRST radio sources", Astronomy and Astrophysics, vol. 452, t. 2, juin 2006, pp. 739–742. Özeti: 2006A%26A...452..739S 21 Kasım 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
53^Limite d'Eddington 13 Eylül 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
54^Cosmic inflation 2 Eylül 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
55^INTEGRAL 30 Mayıs 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
56^LHC 13 Nisan 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
57^Bkz. Scientific American Magazine (Mayıs 2005,« Quantum Black Holes » başlıklı makale.12 Haziran 2020 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
58^Gamma ray burst (GRB) 13 Nisan 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
59^Wolf-Rayet star 17 Eylül 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
60^Collapsar 13 Eylül 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
61^Burada esas olarak, kütlesi büyük yıldızlarca üretilen "uzun" GRB 13 Nisan 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.'den söz edilmektedir. İkinci sınıf olan kısa GRB'ler yine bir kara delik sağlamakla birlikte, iki nötron yıldızının sonucu olarak ele alınırlar. Fakat anlaşılmaları uzun GRB'lerden daha zordur. Çünkü böyle çok yoğun iki cismin kaynaşması son derece karmaşık sayısal simülasyonların kullanımını gerektirmektedir. Bir kıyaslama yapmak gerekirse, kütlesi büyük bir yıldızın patlaması bunun yanında daha basit kalır.
62^SN 1987A 15 Aralık 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
63^Accretion disc 8 Mart 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
64^Taille angulaire d'un trou noir 21 Ağustos 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
65^Minute of arc 22 Nisan 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
66^Schwarzschild radius 14 Kasım 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
67^Domaine visible- Lumière visible 18 Mayıs 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
68^Interférométrie 17 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
69^M87 (Messier 87) 24 Kasım 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
70^ T. P. Krichbaum and Towards the Event Horizon - The Vicinity of AGN at Micro-Arcsecond Resolution, VLBI ağları üzerine yapılan 7. Avrupa Sempozyumu raporları (Tolède, Espagne, 12-15 october 2004). Makale: astro-ph/0411487 5 Kasım 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..
71^M. Miyoshi ve An approach Detecting the Event Horizon of SGR A*, ibid.. Makale: astro-ph/0412289 5 Kasım 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..
72^Cygnus X-1 17 Kasım 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
73^Faster-than-light 7 Temmuz 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
74^GRS 1915+105 13 Eylül 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
75^GRO J1655-40 15 Şubat 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
76^SS 433 13 Eylül 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
77^Active galactic nucleus 21 Kasım 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
78^Galactic Center 9 Nisan 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
79^SDSS J090745.0+024507 27 Mart 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
80^Bkz J.-P. Maillard and The nature of the Galactic Center source IRS 13 revealed by high spatial resolution in the infrared, Astronomy and Astrophysics, 423, 155-167, 2004. Makale: astro-ph/0404450 5 Kasım 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
81^LISA 26 Aralık 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
82^Q0906+6930 11 Eylül 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
83^Roger W. Romani and Q0906+6930: The Highest-Redshift Blazar, Astrophysical Journal, 610, L9-L12 (2004). Makale: astro-ph/0406252 5 Kasım 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..
84^Penrose-Hawking singularity theorems 27 Mayıs 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. Hawking,"Samanyolu galaksimizin bu kadar hızlı dönüşü; ancak, galaksimizde, görünen yüz milyonlarca yıldızdan daha fazla kara deliğin varlığının kabulüyle açıklanabilir" demiştir.
85^Gravitational singularity 19 Ekim 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
86^Naked singularity 15 Aralık 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
87^Bu meselenin çözümü için bir kuantum çekim kuramının ortaya atılması şarttır.
88^Bu sonuç ayrıca, kara deliklerin termodinamiği 4 Mart 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. çerçevesinde yorumlanabilir: Bu çerçevede, termodinamik dönüşümlerle sonlanan bir sayı vasıtasıyla mutlak sıfırın 9 Mayıs 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. ulaşılmazlığını gösteren termodinamiğin üçüncü yasasıyla 18 Ekim 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. eşdeğerlidir.
