Kara delik - emin yavuz
advertisement
Kara delik Kara del k, astrof z kte, çek m alanı her türlü maddesel oluşumun ve ışınımın kend s nden kaçmasına z n vermeyecek derecede güçlü olan, kütles büyük b r kozm k c s md r. Kara del k, uzayda bel rl n cel ktek madden n b r noktaya toplanması le meydana gelen b r nesned r de den leb l r. Bu tür nesneler ışık yaymadıklarından kara olarak n telen rler. Kara del kler n, "tek ll k"ler dolayısıyla, üç boyutlu olmadıkları, sıfır hac ml oldukları kabul ed l r. Karadel kler n ç nde zamanın se yavaş aktığı veya akmadığı tahm n ed lmekted r. Kara del kler E nste n'ın genel görel l k kuramıyla tanımlanmışlardır. Doğrudan gözlemlenememekle b rl kte, çeş tl dalga boylarını kullanan dolaylı gözlem tekn kler sayes nde keşfed lm şlerd r. Bu tekn kler aynı zamanda çevreler nde sürüklenen oluşumların da ncelenme olanağını sağlamıştır. Örneğ n, b r kara del ğ n potans yel kuyusunun çok der n olması neden yle yakın çevres nde oluşacak yığılım d sk n n üzer ne düşen maddeler d sk n çok yüksek sıcaklıklara er şmes ne neden olacak, bu da d sk n (ve dolaylı olarak kara del ğ n) yayılan x­ışınları sayes nde saptanmasını sağlayacaktır. Günümüzde, kara del kler n varlığı, lg l b l msel topluluğun (astrof z kç ler ve kuramsal f z kç lerden oluşan) hemen hemen tüm b reyler tarafından onaylanarak kes nl k kazanmış durumdadır. S mülasyon olarak karadel ğ n yolaçtığı yerçek msel bükülmen n arka plandak galaks n n görüntüsünü eğmes . Sunuş ve term noloj Kara del k “çek msel tek ll k” den len b r noktaya konsantre olmuş b r kütleye sah pt r. Bu kütle "kara del ğ n olay ufku" den len ve söz konusu tek ll ğ merkez alan b r kürey oluşturur. Bu küre, kara del ğ n uzayda kapladığı yer olarak da düşünüleb l r. Kütles Güneş' n kütles ne eş t olan b r kara del ğ n yarıçapı yalnızca yaklaşık 3 km'd r. [1] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_1) Olay ufku sadece 75 k lometre gen şl ğ nde olmasına rağmen 10 güneş kütles ne sah p, dönmeyen b r kara del ğ n 600 k lometre uzaklıktan s mülasyon görünüşü. Bu kütlede b r karadel ğ n, bu uzaklıkta yarattığı vmelenme, Dünya yüzey ndek n n yaklaşık 400 m lyon katıdır. [1] Yıldızlar arası (m lyonlarca km) uzaklıklar söz konusu olduğunda, b r kara del k, herhang b r kozm k c s m üzer nde, kend s yle aynı kütleye sah p b r kozm k c sm nk nden daha fazla b r çek m kuvvet uygulamaz; yan , kara del kler karşı konulamaz b r kozm k “asp ratör” olarak düşünmemek gerek r. Örneğ n Güneş’ n yer nde onunla aynı kütleye sah p b r kara del k bulunsaydı, Güneş S stem ’ndek gezegenler n yörüngeler nde herhang b r değ ş m olmayacaktı. B rçok kara del k türü mevcuttur. B r yıldızın çek msel çe (kend üzer ne) çökmes yle oluşan kara del k türüne "yıldızsal kara del k" den r. Bu kara del kler galaks ler n merkez nde bulundukları takd rde b rkaç m lyarlık “güneş kütles ”ne kadar çıkab len devasa b r kütleye sah p olab l rler ve bu durumda “dev kara del k” (veya galakt k kara del k)[2] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_2) adını alırlar. Kütle bakımından kara del kler n k uç noktasını oluşturan bu k tür arasında b r de, kütles b rkaç b n "güneş kütles " olan üçüncü b r türün bulunduğu düşünülür ve bu türe “orta kara del k”ler [3] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_3) den l r. En düşük kütlel kara del kler n se kozmos tar h n n başlangıcındak Büyük Patlama’da oluştukları düşünülür ve bunlara da " lksel kara del k" [4] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_4) adı ver l r. Bununla 1 / 22 b rl kte lksel kara del kler n varlığı hal hazırda doğrulanmış değ ld r. B r kara del ğ doğrudan gözlemlemek mkânsızdır. B l nd ğ g b B r “yıldızsal kara del ğ n” Büyük b r nesnen n Macellan Bulutu yönündek gökyüzünde görüleb lmes s mülasyon görünüşü. Kara del ğ n E nste n halkası (ışığın deformasyonu): B r ç n, çevres ndek , b r çember n k yayı karadel ğ n arkasında bulunan b r yıldızdan çıkan kend s nden b ç m ndek görünüş “çek msel mercek ışık ışını b ze, kara del ğ n çek msel etk s yle k ye ışık çıkması etk s ” neden yle oluşmuştur. Yukarıda yer ayrılarak ulaşır. Dolayısıyla o yıldızı ç ftm ş g b veya kend s ne alan Samanyolu b r hayl “eğr lm ş” görürüz. Kara del k veya b r başka galaks g b gelen ışığı durumdadır; öyle k , Güney Haçı çek m kaynaklarınca ışık ışınlarına yapılan bu tür yansıtması Takımyıldızı (yukarıda, solda) g b bazı çek msel müdahale olaylarına ve zah r sonuçlarına gerek r; oysa takımyıldızların tanınması y ce "çek msel mercek" etk s den r. kara del kler zorlaşmıştır. Kara del ğ n arkasındak HD çok yakınından 49359 yıldızı, y ne aynı etk yle, ç ft olarak geçen ışıkları b le yutmaktadırlar. Bununla b rl kte varlığı, çevres görünmekted r. Bu yıldızın ve Büyük üzer ndek çek m craat nden, özell kle m krokuasarlarda ve akt f Bulutun ç ft majları kara del ğ galaks çek rdekler nde kara del k üzer ne düşen yakınlardak çevreleyen, “E nste n halkası” den len madden n son derece ısınmış olmasından ve güçlü b r şek lde X da resel kuşak üzer nde yer almışlardır. ışını yaymasından anlaşılmaktadır. Böylece, gözlemler dev veya ufak boyutlardak bu tür c s mler n varlığını ortaya koymaktadır. Bu gözlemler n kapsadığı ve genel görel l k kuramına uyan c s mler yalnızca kara del klerd r. Tar hçe Kara del k kavramı lk olarak 18. yüzyıl sonunda, Newton'un evrensel çek m kanunu kapsamında doğmuştur deneb l r. Fakat o dönemde mesele yalnızca “kaçış hızı” ışık hızından daha büyük olmasını sağlayacak derecede kütlel c s mler n var olup olmadığını b lmekt . Dolayısıyla kara del k kavramı ancak 20. yüzyıl'ın başlarında ve özell kle Albert E nste n'ın genel görel l k kuramının ortaya atılmasıyla fantast k b r kavram olmaktan çıkmıştır. E nste n'ın çalışmalarının yayımlanmasından kısa süre sonra, Karl Schwarzsch ld tarafından, “E nste n alan denklemler ”n n merkezî b r kara del ğ n varlığını çeren b r çözümü yayımlanmıştı. [5] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_5) Bununla b rl kte kara del kler üzer ne lk temel çalışmalar, varlıkları hakkındak lk sağlam bel rt ler n gözlemler n zleyen 1960'lı yıllara dayanır. Kara del k çeren b r c sm n lk gözlem , Cygnus-X1 [6] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_6)[7] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_7) 1971'de Uhuru uydusu tarafından yapıldı.Uydu Kuğu takımyıldızının en parlak yıldızı olan Cygnus X­1 ç ft yıldızında b r X ışınları kaynağı olduğunu saptamıştı. Fakat "kara del k" ter m daha önceden, 1960'lı yıllarda Amer kalı f z kç K p Thorne vasıtasıyla ortaya atılmıştı. Bu ter m n term noloj ye yerleşmes nden önce se kara del kler ç n “Schwarzsch ld c sm ” ve “kapalı yıldız” ter mler kullanıldı. 2 / 22 Özell kler Kara del k d ğer astrof z k c s mler g b b r astrof z k c s md r. Doğrudan gözlemlenmes n n çok güç olmasıyla ve merkezî bölges n n f z k kuramlarıyla tatm nkâr b ç mde tanımlanamaz oluşuyla n telen r. Merkezî bölges n n tanımlanamayışındak en öneml etken, merkez nde b r "çek msel tek ll ğ " çer yor olmasıdır. Bu çek msel tek ll k, ancak b r “kuantum çek m ” kuramıyla tanımlanab l r k , günümüzde böyle b r kuram bulunmamaktadır. [8] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_8) Buna karşılık, uygulanan çeş tl dolaylı yöntemler sayes nde, yakın çevres nde hüküm süren f z ksel koşullar ve çevres üzer ndek etk s mükemmel b ç mde tanımlanab lmekted r. Öte yandan kara del kler çok az sayıdak parametrelerle tanımlanmaları bakımından şaşkınlık ver c nesnelerd r. Yaşadığımız evrendek tanımları yalnızca üç parametreye bağlıdır: Kütle, elektr ksel yük ve açısal momentum. Kara del kler n tüm d ğer parametreler (boyu, b ç m vs.) bunlarla bel rlen r. B r kıyaslama yapmak gerek rse, örneğ n b r gezegen n tanımlanmasında yüzlerce parametre söz konusudur (k myasal b leş m,elementler n farklılaşması, taşınım, atmosfer vs.) Bu yüzden 1967’den ber kara del kler yalnızca bu üç parametreyle tanımlanırlar k , bunu da 1967’de Werner Israel tarafından ortaya atılan "saçsızlık kuramı"na [9] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_9) borçluyuz. Bu, uzun mesafel temel kuvvetler n n yalnızca kütleçek m ve elektromanyet zm oluşunu da açıklamaktadır; kara del kler n ölçüleb l r özell kler yalnızca, bu kuvvetler tanımlayan parametrelerle, yan kütle, elektr ksel yük ve açısal momentumla ver l r. B r kara del ğ n kütle ve elektr ksel yükle lg l özell kler "klas k" (genel görel l ğ n olmadığı) f z ğ n uygulanab leceğ olağan özell klerd r: Kara del ğ n kütles ne oranla b r "kütleçek m alanı" ve elektr ksel yüküne oranla b r elektr k alanı vardır. Buna karşılık açısal momentum etk s genel görel l k kuramına özgü b r özell k taşır: Kend eksen etrafında dönen k m kozm k c s mler, yakın çevreler ndek uzayzamanı [10] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_10) da “sürüklemek” (eğmek) eğ l m nded rler. "Lense­Th rr ng etk s " [11] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_11) denen bu fenomen ş md l k Güneş S stem ’m zde gözlemlenmemekted r. [12] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_12) Kend eksen etrafında “dönen karadel k” türü çevres ndek yakın uzayda bu fenomen nanılmaz ölçülerde gerçekleşmekted r k , bu alana “güç bölges ” (ergorég on) veya “güç küres ” [13] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_13) adı ver lmekted r. Kara del kler n dönme ve yükler ne göre sınıflandırılması B r karadel ğ n bütün Kara del kler n açısal momentum (J ) elektr ksel yük (Q) ve hep sıfırdan büyük özell kler n bel rleyen olan kütle (m) parametreler ne göre bel rlenen, varsayıma dayalı dört türü üç unsuru vardır: M > 0 kütles , açısal momentumu ve J = 0 J ≠ 0 elektr ksel yükü. B r