Home

+ Ana Sayfa
+ Index
+ UFO Galerisi
+ E-Mail
+


 

+ Çetin BAL: Time Travel
+ Zaman Makinesi..?
+ Zaman Deneyleri
+ UFO Technology
+ Geçmise Yolculuk
+ Rainbow Project



+ Zamanda Yolculuk-1
+ Gravitik Sevk
+ Paralel Evrenler
+ Zaman Nedir?


+ Astrofizik
+ Karadelik (Blackhole)
+ Warp Drive
+ UFO Dosyası
+ Warp Drive
+ Zamanda Yolculuk-3
+ Kuantum Fizigi
+ Zamana Yolculuk
+ Yıldız Geçidi ( Stargate)
+ Zaman Makinası Nasıl Yapılır?
+ Montauk Projesi
+ Philadelphia Deneyi
+ Zaman Makinası
+ UFO Teknoloji
+  Zamanda Yolculuk
+ Ek Sayfalar
+ Zaman Dalgası
+ Wormhole
+ UFO Motoru
+ Zamanda Yolculuk-2



Zaman Yolculuğunu Araştırma Merkezi © 1998 Cetin BAL - GSM:+90  05366063183 -Turkey / Denizli 

Genel görelilik (Rölativite Kuramı)

Işık ve Zaman (1)

Einstein'ın 1915' te geliştirdiği genel görelilik kuramı bize evrenin bir başlangıcı ve de bir sonu olması gerektiğini ileri sürer. Rölativite günümüzde evrenin oluşumu konusunda en çok kabul gören kuramına da ışık tutar.

Rölativite kuramı ışık ve zaman kavramlarına yeni bir yorum getirir. Genel Görelilik kuramına göre;Işık hızı evrendeki en büyük hızdır.

Evrendeki tüm maddeler ışıktan daha yavaş hareket ederler. (Parçacık fiziğinde nötrino gibi egzotik atomaltı parçacıklar kimi zaman ışık hızında hareket edebilirler. ) Işık saniyede 280 bin kilometre hızla hareket eder. Bu evrenin geçmişinde olduğu gibi bundan sonra da böyle olacaktır. Yine Genel Görelilik Kuramı'na göre, evrendeki her gözlemci ışığın hızını aynı ölçmek zorundadır. Ayrıca ışık hızına ulaşabilen herhangi bir cismin kütlesini ölçme şansımız da olamayacaktır. Çünkü ışık hızına ulaşan bir cismi ölçmek için kullanacağımız cetvelin de kütlesi aynı ölçüde uzayacaktır. Eğer diyelim ki 30 cm'lik bir cetveli ışık hızıyla uzaya fırlattığımız zaman cetvelin uzunluğunu ölçecek bir 'birim' bulamayacağımız için cetvelin uzunluğu 'sonsuz' olacaktır. Yani kütle, ışık hızına ulaştığında 'kütlenin hiçbir koşulda değişmeyeceği' nin varsayıldığı klasik fizik yasası da çöker. Kütle, ışık hızına ulaştığında 'sonsuz' bir enerjidir artık. Einstein böylece kendisinden önce kütle ve enerjinin apayrı şeyler olduğunu ileri süren kuramları da yıkıyordu. Kütle ve enerji birbiriyle değiştirilebilir demekti bu.

Işığın hızı her koşulda sabittir ve ışık hızının söz konusu olduğu bir denklemde diğer hızlar dikkate alınmaz. Bilinen mekanik prensiplerine göre belli hıza sahip bir hareketliden, hareket yönünde belli bir hızla fırlatılan bir cismin gerçek hızı, cismin hızı ile hareketlinin hızının toplamına eşittir. Saatte 80 km hızla hareket eden bir otomobilden, otomobilin gittiği yöne doğru saatte 3 km hızla hareket eden bir taş fırlattığımızı düşünelim. Taşın gerçek hızı 80+3= 83 km'dir. Taşı aynı hızla otomobilin penceresinden geriye doğru fırlatırsak taşın hızı 80-3= 77 km olacaktır. Ancak ışık hızı söz konusu olduğunda bu denklem çöker.

Einstein ışığın hızını saniyede 280 bin km olarak hesaplamış ve bunu ünlü formülünde E=m.c2 olarak göstermiştir. Formülde E, enerjiyi,m kütleyi c de ışık hızını gösterir. Işığın kaynağı ne olursa olsun, ister milyonlarca yıl uzaklardaki galaksilerden yansısın, isterse kalem pille çalışan bir el fenerinden yayılsın saniyede 280 bin km hızla yol alır evrenin her yerinde.

Biraz önceki otomobil örneğine geri dönelim. Otomobil, üzerinde ışık saçan bir polis otosu olsun. Polis otosu saate 80 km hızla bize doğru yaklaşıyor. Bu durumda, otomobilden taş atma örneğinde olduğu gibi iki hızı toplamamız gerekirdi ama, böyle değil. Eğer bir hareketli cismin üzerinde ışık yayan bir 'şey' varsa gerçek hız yalnızca ışık hızıdır. Hareketin hızı geçersizdir. Aynı şekilde polis otosu bizden uzaklaşıyorsa bu durumda da hızların farkı alınmaz; yine ışık hızı geçerlidir. Işığın hızı referans alındığında başka bir değer olmadığını kabul eder ve bir klasik matematik denklemini daha yıkarız: 1+1=2 değil, 1+1=1'dir.  

Işık çekim alanlarınca eğilip, bükülür.

Evrendeki her kütle Newton yasaları gereği kütlesinin büyüklüğüne bağlı olarak bir çekim gücü yaratır. Çekim gücü diğer cisimleri çektiği gibi ışığıda kendisine doğru çeker ve ışık kütle sözgelimi güneş ya da herhangi bir gezegenin yanından geçerken, çekiminin etkisiyle yolunu değiştirir. Bu, birçok gözlemde astronomları yanıltabilen bir gerçektir.

Diyelim ki, güneşe yakın bir yıldızı gözlemliyoruz. Bu yıldızın ışığı bize doğru yol alırken güneşin kütleçekim etkisiyle bir 'kavis' yapar ve gözlemci ışığın kaynağı konusunda kuşkuya düşer. Ancak, güneşin bu kütleçekim etkisini ancak va ancak bir güneş tutulması sırasında algılayabiliriz. Çünkü güneşin parlaklığı ona yakın yıldızları gözlememizi olanaksızlaştırır.

Kütle çekim gücünün ışığı eğip bükmesi evrenin geometrisinin de değişmesi anlamına gelir. Genel Göreliliğe göre uzay boşluğu eğri büğrü bir yerdir. Yıldızlar, gezegenler çekim güçlerinin etkisiyle çevrelerinde sanki çukurlar oluşturmuşlar; tıpkı, gergin bir bezin üzerine ağır toplar atılmış gibi eğri bir uzay geometrisi yaratmışlardır.  http://www.minidev.com/gokyuzu/gokyuzu_editor23.asp Adresinden alınmıştır.

ÖZEL GÖRELİLİK VE Einstein

“Mekân dediğimiz şey, hariçte mevcut değildir. Bizim mekânda idrak ettiğimiz nesneler, aslında mevcudatın öz yapısından dış yapısına, yahut, dış yapısından öz yapısına doğru dizilme içinde bir bütündür ve zaman dahi bu diziliş içinde yer alan, birini ötekine göre kıyaslama metodundan başka bir şey değildir...”
şeklindeki ifadeleri, yerleşik düşünceleri alt üst etmişti.“Gördüğümüz objelerin, enerjinin yoğunlaşmış hali”  olduğunu açıklaması, yüzyıllar boyunca klasik fizikte kabul gören, maddenin, yapı taşlarının birleşimiyle meydana geldiği anlayışını çürüttü. Görülen nesnelerin, kütlesel yapılarının olmadığı ortaya çıktı. Madde, aslında enerjinin bir yoğunlaşma biçimiydi. Değişim tarzı ile formüle edilen enerjinin madde skalasındaki görüntüsü, görme aracına bağlıydı.

Aslında, bizim şu anda gördüğümüz nesnelerin veya boşluk diye algıladıklarımızın atom altı düzeyde birbirinden hiçbir farkı yoktur ve sınırla birbirinden ayrılmış da değildir. Bu, Tümel, sınırsız bir bütünlüğün varlığını da kanıtlar. Mistik eserlerde vurgulanan “Evren bilinçli ve canlı bir yapıdır; beş duyu kayıtlarıyla algılanan alemler gerçekte hayaldir” sözü, yıllarca evvel kendi hakikâtini bilen kişilerce tespit edilmiştir.

Einstein, bir nesnenin kütlesinin, belirli bir enerjiye eşdeğer olduğunu E=mc^2 şeklinde formüle etti. Bu formül, aynı zamanda o nesnenin durağan bir yapı olarak algılanamayacağının ispatıydı.  Yani madde değil, Evrensel Enerjinin varlığı söz konusuydu. 

Nükleer fisyon ve füzyon süreçlerinde çok büyük miktarda enerjinin serbest kalması da kütle ile enerjinin eşdeğerliliğini açık bir şekilde ortaya koymaktadır.(*1)  Bunun en iyi örneği Hiroşima’ya atılan atom bombasıdır.6 gramlık bombanın patlamasıyla 1 gramlık madde kaybı olmuş,sonuçta 10^21 erglik muazzam bir enerji oluşmuştur

Genel görecelik kuramı ile, uzayın yapısının matematiksel tanımını yapan Einstein, Evrenin sürekli uzay ile zamandan oluştuğunu ve karmaşık dört boyutlu bir eğri biçiminde olduğunu öne sürerken tahmin edilemeyecek güç düşüncelere yol açtı. “Uzay; artık düzlem değil , içinde barındırdığı cisimlerden etkilenerek kavisleşen bir yapıdır.” Bütün  deneylerin onayladığı gibi Einstein’ın evreni; eğilmiş bir uzay ile geometrik düzeni değiştiren bir çekimi, boyut ve kütlenin değişebilirliğini, farklı hızlarda hareket edenler için zamanın aynı hızda geçmediğini, kısaca ,hiçbir şeyin göründüğü gibi olmadığını göstermektedir. (*2) Bunun açık anlamı ise, “zamanın mekâna ve hıza bağlı olarak değiştiğidir. Mutlak akan bir zaman düşünülemez; yalnızca bulunduğu mekâna ve hıza göre, kişinin zamanından bahsedilebilir. Örnek vermek gerekirse, Güneşte zaman daha ağır geçer. Işık hızına bizden daha yakın hızda hareket eden varlıklar için de zaman daha yavaş akacaktır.”

Rölativite teorisini denemek için, 1972’de iki Amerikalı araştırmacı, jet uçağıyla dünya çevresinde bir tur attı. Uçağa konan süper duyarlı dört atom saatinin, uçuş sırasında  yeryüzündeki sabit saatlere göre 50 nanosaniye geri kaldığı gözlemlendi. (1 nanosaniye; milyarda 1 saniye demektir. Fakat ; bir jet uçağının hızı da ışık hızına oranla, yok denecek kadar azdır. Jet uçağı, saatte 1800 Km. yol alsa, saniyedeki hızı 0.5 km.’dir. Işığınki ise, 300.000 km.’dir) Bu kadar düşük hızların bile zamanı yavaşlatmaya yettiği görüldüğünde, teorinin haklılığı açık seçik olarak ortaya çıkıyordu. 

Birçok bilim adamı Einstein’in çalışmalarını “anlaşılmaz ve inanılmaz” diye nitelendirirken, kuramları matematik açısından izleyenler dahi, böylesine ters düşen sonuçları kabul etmeye yanaşmadılar. Teorileri sınamak için pek çok deney yapıldı. Bunlar son derece pahalı ve yorucuydu, inanılmaz derecede duyarlılık gerektiriyordu. Ama, üç çeyrek yüzyılı aşkın süredir testten geçirilen İzafiyet Teorileri, her defasında gözlemlerle çok büyük ölçüde uyum sağlamıştır.