89^Cosmic censorship hypothesis 19 Şubat 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
90^Fine-tuning 30 Mart 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
91^Second law of thermodynamics 27 Mayıs 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
92^Quantum field theory 14 Nisan 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
93^Hawking radiation 12 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
94^Bu, Planck üniteleri olarak, ufuk yüzeyinin çeyreğine eşittir; yani ışık hızının c, Newton sabitinin G, Boltzmann sabitinin kB olduğu üniteler sisteminde hepsi 1'e eşittir.Daha fazla ayrıntı için bkz. kara deliklerin entropisi 28 Ekim 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
95^ De Sitter universe 29 Mayıs 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
96^ Modèle cosmologique 18 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
97^ Microcanonical ensemble 17 Mart 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
98^ String theory 10 Nisan 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
99^Raphael Bousso The holographic principle 14 Temmuz 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde ., Reviews of Modern Physics, 74 825-874 (2002)
100^Parthasarathi Majumdar, Black Hole Entropy and Quantum Gravity. Talk given at the National Symposium on Trends and Perspectives in Theoretical Physics, Calcutta, India, Apr 1998. Makale: gr-qc/9807045 5 Kasım 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde ..
101^Principe holographique 13 Eylül 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
102^Black hole thermodynamics 4 Mart 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
103^Quantum_gravity 9 Nisan 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
104^Quantum field theory 14 Nisan 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
105^Hawking_radiation 12 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
106^S. W. Hawking, Particle creation by black holes, Commun. Math. Phys., 43, 199-220 (1975) Bkz. link12 Kasım 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde ., Erratum, ibid, 46, 206-206 (1976).
107^Black body 28 Mayıs 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
108^Planck birimleriyle, bir kara deliğin ısısı,Planck birimleriyle boyunun tersine denk düşmektedir.
109^Cosmic microwave background radiation 28 Mayıs 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
110^Évaporation des trous noirs 10 Mayıs 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
111^Age of the universe 15 Mayıs 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
112^INTEGRAL 30 Mayıs 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
113^Örneğin, bkz. Azar Khalatbari, "Trous noirs primordiaux : Les poids plume disparus", Ciel & Espace, juin 2002.
114^No hair theorem 27 Kasım 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
115^Gökyüzüne baktığımızda kozmik cisimlerin geçmişlerini gördüğümüzü unutmayalım. Şu an gökyüzünde gördüğümüz bir yıldız belki 100 yıl önce bir kara delik tarafından yutulmuş durumdadır, fakat biz Dünya’ya 200 ışık yılı uzaklıktaki o yıldızın, 200 yıl önceki halini ve konumunu, yani yutulmasından 100 yıl önceki halini ve konumunu görmekteyiz.
116^ 1930′larda, Einstein ve Rosen, uzayzaman eğrilmesinin, yıldızın karadelik haline dönüşmesinde maksimuma ulaşması gerektiğini belirtmişlerdir. Rosen ve Einsten'a göre oluşan bu eğrilik, başka bir evrene açılmaktadır. Bu yüzden, dönmeyen karadeliklerin bu özelliğine "Einstein-Rosen köprüsü" adı verilir. Öte yandan, iki olay ufkuna sahip olan, elektrik yüklü ve kendi ekseni etrafında dönen karadelikler başka evrenlere geçebilme şansını teorik olarak içermektedirler. Bu tür kara deliklerin yardımıyla, kurt deliğinin öteki ucundan evrenimizdeki uzayın başka bir bölgesine “fırlama”mızın teorik olarak mümkün olduğu belirtilir.
117^ Robert M. Wald, "General Relativity", University of Chicago Press, 1984, 498 pages (),s. 156.
118^uzay.org - Karadelikler 16 Şubat 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
119^Ögetay Kayalı, "Kara Delik Nedir? Nasıl Oluşur?" 8 Ağustos 2020 tarihinde Wayback Machine sitesinde .

[1] "Arşivlenmiş kopya". 7 Haziran 2019 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 7 Haziran 2019.

[2] . 20 Kasım 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Ağustos 2013.

[3] "Kara Delik Nedir? Nasıl Oluşur? (Özellikleri, Fotoğrafı, Gözlemi...)". Rasyonalist. 8 Ağustos 2020 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 18 Ocak 2021.