Q = 0 Schwarzsch ld kara del ğ Kerr kara del ğ kara del ğ n kütles her Re ssner­Nordström kara zaman sıfırdan Q ≠ 0 Kerr­Newman kara del ğ del ğ büyüktür. D ğer unsurların sıfır ya da sıfırdan büyük olmasına göre, kara del kler dört sınıfa ayırmak mümkündür. Açısal momentum ve elektr ksel yükü sıfır olan kara del klere "Schwarzsch ld kara del ğ " den l r. Bu ad 1916’da bu tür nesneler n varlığı f kr n E nste n alan denklemler n n çözümler olarak ortaya atmış Karl Schwarzsch ld’a thafen ver lm şt r. Kara del ğ n elektr ksel yükü sıfır olmayıp açısal momentumu sıfır olduğu takd rde "Re ssner­Nordström kara del ğ " türü söz konusu olur. B l nen h çb r süreç böyle sürekl b r elektr ksel yük çeren sıkışmış b r c s m üretmek olanağı vermed ğ nden, bu tür kara del kler varsa b le, astrof z kte pek lg odağı olmamaktalar. Bu 3 / 22 elektr ksel yük, karadel ğ n çevres nden alacağı zıt elektr k yükler n n em lmes yle zamanla dağılab l r. [14] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_14) Sonuç olarak, "Re ssner­Nordström kara del ğ " doğada mevcut olma olasılığı pek bulunmayan teor k b r c s md r. Kara del ğ n b r açısal momentumu olup (kend eksen etrafında dönüyorsa) elektr ksel yükü olmadığı takd rde "Kerr kara del ğ " türü söz konusu olur. Bu ad, 1963’te bu tür c s mler tanımlayan formülü bulmuş olan Yen Zelanda’lı matemat kç Roy Kerr’ n adına thafen ver lm şt r. Re ssner­Nordström ve Schwarzsch ld kara del k türler n n aks ne, Kerr kara del ğ türü astrof z kç ler ç n öneml b r lg odağı olmuştur; çünkü kara del kler n oluşum ve evr m örnekler onların çevreler ndek maddey b r yığılım d sk [15] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_15) aracılığıyla emme eğ l m nde olduklarını ve maddeler n yığılım d sk ne kara del ğ n dönüş yönünde sp ral ç zerek düştükler n göstermekted r. Böylece madde, kend s n yutan kara del ğ n açısal momentumuyla b r l şk hal nde olmaktadır. Bu durumda, astronom n n lg leneb leceğ kara del kler yalnızca Kerr kara del kler d r. Bununla b rl kte, bu kara del kler n, açısal momentumlarının y ce zayıfladığı hallerde, doğal olarak, Schwarzsch ld kara del kler n andırmaları mümkündür. Dördüncü tür, Kerr kara del ğ n n elektr ksel yüke sah p olduğu türdür. Buna Kerr­Newman kara del ğ türü den r. Bu türe de var olma olasılığı çok zayıf olduğundan pek lg göster lmemekted r. Kara ve del k Kara del kler n varlığı John M chell [16] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_17) ve P erre­S mon Laplace tarafından, b rb rler nden habers z olarak, daha 18.yy.’da gözönünde bulundurulmuştur. O zamanlar düşünülen, "kaçış hızı" [17] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_18) ışık hızından daha fazla olab lecek, yan ışığın çek mler n n etk s nden kaçamayacağı kozm k c s mler n varlığıydı. Işığın kara del kçe çek lmes olgusunda, b r güçten z yade, "E nste n dengelenmes ", "kızıla kayma" veya "çek msel kızıla kayma" [18] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_19)g b adlarla bel rt len, ışığın (fotonların) çek m alanları etk s yle maruz kaldığı b r değ ş m söz konusudur. Çek m alanı etk s yle oluşan bu dengelenme veya değ ş mde ışık, b r karadel ğ n "potans yel kuyular"ından [19] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_20) çıkmaya çalışırken enerj bütünlüğünü kaybeder. Burada, "evren n gen şlemes "nden, yan uzak galaks lerde gözlemlenen ve çok der n "potans yel kuyu"ların olmadığı b r uzay gen şlemes nden kaynaklananınk ne oranla b raz farklı tab atta b r kızıllaşma değ ş m söz konusudur. Bu özell k de kara del ğ n "kara" sıfatına çok uygun gelmekted r, çünkü b r kara del k ışık yayamamaktadır. Bu yüzden "kara del k" c s mler n n adına "kara" sıfatı eklenm şt r. Bu, ışık ç n olduğu kadar, madde ç n de geçerl d r ; çünkü b r kez kara del kçe çek lmeye başladıktan sonra h çb r part kül o kara del kten kaçamamaktadır. Bu da kara del ğe "del k" adının ver lmes n sağlamıştır. Olay ufku Işık ve madden n artık kaçamadığı bölgey sınırlayan kuşağa “olay ufku” [20] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_21) adı ver l r. Olay ufku, herhang b r f z ksel ncelemede bulunamadığımız b r uzay parçasıdır. Ne olay ufkundan ötes n b l nen yasalarla açıklama olanağı vardır, ne de orada ne olup b tt ğ n b lmen n b r yolu vardır. B r yıldızın olay ufku, yıldızın çökmeden öncek kütles yle orantılıdır. Örneğ n kütles 10 güneş kütles olan b r yıldız çe çöküp kara del k hal ne geld ğ nde çapı 60 km. olan b r olay ufkuna sah p olur. B r kara del k madde yuttukça olay ufkunu gen şlet r, olay ufku gen şled kçe de daha güçlü çek m alanına sah p olur. Kara del ğ n olay ufkunda teor k olarak zaman tümüyle durmaktadır. K m kara del klerde k olay ufku vardır. K m ler "olay ufku" ter m yer ne kara del ğe pek uygun olmamakla b rl kte “kara del ğ n yüzey ” ter m n kullanırlar. (Ter m n uygun olmamasının neden , b r gezegen veya yıldızdak g b katı ve gazlardan oluşan b r yüzey n n olmamasıdır.) Fakat burada b rtakım özel n tel kler gösteren b r bölge söz konusu değ ld r; b r gözlemc kara del ğe ufku aşacak kadar yaklaşmış olab lseyd , kend s ne yüzey zlen m sağlayacak h çb r 4 / 22 özell k veya değ ş m h ssedemeyecekt . Buna karşılık ger dönme g r ş m nde bulunduğunda, artık bu bölgeden kaçamayacağının farkına varmış bulunacaktı. Bu, adeta "dönüşü olmayan nokta"dır. Kara del kten uzaktak b r parçacık herhang b r yönde hareket edeb l r. O yalnız ışık hızıyla sınırlıdır. Kara del ğe yaklaştıça uzayzaman onu deforme etmeye başlar. Olay ufkunun ç nde tüm yollar parçacığı kara del ğ n merkez ne sevk eder. Parçacık ç n kaçış olanaksızdır. [21] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_22) Bu durum, akıntısı güçlü b r den zde, akıntıdan habers z b r yüzücünün durumuna benzet leb l r. Öte yandan olay ufkunun sınırına yaklaşmış b r gözlemc , kara del kten yeter nce uzaktak b r gözlemc ye kıyasla, zamanın farklı b r şek lde aktığının farkına varacaktır. Kara del kten uzakta olan gözlemc n n d ğer ne düzenl aralıklarla (örneğ n b rer san ye arayla) ışık şaretler yolladığını varsayalım: Kara del ğe yakın gözlemc bu şaretler hem daha enerjet k (ışığın kara del ğe düşmek üzere yaklaştıkça “mav ye kayma”sı [22] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_23)sonucuyla bu ışık şaretler n n frekansı daha yüksek olacaktır) hem de ardışık şaretler n aralarındak zaman aralığı daha kısalmış (b rer san yeden daha az) olarak alacaktır. Yakın gözlemc , uzaktak ne oranla zamanın daha hızlı aktığı zlem nde olacaktır. Uzaktak gözlemc de aks ne, d ğer nde meydana gelen şeyler n g tg de daha yavaş seyrett ğ n görecek, zamanın daha yavaş aktığı zlen m nde olacaktır. Dönen kara del ğ n çevres ndek k yüzey. İç s fer stat k sınrdır (olay ufku). Ergos fer n ç sınırıdır. Kutuplarda olay ufkuna dokunan oval b ç ml yüzey se ergos fer n d ğer sınırıdır. Ergos fer n ç ndek b r parçacık uzayzaman sürüklenmes nde olup dönmeye zorlanır (Penrose sürec ). Uzaktak b r gözlemc n n b r nesnen n kara del ğe doğru düşüşünü gözlemes hal nde, gözlemc ye göre "çek msel kızıla kayma" ve "zamanın genleşmes " etk ler b rleşecekt r: Nesneden çıkan şaretler g tg de kızıl, g tg de sönük (uzak gözlemc ye varmadan önce g tg de artan enerj kaybıyla çıkarılan ışık) ve g tg de aralıklı olacaktır. Yan prat kte, gözlemc ye varan ışık fotonlarının sayısı, g tg de hızla azalacaktır ve nesnen n kara del ğe gömülüp görünmez olmasının ardından tükenecekt r. Nesnen n henüz olay ufku sınırında harekets z durduğunu gören uzaktak gözlemc n n onun düşmes n engellemek üzere olay ufkuna yaklaşması boşuna olacaktır. [23] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_24) Kara del ğ n "tek ll ğ "ne yaklaşan b r gözlemc y etk lemeye başlayan etk lere “gelg t etk ler ” den r. [24] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_25)Bu etk ler kütleçek m alanının homojen olmayan b r yapıya sah p olması neden yle nesnen n b ç ms zleşmes ne (doğal b ç m n kaybetmes ne) yol açarlar. Bu “gelg t etk ler bölges ” dev kara del klerde tümüyle olay ufkunda yer alır; fakat özell kle "yıldızsal kara del k"lerde [25] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_26) olay ufkunun sınırını da aşarak etk de bulunur. [26] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_27) Dolayısıyla yıldızsal kara del ğe yaklaşan b r astronot daha 5 / 22 [26] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_27) Dolayısıyla yıldızsal kara del ğe yaklaşan b r astronot daha olay ufkuna geçmeden parçalanacakken, dev kara del ğe yaklaşan b r astronot, daha sonra “gelg t etk ler ” le yok ed lecek olmakla b rl kte, olay ufkuna b r güçlükle karşılaşmadan g r ş yapacaktır. Tek ll k B r kara del ğ n merkez nde kütleçek m alanının ve uzay bükülmeler n n ("eğ m") Tek ll k, olay ufku ve ergos fer (güç küres ). Dönen kara del klerde ve elektr k yüklü kara del klerde k ufuk olduğu varsayılır. [27] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_28) sonsuz hale geld kler b r bölge yer alır. Bu bölge "çek msel tek ll l k kuramı uzay­zaman eğ m n n sonsuz olduğu bölgeler tanımlayamadığı ç n, genel görel l k kuramı çerçeves nde pek y tanımlanamamıştır. Zaten genel görel l k kuramı, kuantum kaynaklı kütleçek m etk ler n genel olarak göz önünde bulunduran b r kuram değ ld r. Uzay­zaman eğ m , sonsuza doğru eğr ld ğ nde, zorunlu olarak kuantum tab atlı etk lere tâb olmaktadır. Sonuç olarak, kütleçek msel tek ll kler doğru b r b ç mde tanımlayab lecek durumdak tek kuram, tüm kuantum etk ler n göz önünde bulunduran b r kütleçek m kuramı olab l r. k" [28] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_29) olarak adlandırılır. Bu bölge, genel görel Dolayısıyla hal hazırda kütleçek msel tek ll