Artık, Einstein, istese de istemese de dünya çapında önemli bir kişi olarak kabul ediliyordu. Toplum, onu eşi bulunmaz bir bilim adamı olarak görüyor ve bu şekilde anıyordu.

1933 yılında Naziler Almanya’da egemenliği ellerine geçirdiklerinde onun yurt dışında olmasından faydalanarak, tüm varlığına el koydular. Kendi vatanından kopan bu bilim adamına ABD kucak açtı. New Jersey’de Princeton Yüksek Çalışmalar Merkezinde kaldı ve ömrünün sonuna kadar burada çalıştı.

O kendini şöyle tanıtıyor: “Ben tek koşulmak için yaratılmış bir atım. İşbirliğine ve ekip çalışmasına giremem. Hiçbir ülkeye, kişiye, arkadaş çevresine hatta kendi aileme tam bağlanamadım. Bu ilişkilerde daima bir mesafe kalmıştır. Kendime dönme, içime kapanma eğilimi giderek güçlendi. Bu tür soyutlama kişiye acı çektirir. Ama, başkalarının anlayış ve sempatisinden uzak kaldığıma pişman değilim. Kuşkusuz, kaybım olmuştur. Buna karşılık, başkalarının önyargılarından ve değerlendirmelerinden bağımsız kalabilme gibi bir kazancım var

Bu sıra dışı dahinin sırlarını çözmek için, ölümünden sonra, beyni üzerinde birçok inceleme yapıldı.

Yakın zamanlarda elde edilen bulgular sonucunda,
“Matematiksel mantıkla ilgili olduğu sanılan ve iki kulak hizasında yer alan bölümün, onun beyninde % 15 daha büyük; ayrıca beynin ön tarafından arkasına uzanan “sulcus”adlı kısmının onda, doğuştan kısa olduğu, böylece, o bölgede daha çok sinirin bağlantı kurarak birlikte daha kolay çalışabildiği bildirildi.  Bu veriler de, onun dahi olarak doğduğunu göstermekteydi. (*3)

Biz “Tanrı zar atmaz” diyen Einstein’in bilimsel olarak insanlık alemine büyük katkılarda bulunduğuna inanırken, özellikle maddenin beliriş biçimini saptamasına rağmen , madde ile zihin arasındaki ilişkiyi çözemediğini, bütün oluşlara karşın, Tanrısallık kavramından kurtulamadığını tespit etmekteyiz. Ne var ki, bütün şartlarda dahi, gerçek referansa giden yolu inşa ettiği için onu insanlığa ışık tutanlar sınıfında değerlendiriyoruz.

ALINTI:http://afyuksel.com

----------------------------------------------

Karadelikler

Karadelik adını kim koydu? Karadelikler gözlendi mi? Daha gözlenmeden karadeliklerin özelliklerini nasıl öngörebiliyoruz?

Genel görelilik rönesansının en önemli ve en heyecan verici aşamalarından biri kara deliklerin incelenmesi ve araştırılmasıdır.

KARA DELİKLER :

Şimdi evrenin evrimini ve genel göreliliği ilgilendiren bir sorunu konuşacağız..

Bu sorun, karadelik denen kozmik bir kavramdır. Konu 1960’ların başında, astrofizikçilerin kuasarları açıklamaya çalıştıkları sırada başladı;bir X-ışını kaynağında bir kara deliğin olası saptanmasından sonra 1970’lerin ortasında,akkor hale geldi ve bugün genel göreliliğin en aktif dallarından biri olarak devam ediyor.

Karadelik fikrinin ilk kez ima edilmesi,amatör bir İngiliz astronomu olan saygıdeğer John Michell’in yazılarında yer almış olup 18’inci yüzyıla kadar geri gider. O,ışığın, adi maddenin çekilmesine benzer şekilde,gravite tarafından çekilebileceğini öngören tanecik kuramına dayanarak Dünya ya da Güneş gibi bir cismin yüzeyinden yayılan ışığın büyük mesafelere uluştuğunda,hızında zamanla azalma olacağını kaydetti (Doğal olarak Michell özel göreliliği bilmiyordu). Güneş'le aynı yoğunlukta bir cisim,yayınladığı ışık sonsuza gitmeden onu durdurup geri çekebilmesi için,hangi büyüklükte olmalıdır? Onun elde ettiği yanıt, Güneş’in çapının 500 katı olduğu idi. Böylece ışık, böyle bir cisimden asla kurtulamazdı. Bugünkü dilde,böyle bir cisim yaklaşık 100 milyon güneş kütlesinde süper masif bir karadelik olmalıdır.

Her ne kadar dönmeyen bir kara delik için genel görelilik çözümü 1916’da Karl Schwarzschild tarafından bulunmuş ve bir kara delik durumuna gravitasyonal çöküşün hesaplanması 1939’da J. Robert Oppenheimer ve Hartland Snyder tarafından başarılmış ise de karadelik fiziği,astronomların kuasarlardan enerji çıkışı problemi ile yüzyüze kaldıkları ve matematikçi Roy Kerr’in dönen kara delik çözümünü bulduğu 1960’ların ortasına kadar gerçekte başlamadı.

Bir karadelik,bir yıldız kendisini kütle çekimine karşı destekleyen ısıyı ve basıncı oluşturmak için gerekli termonükleer yakıtı attığı zaman şekillenir. Yıldız çökmeye başlar ve yeteri kadar masif ise yıldızın yarıçapı,gravitasyonal yarıçap ya da Schwarzschild yarıçapı denen bir değere ulaşıncaya kadar çökemeye devam eder.. Uzaktaki gözlemci, düşen gözlemci bir kez gravitasyonal yarıçapın içinde kalınca,ondan gelen hiçbir sinyali göremez. Kabın içinde yayınlanan hiçbir sinyal “olay ufku” denen gravitasyonal yarıçap ile sınırlı küreden dışıraya asla kaçamaz.

Karadelik fiziğinin yasaları 1960’ların ortalarından başlayarak kuruldu ve kodlandı. Örneğin,Kerr’in (dönen) ve Schwarzschild’in (dönmeyen) çözümlerinin tek oldukları bulundu. Genel görelilikte başka karadelek çözümleri yoktur. Her karadeliğin içinde bir “gariplik”,gravitasyonal kuvvetlerin sonsuz olduğu,garipliği ortaya koymak isteyen oldukça sonsuz bir gözlemci için zamanın sona erdiği,şüphesiz tüm fizik yasalarının iflas ettiği patalojik bir uzay-zaman bölgesi bulunur. Ne iyi ki karadeliğin olay ufku,böyle garipliklerin dış dünyüya yaklaşmasından ileri gelebilecek herhengi bir acayip olayı önler( bu kavram “kozmik sansür” şeklinde isimlendirildi). Stephen Hawking 1974’te,bir karadeliğin dışındaki fiziğe uygulanan kuantum mekaniği yasalarının,termal enerji spektrumuna sahip parçacıkların yaratılmasıyla onu buharlaştırmak için ve eşlik eden bir sıcaklık ve entropiye sahip olmaları için gerekli olduğunu buldu. Bu buluş, tüm temel etkileşmelerin büyük bir sentezi için kuramsal araştırmanın yenilenmesine yardım eden kütle çekimi, termodinamek ve kuantum mekaniği arasındaki dikkate değer ilişkiyi ortaya çıkardı. Bununla birlikte,astronomik kütlelerin kara delikleri için buharlaşma tamamen önemsizdir. Çünkü, Güneş kütlesindeki bir karadelik için T= 10 –6 K’dır.

Karadelikler kuramı hakkında her ne kadar çok şey biliniyorsa da bunlar hakkında gözlemsel olarak oldukça az şey bilinir. Karadeliklerin varlığı için,kanıtklarının etkili olduğu pek çok durumlar olmuştur;ancak tüm durumlarda bu etki dolaylıdır. Örneğin X-ışınları kaynağı olan Cygnus X1 karadeliğinde,X- ışınları kaynağının,bir dev yıldız etrafındaki yörüngede bulunan ve yaklaşık 6 güneş kütlesinden daha büyük kütleli çökmüş bir cisim olduğuna inanılmaktadır. Bu cisim bir nötron yıldızı olamaz, çünkü genel görelilik nötron yıldızlarının yaklaşık 3 güneş kütlesinden daha hafif olmaları gerektiğini öngörüyor. Buna göre cisim bir karadelik olmalıdır. X- ışınları,eşlik eden yıldızın yüzeyinden çekilen madde tarafından yayınlanır ve kara deliğin etrafındaki spiral şeklindeki bir yörüngeye gönderilir. Benzer şekilde M87 ve belki de bizimki gibi bazı galaksilerin merkezinde 100 ile 100 milyon güneş kütlesi arasında çökmüş cisimlerin bulunduğuna dair kanıt vardır. Bir kere kara delik modeli,gerekli olmadığı halde, gözlemlerle uyuşur. Süper masif,dönen kara deliklere madde eklenmesi bir çok quasarda ve aktif galaktik çekirdekte gözlenen,dışarı giden madde jetleri oluşturabilir. Kara deliklerin dedeksiyonuna yardımı olabilen bu ve diğer astrofiziksel süreçler rölativistler ve astrofizikçiler tarafından incelenmektedir.

(Clifford M. Will, Serway-Fen ve Mühendislik İçin Fizik, Palme yayıncılık,S:1142-1144)

Karadelik Nedir?

“Gözlemciler, Hubble ile bir gaz bulutunun hareketini incelediler. Veriler ve gözlemler, görülmeyen bir nesnenin gaz bulutunu çekim etkisi altına aldığını ve etrafında döndürdüğünü gösterdi. Gaz bulutu, başlıcı hidrojen atomları içeriyordu ve sıcaklık 10 bin kelvin derece dolayındaydı. Hubble, gaz bulutunun merkezden 60 ışık yılı uzaklıktakı bir kısmının tayfında kırmızıya kayma saptadı; bu bölge bizden uzaklaşıyordu (Doppler olayı). Gaz diskinin tam aksi yöndeki bölgesi ise maviye kayma gösteriyyordu; yani bu bölge bize doğru geliyordu. Asıl ilginç olan, yaklaşan ve uzaklaşan bölgelerin hızıydı. Yaklaşan ve uzaklaşan bölgelerin hızları aynıydı ve saniyede 550 kilometre idi. Peki gaz bulutu neyin etrafında dönüyordu? Bulunan gerçek bir karadelikti. Bulunan karadelikin kütlesi, Güneşinkinin 3 milyar katıydı. Bu kütle, yaklaşık Güneş sistemi kadar olan bir hacim içine sıkışmıştı. Başka bir deyimle bizim galaksimiz (gökadamız) olan Samanyolu' nun onda birine sahip olan kütle 9x 10 üssü 29 kilometreküp gibi kozmik ölçülerde küçük bir hacme sıkışmıştı.

Hubble, o gaz bulutunu fıldır fıldır çevresinde döndüren karadelik denen odağı "görmedi". Çünkü gözle görmek demek, görünür ışığın nesneden sizin gözünüze ulaşması demektir. Ama karadelikler, asla görülemez. Çünkü karadelikler, ışığın bile kendisinden çıkmasına, kurtulmasına izin vermeyen cisimlerdir. Nesneler, karadeliğin içine düşer; ama asla oradan kaçıp kurtulmaz. Dışarı çıkmak için ışık hızından daha büyük bir hızla hareket etmek gerekecek. Buna da genel görelilik kuramı sınır getiriyor. Genel görecelik, ışık hızını evrende bir limit hız olarak bildirir.

1929 yılı, evrenin statik olmadığını gösteriyordu. Einstein o zamanlar, kozmolojik değişmez denen bir kavram öne sürmüştü. Genel Görecelik denklemleri, evrenin genişliyor ya da büzülüyor olması gibi iki seçenek sunuyordu. Böylece Evrendeki kütle ve enerji tarafından üretilen uzay-zamanın pozitif eğriliği, kozmolojik değişmez tafından üretilen uzay-zamanın negatif eğriliği yok edecekti. Maddenin çekimi, kozmolojik değişmezin itimiyle dengelenecekti. Edvin Hubble, 1929 da evrenin statik olmadığını gözlemleriyle kanıtladı; Galaksiler arası uzaklık zamanla artıyordu; evren genişlemekteydi ( Daha sonraları, Einstein, 'kozmolojik değişmezi' yaşamının en büyük gafı olarak nitelendirmiştir).

Fakat kozmolojik değişmez ile veya o olmadan,maddenin(s: 78) uzay-zamının kendi üzerinde eğirlmesine neden olduğu gerçeği,genel olarak öyle kavranmasa da,bir problem olarak kaldı. Bunun anlamı maddenin bir bölgeyi kendisini etkili olarak Evren’in kalanından kesip ayıracak kadar kendi üzerinde eğriltebileceği idi. Bu bölge kadra delik olarak isimlendirilecek şey haline gelecekti. Nesnelr kara deliğin içine düşebilir fakat hiçbir şe oradan kaçıp kurtulamaz. Dışarı çıkmak için ışığın hızından daha hızlı hareket etmeleri gerekir, buna da genel görelilik kuramı tarafından izin verilmemektedir. Böylece karad deliğin içindeki nesne hapsolmuş olacak ve bilinmeyen bir yüksek yoğunluk durumuna çökecekti.

Einsten bu çökmenin sonuçlarından çok huzursuz oldu ve buna inanmadı. 1939 yılında Robert Oppenheimer, Güneş'in kütlesinin iki katından daha fazla kütleye sahip eski bir ylıdızın tüm nükleer yakıtını tükettiğinde kaçınılmaz olarak çökceceğini gösterdi. Daha sonra savaş araya girdi.; Oppenheimer atom bombası projesine katıldı ve kütlesel çekim çökmesine yönelik ilgisini kaybetti... 1960'larda kütlesel çekim çökmesi ve Evrenin ilk zamanlarına ilgiyi yeniden canlandırdı. Roger Penrose ve benim bazı teoremleri kanıtlamamıza kadar Einstein' in genel görecelik kuramının bu durumlarda tam olarak neyin kestiriminde bulunduğu konusu açık değildi. Bu teoremler, uzay-zamanın kendi üzerinde eğrilmiş olmasının uzay-zamanının bir başlangıç veya sona sahip olduğu yerler olan tekilliklerin bulunduğu anlamına geldiğini gösteriyordu. Uzay-zaman yaklaşık 15 milyar yıl önce Büyük Patlamada bir başlangıça sahip olmalıydı ve çöken bir yıldızda ve çöken yıldızın arkada bıraktığı karadeliğe düşen herhangi bir şey de bir sona ulaşacaktı. Einstein' in genel görecelik kurammının tekilliklerin kestiriminde bulunması fizikte bir krize yol açtı. Uzay-zamanın eğriliğinin kütle ve enerji dağılımıyla ilişkisini kuran genel görecelik denklemleri, bir tekillikte tanımlanamaz. Özel olarak genel görecelik, Evren' in Büyük patlama' da nasıl başlaması gerektiği kezsitiriminde bulunamaz. Bu yüzden genel görecelik, tam bir kuram değildir. Evrenin nasıl başlaması gerektiğini ve madde kendi kütlesel çekimi altında çöktüğünde ne olması gerektiğini belirleşyecek bir ek unsur gerektirir. Gerekli katkı unsurunun kuantum mekaniğinin belirsizlik ilkesi olduğu anlaşılıyor.

(S. Hawking, Karadelikler ve Bebek Evrenler s:77-80)

Işık hızı limit hız değil mi yoksa? Karadelikler,evrende var olduğu düşünülen çok yoğun noktalar gibi düşünülebilir.

1994 yılına dek kara deliklerin varlığı yalnızca bir varsayımdı. Hubble Uzay Teleskobu, ilk kara deliğin kütlesini, konumunu ve boyutlarını bize gösterdi.

Bundan iki yüz yıl kadar önce Fransız bilimci Simone Pierre LaPlace kendisinden ışığın bile kaçamayaçağı cisimlerin bulunduğunu düşünmüştü. Günümüzden 80 yıl kadar önce, A. Einstein, Genel Görelilik Kuramında , büyük bir kütlenin küçük bir hacime sıkışması sonucu oluşan bir cismin uzay ve zaman koordinatlarını eğeceğini öne sürmüştü.

Amerikalı fizikçi John Weeler, LaPlace' ın " kara yıldızlar" olarak tanımladığı çökmüş cisimleri, 1967 yılında, " karadelikler" olarak bilim terminolojisine soktu.

Dante'nin ölümsüz yapıtı İlahi Komedya 'da Cehennemin kapıları üzerinde şu yazılı: " Lasciate ogni speranza voi ch'entrate" yani "Buraya kim girerse umudu geride bıraksın ". David Ruelle, Raslantı ve Kaos adlı yapıtında bu uyarının, "bir yolu bulunarak" kara deliklere de konmasını istiyor. Sonra sözünü şöyle sürdürüyor: “Doğrusunu söylemek gerekirse kara deliklere ilişkin tanımlamam biraz amatörce oldu. Aslında “ ışık hızından daha büyük bir hız” denince bir fizikçinin beyninde kırmızı ışıklar yanıp sönmeye ve sirenler çalmaya başlar. Yerçikimi ile ışık hızını birarada tartışacaksak Einstein’in genel görelilik kuramına başvurmamız gerekir. Einstein’a göre kara delikler gerçekten vardır ve dönmektedirler. Bunlar çok büyük sayıda madde parçasının uzayın küçük bir bölgesinde toplanmasından oluşur ve yakınlarına gelen herşeyi içlerine çekerler. Astrofizikçiler kara deliklerin varlığına ilişkin somut bir kanıt veremiyorlarsa da onları gördüklerini söylemektedirler. (D.Ruelle, Raslantı ve Kaos s:123….)

Karadelik ne demektir?

"Karadelik" adını 1967 yılında Amerikalı fizikçi John Wheeler koydu. "Bu bir dahi vuruşuydu" diyor Hawking: " Bu isim karadeliklerin bilimkurgu mitolojisine girmesini sağlamıştır. Bu aynı zamanda daha önceleri tatmin edici bir adı olmayan bir şeye belirli bir isim sağlayarak bilimsel araştırmayı da geliştirmiştir. Bilimde iyi bir adın önemi, küçümsenmemelidir. Bildiğim kadarıyla , karadelikleri tartışan ilk kişi 1783 yılında onlar hakkında bir yazı yazmış olan John Michell adlı Cambridge'li biriydi. Onun düşüncesi şöyleydi: Yeryüzünün yüzeyinden bir gülleyi dikey olarak ateşlediğimizi varsayalım. Gülle giderek düşen bir ivmeyle bir yüksekliğe kadar çıkar, sonra geri döner ve yerçekiminin bu etkileri sonucu yere çakılır. Dünya' dan ya da Güneş' ten kaçıp kurtulmanın belli bir hızı vardır. Bu kurtulma hızları, ışık hızına göre pek küçüktür. Işık, pek zorluk çekmeden Dünya' dan veya Güneş' ten kaçıp kurtulabilir. Peki, ışığın hızından daha hızlı gidebilecek yeterince küçük bir yıldız olamaz mı? Michell de işte bunu düşünmüştü. Böyle bir yıldızı göremeyiz, çünkü onun yüzeyinden gelen ışık bize ulaşmaz; çünkü yıldızın kütlesel çekimi onu yüzüyden geri yutar. Peki göremeyeceğimiz bir yıldızı saptayabilir miyiz? Evet. Kütlesel çekimin yakınındaki madde üzerine etkisiyle yıldızın varlığını saptayabiliriz.

Gerçekte ışığa gülle gibi muamele etmek tutarlı bir işi değildir 1897 yılında yapılan bir deneye göre,ışık her zaman aynı değişmez hızla hareket eder. O halde kütlesel çeki ışığı nazıl etkilediği konusunda tutarlı bir kuram 1915 yılında Einstein’in genel görecelik kuramını formüle edişine kadar çıkmadı. Yine de bu kuramın eski yıldızlar ve diğer kütleli nesneler için anlamı 1960'lara kadar genele olarak anlaşılmadı.Genel göreliliğe göre,uzay ve zaman birlikte uzay-zaman denen dört boyutlu bir uzay oluşturuyor olarak düşünülebilirler. Bu uzay düz değildir,içindeki madde ve enerji tarafından (s:115) yumulmuş veya eğrilmiştir. nesneler uzay-zamanda doğru çizgiler halinde hareket etmeye çalışırlar,fakat uzay9zaman eğrilmiş olduğu için eğrilmiş bir uzayda düz bir çizgiye en yakın şey oylan yollarda ilerler. Böylece yeryüzü düz bir çizgide ilerlemeye çalışır,fakat uzay-zaman Güneş’in kütlesi tarafından bükülmüş olduğu izçin sarmal bir yol izler,zaman içinde ilerlerken Güneş etrafında bir daire içinde gider.

Benzer şekilde,ışık düz çizgide ilerlemeye çalışır,fakat uzay-zaman eğrilmiş olduğu için bükülü bir yol izlediği görülür. Bir Güneş tutulması sırasında ışığın bu bükülmesini gerçekten gözlemleyebiliriz. Ay,Güneş’in önünü tıkar ve bizim Güneş ile hemen hemen aynı doğrultuda olan yıldızları gözlemlememize yol açar. Onlardan gelen ışık Güneş yakınındaki eğrilmiş uzay-zaman tarafından bükülmüş olduğu için yıldızların biraz farklı konumlarda göründüklerini anlarız.

Güneşin yakınından geçen ışık durumunda bükülme çok küçüktür. Ancak eğer Güneş yalnızca bir kaç mil eninde olacak kadar büzülseydi bükülme o kadar büyük olurdu ki,Güneş’ten ayrılan ışık uzaklaşmaz,güneşin kütlesel çekim alanı tarafından geri çekilirdi. Görecelik kuramına göre,hiçbir şey ışığın hızından daha hızlı ilerleyemez,bu yüzden bu bölge içinden herhangi bir şeyin kaçıp kurtulmasının mümkün olmadığı bir bölge olurdu. Bu bölgeye kara delik denir. Onun sınırına olay ufku denir. Olay ufku,kara delikten kaçıp kurtulmayı başarmak üzere olup başaramayan,kenarda dolaşır durumda kalan ışık tarafından oluşturulur.

Güneş’in yalnızca bir kaç mil eninde olacak kadar büzülebileceğini ileri sürmek komik gelebilir. Maddenin o kadar sıkıştırılamayacağı düşününülebilir. Fakat sıkışıtırılabileceği ortaya çıkar.

Güneş o kadar sıcak olduğu için o büyüklüktedir. Güneş, kontrollü bir Hidrojen bombası gibi hidrojeni helyuma dönüştürerek yakmaktadır. Bu süreçte açığa çıkan ısı güneşin kendi kütlesel çekiminin onu küçültmeye çalışan çekimine karşı direnmesini sağlar(s:116)

( Hawking,KDVBE s: 115-116)

Büyük bir yıldız kütlesi ölence kara delik olmaktan başka seçeneği yoktur.