ğ n tanımı yapılamamış durumdadır. [29] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_30) Bununla b rl kte, şu b l n yor k , nasıl kara del ğe g r p ç ne yerleşm ş madde dışarı çıkamıyorsa, kütleçek msel tek ll k de kara del ğ n ç ne yerleşt kçe kara del ğ n dışını etk leyememekted r. Kütleçek msel tek ll kler onları tanımlamakta ac z kalışımızdan dolayı g zemler n korumayı sürdürseler de ve genel görel l k kuramı tüm kütleçek msel fenomenler tanımlamada yeterl olmasa da, bütün bunlar, kara del ğ n b z m tarafımızda bulunan olay ufkundan hareketle onları tanımlamamıza b r engel oluşturmamaktadır. Kara del kler n oluşumu Yıldızların Ölümü Y ıldız K ütlesi Y ar ıçap Y oğunluk 10-103 gr/cm3 Kahverengi cüce Myıldız< 0,8 veya Kara cüce Mgüneş 0,8 Mgüneş< Myıldız < 1,44 Mgüneş Son Ü r ün 7000 km 106 gr/cm3 Beyaz cüce Yıldızın ç ne çökerek kara del ğe dönüşmes 6 / 22 ~1,35 10-20 km 8x1013-2x1015 4 km > 1016 gr/cm3 Mgüneş< Nötron Yıldızı gr/cm3 Myıldız < ~2,1 Mgüneş Myıldız > ~3 K ar a delik Mgüneş Kara del kler n var olma olasılığı yalnızca genel görel l k kuramına a t b r sonuç değ ld r; kütleçek m konu alan hemen hemen tüm d ğer gerçekç f z k kuramları da onların varlığını muhtemel görmekted r. D ğer kütleçek m kuramları g b genel görel l k kuramı da kara del kler n varlığını öngörmekle kalmayıp, onların uzayın b r bölges nde sıkışmış maddeden oluşmuş olacağını öngörmekted r. Örneğ n Güneş’ m z yarıçapı yaklaşık üç k lometre olan b r küre ç ne (yan ebatlarının dört m lyonda b r kadar b r hacme) sıkıştırılmış olsaydı, b r kara del k hal ne gel rd . Hatta Güneş’ m z 1cm³(sant metreküp) hacm ne sıkıştırab lseyd k, bu kez 1cm³'lük b r karadel k yapmış olurduk. Fakat bu durumda s stem m zdek gezegenler n yörünge hareketler nde b r değ ş kl k olmayacaktı; yan Güneş S stem ’m zdek gezegenler bu 1cm³'lük kara del ğ n Güneş' nk ne eş çek m kuvvet nde, yörüngeler nde dönmeye devam edeceklerd . B r başka örnekle, Dünya’mız b rkaç sant metre küplük b r hac m ç ne sıkıştırılmış olsaydı, o da b r kara del k hal ne gelecekt . Astrof z kte kara del k b r çek msel çe çökmen n son aşaması olarak ele alınır. Yıldızların evr m süreçler n n sonları, sah p oldukları kütleye göre bel rlen r. Evr m sürec n n son aşamasına yaklaşmış yıldızlarda, madden n sıkışması sonunda, kütleler ne göre, k hal söz konusu olur; bunlar ya ak cüce hal ne dönüşürler veya sonradan kara del ğe dönüşeb lecek nötron yıldızı hal ne dönüşürler. Ak cüce hal nde, ak cücey kütleçek me karşı denge hal nde tutan elektronların yozlaşma basıncıdır.[30] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_31) Nötron yıldızı hal nde se nükleonların yozlaşma basıncı söz konusu değ ld r, denge hal n sağlayan "güçlü etk leş m"d r. [31] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_32) Kara del k ak cücelere l şk n çe çökmeyle oluşamaz; bu çökme sırasında yıldızı oluşturan çok ağır nükleonlar oluşur. [32] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_33) Açığa çıkan enerj yıldızı dağıtmaya yeterl d r. Fakat evr m sürec nde dönüşme eş ğ ndek yıldız, bel rl b r kr t k kütley aştığında (kütles yeter nce büyük olduğunda), eğer kütleçek m gücü basınç etk s n aşab lmeye yetecek derecede büyükse b r kara del k oluşab l r. Bu durumda b l nen h çb r kuvvet, dengey sağlamaya yetmez ve söz konusu c s m tümüyle çe çöker. Prat kte bu, b rçok şek lde oluşab l r: B r nötron yıldızına, bel rl b r kr t k kütleye ulaşana kadar, b r başka yıldızdan çıkan madden n katılımıyla oluşab l r. B r nötron yıldızının başka b r nötron yıldızıyla b rleşmes yle oluşab l r (çok nad r, a pr or b r fenomend r). Büyük b r yıldızın kalb n n doğrudan kara del k hal nde çe çökmes yle oluşab l r. [33] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_34) 1980’l yıllarda nötron yıldızlarındak nden de daha sıkışmış b r madde hal n n varlığı konusunda b r h potez ortaya atılmıştır. Bu, "tuhaf yıldızlar" [34] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_35) da den len “kuark yıldızları”ndak sıkışmış madde hal yd . Bu konuda 1990’lı yıllardan t baren net bulgular elde ed leb lm şt r; fakat bu bulgular, yıldız türündek bel rl b r kütlen n, evr m n kara del k hal nde çe çökmes yle tamamlaması konusunda önceden b l nenler değ şt rmem şt r. Değ şt rd ğ şey yalnızca, kütlen n m ktarı konusundak sınır olmuştur. 2006 yılında, kütleler ne bağlı olarak dört kara del k sınıfı ayırt ed lm şt r : Yıldızsal kara del kler, dev kara del kler, orta kara del kler ve lksel (ya da m kro) kara del kler. 7 / 22 Boyutlarına göre kara del kler Yıldızsal kara del kler Yıldızsal kara del kler b rkaç güneş kütles kadar b r kütleye sah pt rler. Ölmekte olan b r yıldız, eğer Güneş’ m z n üç m sl nden daha ağırsa, nötron yıldızı düzey nde kalamaz, çek rdeğ ndek tepk me ve yoğunluk artması devam eder ve "kara del k" hal ne gel r. Yıldızsal kara del k büyük (başlangıç olarak yaklaşık 10 güneş kütles kadar kütlel veya daha fazla kütlel ) b r yıldızın kalıntısının (artık maddes n n) çek msel çe çökmes n n ardından doğarlar. Yıldızın kalb nde termonükleer tepk melerle yanma tamamlandığı zaman, yakıt kalmadığı ç n, b r süpernova oluşur. Bu süpernova da ardında hızla çe çökecek b r öz kısım bırakab l r. 1939’da Robert Oppenhe mer, bu öz kısmın bel rl b r sınırdan daha yüksek b r kütleye sah p olması durumunda kütleçek m gücünün kend s n kes nl kle tüm d ğer güçler n üzer ne taşıyacağını ve b r kara del k oluşacağını ortaya koymuştur.[35] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_36) M87 galaks s nden çıkan bu akış, muhtemelen kütles üç m lyar güneş kütles olan b r dev kara del ğ n etk s yle oluşmuştur. Akışın yalnızca, b ze doğru yönelen b r tarafı görünmekted r. B r kara del k oluşturmak üzere çe çöküş “kütleçek m dalgaları”[36] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_37) yaymaya elver şl b r durumdur k , bu dalgaların yakın b r gelecekte Casc na’dak (İtalya) V rgo [37] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_38) veya Amer kan LIGO [38] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_39) “g r ş m aracı” g b bazı dedektör aygıtlarıyla saptanab leceğ sanılmaktadır. Yıldızsal kara del kler günümüzde "X ç ft yıldızları"nda [39] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_40) ve "m krokuasar"larda[40] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_41) gözlemlenmekted r ve bazı “akt f galaks çek rdekler ”nde [41] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_42) “akış”ların [42] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_43)(Fr.jet) oluşmasına neden olurlar. Dev kara del kler Dev kara del kler b rkaç m lyon le b rkaç m lyar güneş kütles arasında değ şen b r kütleye sah pt r. Galaks ler n merkez nde bulunurlar ve varlıkları bazen “akış”ların ve X ışınımının oluşmasına yol açar. Bu yüzden bu galaks çek rdekler , yıldızların üst üste yer almasından oluşan normal parlaklığa kıyasla daha parlak hale gel rler ve “akt f galaks çek rdekler ” [43] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_44) adını alırlar. Galaks m z Samanyolu da böyle b r kara del k çer r ve bu kara del ğe yakın yıldızların son derece hızlı hareket ett kler n n gözlemlenmes bu bulguyu doğrular. [44] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_45) Örneğ n bu yıldızlardan b r olan S2 adlı yıldızın gözlemlenemeyen karanlık b r nesnen n çevres nde en az 11 yıllık b r dolanım hareket nde bulunduğu gözlemlenm şt r. Bu yıldızın el pt k yörünges söz konusu karanlık c s mden 20 astronom k b r m uzaklığındadır ve karanlık c s m sınırlı hacm ne karşın 2,3 m lyon güneş kütles kadar b r kütleye sah pt r. Kara del kten başka, sınırlı hacm ne karşın böyle yoğun madde çeren b r c s m örneğ ne ş md ye dek rastlanmamıştır. [45] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_46) Dev kara del k, NASA Chandra[46] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_47) teleskopu le NGC 6240 [47] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_48) galaks s üzer nde yapılan gözlemler de bu galaks n n merkez nde b rb rler 8 / 22 çevres nde dönen k dev kara del ğ n gözlemlenmes n sağlanmıştır. Böyle devler n oluşumu hakkındak tartışmalar halen sürmekted r, k m ler ne göre de kozmosun başlangıcında çok hızlı b r şek lde oluşmuşlardır.[48] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_49) [49] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_50) Orta kara del kler Orta kara del kler yakın zamanlarda keşfed lm ş olup, kütleler 100 güneş kütles le 10.000 güneş kütles aralığında değ ş r. [50] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_51) 1970’l yıllarda orta kütlel kara del kler n küresel yıldız kümeler nde oluştuğu h potez ortaya atılmış, fakat bu h potez destekleyecek h çb r gözlem elde ed lemem şt . 2000’l yılların gözlemler parlaklık­ötes veya “ aşırı parlak X ışını kaynakları”nın [51] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_52) varlığını ortaya koydu. [52] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_53) Bu kaynaklar h ç de dev kara del kler n bulunduğu galaks çek rdekler ne bağlı görünmüyorladı. Ayrıca gözlemlenen X ışınları m ktarı, “Edd ngton l m t ”ne[53] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_54) (yıldızsal kara del k ç n maks mum l m t) eş t b r oranla madde katılımı göz önünde bulundurulduğunda, 20 güneş kütlel b r kara del k tarafından üret lemeyecek kadar çoktu... İlksel kara del kler M kro kara del kler veya kuantum kara del kler de den len " lksel kara del kler" çok küçük boyutlarda olan kara del klerd r. Bunlara “ lksel” adının ver lme neden , Büyük Patlama sırasında oluştuklarının sanılmasındandır. "İlksel kozmos"da küçük ölçekl aşırı yoğunlaşmaların çek msel çe çökmes yle oluştukları sanılmaktadır. 