Sanal Zaman

Karadelik, maddenin kütlesel çökmesi sonucu ölü bir son mudur? Bir karadelikteki parçacıkların biricik sonu orada kalmak değildir. Karadelikten kaçıp kurtulabilirler ve yaşamlarına dışarda devam edebilirler. Karadelikten radyasyon çıkışı kestirimi, Einstein' in genel göreliliğini kuantum ilkesiyle birleştirmenin ilk sonucudur.

Geçmişler, büyük patlama sırasında bir başlangıca, bir tekilliğe mi sahiptir?

Evren için bir yaratılma noktası var mıdır? " Bu yanıtlandırılması çok daha zor bir sorudur, çünkü kuantum ilkesinin yalnızca verilen bir uzay-zaman arkaplanında parçacık yollarına değil, zaman ve uzayın kendi yapılarına da uygulanmasını gerektirir. Gerekli olan şey yalnızca parçacıklar için değil, uzay-zamanın tüm dokusu için de geçmişlerin toplamını almanın bir yoludur. Henüz bu toplamı doğru dürüst nasıl yapacağımızı bilmiyoruz, fakat sahip olması gereken belirli özellikleri biliyoruz. Bunlardan birisi, eğer alışılmış gerçek zamanda değil de sanal zaman denen şeydeki geçmişlerle ilgilenirsek toplam almanın daha kolay olduğudur. Sanal zaman anlaşılması zor bir kavramdır ve kitabımın okuyucuları için en büyük problemlere yol açanın da o olması olasıdır. Ben aynı zamanda felsefeciler tarafından da sanal zamanı kullanmam nedeniyle şiddetle eleştirildim. Sanal zamanın gerçek evrenle nasıl bir ilişkisi olabilir? Kanımca bu felsefeciler tarihin derslerini öğrenmemişlerdir. Bir zamanlar Dünya' nın düz olduğu ve Güneş' in onun etrafında döndüğünün açık olduğu kabul ediliyordu; ama Kopernik ve Galile' nin zamanından beri yeryüzünün yuvarlak olduğu ve Güneş' in etrafında döndüğü fikrine yönelmek zorunda kalmış bulunuyoruz. Benzer şekilde zamanın her gözlemci için aynı hızla ilerlediği kabul ediliyordu fakat Einstein' le birlikte , zamının farklı gözlemciler için farklı hızla ilerlediğini kabul etmek zorunda kalmış bulunuyoruz. Aynı zamanda Evren' in tek bir geçmişi olduğu açık görünüyordu; ama kuantum mekaniğinin keşfinden beri Evren' in her olası geçmişe sahip olduğunu düşünmek zorunda kalmış bulunuyoruz. Sanal zaman fikrinin de kabul etmek zonrunda kaldığımız bir şey olduğunu ileri sürmek istiyorum. Bu, Dünya' nın yuvarlak olduğuna inanmakla aynı düzeyde bir entellektüel sıçramadır. Sanal zamanın, şimdi yuvarlak Dünya' nın olduğu gibi doğal görünmeye başlayacağını düşünüyorum. Eğitilmiş(?) dünyada kalan fazla düz dünyacı yoktur. Sıradan, gerçek zamanı soldan sağa giden yatay bir çizgi gibi düşünebilirz. Erken zamanlar soldadır, geç zamanlar sağdadır. Fakat zamanın bir başka yönü, sayfanın yukarısına ve aşağısına giden bir yönü olduğunu da düşünebilirsiniz. Bu, zamanın sanal yönü denen şeydir, gerçek zamana dik açılardadır."

Umarım Hawking' in bu açıklamasından sonra siz şu soruları soruyursunuz: Sanal zaman kavramını getirmenin amacı nedir? Neden anladığımız zamana bağlı kalınmıyor? Bizim adımıza bu soruları soran ve yanıtlayan da Hawking 'tir: " Bunun nedeni, daha önce söz edilmiş olduğu gibi, madde ve enerjinin uzay-zamanın kendi üzerinde katlanmasına yol açan eğilimde oluşlarıdır. Gerçek zaman yönünde bu kaçınılmaz olarak tekilliklere, uzay-zamanın bir sona ulaştığı yerlere yol açar. Tekilliklerde fiziğin denklemleri tanımlanamaz, bu yüzden ne olacağı konusunda kestirimde bulunulamaz. Fakat sanal zaman yönü, gerçek zamanla dik açılıdır. Bu da onun uzayda hareket etmeye kaşılık gelen üç yöne benzer bir şekilde davrandığı anlamına gelir. O zaman Evren' deki maddenin yol açtığı uzay-zamanın eğriliği, üç uzay yönü ve sanal zaman yönününün arkada buluşmalarına yol açabilir. Yeryüzünün yüzeyi gibi kapalı bir yüzey oluştururlar. Üç uzay yönü ve sanal zaman, sınırları veya kenarları olmayan kendi üzerine kapalı bir uzay-zaman oluştururlar. Uzay-zamanın, Dünya' nın yüzeyinin başlangıç veya sona sahip olmasından daha fazla başlangıç veya son diye adlandırılabilecek bir noktası olmaz."

"1983 yılında Jim Hartle ve ben, Everen' in geçmişleri toplamının gerçek zamandaki geçmişlerden alınmaması gerektiğini ileri sürdük. Onun yerine, yeryüzünün yüzeyi gibi kendi üzerine kapanmış olan sanal zamandaki geçmişlerin üzerinden toplamı alınmalıdır. Bu geçmişlerde hehangi bir tekillik veya herhangi bir başlangıç veya son bulunmadığı için onlar içinde ne olduğu tamamen fizik yasaları tarafından belirlenir. Bu da sanal zamanda olan şeylerin hesaplanabileceği anlamına gelir. Ve eğer Evren' in sanal zamanda geçmişini biliyonsanız, gerçek zamanda nasıl davrandığını hesaplayabilirsiniz. Bu şekilde Evren' deki her şey hakkında kestirimde bulunabilecek tam bir birleşik teori bulmayı umabiliriz. Einstein, yaşamının son yıllarını böyle bir teori arayarak geçirdi. Böyle bir teori bulmadı; çünkü kuantum mekaniğine güvenmiyordu. Evren' in geçmişlerin toplamında olduğu gibi bir çok alternatif geçmişleri olabileceğini kabul etmeye hazır değildi. Hâlâ Evren için geçmişerin toplamını nasıl oğru dürüst yapılacağını bilmiyoruz, fakat bu işin sanal zamanı ve kendi üzerine kapanan uzay-zaman fikrini ilgilendireceğinden oldukça emin olabiliriz. Bu kavramların yeni nesle, Dünya' nın yuvarlak oması gibi doğal görüneceğini düşünüyorum. Sanal zaman hali hazırda bilim kurgunun bir kavramıdır. Fakat bilim kurgusal veya matematiksel hile olmaktan öte birşeydir. İçinde yaşadığımız Evren' i şekilllendiren bir şeydir".

(S. Hawking, KDVBE s: 85-86)

Evren, illa bir başlangıç ve sona mı sahiptir? Evren' in başlangıcı var mıdır? Bu varsayımdan asla vazgeçemez miyiz? Devam edelim. Evren' in bir sonu var mıdır? Bu son kaçıılmaz mıdır? Hawking, 1992 de yaptığı bir konuşmada felsefecilere ve bilim felsefecilerine ve bazı fizikçilere ilginç göndermeler yapar: " Onlar hala görelilik ve kuantum mekaniği gibi bu yüzyılın ilk yıllarının bilimsel kuramlarını tartışıyorlar. Fiziğin şimdiki keşif alanlarıyla bağlantı kurmamışlardır." diyor.

(Hawking, Karadelikler ve Bebek Evrenler ,s:47-48)

Büyük bir yıldız kütlesi ölence kara delik olmaktan başka seçeneği yoktur.

KARADELİK NASIL OLUŞUR?

"Güneş' in kütlesinin on katı kadar kütlesi olan bir yıldız düşünün. Yaklaşık bir milyar yıllık yaşam süresinin çoğunda yıldız oksijeni helyuma dönüştürererek merkezinde ısı üretecektir. Açığa çıkan enerji, Güneş' in yarıçapının yaklaşık beş katı kadar yarıçapı olan bir cisme dönüşerek yıldızı kendi kütlesel çekimine karşı desteklemeye yeterli basınç yaratır. Bu tür bir yıldızın yüzeyinden kaçış hızı, yaklaşık olarak saniyede 1000 kilometreden (1000 km/ s) olur. Yani yıldızın yüzeyinden saniyede 1000 kilometreden az bir hızla yukarıya doğru dik olarak ateşlenen bir nesne, yıldızın kütlesel çekim alanı tarafından geri çekilir ve yüzeye döner, bundan büyük bir hızla yola çıkan bir nesne ise sonsuzluğa kaçacaktır.

Yıldız, nükleer yakıtını bitirdiğinde dışa doğru basıncı koruyacak hiçbir şey olmaz ve yıldız kendi kütlesel çekimi nedeniyle çökmeye başlar. Yıldız büzüldükçe yüzeydeki kütlesel çekim alanı güçleniri ve kaçıp kurtulma hızı artar. Yarıçap otuz kilometrenini altına inene kadar kaçıp kurtulma hızı saniyede 300 bin kilometreye, yani ışığın hızına kadar artmış olur. O zamandan sonra yıldızdan yayılan herhangi bir ışık, sonsuzluğa kaçamaz; kütlesel çekim alanı tarafından çekilir. Özel görecelik kuramına göre, hiçbir şey ışıktan daha hızlı gidemez, bu yüzden eğer ışık kaçıp kurtulamazsa başka hiçbir şey kaçıp kurtulamaz.

Sonuç, bir karadelik olur: Kendisinden sonsuzluğa kaçıp kurtulmanın mümkün olmadığı bir uzay-zaman bölgesi. Karadeliğin sınırına olay ufku denir.

Karadelikler , yıldızların çökmesiyle oluşmamış da olabilir. Evren' in doğduğu büyük patlamadan kısa bir süre sonra varolduğuna inanılan sıcak yoğun ortamdaki yüksek derecede sıkışık bölgelerin çöküşüyle oluşmuş çok sayıda karadelik bulunabilir. Bir milyar ton ağırlığındaki bir bir karadelik, 10-13 santimetrelik bir yarıçapa sahip olur. Bu yarıçap, bir nötronunu veya protonun büyüklüğüdür. Karadelik, Güneş etrafında veya galaksinin merkezi etrafındaki bir yörüngede bulunabilir.

Karadelikler ile termodinamik arasındaki ilişki 1970 yılında ortaya çıktı. Olay ufku, bir karadeliğin sınırıdır. Karadeliğe bir madde veya ışıma düştüğünde olay ufkunun yani karadelik yüzeyinin artma özelliğinde olduğunu matematiksel olarak ortaya kondu. Ayrıca eğer iki karadelik çarpışır ve bir tek karadelik oluşturmak üzere kaynaşırlarsa, ortaya çıkan karadeliğin etrafındaki olay ufkunun alanı, orjinal karadeliklerin çevrelerindeki olay ufuklarının alanlarının toplamından daha büyüktür. Bu özellikler, karadelik ufkunun alanı ile termodinamikteki entropi kavramı arasında bir benzerlik olduğunu ifade eder. "Entropi, bir sistemin düzensizliğinin veya onun eşdeğeri olan kesin durumu hakkında bilgi eksikliğinin bir ölçüsü olarak düşünülebilir. Termodinamiğin ünlü ikinci yasası, entropinin her zaman zamanla arttığını söyler."

Karadeliklerin özellikleriyle termodinamiğin yasaları arasındaki benzerlikleri James M. Bardeen, Brandon Carter ve Stephen Hawking geliştirdi. Termodinamiğin ilk yasası, bir sistemin entropisindeki küçük bir değişikliğe, sistemin enerjisinde orantılı bir değişikliğin eşlik ettiğini söyler. Orantısallık gerçeği, sistemin sıcaklığı olarak isimlendirilir. Bardeen, Carter ve ben, bir karadeliğin kütlesindeki değişkliğin olay ufkunun alanındaki bir değişiklikle bağlantısını kuran benzer bir yasa bulduk. Burada orantılılık faktörü, yüzey kütlesel çekimi denen, olay ufkunda kütlesel çekim alanının gücünün bir ölçüsü olan nicelikle ilgilidir. Eğer olay ufkunun alanının entropiye benzer olduğu kabul edilirse, o zaman tıpkı ısısal dengedeki bir yapıda sıcaklığın her yerde aynı olması gibi, yüzey kütlesel çekiminin olay ufkunun her noktasında aynı olduğunun ortaya çıkacağı anlaşılır.Entropi ile olay ufkunun alanı arasında açıkça bir benzerlik varsa da bu alanın nasıl kardeliğin entropisi olarak tanımlanacağı bizim için açık değildi.... Can alıcı önermeyi, 1972 yılında- o zamanlar Princeton Üinversitesinde yüksek lisans öğrencisi olan- Jacob D. Bekenstein yaptı. Önerme şöyledir: Bir karadelik kütlesel çekim çökmesiyle yaratıldığında hızla yalnızca kütle, açısal moment ve elektrik yükü özellikleriyle tanımlanan durağan bir duruma geçer. Karadelik bu özellikler dışında çökmüş olan nesnenin başka bir ayrıntısını taşımaz. 'Bir karadeliğin saçı yoktur ' teoremi olarak bilinen bu sonuç Carter,Werner Israel, David C. Robinson ve benim tarafımdan kanıtlanmıştır

Karadelik, geçmişini ya da ata maddesini "hatırlamaz".

Kütle çekimi sonucu oluşan çökmede çok miktarda bilgi kaybı olur. Saçı yok teoremi bu anlama gelir.Yani bir karadeliğin durumu, onu oluşturmak üzere çöken maddenin madde ya da antimadde olmasına bağlı değildir; çöken maddenin küresel ya da çok düzensiz bir biçimde olmasına da bağlı değildir. " Bir başka deyişle belli bir kütlede, açısal momentte ve elektik yükündeki karadelik, maddenin çok sayıda farklı düzenlenişlerinin herhangi birinin çöküşüyle oluşmuş olabilir. Aslında eğer kuantum etkileri ihmal edilirse, karadelik son derece düşük kütlede sayısız parçacıktan bir bulutun çökmesiyle oluşmuş olabileceği için düzenleniş biçimi sayısı sonsuz olur.

Ancak kuantum mekaniğinin belirsizlik ilkesi m kütlesinde bir parçacığın h/mc dalga boyunda bir dalga gibi davranacağını belirtir Burada h Planck sabitidir.c ise ışığın hızıdır."

(Hawking KDVBE, s:104-105)

Peki karadelikler, nasıl ışın yayabiliyor?

Kuantum mekaniği, uzayın tamamının sürekli olarak çiftler halinde maddeleşen, ayrılan ve yeniden biraraya gelen ve birbirini yok eden "sanal" parçacık ve antiparçacık çiftleriyle dolu olduğunu bildirir. Gerçek parçacıklar, dedektörle gözlenebilirken, sanal parçacıklar gözlenemiyor. Ama dolaylı etkileri ölçülebiliyor. Hatta varlıkları uyarılmış hidrojen atomlarından yayılan ışığın spekturumunda yarattıkları küçük bir kaymayla ( "Kuzu Kayması" !?) doğrulanmıştır. Şimdi bir çift parçacık düşünelim. Bu çift, iki sanal parçacık olabilir, bir parçacık bir antiparçacık olabilir... Parçacıklardan birisi karadeliğe düşerek "ortağını" terkedebilir. Artık terkedilen "özgürdür", onu yokedecek olan karadeliğe düşmüştür. "Terkedilmiş" parçacık veya antiparçacık, ortağını izleyerek karadeliğe de düşebilir (özgür irade); ama hayır o, sonsuzluğa da uçabilir ve kurtulabilir. Gerçi o, karadelikten gelen ışıma olarak görünür; ama karadeliğe düşmemiş bir evren kuşu olarak da görünebilir.

Karadelikten kurtulmuş ışımanın öyküsü bu kadar değil. Ama gelin bir de karadeliğe düşmüş olanla ilgilenelim. Biraz felsefe ve matemetik soluklanması gerek. Şu antiparçacık kavramına yeniden dönelim. Bu gerçek ve simetrik parçacıklar, yük ve zaman yönü bakımından farklıdır. Şimdi karadeliğe düşen bir antiparçacık için konuşalım. Terkettiği ortağıyla farklı elektriksel yükte. Bu bir. İkincisi, bu antiparçacık, gerçek zaman içinde " geriye doğru" yol alan bir şeydir. Gerçek parçacıklar, zaman içinde ileri doğru yol alır. Çok açık ki normal parçacık sağ duyuya uyarken, sanal parçacık sağduyu dışıdır. "Böylece karadeliğe düşen antiparçacık, karadelikten çıkan fakat zaman içinde geriye doğru yol alan bir parçacık olarak düşünülebilir." Antiparçacık gider, gider ve parçacıkla buluşur, maddenin enerjiye, enerjinin maddeye dönüşme noktasıdır bu. Orada kütlesel çekim alanı parçacığa çarpar ve böylece zamanın yönü değişir ve zaman içinde ileriye doğru yol alır. (Hawking s: 107)

Kuantum mekaniği, bir parçacığın bir karadelik içinden kaçıp kurtulmasının olası olduğunu göstermiştir. Bunu basit bir anlatım olarak almamalısınız. Çünkü bu, olanaksızı olanaklı görmek ve bunu ispat etmektir. Ancak atom ve çekirdek boyutunda klasik ilkelerce olmaması gereken bir çok olay, kuantum mekaniği ilkelerine göre yorumlanınca olabilirlik düzeyine gelebilmektedir.

Tünel Olayı

" Bir karadeliğin etrafındaki engelin kalınlığı, karadeliğin büyüklüğüyle orantılıdır. Bu Cygnus X-1 de var olduğu varsayılan kadar büyük bir karadelikten çok az parçacığın kaçıp kurtuluabileceği fakat daha küçük kardeliklerden parçacıkların çok hızlı sızıp akabileceği anlamına gelir. Ayrıntılı hesaplamalar yayılan parçacıkların karadeliğin kütlesi azaldıkça hızla artan bir sıcaklığa karşılık gelen bir ısıl spektruma sahip olduklarını göstermektedir. Güneş' inki kadar kütlesi olan bir karadelik için sıcaklıkyalnızca yaklaşık mutlak sıfırın üzerinde bir derecenin onmilyonda biri kadardır. Bir karadeliği bu sıcaklıkta bırakan ısıl radyosyon Evrendeki gelen radyasyon zeminiyle tamamen süpürülür. Diğertaraftan, yalnızca bir milyar ton kütleli bir karadelik, yani kabaca bir proton büyüklüğünde ilksel bir karadelik 120 milyar kelvin derecesi kadar bir sıcaklığa sahip olurdu... Böyle bir sıcaklıkta bir karadelik, elektron-pozitron çiftleri ve fotonlar, nötrinolar ve gravitonlar gibi sıfır kütleli parçacıklar yaratabilecektir. Bir ilksel karadelik, altı büyük nükleer enerji istasyonununun çıktısına eşdeğe 600 megavat hızla enerji yayardı. Bir karadelik, parçacık yayarken kütlesi ve büyükylüğü düzenli olarak azalır. Bu daha fazla parçacığın dışarıya tünel açmalarını kolaylaştırır ve böylece ışıma, karadelik kendisini varlık durumu dışına çıkaran bir ışıma yapana kadar hızla devameder. Uzun vadede Evrendeki her karadelik bu şekilde buharlaşacaktır. Ancak büyük bir karadelik için bununu alacağı zaman aslında çok uzundur: Güneş' inki kadar kütlesi olan bir karadelik yaklaşık on üzeri altmışaltı yıl yaşayacaktır.

(S:Hawking 107-112)

"Kuantum mekaniği, m kütlesindeki bir parçacığın h/ mc dalga boyunda bir dalga gibi davranabileceğini belirtir. Bir parcacık bulutunun bir karadelik oluşturmak üzere çökebilmesi için, bu dalga boyunun oluşacak karadeliğin büyüklüğünden daha küçük olması gerekir. Bu nedenle, belirli bir kütle, açısal moment ve elektrik yükünde bir karadelik oluşturabilecek düzenlenişlerin sayısının çok büyük olsa da sonlu olabileceği anlaşılır." Karadelik olay ufkunun yüzeyiyle orantılı olan sonlu bir entropiye sahip olursa, yüzey kütlesel çekimiyle orantılı sonlu bir sıcaklığa sahip olması gerekiyordu. "Bu da karadeliğini sıfırdan farklı bir sıcaklıkta ısıl radyasyonla dengede olabileceği anlamına gelirdi. Ama klasik kavramlara göre böyle bir denge mümkün değildir. Çünkü karadelik üzerine düşen herhangi bir radyasyonu soğuracaktır, fakat tanımı gereği karşılık olarak herhangi bir şey yaymayacaktır" (s:106) Hawking' in yukardaki paragrafta kullandığı " klasik kavramlar" terimine dikkat ediniz. Çünkü o bizi yeni bir düşünce dünyasına davet ettiğini hatırlatmak istiyor. Gerçi Schrödinger' in Kedisi örneğinde olduğu gibi bir çok olayda olabilirlik kavramına alıştık.

Şimdi Hawking, gidip te gelinmeyen gayya kuyusundan sağ çıkılabileceğini anlatacak. 1974 yılının başları. "O zamanlar herkes gibi ben de karadeliklerin bir şey yayamayacağı hükmünü kabul ediyordum." " Çok şaşırmıştım ama karadelik düzenli bir hızla parçacık yayar göründü." " Bu nedenle utanç verici etkiden kurtulmak için çok uğraştım. O, gitmeyi reddetti ve sonunda kabul etmek zorunda kaldım. Sonunda bunun gerçek bir fiziksel süreç olduğu konusunda beni ikna eden şey, dışa giden parçacıkların kesinlikle ısıl bir spektruma sahip olmaları oldu: karadelik, tıpkı yüzey kütlesel çekimiyle orantılı ve kütleyle ters orantılı bir sıcaklıktaki sıradan bir nesne gibi parçacık yaratıp yayar. Bu, Bekenstein ' in karadeliğin sonlu bir entropiye sahip olduğu tezini tam olarak tutarlı kıldı, çünkü bu bir karadeliğin sıfırdan farklı sonlu bir sıcaklıkta ısıl dengede olabileceği anlamına geliyordu."

(Karadelikler ve Bebek Evrenler s:106)

Zamanın Kısa Tarihi adlı Bestseller

8 Ocak 1942 . İkinci Dünya Savaşı, tüm hızıyla sürüyor. Tarihin önemli günlerinden biri olsa gerek! Çünkü bu tarihten üçyüz yıl önce Galile ölmüştü. Raslantıya bakın aynı tarihte Stephen Hawking dünyaya geldi. Birinci sınıf burslu bir öğrenci olarak Oxford'a girdi. Oraya alınanların çoğu özel okullardan gelen erkek öğrencilerdi.

Yaşıtlarından biri, o yılların Oxford' unu şöyle anlatıyor: " Biz Oxford' a geldiğimizde sıradan olmayan kişiler kürek çekiyor ve asla blujin giymiyordu. Biz ayrıldığımızda sıradan olmayan kişiler asla kürek çekmiyor ve blujin giyiyordu" (SH Yaşamı, Kuramı s:55)

İnek öğrenci , Oxford' dan Miras.