1970’l yıllarda ünlü f z kç lerden Stephen Hawk ng ve Bernard Carr kara del kler n lksel kozmosdak oluşum mekan zması üzer ne araştırmalarda bulundular ve kara del k kavramını gel şt rerek "m n kara del k" adı ver len, yıldızsal kara del klere nazaran son derece küçük kara del kler n bol m ktarda bulunduğu sonucuna vardılar. Bu kara del kler n kütleler bakımından yoğunlukları ve dağılımları henüz b l nmemekteyse de, bunları bel rleyen etkenler n lksel kozmosdak yan "kozm k ş şk nl k"tek [54] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_55) hızlı gen şleme evres ne l şk n koşullarla lg l olduğu sanılmaktadır. Bu küçük kütlel kara del kler n –eğer var seler­ b r gama ışınımı yaymaları gerek r. Işınımları muhtemelen INTEGRAL [55] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_56)g b uydular tarafından keşfed lecekt r. Yüksek enerj l f z ksel örnekler üzer nde çalışan bazı f z kç lere göre bu kara del kler n daha küçük benzer örnekler Cenevre yakınlarındak LHC [56] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_57) g b "parçacık hızlandırıcı” kullanılarak laboratuvarda da oluşturulab l r.[57] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_58) Kara del kler n gözlem Kara del kler n yalnızca k türü ç n b rçok gözlem donanımları düzenlenmekted r (doğrudan değ l, dolaylı gözlem olmakla b rl kte, aşağıdak bölümde görüleceğ g b , g tg de daha açık ve seç k gözlemlere doğru lerleme kayded lmekted r): Bunlar yıldızsal kara del kler ve dev kara del klerd r. B ze en yakın dev kara del k, galaks m z n merkez nde, yaklaşık 8 k lo­parsek uzaklıkta bulunmaktadır. B r kara del ğ bulma konusundak lk yöntemlerden b r , yörünge parametreler ne başvurarak b r ç ft yıldızın k b leşen n n ( k yoldaşının) kütleler n n bel rlenmes yd . Böylece ç ft yıldızlardan d ğer b leşen görünmez olan, kütles az olan b leşenler, yörüngeler ndek hızlarına da d kkat ed lerek araştırıldı. B leşenlerden, kütles büyük ve görünmez olanı, ­normalde böyle kütledek b r yıldızın kolaylıkla görüleb lmes gerekt ğ ne göre­ genell kle b r nötron yıldızı olarak veya b r kara del k olarak yorumlanab l r. O zaman, yörünge eğ kl ğ açısı da b l nm yorsa, yoldaşının kütles n n nötron yıldızlarının maks mum kütle sınırını (yaklaşık 3,3 güneş kütles ) geç p geçmed ğ ne bakılır. Eğer sınırı geç yorsa bu b r kara del kt r, geçm yorsa b r ak cüce olab l r. 9 / 22 Bunun yanı sıra, bazı yıldızsal kara del kler n "gama ışınları dalgalarının yayını" [58] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_58) sırasında bel rd kler b lg s göz önünde bulundurulur. Zaten böyle kara del kler süpernova hal ndek (Wolf-Rayet[59] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_59)yıldızı g b ) büyük b r yıldızın patlaması yoluyla oluşab l rler ve "collapsar " [60] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_60) örneğ yle tanımlanan bazı hallerde kara del k b r gama ışınları dalgası üret ld ğ an oluşur. Böylece, b r "gama ışınları dalga yayını" (GRB) [61] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_61) b r kara del ğ n doğumunun şaret olab l r. Süpernovalar vasıtasıyla daha küçük kütlel kara del kler de oluşab l r. Örneğ n 1987A süpernovasından [62] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_62) kalan artıkların b r kara del ğe dönüştüğü düşünülmekted r. B r kara del ğ n varlığını gösteren b r başka fenomen de esas olarak radyo dalgaları alanında gözlemlenen "akış"ların varlığıdır k , bu akışlar hem yıldızsal kara del klerce, hem de dev kara del klerce yaratılab lmekted r. Bu akışlar kara del ğ n "yığılım d sk ”nde [63] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_63) oluşan büyük ölçekl manyet k alan değ ş mler nden kaynaklanırlar. Doğrudan gözlem olasılığı B r kara del ğ n küçüklüğü doğrudan gözlem n zorlaştırır, örneğ n b rkaç k lometrel k kara del kler n doğrudan gözlemlenmes mkânsızdır. Açısal çapı [64] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_65) bundan b raz daha büyük b r kara del ğ ele alalım; 1 “güneş kütles ” kadar kütles olan ve b r parsek (yaklaşık 3,26 ışık yılı) uzaklıkta bulunan b r kara del ğ n açısal çapı ancak 0,1 m krosan ye [65] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_66) olacaktır k , bu, gözlem n n olanaksızlığı hakkında yeter nce b r f k r vermekted r. Buna karşılık, dev kara del kler n konumu doğrudan gözlem bakımından B r kara del ğ n yarattığı "akış"ın daha elver şl görünmekted r. B r kara del ğ n ebatları kütles yle yakınlaşan gözlemler orantılıdır. B r galaks n n merkez ndek kara del ğ n kütles ortalama 2,6 m lyon güneş kütles d r. Onun "Schwarzsch ld yarıçapı" [66] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_67) da yaklaşık 7 m lyon km. olur. Bu kara del ğ n 8,5 k lo­ parsek uzaklıkta bulunduğunu farzedersek, açısal çapı 30 m krosan ye olur. Bu sonuç, söz konusu c sm n, “gözle görülür ışık alanı”nda [67] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_68) gözlemlenmes n n y ne son derece zor olduğunu ortaya koymaktaysa da, günümüzde “radyo g r ş m aracı” [68] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_69) saptama sınırlarına h ç de uzak değ ld r. Günümüzde, m l metr k alandak frekanslara dayalı radyo g r ş m araçlarının duyarlılıkları g tg de gel şt r lmekted r. Kara del ğ n açısal çapının büyüklüğü yer ne, frekans alanındak büyüklüğe l şk n herhang b r kazanım, b ze karadel ğ n gözlemleneb lmes konusunda çok daha elver şl b r olanak sağlayacaktır. Şu halde b r galaks merkez ndek kara del ğ n bu tekn kle majlarının elde ed lmes pek uzak b r hayal olmasa gerek. M87 [69] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_70)galaks s n n merkez nde yer alan kara del k üstte sözü ed len kara del ğe kıyasla 2000 kez daha uzak olmakla b rl kte, ondan 1300 kez daha büyüktür. Belk de bu kara del k, gelecekte, galaks m z Samanyolu’ndak kara del kten sonra majı elde ed lm ş k nc kara del k olacaktır. [70] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_71)[71] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_72) Yıldızsal kara del k örnekler 1965’te bulunan Cygnus X­1, [72] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_73) b r kara del k çerd ğ b l nen lk astrof z k c sm d r. Bu, dönen b r kara del kten ve b r kızıl devden oluşan b r ç ft yıldız s stem yd . 10 / 22 Eğer kara del k b r ç ft yıldız s stem n n parçasıysa, o zaman normal yıldızdan kara del ğe doğru b r madde akışı olur. Madde akışı, açısal momentumun korunması prens b ne bağlı olarak kara del k çevres nde "yığılım d sk " den len b r d sk oluşturur. Bu d sk maddes kara del ğ n yakınında, büyük kütleçek m potans yel altında müth ş sıcaklıklara ulaşmakta ve kara del ğ n tarafımızdan fark ed leb lmes n sağlayan X­ışınları yaymaktadır. Kara del k ve b r yıldızdan oluşan b r ç ft yıldız s stem nde "akış"ların oluşumu. Yıldızdan çek len gaz kara del ğe yaklaşırken, "akış"tan oluşan maddey üreten yığılım d sk n yaratır. B r kara del ğ n yığılım d sk yle “Yığılım d sk ”yle “akış”lar oluşturan tasv r . Gazlardan kaynaklanan b r kara del ğ n veya b r nötron sürtünme büyük m ktarda ısı yıldızının bulunduğu ç ft yıldız yaratır, ısınmış gaz da X ışınları s stemler ne, galaks m z ötes ndek yayar. (ekstragalakt k) ebeveynler den leb lecek kuasarlara thafen m krokuasar adı ver lm şt r. Aslında her k sınıftak c s mler de aynı f z ksel süreçler zlerler. M krokuasarlar ç nde en fazla ncelenm ş olanlarından b r 1994’de keşfed lm ş, "ışıktan hızlı" [73] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_74) “akış”ları olan GRS 1915+105’t r. [74] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_75) Böyle akışların bulunduğu b r başka s stem de GRO J1655­40’t r. [75] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_76) Fakat bu k nc s n n mesafes halen tartışmalı olduğundan, akışlarının ışıktan hızlı olmama olasılığı da bulunmaktadır. B r başkası da çok özel b r m krokuasar olan SS 433’tür. [76] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_77)Bunun öyle sürekl akışları vardır k , orada madde ışık hızının beşte b r c varındak hızlarla yığın yığın yer değ şt rmekted r. Dev ve orta kara del k örnekler Dev kara del k adayları öncel kle "akt f galaks çek rdekler " [77] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_78) ve radyoastronomlar tarafından 1960’lı yıllarda keşfed len kuasarlardır. Dev kara del kler n varlığına en büyük kanıt oluşturan gözlemler Sag tar us A adlı galakt k merkez n çevres ndek yıldızların yörüngeler üzer nde yapılan gözlemlerd . Bu yıldızların yörünge ve hızları hakkındak gözlemler, bu "galakt k merkez" n [78] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_79) o bölges nde dev kara del kten başka h çb r kozm k c sm n söz konusu olamayacağını göstermekteyd . Bu keşf n ardından başka galaks lerde başka kara del kler n bulunduğu saptandı. Şubat 2005’de SDSS J090745.0+24507 [79] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_80) adlı dev b Toz d sk ve dev kara del k (GL2002-001188) r mav yıldızın galaks m z n kaçış hızının k katı b r hızla, yan ışık hızının 0,0022’s kadar b r hızla Samanyolu galaks m zden çıkacak şek lde yol aldığı gözlemlend . Hızı ve ç zd ğ yörünge ncelend ğ nde dev b r kara del ğ n çek msel etk s yle fırlatılmış olduğu anlaşıldı. Kasım 2004’de astronomlardan oluşan b r grup, galaks m zde orta kütlel lk kara del ğ n keşfed lm ş olduğunu açıklamışlardı. Yörünges galaks m z n merkez nden yalnızca üç ışık yılı uzaklıkta olan bu kara del k 1300 güneş kütles kadar b r kütleye sah pt ve yalnızca yed yıldızdan oluşan b r yıldız kümes nde bulunuyordu. Bu yıldız kümes , muhtemelen, vakt yle büyük yıldızlardan oluşan ve merkezî kara del k tarafından yutularak 11 / 22 ufalan b r yıldız kümes n n kalıntısıydı. [80] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_81)Bu gözlem, dev kara del kler n, çevres ndek yıldızları ve d ğer kara del kler yuttukça büyüdükler görüşünü desteklemekted r. Bütün bunlar, muhtemelen yakın b r zamanda, LISA [81] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_82)adlı “uzay g r ş m aracı” vasıtasıyla yapılacak, söz konusu sürec n çek msel dalgalarının doğrudan gözlem yle doğrulanab lecekt r. M87 galaks s nde “g r ş m aracı”yla gözlemlenm ş plazma akışı. Akış neden n n galaks n n merkez nde bulunan, dönen b r dev kara del k yakınındak yoğun manyet k alan olduğu sanılmaktadır. Haz ran 2004’de astronomlar 12,7 m lyar ışık yılı uzaklıktak b r galaks n n merkez nde Q0906+6930 [82] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_83) adı ver len b r dev kara del k keşfett ler. [83] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_84) Büyük Patlama göz önüne alındığında, bu gözlem, galaks lerdek dev kara del kler n oluşum hızlılığının görel b r fenomen olduğunu göstermekted r. Tek ll k kuramları Kara del kler hakkındak temel meselelerden b r hang koşullar altında oluştukları meseles d r. İlk zamanlar, kara del kler n oluşum koşullarının son derece özel olmasından dolayı, pek çok olma şanslarının çok az olduğu düşünülüyordu. Fakat, Stephen Hawk ng ve Roger Penrose’a borçlu olduğumuz b r d z matemat k teoremler h ç de öyle olmadığını gösterd . Kara del kler n meydana gelmes son derece farklı koşullarda oluşab lmekte olup, b r çeş tl l k göster yordu. Bu k b l m adamının söz konusu alandak kuşkuya yer bırakmayan çalışma ve kuramları "tek ll k kuramları" [84] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_84)olarak adlandırılmıştır. Bu kuramlar, 1970’l yılların başlarında, yan henüz kara del kler n varlığını doğrulayan h çb r gözlem n yapılmamış olduğu b r dönemde ortaya konulmuştur. Sonrak gözlemler, kara del kler n evrende gerçekten çok sık bulunan c s mler olduğunu doğrulamış bulunmaktadır. Çıplak tek ll kler ve kozm k sansür B r kara del ğ n merkez nde "çek msel tek ll k" [85] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_86)yer alır. Tüm kara del k türler nde de bu tek ll k dış alemden "olay ufku"yla "saklı"dır. Bugünkü f z k, çek msel tek ll ğ tanımlamayı b lememekted r. Fakat bu pek fazla önem de taşımamaktadır ; çünkü bu tek ll k, "olay ufku"yla sınırlanmış kuşağın ç nde kalmakta ve dış alem n olayları üzer ne etk de bulunmamaktadır. Bununla b rl kte, b r ufukla çevrelenm ş olmaksızın mevcut olan b r tek ll ğ n bulunduğu "genel görel l k" denklemler ne matemat k çözümler vardır, k net k yük veya "k net k moment" n bel rl b r değer aşması hal nde Kerr veya Re ssner­Nordström çözümler nde söz konusu olduğu g b ... Böyle b r durumda artık kara del kten söz ed lemez (artık ufuk da, "del k" de yoktur), ancak "çıplak tek ll k"ten [86] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_87)söz ed leb l r. Parametrelerce bel rlenen bu tür durumların ncelenmes prat kte son derece zordur; çünkü tek ll k ortamını tahm n edeb lmem z mkânsızdır. Bugünkü evren b lg ler m zle çıplak tek ll k meseles hakkında fazla b r şey söylemem z mümkün değ ld r [87] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_88) veya en azından, 1990’lı yıllara kadar bu konuda fazla b r şey söylemek mümkün değ ld . O yıllara kadar Kerr veya Re ssner­Nordström kara del kler n n k net k moment n veya elektr ksel yükün dış katkısı yoluyla söz konusu kr t k değerlere ulaşamayacakları düşünülüyordu. Çünkü, özetle, kara del ğ n yük/kütle l şk s n n hep, tam kr t k değere ulaşmadan önce "doygunluğa" ulaşacağı ve böylece h çb r zaman kr t k değere ulaşamayacağı düşünülüyordu. [88] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_89) Bu temel kavram ve düşünceler İng l z matemat kç Roger Penrose’u 1969’da, "kozm k sansür" [89] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_90) den len h potez ortaya atmaya yöneltm şt r. Bu h potez h çb r f z ksel sürec n kozmosda çıplak tek ller n doğmasına mkân vermeyeceğ n ler sürmekteyd . Mümkün 12 / 22 b rkaç açıklama/formül çeren bu h potez, Stephen Hawk ng’ n evrende çıplak tek ll kler n oluşab leceğ n savunan K p Thorne ve John Presk ll le dd alaşmasına konu oldu. N hayet 1991’de Stuart L. Shap ro ve Saul A. Teukolsky evrende çıplak tek ll kler n oluşab leceğ n sayısal s mülasyon yoluyla ortaya koydular. B rkaç yıl sonra da Matthew Choptu k çıplak tek ll kler n oluşab leceğ n başka yollarla ortaya koydu. Bununla b rl kte, bu kanıtlama çalışmaları, gözlem eks kl ğ olduğundan[90] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_91), evrende çıplak tek ll kler n oluşumuna l şk n olarak em n olunması konusunda tam anlamıyla yeterl sayılamazlar. Bu durumda, mesele şöyle de özetleneb l r: Evet, evrende çıplak tek ll kler n olması mümkündür, fakat prat kte var oldukları şüphel d r. Sonunda Stephen Hawk ng, 1997 yılında, vakt yle K p Thorne ve John Presk ll karşısında g rm ş olduğu dd ayı kaybetm ş bulunduğunu t raf ett . Kara del kler n entrop s 1971’de İng l z f z kç Stephen Hawk ng, hang tür kara del kte olursa olsun, "olay ufku"nun yüzey n n asla küçülmed ğ n gösterd . Bu özell k, entrop (çözülüm, dağılım,yok oluş) rolünü oynayan yüzey bakımından, tümüyle “termod nam ğ n k nc yasası”nı [91] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_92) andırmaktadır. Klas k f z k çerçeves nde, termod nam ğ n bu yasası b r kara del ğe madde göndererek ve böylece onun kozmozumuzda yok olmasını sağlayarak hlal ed leb l r. F z kç Jacob Bekenste n kara del ğ n (doğada doğrulanmamakla b rl kte) ufuk yüzey yle orantılı olan b r entrop ye sah p olduğunu öne sürmüştür. Bekenste n kara del ğ n ışınım yaymamasından ve termod nam kle olan l şk s n n, yalnızca b r benzerl k olup, 2007'ye kadar saptanmış kara özell kler n n f z ksel b r tanımı olmamasından yola çıkıyordu. Bununla del klerden en büyük kütleye sah p b rl kte kısa b r süre sonra Hawk ng, “kuantum alan teor s ”ne M33 X-7 [92] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_93) dayalı b r hesaplamayla, kara del kler n entrop s hakkındak sonucun, bas t b r benzerl kten baret olmayıp, "kara del kler n ışınımı"na (Hawk ng ışınımı) [93] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_94) bağlı b r ısıyı tanımlamasının mümkün olduğunu gösterd . Kara del kler n termod nam k denklemler kullanıldığında, öyle görünüyor k , kara del ğ n entrop s ufkunun yüzey yle orantılı bulunmaktadır. [94] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_95) Bu, "de S tter evren " [95] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_96) g b b r ufuk çeren "kozmoloj k örnekler" [96] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_97) bağlamında da uygulanab lecek evrensel b r sonuçtur. Buna karşılık, bu entrop n n "m krokanon k topluluk" [97] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_98) bakımından açıklanması çözülemem ş b r problem olarak kalmaktadır, her ne kadar "str ng kuramı" [98] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_99) kısm yanıtlar get rmey başardıysa da… Daha sonra kara del kler n azam entrop c s mler olduğunu, yan bel rl b r yüzeyle sınırlı b r uzay bölges n n azam entrop s n n aynı yüzeye sah p b r kara del ğ n entrop s ne eş t olduğunu gösterd . [99] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_100)[100] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_101) Bu saptama f z kç lerden önce Gerard ’t Hooft’u ve daha sonra Leonard Sussk nd’ı “holograf lkes ” [101] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_102) kavramını ortaya atmaya yöneltt . Bu kavramın dayandığı esas şöyle açıklanab l r: Nasıl b r hologram b r hac mle lg l enformasyonları bas t b r yüzey üzer nde kodlayab l yor ve böylece o yüzden hareketle üç boyutlu b r kabartma etk s sağlayab l yorsa, aynı şek lde, uzaydak b r bölgen n yüzey n n tanımı da o bölgen n çer ğ yle lg l tüm enformasyonu yen den oluşturmaya mkân sağlamaktadır. Kara del kler n entrop s n n keşf , böylece, kara del kler le termod nam ğ n ve “kara del kler termod nam ğ ”n n[102] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_103) arasında son derece der n benzeş m l şk ler n n kurulmasına olanak sağlamıştır k , bu da “kuantum çek m ” [103] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_104) kuramının anlaşılmasına yardımcı olab lecekt 13 / r.22 [103] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_104) kuramının anlaşılmasına yardımcı olab lecekt r. Kara del kler n buharlaşması (yok olması) ve Hawk ng ışınımı Kara del kler evrendek en kararlı ve en uzun ömürlü c s mler olmalarına rağmen, sonsuza dek yaşayamazlar, Hawk ng ışınımı yaparak çok yavaşça enerj ler n kaybederler. Hawk ng ışınımı el m zdek teknoloj le saptanab lecek b r ışınım değ ld r. 1974’de Stephen Hawk ng “kuantum alan teor s n ” [104] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_105) “genel görel l k”tek “eğr lm ş” uzayzamana uyguladı ve klas k mekan k tarafından öngörülen n aks ne, kara del kler n aslında, günümüzde “Hawk ng radyasyonu” [105] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_106)adıyla b l nen b r ışınım (term k ışınıma yakın b r ışınım) yaymakta olduğunu keşfett . [106] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_107) Şu halde kara del kler tümüyle “kara” değ ld , yan yaydıkları b r şeyler de vardı.Fakat kara del kler, bugünkü b lg ler m ze göre, özell kler gereğ , başka ışıma yapamazlar, çünkü yüzeyler ndek kaçış hızı ışık hızından yüksekt r. Kara del ğ n yüzey nde b r fener yakab lseyd k, fener n ışığı çek m n n etk s le kara del k yüzey ne ger bükülecekt . Hawk ng radyasyonu b r “kara c s m” n [107] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_108) spektroskop s ne denk düşmekted r. Bu durumda, kara del ğ n boyuyla ters orantılı olan ısısı bunla l şk lend r leb lecekt .