Hawking için dersler sıkıcıydı. Çünkü sorular " vasattı". Özellikle fizik ve matemaktik soruları.

1960' ların Oxford' unu bakın nasıl anlatıyor:

"O zamanlar Oxford' daki egemen tavır, çalışmaya çok karşıydı. Ya çaba göstermeden parlak olduğunuz kabul ediliyor ya da sınırlılıklarınızı kabul etmeniz ve bir dördüncü sınıf not almanız bekleniyordu. Daha iyi bir not almak için fazla çalışmak gri adam olmak, Oxford sözlüğüne göre en kötü vasıf sayılan inek olmaktı" 19 yaşındaydı, kürek klübüne girdi ve inek liseli, kazandığı fizik ödülü ve onu izleyen içkili yemeklerde kendini göstermeye başladı. Arkadaşlarıyla birlikte duvar yazılarına çıktı: "Oyunuzu liberallere verin" diye yazdılar. Paylaştıkları kahraman , zamanlarının entellektüel devi Bertnard Rusell 'di. (age s:17)

" Onun biyografisini yazanlar şöyle diyor: " Stephen, politik görüşlerinde hiçbir zaman aşırı olmadı; fakat politikaya ilgisi ve sola sempatisi onu hiç terketmedi" (s:20)

"Oxford kolej binaları, herbirinin ortasında çevresini patikaların dolandığı çim alanların yeraldığı avluların etrafına inşa edilmişti. Avlulardan binalara merdivenlerle çıkılıyor ve öğrenci odaları her merdivenin sonundaki katlarda bulunuyordu. Odaların temizliğini öğrenciler kendileri yapar, öbür işleri ise kolej hizmetlileri ya da hademeler yerine getirirdi. Ayrıca hademeler, uyku sersemi genç bayların ve yalnız bayanların kilitli bir yemekhaneyle karışlaşmalarını önlemek için 8.00 ile 8.15 arası kahvaltı etmelerini sağlamakla da yükümlüydüler. Hademeler öğrencilere "bayım" veya seslerine bir küçümseme havası vermek istiyorlarsa " bay flan filan" diyi hitap ederlerdi. Onlara ise soyadlarıyla hitap edilirdi-uşaklık raconuna uygun olarak. "

( age S: 53-54)

Oxford biterken Hawking, birinci ile ikinci onur derecesi arasındaydı. Cambridge' de doktora yapmak istiyordu;başvurusunu yaptı. Dönemin en ünlü astronomu olan Fred Hoyle' nin öğrencisi olmak isityordu. Sonra onu bir bilimsel toplantıda belki kasıtlı olarak rezil edecek bir tavır sergiledi. Geleceğinin belirlenmesi için sözlü sınava girmesi gerekliydi. Onun üniversitedeki genel imajı şöyleydi: dağınık, tembel görünüşlü, ciddi şekilde çalışmaktansa içki içmeyi ve eğlenmeyi seven biri ... Kendisi de bunun bilincindeydi, ama gücünün de farkındaydı. Sınav başkanı ondan gelecek için planlarını anlatmasını istedi. Hawking, fırsatı kaçırmadı: "Eğer bana birinci onur derecesi verirseniz Cambridge' e gideceğim; eğer ikinci onur derecesi olursa Oxford' da kalacağım, bu nedenle bana birinci onur derecesi vereceğinizi umarım." dedi. Verdiler. (s:63)

Onun inatçılığını gösteren bir başka olay, Fred Hoyle ile bir Royal Society toplantısında giriştiği tartışmadır.

Kibirlenme...

Fred Hoyle, Cambridge Üniversitesinin fizik bölümünde evrenin kökeni konusundaki fikirleriyle tanınan ünlü bir profesördü. Hoyle, eski bir yazardı; medyayı yönlendirmede çok ustaydı ve ara sıra kanıtlanmamış ve referansı olmayan kuramları açıklayan bilimcilerden biriyidi. Tanıtım, onun için son derece önemliydi. Ama Hoyle, bu gösteriçi rolünü oynarken, doğal olarak herkesle tartışmaya giriyor; hiç kimseyle dost olamıyordu. Gelelim Hoyle ile Hawking'in tartışmasına.

Hoyle, seçilmiş öğrenci gruplarına denetmen olarak da çalışıyordu. Onun sorumluluğunda olan öğrencilerden biri de Hawking' in çalışma odasının bitişiğindeki Jayant Narlikar idi. Narlikar, araştırma malzemelerini Hawking' le paylaştı.

1962 sonunda İngiltere' nin güneyi karla kaplıydı ve Hawking' deki sakarlıkların arttığı günlerdi. Konuşmadaki peltekliğin arttığını ve bir hastalığını açık belirtilerini epeydir kendisini görmeyen ailesi de farketmeye başladı. Yılbaşı gecesi bardağa şarap koyarken zorlandığı ve sıvının çoğunu bardak yerine masa üzerine dökmeye başladığı gözleniyordu. 1962 yi 1963 e bağlayan bu gecede Jane Wilde adındaki lise son sınıf öğrencisi bir bayanla tanıştırıldı. Jane, yirmibir yaşındaki Cambridge' li doktora öğrencisini büyüleyici ve kişiliğini biraz ekzantirik bulmuş ve hemen onun cazibesine kapılmıştı. Jane, tam 25 yıl Hawking' in eşi olacak ve üç çocuk doğuracaktı.

King's College' deki konuşmalar sırasında Roger Penrose, meslektaşlarına bir karadeliğin merkezinde bir uzay-zaman tekilliği fikrini anlatmıştı. Bu herkesi etkilemişti. Cambridge' den geri dönerken ikinci sınıf bir tren kompartımanında Penrose' un söyledikleri tarıtışılıyordu. Hawking birden tam karşısında oturan Sciama'ya dönerek " Penrose' un tekillik kuramı tüm evrene uygulansa ne olacağığını merak ediyorum " dedi. Hawking, artık göklere doğru sıkı bir seyahata başlıyordu. Yirmi üç yaşında o artık "doktor Hawking" diye çağrılıyordu.

Havalı Hoyle, yaklaşık yüz kişiye bir konuşma yaptı. Sonunda sıcak bir alkış da aldı. Bu sahneyi sohbetler izledi. Hoyle, büyük olasılıkla dudak bükerek " sorusu olan var mı" diye sordu. Bu soru, onun kibirli ve reklamcı karakterini açığa çıkarmaya yetecekti.

Hawking, bastonuna tutunarak yavaşça doğruldu.

Salon sessizleşti.

Hawking : " Sizin sözünü ettiğiniz nicelik sapar" dedi.

Ortalık buz kesti. Dinleyenler mırıldandı, homurdandı; dinleyenler herkese karşı saygılı olmak için çalışıyordu.

Hoyle ne diyebilirdi? "Hiç de sapmıyor" diye yanıt verdi.

Hawking : " Sapıyor" dedi.

Hoyle durakladı ve bir dakika odayı gözlemledi.

Dinleyiciler mutlak bir sessizlik içindeydi.

"Nereden biliyorsun" diye sordu Hoyle.

Hawking ,"Çünkü onun üzerinde çalıştım" dedi.

Odada alaylı bir gülme oldu. Bu, Hoyle’un duymak istediği son şeydi. Hoyle, genç zıpçıktıya kızgındı

(SH Yaşamı, Kuramı ve Son Çalışmaları s:77-78)

Büyük bir yıldız kütlesi ölence kara delik olmaktan başka seçeneği yoktur.

Karadelikler

Bir yıldız,hemen tüm yaşamı boyunca kendini büzmek isteyen öz çekimine karşı koymak için enerji harcar. Yıldızın yaşamında kendisin oluşturan gaz bulutunun yoğunlaşmasında olduğu gibi,çekirdek enerjisi kaynağının her tükenişinde,yıldızın yeniden büzülerek kendisinden yeniden enerji aldığı zamanlarda,bu etki birçak kez,önemli bir rol oynar. Bu, hafif bir yıldızın beyaz cüce haline geçişini ya da daha ağır bir yıldızın yüreğinin nötron yıldızı aşamasına geçişini gösteren bir gravitasyon çöküntüsüdür. Birinci halde sistemi sonunda kararlı bir duruma getiren,elekton gazının basınca,ikinci halde ise nötron gazının basıncıdır. Demek ki nötronların birbiriyle temasında yaptıkları basınç,yıldızın kütlesi Güneş’inkinin 2-3 katını aştığı zaman gravitasyona dayanacak kadar fazla değildir. Her türlü yanlış anlamayı önlemek için anımsatalım ki, bu kütle, başlangıçtaki yıldızın kütlesi değil,yüreğin kütlesidir ve bu yürek,bir süpernovanın patlaması ile dış tabakaların fırlatılmasından sonra geri kalan kısımdır.Gelişmelerinin sonunda,yürek kütlelerinin bu kadar büyük kalabileceği yıldızların gerçekten varolup olmadıkları bilinmiyor;ama bu akıl almaz bir şey değildir,çünkü kütlesi Güneş’inkinin yüz katı düzeyinde faaliyet halinde olan yıldızlar biliyoruz. Öyleyse böyle bir durum meydana geldiği zaman süreç, bir nötron yıldızının oluşmasıyla son bulacak değildir. O zaman ne olacaktır?

Eğer basınç, çöküşe dayanacak güçte değilse,yıldızın yarıçapının yavaş yavaş küçülmesi beklenebilir. 1939’da Oppenheimer ve Snyder’in yaptıkları kuramsal hesapların önceden bildirdiği de gerçekten budur. Ama yarıçap azaldıkça yıldızın içinde ve yüzeyinde etkisini gösteren gravitasyon kuvveti gittikçe artar. O kadar ki belli bir büzülme derecesinde,genel göreliliğin etkileri üstün gelir.

Newton kuramının önceden bildirdikleri ile genel göreliliğin verdiği bilgiler arasındaki farkın ne olduğunu görmek için yıldızın yüzeyindeki kaçış hızını düşünelim( bilindiği gibi bir yıldızın yüzeyinden yukarıya doğru bir füze fırlatıldığında kaçış hızı denilen bir hız vardır ve füze bu hızı aştıktan sonra yıldızın çekiminden kurtulabilir). Bu hız,Yeryüzü için saniyede 11 kilometredir.yapay uyduların,yerçekiminden kurtulabilmeleri için aşmaları gereken hız sınırı budur. Newton kuramı çerçevesinde yüzeydeki çekimin şiddeti ne olursa olsun kaçış hızı daima sonludur ve dışardan gelen cisimleri ya da yıldızdan gelen ışığı almak her zaman olanaklıdır.

Tersine genel görelilik kuramında,bir engel oluşturan kritik bir yarıçap vardır; bu engel aşılınca,yıldızın gravitasyon özellikleri altüstü olur. Yıldızın yarıçapı bu kritik değerin altına düşerse artık kaçış olamaz ve hiçbir parçacık yıldızdan kaçıp kurtulumaz. Fotonlar,yani ışık ışımasını oluşturan parçacıkların kendileri de gravitasyona bağlı olduklarından, onlar da yakalanmışlardır,öyle ki artık yıldızdan dışarı doğru hiçbir ışıma kaçıp kurtulamaz. Güneşinkine eşit bir kütle için bu kiritik yarıçap,aşağı yukarı 3 kilometredir ve yıldızın kütlesi ile orantılı olarak değişir.

Kritik yarıçapın altına çöken bir yıldız,karadelik adını alır. Bu demektir ki böyle bir cisme gönderilen hiçbir şey artık ondan kurtulup geri gelemez. Öyleyse bu, kapkaradır,çünkü hiçbir ışık yaymaz ve hiçbir ışığı yansıtamaz.

Çöken yıldızın yüzeyinde bulunan bir gözlemci düşünülürse, kritik yarıçapa geçişte onun gözüne çarpan hiçbir şey yoktur. Tersine, uzak bir gözlemcinin bakış noktasından ise altüst edici sonuçlar meydana gelir. Yıldızın çok çabuk söndüğü görülür,çünkü kendi fotonlarını tutar. Bununla birlikte dış cisimler üzerinde bir gravitasyonal etki göstermekte devam eder. Gökbilimcilerin,kütlesi örneğin Güneş’inkinin on katı olan böyle içe doğru patlayan bir yıldızın çevresinde dönen bir gezgen üzerinde bulunduklarını varsayalım. Bunlar, saniyenin binde birinden az bir zamanda “güneş”lerinin ışığının birdenbire onda bire düştüğünü ve bu tempo ile kararmakta devam ederek hızla görünmez hale girdiğini gözleyeckelerdir. Bu bunalım geçince hayali gökbilimcilerimiz artık günşelerini bir daha hiç görmeyeceklerdir;ama onun daima varolduğunu bileceklerdir,çünkü gezgenleri Kepler yasalarına göre dönmesini sürdürdüğünden,odağında karanlık bir nokta bulunan gezgen yörüngeleri olduğu gibi kalacaklardır.

Doğada kara deliklerin gerçekten bulunup bulunmadığını nasıl bilebiliriz? Daha nötron yıldızları konusunda kuramal olarak varlığı önceden kestirilmiş olan bir gök cismini kabul edebilmek için pulsarların periyodik ışıması gibi hemen hemen hiç beklenmedik harika bir görüngü gerekmişti. Karadelekler konusunda böyle bir mucize hiç de beklenemez,çünkü bunlar ışımazlar (gerçi dönüş halindeki karadelikler üzerinde yapılan son kuramzsal araştırmalar,böle bir durumda, görüngülerin daha karmaşık olabileceklerini göstermiştir). Bir karadelik,asıl varlığını,kendini çevrelyen cisimler üzerinde gösterebileceği gravitasyonal çekim ile belli edecektir. Karanlık bir merkez etrafında dönen bir yıldızın gezgen hareketinin açığa çıkarılyması,oldukça elverişli koşullar içerisinde,bir karadeliğin varlığını ileri sürmemize olanak sağlayabilecektir. İlk kuşak yıldızlarının sık sık büyük bir kütleleri olsaydı ki bunun böyle olduğunu düşünmek için nedenler vardır,karadeliklerin pek yaygın bir şekilde bulunabilmeleri bile olanaklı olabilecekti. Bu da galaksilerdeki maddenin yoğunluğu üzerinde yapılabilen değerlendirmeleri etkileyecekti(Bir karadelik olağan bir yıldızla bağlı bir çift meydana getiriyorsa, atmosferinin bir bölümünü koparabilir. Karadelik üzerine düşen bu atmosfer,x ışınları yaymaya elverişli hızlara ulaşabilir. Bu, bir karadeliğin varoluşunu söyleyebilmemize olanak sağlayabilecek en elverişli koşullardan biridir). Tam oluştuğu anda bir karadelik şans eseri olarak çekim dalgalanmaları ile yakalanabilir. Gerçekten de büzülme sırasında bir cismin elektromanyetik dalgalara benzeyen ve yayılışı bütün çevrediki uzayda ağırlığın bir değişimi ile gözlenebilen dalgalar yayınlar. Gravitasyon dalgalarını yakalamaya yarayan deneyler,önce Birleşik Devletlerde ve şimdi biraz,dünyanın her yanında yapılmaktadır ve öyle görünüyor ki bu deneylerden çok şeyler bekleyebiliriz. Bununla birlikte elde edilen sonuçlar henüz sadece bir başlangıç sayılabilir.

Böylece yıldızlar mezarlığında üç sıra kabir (mezar) yer almaktadır: beyaz cücelerin,nötron yıldızlarının ve karadeleklerin mezarları. Ama sonuncusunun içerisinde ölüler bulunup bulunmadığını henüz bilmiyoruz.

(Roland Omnes,Evren ve Dönüşümleri, Onur Yayınları, s: 169-173)

 EİNSTEİN: "Karadeliğin Gönülsüz Babası"

Herkes kara delikleri duymuştur. Haşmetli bir yılıdız ölünce uzayla zamanın birleştiği ölü bir ana hoş geldiniz.

Jeremy Bernstein' in yazısından (çoğu aynen.)..

Einstein' in kütle çekim denklemleri karadelik anlayışının temelini oluşturur; ancak ilginç olan Einstein' in bu denklemleri, karadeliklerin varolamayacağını kanıtlamak için kullanmasıdır.

Einstein 1939' da Annals of mathematics adlı dergide Çok Sayıda kütleden Oluşan Küresel Simetrik Durağan Bir Sistem Üzerine adlı bir makale yayınladı. Einstein bu makalesinde karadeliklerin, yani çok yoğun olduğu için içinden ışığın bile kaçmasını öneleyen göksel cisimlerin bulunamayacağını belirtiyordu. Bunun için de kendisinin 1916' da yayınladığı genel görelilik ve kütleçekim kuramını kullandı. İlginç olan şu: Bu kuram, karadeliklerin yalnızca olası değil, aynı zamanda birçok gökcismi için kaçınılmaz olduğunu göstermek için kullanılan kuramdır. Einstein' in karadelikleri reddinden birkaç ay sonra, ona atıfta bulunmadan J. Robert Oppenheimer ve öğrencisi Snyder ,Sürekli Kütleçekimsel Büzülme adlı bir makale yayınladılar. Bu çalışma, Einstein' in görelilik kuramını modern fizikte ilk kez karadeliklerin nasıl oluştuğunu göstermek için kullanıyordu. Eğer basınç, çöküşe dayanacak kadar güçlü değilse, yıldızın yarıçapının yavaş yavaş küçülmesi beklenir. 1939' da Oppenheimer ve Snyder' in yaptıkları kuramsal hesapların söylediği de işte buydu. Einstein denklemlerinin çözümlerinin bir karadeliği belirten ilk açık örneği bu çalışmaydı. Burada örnek çöken bir toz bulutuyla ilgili olarak verilmişti. İçeride bir tekillik bulunmakla birlikte bu, olay ufku ile çevrili olduğu için dışarıdan görülemez. Bu ufuk, kendi içerisindeki olayların, dışarıdaki sonsuza sinyal gönderemediği bir yüzeydir.

Einstein, kuantum istatistiğini yaratırken, o zamanlar pek tanınmayan Hintli fizikçi Satyendra Nath Bose’ den Haziran 1924' te aldığı bir mektuptan etkilendi. Bose' nin mektubuyla birlikte, bir İngiliz bilim dergisinin reddettiği bir makale metni de geldi. Einstein, makaleyi okuduktan sonra, Almanca'ya çevirdi veprestijli bir fizik dergisine postaladı. Einstein neden makalenin önemli olduğunu düşündü?  20 yıl boyunca elektromanyetik ışımanın doğasıyla uğraşıyordu, özellikle çeperiyle aynı sıcaklıktaki bir kabın içine sıkıştırılmış ışımayla.Yüzyılın başında Alman fizikçi Max Planck, bu "siyah cisim" ışımasının farklı dalga boylarının ya da renklerinin genlikle nasıl değiştiğini tanımlayan matematiksel bağıntıyı bulmuştu. Işıma sektrumunun (tayfının) biçiminin, kabın çeperlerinin yapıldığı maddeden bağımsız olduğu anlaşıldı. Işımanın sadece sıcaklığa bağlı( siyah cisim ışımasının bir örneği bütün evrenin kabın yerine geçtiği bir durumda büyük patlamadan arta kalan fotonlardır. Bu fotonların sıcaklığı 2. 7260002 Kelvin olarak ölçülmüştür).

Bose, az çok raslantıyla siyah cisim ışımasının istatistiksel mekaniğini hesap etmiş oluyordu. Yani Bose, Planck yasasını, matemaktiksel olarak kuantum mekaniğinden çıkarmıştı. İşte bu çıkarım Einstein' in ilgisini çekişti. Ancak o, Einstein olarak olayı bir adım ileri götürdü. Bose' nin fotonlar için kullandığı yönteme benzer bir yolla, ağır moleküllerin gazının istatistiksel mekaniğini incelemede kullandı. Planck yasasının benzerini bu durum için türetti. Böylece ilginç bir şey buldu: parçacık gazı, Bose-Einstein istatistiğine uygun olarak soğutulursa, belli bir kritik sıcaklıkta bütün moleküller, aniden kendilerini dejenere ya da tekil duruma toplarlar. Bu durum Bose- Einstein yoğunlaşması diye anılır( Bose' un bununla bir ilgisi olmasa da).

İlginç bir örnek helyum gazıdır. Helyum gazı, 2.18 Kelvinde acaip özellikler gösteren süper akışkan (sürtünmesiz akışkanlık) sıvıya dönüşür. 1995 yılında Amerikalı araştırmacılar, başka atom çeşitlerini 1 kelvin derecenin birkaç milyarda birine kadar soğutmayı başardılar. Buna karşın her gaz, bu yoğunlaşmayı göstermiyor. 1925' te Einstein, yoğunlaşma üstüne makalelerini yayımladıktan hemen sonra, Avusturyalı fizikçi Wolfgang Pauli, proton, nötron, elektron gibi ikinci parçacık sınıfının aynı nitelikleri taşımadıklarını gösterdi. Bu sınıftan özdeş iki parçacığın, örneğin iki elektronun aynı kuantum durumunda bulunamayacağını keşfetti. 1926' da Enrico Fermi ve P.A.M. Dirac, Bose- Einstein istatistiğinin benzerini yaratarak parçacıkların kuantum istatistiğini buldular. Pauli ilkesine göre bu parçacıklar düşük sıcaklıkta en çok yoğunlaşmalıydılar. Eğer elektron gazını sıkıştırıp düşük sıcaklığa kadar soğutursanız ve hacmini küçültürseniz, elektronlar birbirlerinin yerlerini istila etmeye başlar. Ancak Pauli' nin ilkesi bunu yasaklamıştır, dolaysıyla ışık hızına yaklaşan hızlarla birbirlerinden uzaklaşırlar. Elektronlar ve diğer Pauli parçacıkları için bu kaçan parçacıklar tarafından yaratılan basınç- dejenereyik basıncı- gaz, mutlak sıfıra kadar soğutulsa da devam eder. Bunun elektronların birbirlerini elektriksel olarak itmeleriyle bir ilgisi yoktur. Çünkü hiçbir yükü olmayan nötronlar için de aynı şey geçerlidir. Bu, saf kuantum fiziğidir.

Peki kuantum istatistiğinin yıldızlarla ilgisi ne? Yüzyılın başında gökbilimciler, küçük ve belirsiz olan tuhaf bir yıldız sınıfı tanımlamaya başladı: Beyaz Cüceler. Bunlar Güneş' le aynı kütleye sahipti; ışığının 360 da birini yayan en parlak yıldız olan Sirius' a eşlik eden yıldızlardı. Beyaz cüceler muazzam derecede yoğun olmalıydı. Sirius' un eşi sudan 61 bin kat daha yoğundu. neydi bu garip gök cisimleri? İşte burada Sir Arthur Eddington devreye giriyor. Sir Eddington, kimileri için yanlış sebeplerle kahramandı. 1944' te ölen Eddington, evren hakkındaki önemli her şeyin insanın kafasında neler döndüğü araştırılarak anlaşılabileceğine inanan bir yeni- Kantçıydı ve bununla ilgili popüler kitapları vardı. Eddington, Einstein' in uzak yıldızlardan gelen ışığı Güneş' in eğdiği yolundaki görüşünü doğrulayan iki araştırmacıdan biriydi. 1926' da yayınladığı klasik kitabının başlığı olan Yıldızların İç Yapısı konusunun anlaşılmasını sağlayan araştırmalara öncülük etti.