[108] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_109) Bu bakımdan, kara del k n cel k olarak büyüdükçe, ısısı düşmekted r. Merkür gezegen kadar kütlel b r kara del k CMB [109] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_110) ışınımınk ne (b r elektromanyet k ışınım türü) eş t b r ısıya (yaklaşık 2,73 kelv n) sah pt r. Kara del ğ n kütles , ısısı, enerj kaybı ve Hawk ng radyasyonu arasındak l şk kara del ğ n kütles arttıkça ısısının g derek düşmes ne neden olmaktadır. Böylece, b r yıldızsal kara del ğ n ısısı b rkaç m krokelv ne kadar düşmekted r k bu da “buharlaşma”sının [110] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_111) (yok olma, Hawk ng radyasyonu) doğrudan saptanmasını g tg de olanaksız kılmaktadır. Bununla b rl kte kütles pek büyük olmayan kara del klerde ısı daha yüksek olmakta ve buna bağlı enerj kaybı, kütles n n kozmoloj k basamaklardak değ ş mler n n anlaşılmasına olanak vermekted r. Böylece, b rkaç m lyon tonluk b r kara del k "kozmosun şu ank yaşı"ndan [111] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_112) daha az b r sürede buharlaşacaktır. Kara del k “buharlaşırken” de daha küçük hale gelecek ve dolayısıyla ısısı daha artacaktır. Bazı astrof z kç ler kara del kler n tümüyle “buharlaşma”sının b r gama ışınları dalgası üreteceğ n düşünmekted rler. Bu düşünce, küçük kütlel kara del kler n varlığının onaylanması anlamına gelmekted r. Bu durumda " lksel kara del k"ler n varlığı söz konusu olmaktadır. Günümüzde bu olasılık, INTEGRAL [112] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_113) adlı Avrupa uydusunun sağladığı ver ler üzer nde araştırılmaktadır. [113] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_114) Enformasyon paradoksu 21. yüzyıl'ın başından ber henüz çözülemem ş temel f z k meseleler nden b r , ünlü enformasyon paradoksudur. "Saçsızlık kuramı” [114] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_115) neden yle, kara del kler n ç ne g rm ş olanları a poster or olarak saptamak mümkün değ ld r. Bununla b rl kte kara del kten uzaktak b r gözlemc n n bakış açısından düşünülürse, enformasyon tümüyle yok olmuş da sayılamaz; çünkü vakt yle kara del ğe düşmüş durumda bulunan madde, ışık yılı uzaklıklar göz önünde bulundurulursa, gözlemc tarafından henüz görüleb lmekted r. [115] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_116) Şu halde kara del ğ oluşturan enformasyon kayıp mıdır, değ l m d r? B r "kuantum çek m kuramı"nın olmasını gerekl kılan bu konudak düşünceler, kara del ğ n sadece ufkuna yakın uzaya bağlı entrop yle sınırlı ve b tm ş b r n cel ğ n var olab leceğ n öne sürmekted r. Kara del ğe düşen madde ve enerj n n her türlü entrop s göz önünde bulundurulurken "Hawk ng ışınımı" değ şkenl ğ nden z yade, ufuk entrop s değ şkenl ğ daha tatm nkar görünmekted r. Y ne de pek çok mesele açıklığa kavuşmamış durumda ortada durmaktadır, özell kle kuantum konusunda. 14 / 22 İk kara del ğ n b rleşmes . Solucan del kler Genel görel l k evrendek kara del kler n b rb rler yle b r şek lde rt bat hal nde olduklarını göstermekted r. Bu yapıda kara del kler b rb rler ne bağlayan kor dorlar alışılmış adıyla “kurt del kler ” [116] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_117) (meyve kurdu), solucan del kler veya nad r kullanımıyla E nste n­Rosen del kler olarak bel rt lmekted r. Bu konudak düşünceye göre, kara del kler b r başka evrene B r solucan del ğ n n şeması. açılmaktadır veya bu k nc evrene geç ş kapılarıdır. Kara del kler b rb r ne bağlayan söz konusu kor dorlar b r elmanın ç ndek kurdun yolunu andırır b ç mde düşünüldüğünden, söz konusu kor dorlara “kurt del ğ ” adı ver lm şt r. Evrende pek çok kara del ğ n var olduğu göz önünde bulundurulduğunda, uzayın b rb r ç ne geçm ş sayısız tünellerden oluştuğu sonucuna varılır. Zaman ve ışık­yılı uzaklıkları h çe sayarak kozmozda “zıplama”lara olanak veren bu kurt del kler ster stemez b l m-kurgu yazarlarına es n kaynağı olmuştur. Kozmosun tünellerle dolu bu yapısı genel görel l k tarafından doğrulanmakla b rl kte, astrof z k bağlamda, prat kte bu tünellerdek yolculuklar ş md l k mkânsız g b görünmekted r; çünkü b l nen h çb r süreç bu yolculukları yapab lecek nesneler n oluşumunu ayab l r g b görünmemekted r. [117] (https://tr.w k ped a.org/w k /Kara_del k#endnote_118) F lmlerde The Black Hole (1979), Gary Nelson, Walt D sney Product ons Event Hor zon (http://en.w k ped a.org/w k /Event_Hor zon_%28f lm%29) (1997), Paul W.S. Anderson. Sphere (http://en.w k ped a.org/w k /Sphere_%28f lm%29) (1998), Barry Lev nson. The Vo d (http://www.sc f ­un verse.com/f che_med a.asp?med a_ d=11269) (2001), G lbert M. Sh lton. Donn e Darko (2001), R chard Kelly. Star Wars , (S stem n k güneş nden b r kara del k tarafından yutulur.) Thor (2011),(Thor'un Dünya'ya gel rken geçt ğ kapı.) Yen lmezler (2012), (Iron Man' n füzey yönlend rd ğ del k.) Star Trek (2009), J. J. Abrams (Vulcan Gezegen n n karadel k tarafından yutulması) Yıldızlararası (2014), Chr stopher Nolan Telev zyon d z ler nde Doctor Who 2.Sezon 8­9 Andromeda 15 / 22 Babylon 5 Stargate SG­1, Ep sode­16 Stargate SG­1, Ep sode­6 Stargate SG­1, Ep sode­3 Sl ders Battlestar Galact ca 4. sezon 21. ve 22. bölüm Müz kte A Farewell to K ngs (http://en.w k ped a.org/w k /A_Farewell_to_K ngs) (1977), Rush Great Wh te North (http://en.w k ped a.org/w k /The_Great_Wh te_North) (1981), Bob & Doug MacKenz e Black Holes & Revelat ons (http://en.w k ped a.org/w k /Black_Holes_%26_Revelat ons) (2006), Muse Superunknown (http://en.w k ped a.org/w k /Superunknown) (1994), Soundgarden K ds of the Black Holes (http://en.w k ped a.org/w k /K ds_of_the_Black_Hole), Thr ce Ayrıca bakınız Pulsar (gökb l m) Beyaz del k Hawk ng ışınımı Solucan del kler Kaynakça 1. ^ http://www.spacet metravel.org/exped t onsl/exped t onsl.html Dış bağlantılar Yale Un vers ty V deo Lecture: Introduct on to Black Holes (http://v deo.google.com/v deoplay?doc d=­6 215434494081736769&hl=en) at Google V deo Black Holes: Grav ty's Relentless Pull (http://hubbles te.org/explore_astronomy/black_holes/) ­ Awardw nn ng nteract ve mult med a Web s te about the phys cs and astronomy of black holes from the Space Telescope Sc ence Inst tute FAQ on black holes (http://antwrp.gsfc.nasa.gov/htmltest/g fc ty/bh_pub_faq.html) Schwarzsch ld Geometry (http://casa.colorado.edu/~ajsh/schwp.html) on Andrew Ham lton’s webs te (htt p://casa.colorado.edu/~ajsh/) Tufts Un vers ty: Student Project (Great K d's Sect on) (http://hepguru.com/blackholes/) Mov e of Black Hole Cand date from Max Planck Inst tute (http://www.mpe.mpg.de/ r/GC/ ndex.php) UT Brownsv lle Group S mulates Sp nn ng Black­Hole B nar es (https://blue.utb.edu/newsand nfo/200 6%AD%AD_04_13BreakthroughBlackHoles.htm) Black Hole Research News (http://www.sc enceda ly.com/news/space_t me/black_holes/) on Sc enceDa ly (http://www.sc enceda ly.com/) Sc ent f c Amer can Magaz ne (July 2003 Issue) The Galact c Odd Couple ­ g ant black holes and stellar baby booms (http://www.sc am.com/art cle.cfm?chanID=sa006&art cleID=0004567B­11FB-1EDD-8E1 C809EC588EF21) Sc ent f c Amer can Magaz ne (May 2005 Issue) Quantum Black Holes (http://www.sc am.com/art cle.cf m?chanID=sa006&art cleID=000CCC72­2AED­1264­980683414B7F0000) SPACE.com All About Black Holes (http://www.space.com/blackholes/) ­ News, Features and Interest ng Or g nal V deos Black Holes Intro (http://www.damtp.cam.ac.uk/user/gr/publ c/bh_ ntro.html) ­ Introduct on to Black Holes Advanced Mathemat cs of Black Hole Evaporat on (http://l brary.th nkquest.org/C007571/engl sh/advanc e/core8.htm) 16 / 22 HowStuffWorks: How Black Holes Work (http://sc ence.howstuffworks.com/black­hole.htm) ­ Easy to consume gu de to Black Holes Ted Bunn's (http://www.r chmond.edu/~ebunn/) Black Holes FAQ (http://cosmology.berkeley.edu/Educat on/BHfaq.html) expla ns n s mple language some other consequences of the way n wh ch black holes bend space­t me. K taplar K p S. Thorne, Trous no rs et d stors ons du temps, Champs Flammar on, 1994. (ISBN 978­2­08­2112215) Jean­P erre Lum net, Les trous no rs, Po nts, coll. Sc ences, 1992. (ISBN 978­2­02­015948­7) Jean­P erre Lum net, Le dest n de l’un vers — Trous no rs et énerg e sombre, Fayard, coll. Le temps des sc ences, 2006. (ISBN 978­2­213­63081­6) Stephen Hawk ng, Roger Penrose, La nature de l’espace et du temps, Fol o essa s, 1996. (ISBN 978­2­ 07-074465-7) Isaac As mov, Trous no rs — l’expl cat on sc ent f que de l’un vers en contract on, éd. L’ét ncelle, 1978. Stephen Hawk ng, Une brève h sto re du temps, (1999) (ISBN 978­2­08­081238­4) Jacob Bekenste n, Of Grav ty. Black Holes and Informat on, D Renzo Ed tore, 2006, (ISBN 88­8323­ 161-9). Makaleler Les trous no rs, doss er Hors Sér e du magaz ne « Pour la Sc ence », 1997 (ISSN 01534092). Aurél en Barrau et Gaëlle Boudoul, Où sont passés les trous no rs pr mord aux, art cle du magaz ne « La recherche », 2004 Tekn k k tap ve makaleler Edw n F. Taylor & John A. Wheeler, Explor ng black holes: ntroduct on to general relat v ty, Benjamm n/Cumm ngs (2000) (ISBN 0­201­38423­X). Subrahmanyan Chandrasekhar, The mathemat cal theory of black holes, Oxford Un vers ty Press (1983) (ISBN 0­19­850370­9). K p Thorne, R chard H. Pr ce & Douglas Alan Macdonald, Black holes : the membrane parad gm, Yale Un vers ty Press, New Heaven (1986) (ISBN 0­300­03769­4) Stuart Lou s Shap ro & Saul Arno Teukolsky, Black holes, wh te dwarfs and neutron stars : the phys cs of compact objects, John W ley, New York (1983). (ISBN 978­0­471­87316­7) Robert M. Wald, General Relat v ty, Un vers ty of Ch cago Press, 1984, 498 pages (ISBN 0­226­870332). D. Kramer, Hans Stephan , Malcolm Mac Callum & E. Herlt, Exact solut ons of E nste n's f eld equat ons, Cambr dge Un vers ty Press, Cambr dge, Angleterre, 1980, 428 pages (ISBN 0­521­23041­1). Tar hsel k taplar Brandon Carter ; Half century of black­hole theory : from phys c sts’ purgatory to mathemat c ans’ parad se, dans : L. Mornas (ed.) ; « Encuentros Relat v stas Espanoles: A Century of Relat v ty Theory », Ov edo (2005). Notlar ve kaynaklar 1↑ Burada Schwarzsch ld kara del ğ nden söz ed lmekted r.Trou no r de Schwarzsch ld (http://fr.w k ped a.org/w k /Trou_no r_de_Schwarzsch ld) 2↑ Supermass ve black hole (http://en.w k ped a.org/w k /Supermass ve_black_hole) 3↑ Intermed ate­mass black hole (http://en.w k ped a.org/w k /Intermed ate­mass_black_hole) 4↑ Pr mord al black hole (http://en.w k ped a.org/w k /Pr mord al_black_hole) 17 / 22 5↑ Karl Schwarzsch ld (http://en.w k ped a.org/w k /Karl_Schwarzsch ld) Über das Grav tat onsfeld e nes Massenpunktes nach der E nste nschen Theor e, S tzungsber chte der Kön gl ch Preuss schen Akadem e der W ssenschaften, 1, 189­196 (1916). 6↑ Uhuru (http://en.w k ped a.org/w k /Uhuru_%28satell te%29) tarafından yapılan Cygnus X­1’ n (htt p://en.w k ped a.org/w k /Cygnus_X­1) lk gözlemler . X­Ray Pulsat ons from Cygnus X­1 Observed from UHURU, Astrophys cal Journal Letters (http://en.w k ped a.org/w k /Astrophys cal_Journal), 166, L1­L7 (1971) Bkz. l nk (http://adsabs.harvard.edu/abs/1971ApJ...166L...1O) 7↑ Uhuru (http://en.w k ped a.org/w k /Uhuru_%28satell te%29) gözlemler nden hareketle, Cygnus X-1 (http://en.w k ped a.org/w k /Cygnus_X­1)’ n b r kara del k olduğuna da r lk bel rt ler n yayımlandığı makale:D. M. Eardley & W ll am H. Press, Astrophys cal processes near black holes, Annual Rev ew of Astronomy and Astrophys cs (http://fr.w k ped a.org/w k /Annual_Rev ew_of_Astronomy_and_Astrophy s cs) , 13, 381­422 (1975) Bkz. l nk. (http://adsabs.harvard.edu/abs/1975ARA%26A..13..381E) 8↑ Genel görel l k kuramı kuantum mekan ğ (http://en.w k ped a.org/w k /Quantum_mechan cs) etk ler n göz önünde bulunduramayan b r rölat v st (http://en.w k ped a.org/w k /Theory_of_relat v ty)çek m (http://en.w k ped a.org/w k /Grav tat on) kuramıdır. Oysa çek msel tek ll k, kuantum etk ler n n baskın rol oynadığı b r bölged r. 9↑ No ha r theorem (http://en.w k ped a.org/w k /No_ha r_theorem) 10↑ Uzayzaman veya mekân­zaman ter m şu örnekle daha y anlaşılab l r: Geceley n çıplak gözle veya teleskopla yıldızlarla dolu gökyüzüne baktığımızda aslında o an gördüğümüz yıldızların geçm ş n , kozmosun geçm ş n görmektey z. Çünkü heps de Dünya’mıza bel rl b r ışık­yılı uzaklıkta olduklarından, bu yıldızlardan çıkan ışıkların Dünya’ya ulaşması yıllarca vak t almıştır. Ters b r örnek vermek gerek rse, 220 m lyon ışık yılı uzaklıktak b r galaks den Dünya’yı gözlemleyeb lseyd k veya oradak b r zek canlı teleskopuyla Dünya’yı şu an gözleml yor olsaydı, ancak Dünya’nın d nozorların bulunduğu 220 m lyon yıl öncek hal n göreb lecekt . Dolayısıyla, mekân ve zaman b rb r nden ayrı düşünülemeyeceğ nden bu dört boyutlu (mekânın üç boyutu+zaman) duruma uzayzaman denmekted r. B r cetvel n k nokta arasındak uzaklığı ölçmes g b , saat de zaman koord natları arasındak uzaklığı ölçer. Genel görel l k kuramı, kütleçek m n nasıl şled ğ n anlatırken çek m b r kuvvet olarak ele almaz; c s mler n çevreler ndek çek m alanlarının, uzay ve zamanın bükülmes sonucu oluştuğunu öne sürer. C s mler, sah p oldukları kütleler yle orantılı olarak uzayda çukurluklar oluşturur ve zamanın akışını yavaşlatırlar. Genel b r lke olarak, uzayda, b r yerdek zamanın akışı oradak uzayzaman “eğ m” ne bağlı olarak ya yavaşlar veya hızlanır. Çek m alanının gücü arttıkça uzayzaman eğr l ğ artış göster r. Kısaca, madde uzayzamanın nasıl eğr leceğ n bel rler, uzayzaman da madden n nasıl davranacağını bel rler. 11↑ Frame dragg ng (http://en.w k ped a.org/w k /Frame­dragg ng) 12↑ Grav ty Probe B uydusu (http://en.w k ped a.org/w k /Grav ty_Probe_B),özell kle bu etk konusunu aydınlığa kavuşturmak üzere 2004'te furlatılmıştır. 13↑ Ergosphere (http://fr.w k ped a.org/w k /Ergor%C3%A9g on) 14↑ Robert M. Wald (http://en.w k ped a.org/w k /Robert_Wald), General Relat v ty, Un vers ty of Ch cago Press, 1984, 498 sayfa(ISBN 0­226­87033­2). 15↑ Accret on d sc (http://en.w k ped a.org/w k /Accret on_d sc) 16↑ John M chell' n (http://en.w k ped a.org/w k /John_M chell), Henry Cavend sh'e (http://en.w k ped a. org/w k /Henry_Cavend sh) yazdığı b r mektupta bu konu ele alınır. On the Means of D scover ng the D stance, Magn tude, &c. of the F xed Stars, n Consequence of the D m nut on of the Veloc ty of The r L ght, n Case Such a D m nut on Should be Found to Take Place n any of Them, and Such Other Data Should be Procured from Observat ons, as Would be Farther Necessary for That Purpose., Ph losoph cal Transact ons of the Royal Soc ety of London (http://en.w k ped a.org/w k /Ph losoph cal_Transact ons_of _the_Royal_Soc ety), 74, 35­57 (1784) Bkz.l nk (http://journals.royalsoc ety.org/content/g833134462w3 213p/). Bkz. Kara del kler n tar h (http://fr.w k ped a.org/w k /H stor que_des_trous_no rs) 17↑ Espace veloc ty (http://en.w k ped a.org/w k /Escape_veloc ty) 18↑ Grav tat onal redsh ft (http://en.w k ped a.org/w k /Grav tat onal_redsh ft) 19↑ Pu ts de potent el (http://fr.w k ped a.org/w k /Pu ts_de_potent el) 20↑ Event hor zon (http://en.w k ped a.org/w k /Event_hor zon) 21↑ Po nt of no return (http://en.w k ped a.org/w k /Po nt_of_no_return) 22↑ Blue sh ft (http://en.w k ped a.org/w k /Blue_sh ft) 23↑ Şu halde kara del k üzer ne düşen nesnen n hareket n n "donduğu" veya durduğu söyleneb l r. Prat kte durmasından önce görülmez hale gel r. 24↑ Force de marée (http://fr.w k ped a.org/w k /Effet_de_mar%C3%A9e) 25↑ Stellar black hole (http://en.w k ped a.org/w k /Stellar_black_hole) 18 / 22 26↑ Ayrıntılar ç n bkz. Force de marée#Cas des trous no rs (http://fr.w k ped a.org/w k /Force_de_mar% C3%A9e#Cas_des_trous_no rs) 27↑ D stors on spat ale (http://fr.w k ped a.org/w k /D stors on_spat ale). Dönmeyen veya elektr ksel yüklü b r karadel ğ n merkez ne g den nesne, sonsuz eğr lm ş uzayzaman tarafından parçalanır. Buna karşılık, dönen b r karadel kte o nesne tek ll ğe d k (halkanın ortasından geçecek şek lde) yaklaştığında, eğr lm ş uzay­zamandan etk lenmeden tek ll ğ n ç nden geçer ve bu geç şle, teor k olarak (kanıtlanmaksızın, sadece varsayımsal olarak), çek m kuvvet n n t c olduğu, yan çek m n değ l, tme ve savurmaların olduğu "ant uzaya" geç ş yapar. 28↑ Grav tat onal s ngular ty (http://en.w k ped a.org/w k /Grav tat onal_s ngular ty) 29↑ Genel görel l k kuramı kuantum mekan ğ (http://en.w k ped a.org/w k /Quantum_mechan cs) etk ler n göz önünde bulunduramayan b r rölat v st (http://en.w k ped a.org/w k /Theory_of_relat v ty)çek m (http://en.w k ped a.org/w k /Grav tat on) kuramıdır. Oysa çek msel tek ll k, kuantum etk ler n n baskın rol oynadığı b r bölged r. 30↑ Yaygın olarak kabul ed lm ş b r f kre karşı olarak. Bununla b rl kte eğer güçlü etk leş m az yoğunsa, o zaman nükleonların yozlaşmasının basıncı yıldızın denges n muhtemelen sağlayab l r. 31↑ Interact on forte (http://fr.w k ped a.org/w k /Interact on_forte) 32↑ B r ak cüce esas olarak, daha ağır elementler hal nde füzyona g reb lecek helyum, karbon ve oks jenden oluşur. 33↑ Dönüşme eş ğ ndek yıldızın kütles ne bağlı olarak, kalb ya nötron yıldızı (kütles küçük olan) olacak şek lde, veya kara del k olacak şek lde çe çöker olur (kütles büyük olan). 34↑ Charles Alcock (http://en.w k ped a.org/w k /C._W._Alcock), Edward Fahr & Angela Ol nto, "Strange stars", Astrophys cal Journal (http://en.w k ped a.org/w k /Astrophys cal_Journal), 310, 261­ 272 (1986) Özet : 1986ApJ...310..261A (http://cdsads.u­strasbg.fr/cg ­b n/nph­b b_query?b bcode=1986 ApJ...310..261A). 35↑ Oppenhe mer, b r yıldızın süpernova hal nden nötron yıldızı hal nde ç ne çöküşü üzer nde çalışırken, nötron yıldızının kütles n n Güneş kütles n n 2,5 katı veya fazlası olduğu durumu düşündü; h çb r doğa kuvvet n n, böyle b r yıldızın basıncını dengeleyemeyeceğ sonucuna vardı: San yeler sırasında elektronlar, nötronlar ve protonların b rb r yle karışması sonucunda, yıldız aşırı küçülerek uzayı aşırı eğerd ve sonunda ortada ne nötron, ne elektron,ne kuark ne de madde kalırdı; yalnızca, boyutsuz b r tek ll k... Çökme sonucu uzayzaman eğr ler o kadar artmış olacaktı k , artık yıldızla lg l h çb r şey algılanamazdı. Yıldız, yan yen adıyla kara del k bundan böyle "olay ufku"nun altında g zl kalacaktı. 36↑ Grav tat onal wave (http://en.w k ped a.org/w k /Grav tat onal_rad at on) 37↑ V rgo nterferometer (http://en.w k ped a.org/w k /V rgo_ nterferometer) 38↑ LIGO (http://en.w k ped a.org/w k /LIGO) 39↑ X ç ft yıldızı : B leşenler nden b r nötron yıldızı veya kara del k olan ç ft yıldızlara ver len ad. 40↑ M croquasar (http://fr.w k ped a.org/w k /M croquasar) 41↑ Act ve galact c nucleus (http://en.w k ped a.org/w k /Act ve_galact c_nucleus) 42↑ Akış (jet): Madde veya ışığın dışarı doğru akması; dışarı doğru akan madde veya ışık. 43↑ Act ve galact c nucleus (http://en.w k ped a.org/w k /Act ve_galact c_nucleus) 44↑ Star Orb t ng Mass ve M lky Way Centre Approaches to w th n 17 L ght­Hours (http://www.eso.org/ publ c/outreach/press­rel/pr-2002/pr-17-02.html) 45↑ Bkz. Galact c Center Research at MPE (http://www.mpe.mpg.de/www­ r/GC/) of "Max-PlanckInst tut für extraterrestr sche Phys k" ve özell kle S2 yıldızının yörünges n gösteren an masyon (http://w ww.mpe.mpg.de/www­ r/GC/ ntro.html). Ayrıca bkz. R. Schödel ve Closest Star Seen Orb t ng the Supermass ve Black Hole at the Centre of the M lky Way, Nature (journal), 419, 694 (17 octobre 2002).Makale: astro­ph/0210426. (http://fr.arx v.org/abs/astro-ph/0210426) 46↑ Chandra X­ray Observatory (http://en.w k ped a.org/w k /Chandra_X­ray_Observatory) 47↑ NGC 6240 (http://en.w k ped a.org/w k /NGC_6240) 48↑ Volonter M., Rees M. J., "Rap d Growth of H gh­Redsh ft Black Holes", (2005), ApJ, 633, 624. Makale:Astro­ph/0506040 (http://fr.arx v.org/abs/astro-ph/0506040). 49↑ Ayrıca bkz.Un verse Today (http://www.un versetoday.com/) s tes ndek makale (http://www.un vers etoday.com/2005/06/17/early­black­holes­grew­up­qu ckly/) 50↑ Bkz. M. C. M ller ve E. J. M. Colbert' n derg s . Makale:Astro­ph/0308402. (http://fr.arx v.org/abs/as tro-ph/0308402) 51↑ Ultralum nous X­ray source (http://en.w k ped a.org/w k /Ultralum nous_X­ray_source) 52↑ J. R. Sánchez Sut l, "A catalogue of ultra­lum nous X­ray source co nc dences w th FIRST rad o sources", Astronomy and Astrophys cs, vol. 452, t. 2, ju n 2006, pp. 739–742. Özet : 19 / 22 2006A%26A...452..739S (http://cdsads.u­strasbg.fr/cg ­b n/nph­b b_query?b bcode=2006A%26A...452.. 739S) 53↑ L m te d'Edd ngton (http://fr.w k ped a.org/w k /L m te_d%27Edd ngton) 54↑ Cosm c nflat on (http://en.w k ped a.org/w k /Cosm c_ nflat on) 55↑ INTEGRAL (http://en.w k ped a.org/w k /INTEGRAL) 56↑ LHC (http://en.w k ped a.org/w k /Large_Hadron_Coll der) 57↑ Bkz. Sc ent f c Amer can Magaz ne (Mayıs 2005,« Quantum Black Holes » başlıklı makale. (http://w ww.sc am.com/art cle.cfm? d=quantum­black­holes) 58↑ Gamma ray burst (GRB) (http://en.w k ped a.org/w k /Gamma_ray_burst) 59↑ Wolf­Rayet star (http://en.w k ped a.org/w k /Wolf-Rayet_star) 60↑ Collapsar (http://fr.w k ped a.org/w k /Collapsar) 61↑ Burada esas olarak, kütles büyük yıldızlarca üret len "uzun" GRB (http://en.w k ped a.org/w k /Gam ma_ray_burst)'den söz ed lmekted r. İk nc sınıf olan kısa GRB'ler y ne b r kara del k sağlamakla b rl kte, k nötron yıldızının sonucu olarak ele alınırlar. Fakat anlaşılmaları uzun GRB'lerden daha zordur. Çünkü böyle çok yoğun k c sm n kaynaşması son derece karmaşık sayısal s mülasyonların kullanımını gerekt rmekted r. B r kıyaslama yapmak gerek rse, kütles büyük b r yıldızın patlaması bunun yanında daha bas t kalır. 62↑ SN 1987A (http://en.w k ped a.org/w k /SN_1987A) 63↑ Accret on d sc (http://en.w k ped a.org/w k /Accret on_d sc) 64↑ Ta lle angula re d'un trou no r (http://fr.w k ped a.org/w k /Ta lle_angula re_d%27un_trou_no r) 65↑ M nute of arc (http://en.w k ped a.org/w k /M nute_of_arc) 66↑ Schwarzsch ld rad us (http://en.w k ped a.org/w k /Schwarzsch ld_rad us) 67↑ Doma ne v s ble­ Lum ère v s ble (http://fr.w k ped a.org/w k /Doma ne_v s ble) 68↑ Interférométr e (http://fr.w k ped a.org/w k /Interf%C3%A9rom%C3%A9tr e) 69↑ M87 (Mess er 87) (http://en.w k ped a.org/w k /Mess er_87) 70↑ T. P. Kr chbaum and Towards the Event Hor zon ­ The V c n ty of AGN at M cro­Arcsecond Resolut on, VLBI ağları üzer ne yapılan 7. Avrupa Sempozyumu raporları (Tolède, Espagne, 12­15 october 2004). Makale: astro­ph/0411487 (http://fr.arx v.org/abs/astro-ph/0411487). 71↑ M. M yosh ve An approach Detect ng the Event Hor zon of SGR A*, b d.. Makale: astro­ ph/0412289 (http://fr.arx v.org/abs/astro-ph/0411487). 72↑ Cygnus X­1 (http://en.w k ped a.org/w k /Cygnus_X­1) 73↑ Faster­than­l ght (http://en.w k ped a.org/w k /Faster­than­l ght) 74↑ GRS 1915+105 (http://fr.w k ped a.org/w k /GRS_1915%2B105) 75↑ GRO J1655­40 (http://en.w k ped a.org/w k /GRO_J1655­40) 76↑ SS 433 (http://en.w k ped a.org/w k /SS_433) 77↑ Act ve galact c nucleus (http://en.w k ped a.org/w k /Act ve_galact c_nucleus) 78↑ Galact c Center (http://en.w k ped a.org/w k /Galact c_Center) 79↑ SDSS J090745.0+024507 (http://en.w k ped a.org/w k /SDSS_J090745.0%2B024507) 80↑ Bkz J.­P. Ma llard and The nature of the Galact c Center source IRS 13 revealed by h gh spat al resolut on n the nfrared, Astronomy and Astrophys cs, 423, 155­167, 2004. Makale: astro­ph/0404450 (http://fr.arx v.org/abs/astro-ph/0404450) 81↑ LISA (http://en.w k ped a.org/w k /Laser_Interferometer_Space_Antenna) 82↑ Q0906+6930 (http://en.w k ped a.org/w k /Q0906%2B6930) 83↑ Roger W. Roman and Q0906+6930: The H ghest­Redsh ft Blazar, Astrophys cal Journal, 610, L9­ L12 (2004). Makale: astro­ph/0406252 (http://fr.arx v.org/abs/astro-ph/0406252). 84↑ Penrose­Hawk ng s ngular ty theorems (http://en.w k ped a.org/w k /Penrose­Hawk ng_s ngular ty_t heorems). Hawk ng,"Samanyolu galaks m z n bu kadar hızlı dönüşü, ancak, galaks m zde, görünen yüz m lyonlarca yıldızdan daha fazla kara del ğ n varlığının kabulüyle açıklanab l r" dem şt r. 85↑ Grav tat onal s ngular ty (http://en.w k ped a.org/w k /Grav tat onal_s ngular ty) 86↑ Naked s ngular ty (http://en.w k ped a.org/w k /Naked_s ngular ty) 87↑ Bu meselen n çözümü ç n b r kuantum çek m kuramının ortaya atılması şarttır. 88↑ Bu sonuç ayrıca, kara del kler n termod nam ğ (http://en.w k ped a.org/w k /Black_hole_thermodyn am cs) çerçeves nde yorumlanab l r: Bu çerçevede, termod nam k dönüşümlerle sonlanan b r sayı vasıtasıyla mutlak sıfırın (http://en.w k ped a.org/w k /Absolute_zero) ulaşılmazlığını gösteren termod nam ğ n üçüncü yasasıyla (http://en.w k ped a.org/w k /Th rd_law_of_thermodynam cs) eşdeğerl d r. 89↑ Cosm c censorsh p hypothes s (http://en.w k ped a.org/w k /Cosm c_censorsh p_hypothes s) 90↑ F ne­tun ng (http://en.w k ped a.org/w k /F ne­tun ng) 20 / 22 91↑ Second law of thermodynam cs (http://en.w k ped a.org/w k /Second_law_of_thermodynam cs) 92↑ Quantum f eld theory (http://en.w k ped a.org/w k /Quantum_f eld_theory) 93↑ Hawk ng rad at on (http://en.w k ped a.org/w k /Hawk ng_rad at on) 94↑ Bu, Planck ün teler olarak, ufuk yüzey n n çeyreğ ne eş tt r; yan ışık hızının c, Newton sab t n n G, Boltzmann sab t n n kB olduğu ün teler s stem nde heps 1'e eş tt r.Daha fazla ayrıntı ç n bkz. kara del kler n entrop s (http://fr.w k ped a.org/w k /Entrop e_des_trous_no rs) 95↑ De S tter un verse (http://en.w k ped a.org/w k /De_S tter_un verse) 96↑ Modèle cosmolog que (http://fr.w k ped a.org/w k /Mod%C3%A8le_cosmolog que) 97↑ M crocanon cal ensemble (http://en.w k ped a.org/w k /M crocanon cal_ensemble) 98↑ Str ng theory (http://en.w k ped a.org/w k /Str ng_theory) 99↑ Raphael Bousso The holograph c pr nc ple (http://arx v.org/abs/hep­th/0203101), Rev ews of Modern Phys cs, 74 825­874 (2002) 100↑ Parthasarath Majumdar, Black Hole Entropy and Quantum Grav ty. Talk g ven at the Nat onal Sympos um on Trends and Perspect ves n Theoret cal Phys cs, Calcutta, Ind a, Apr 1998. Makale: grqc/9807045 (http://fr.arx v.org/abs/gr-qc/9807045). 101↑ Pr nc pe holograph que (http://fr.w k ped a.org/w k /Pr nc pe_holograph que) 102↑ Black hole thermodynam cs (http://en.w k ped a.org/w k /Black_hole_thermodynam cs) 103↑ Quantum_grav ty (http://en.w k ped a.org/w k /Quantum_grav ty) 104↑ Quantum f eld theory (http://en.w k ped a.org/w k /Quantum_f eld_theory) 105↑ Hawk ng_rad at on (http://en.w k ped a.org/w k /Hawk ng_rad at on) 106↑ S. W. Hawk ng, Part cle creat on by black holes, Commun. Math. Phys., 43, 199­220 (1975) Bkz. l nk (http://projecteucl d.org/DPubS?serv ce=UI&vers on=1.0&verb=D splay&handle=eucl d.cmp/11038 99181), Erratum, b d, 46, 206­206 (1976). 107↑ Black body (http://en.w k ped a.org/w k /Black_body) 108↑ Planck b r mler yle, b r kara del ğ n ısısı,Planck b r mler yle boyunun ters ne denk düşmekted r. 109↑ Cosm c m crowave background rad at on (http://en.w k ped a.org/w k /Cosm c_m crowave_backgr ound_rad at on) 110↑ Évaporat on des trous no rs (http://fr.w k ped a.org/w k /%C3%89vaporat on_des_trous_no rs) 111↑ Age of the un verse (http://en.w k ped a.org/w k /Age_of_the_un verse) 112↑ INTEGRAL (http://en.w k ped a.org/w k /INTEGRAL) 113↑ Örneğ n, bkz. Azar Khalatbar , "Trous no rs pr mord aux : Les po ds plume d sparus", C el & Espace, ju n 2002. 114↑ No ha r theorem (http://en.w k ped a.org/w k /No_ha r_theorem) 115↑ Gökyüzüne baktığımızda kozm k c s mler n geçm şler n gördüğümüzü unutmayalım. Şu an gökyüzünde gördüğümüz b r yıldız belk 100 yıl önce b r kara del k tarafından yutulmuş durumdadır, fakat b z Dünya’ya 200 ışık yılı uzaklıktak o yıldızın, 200 yıl öncek hal n ve konumunu, yan yutulmasından 100 yıl öncek hal n ve konumunu görmektey z. 116↑ 1930′larda, E nste n ve Rosen, uzayzaman eğr lmes n n, yıldızın karadel k hal ne dönüşmes nde maks muma ulaşması gerekt ğ n bel rtm şlerd r. Rosen ve E nsten'a göre oluşan bu eğr l k, başka b r evrene açılmaktadır. Bu yüzden, dönmeyen karadel kler n bu özell ğ ne "E nste n­Rosen köprüsü" adı ver l r. Öte yandan, k olay ufkuna sah p olan, elektr k yüklü ve kend eksen etrafında dönen karadel kler başka evrenlere geçeb lme şansını teor k olarak çermekted rler. Bu tür kara del kler n yardımıyla, kurt del ğ n n ötek ucundan evren m zdek uzayın başka b r bölges ne “fırlama”mızın teor k olarak mümkün olduğu bel rt l r. 117↑ Robert M. Wald, "General Relat v ty", Un vers ty of Ch cago Press, 1984, 498 pages (ISBN 0­226­ 87033­2),s. 156. "https://tr.w k ped a.org/w/ ndex.php?t tle=Kara_del k&old d=17578664" adres nden alındı. Kategor ler: Kara del kler Galaks ler Görel l k Bu sayfa son olarak 8 Eylül 2016 tar h nde ve 09:10 saat nde güncellenm şt r. Met n Creat ve Commons Atıf­ Paylaşım L sansı altındadır; ek koşullar uygulanab l r. Bu s tey kullanarak, Kullanım Şartlarını ve G zl l k Pol t kasını kabul etm ş olursunuz. V k ped ® (ve W k ped a®) kâr amacı gütmeyen kuruluş olan W k med a Foundat on, Inc. tesc ll markasıdır. 21 / 22 22 / 22