Eddington 1924' te beyaz cüceyi sıkıştıran kütleçekim basınıcının elektronları protonlardan ayırdığını öne sürmüştü. Atomlar bu şekilde "sınırlarını" kaybedecekler ve belki de küçük, yoğun bir pakete sıkıştırılacaklar. Böylece Pauli dışarlama ilkesine göre elektronların birbirini geri tepmesiyle oluşan, Fermi- Dirac dejenerelik basıncının etkisiyle cücenin çökmesi duracak. Beyaz cücelerini anlaşılması 1930' da henüz 19 yaşındaki bir gencin Subrahman Chandraekhar ' ın çalışmalarıyla ilerledi. Chandrasekhar, İngiliz fizikçi R.H.Fowler’ in kuantum istatistiği, Eddington' un yıldızlar üzerine kitaplarını okumuş, beyaz cücelerden büyülenmişti. Fowler ile çalışmak üzere Cambridge Üniversitesi' ne gidiyordu. Eddington da oradaydı. Yolda giderken zaman geçirmek için kendi kendine sordu: Bir cüce kendi kütleçekiminin etkisiyle çökmeden önce ne kadar ağır olabilirdi; bu ağırlığın bir üst sınır var mıydı. Yanıtı bir devrim başlattı.

Bir beyaz cüce, elektriksel olarak yüksüzdür. Öyleyse herbir elemktronu için ondan yaklaşık iki bin kat ağırbir de proton bulunması gerekir. Sonuç olarak, protonlar kütleçekim basıncının yükünü karşılamalıdır. Eğer beyaz cüce çökmüyorsa, elektronların dejenerelik basıncı ile protonların kütleçekimi dengelenmelidir. Bu denge, proton sayısını ve bu nedenle de cücenin kütlesini sınırlar. Bu maksimum kütle değeri Chandrasekhar limiti olarak bilinir ve Güneş' in kütlesinin 1.4 katına eşittir. Bundan daha büyük kütleli bir cüce, durağan olamaz. Chandrasekhar' ın buluşu Eddington' u tedirgin etti. Yıldızın kütlesi, Güneş kütlesinin 1.4 katından büyük olursa ne olur? Yanıttan hoşnut kalmadı. Yıldızın yoğunlaşarak cüceye dönüşmesini önleyen bir mekanizma yoksa ya da Chandrasekhar' ın sonucu doğruysa, büyük kütleli yıldızlar kütle çekimi olarak bir bilinmeyene düşüp siliniyorlar. Eddington bunu dayanılmaz buldu ve Chandrasekhar' ın kuantum istatistiğini kullanışını eleştirmeye ve değiştirmeye karar verdi. Bu eleştiri Chandrasekhar' ı yıktı. Ancak onun imdadına Danimarkalı fizikçi Niels Bohr yetişti. Bohr, Eddington' un yanlış olduğunu söyledi ve dikkate almamasını istedi.

Einstein, kendi denklemlerinin çözümlerini bulmak için cok da çaba harcamamıştı. Maddenin etrafındaki kütle çekimini ele alan bölüm tamamlanmıştı. Çünkü kütle çekimi bir parçacığın bir eğri boyunca bir noktadan başka bir noktaya gitmesini sağlayarak zaman ve uzay geometrisini değiştirmekteydi. Einstein için daha önemli olan şey, kütleçekiminin kaynağı olan maddenin sadece kütle çekim denklemleriyle açıklanamamasıydı. Einstein bulduğu denklemlerin tamamlanmamış olduğunu düşünüyordu. Yine de yıldızlardan gelen ışığın bükülmesi gibi etkileri yaklaşık hesaplayabiliyordu. 1916' da Alman gökbilimci Karl Schwarzschild’ in bir yıldızın yörüngesindeki bir gezgen gibi gerçek bir duruma uyarlanabilen kesin bir çözüm bulması Einstein' i etkilemişti. İşlemler sırasında Schwarzschild rahatsız edici bir şey farketmişti. Yıldızın merkezinden belli bir mesafede matematik anlamsızlaşıyordu. Şimdi Schwarzschild yarıçapı denen bu uzaklıkta zaman siliniyor ve uzay sonsuz oluyordu. Yani denklem matematikçilerin deyişiyle tekil oluyordu. Bu yarıçap, çoğunlukla cismin yarıçapından küçüktür. Örneğin Güneş için bu yarıçap 3 km. Bunun yanında 1 gramlık bir bilye içinse 10üzeri-28 cm. Schwarzschild, yılmadı. Bir yıldızın basitleştirilmiş bir modelini yaptı ve kritik yarıçapa kadar çökmesi için sonsuz bir basınç gradyanı gerektiğini gösterdi. Böylece, bulduğu tekilliğin pratik bir sonucunun olmadığını söyledi. Ancak bu tartışma herkesi yatıştırmadı. Einstein çok rahatsız oldu. Çünkü yıldız modeli görecelik kuramının belli teknik gereksinimlerini karşılamıyordu. Ta ki 1939 yılına dek konu küllenmiş olarak kaldı.

Einstein' in 1939'da yayınladığı makale şöyle diyordu: " Bu makalenin temel sonucu, Schwarzschild tekilliğinin neden fiziksel gerçeklikte yerinin olmadığının anlaşılması olmuştur."

Başka bir deyişle karadelikler varolamaz.

Einstein, küresel yıldız kümesine benzer, birbirinin çekimi etkisinde dairesel yörüngelerde hareket eden küçük parçacıklar toplamına dikkatini verdi. Sonra böyle bir şekillenmede yıldızın kritik yarıçapla kendi çekimi altında durağan bir yıldıza çöküp çökmeyeceğini sordu. Sonuç olarak bunun olamayacağına karar verdi; çünkü yıldızlar böyle bir büyük çaplı şekillenmelerini durağan tutmak için ışık hızından daha hızlı hareket etmek zorunda kalacaklardı. Aslında Einstein' in açıklaması doğru olsa bile konuyla ilgili değildir Çünkü kritik yarıçapa çöken bir yıldızın durağan olup olmaması farketmez. Yıldız nasıl olsa yarıçaptan daha küçük mesafelere çökmekte.

Einstein bu araştırmalarını yaparken Kaliforniya' da tamamiyle farklı bir girişim ilerlemekteydi.

Oppenheimer ve öğrencileri karadeliklerin çağdaş kuramını yaratmaktaydılar. Karadelik araştırmalarıyla ilgili garip olan şey, tümüyle yanlış olduğu anlaşılan bir fikirden esinlenmesiydi. 1932' de İngiliz fizikçi James Chadwick, atom çekirdeğinin elektrikçe yüksüz bileşeni olan nötronu buldu. Ardından nötronların beyaz cücelere alternatif olabileceği spekülasyonları başladı. Özellikle Kaliforniya teknoloji Enstitüsü' nden Fritz Zwicky ve parlak Sovyet teorik fizikçisi Lev Landau başta olmak üzere. tartışmalarına göre, yıldızın kütle çekimi basıncı yeterli derecede artınca, nötron oluşturmak üzere bir elektronla bir proton reaksiyona girebiliyor. Zwicky haklı olarak bu işlemin süpernova patlamalarında gerçekleştiğini tahmin etti; sonuç olarak nötron yıldızları bugün pulsar olarak tanımlanıyor. O sıralarda, olağan yıldızlarda enerji üretmek için bugün bilinen mekanizma bilinmiyordu. Bir çözüm, nötron yıldızını olağan bir yıldızın ortasına yerleştirmekti. Günümüzde pekçok astrofizikçi, karadeliklerin kuasarları güçlendirdiğini benzer olarak tahmin ediyorlar. Bu durumda akla şu soru geliyor: Chandrasekhar kütle limitinin bu yıldızlar için karşılığı nedir? Bu yanıtı belirlemek beyaz cüceler için bir limit bulmaktan daha zor. Bunun nedeni ise nötronların hala tamamıyla anlayamadığımız nitelikte bir kuvvet aracığlığıyla etkileşmeleri. Kütleçekimi bu kuvvetin üstesinden gelebiliyor ancak kesin bir kütle limiti ayırıntılara duyarlı. Oppenheimer, öğrencileri Robert Serber ve Geogre M. Volkoff' la birlikte bu konuda iki makale yayımladı ve nötron yıldızları için bulunan kütle limitinin Chandrasekhar' ın beyaz cüceler için olan limitiyle karşılaştırılabilir olabileceği sonucuna vardı. Bu makalelerden ilki 1938' de, ikincisi 1939' da yayımlandı. Oppenheimer tam olarak, Eddington' unun beyaz cüceler hakkında düşündüğü şeyi sorgulamaktaydı: Eğer kütle limitini aşan kütleye sahip bir yıldız çökerse ne olur? Oppenheimer ve öğrencileri, 5000 km uzakta oldukları için Einstein' in 1939' ka karadelikleri reddeden çalışmasından haberdar değillerdi. Ancak Oppenheimer, kritik yarıçaptaki durağan bir yıldızla uğraşmak istemedi. Eğer yıldızın yarıçapı kritik yarıçapın altına düşerse ne olacağını görmek istedi. Snyder' e bu problem üstünde daha ayrıntılı çalışmasını önerdi. Snyder' e belirli varsayımlar yapmasını, dejenerelik basıncı veya yıldızın dönmesi gibi teknik ayrıntıları gözardı etmesini söyledi. Snyder, çöken bir yıldıza ne olacağının olaya bakan bir gözlemcinin konumuna bağlı olduğunu buldu.

Şimdi bir yıldızdan yeterince uzakta duran bir gözlemciden başlayalım. Başka bir gözlemcinin de yıldızın yüzeyi üstünde durduğunu varsayalım. Bu gözlemci, yıldızla birlikte hareket ederken diğer sabit gözlemciye ışık sinyali göndersin.

Sabit gözlemci, hareket halindeki diğer gözlemciden gelen sinyalin elektromanyetik spektrumun kızıl ucuna doğru kaydığını gözlemleyecektir. Eğer sinyallerin frekansı bir saat gibi düşünülecek olursa, sabit gözlemci hareket halindeki gözlemcinin saatinin yavaşladığı kanısına varacaktır.

Gerçekten kritik yarıçapta saat yavaşlayarak duracak; sabit bir gözlemci yıldızın kiritik yarıçapa çökme sürecinin sonsuz zaman alacağını düşünecekti. Bundan sonra ne olacağını söyleyemeyiz, çünkü, sabit gözlemciye göre "sonrası" yoktur. Sabit gözlemciye göre yıldız kritik yarıçapta donup kalacaktır. Fizikçi John A. Wheeler,1967 Aralığında verdiği derste karadelik ismini kullanana dek bu nesnelere donmuş yıldızlar deniyordu. Oppenheimer ve Snyder'in makalelerinde gözlemledikleri gibi bu çöken yıldız "kendini" uzaktaki gzlemcilerle hertürlü iletişime kapatıp kütle çekim alanıyla başbaşa kalır. Diğer bir deyişle karadelik oluşmuştur. İyi de çöken yıldızlar üzerindeki gözlemciye ne olacak? Oppenheimer ve Snyder'a göre bu gözlemci,olayı tümüyle değişik biçimde algılayacaktır. Yıl 1939'du. Dünya ateşler içindeydi;dünya parçalanmak üzereydi Oppenheimer de savaşa girdi;insanın yapabileceği en yıkıcı silahı yaptı.Eistein de çalışmadı. Barış geldiğinode 1947'de Oppenheimer Princeton'da İleri Araştırmalar Enstitüsü'nün direktörü oldu.Einstein de aynı üniversitede profesördü. Onların karadelikler hakkında konuşup konuşmadığı hakkında bir kayıt yok. Yıldızların gizemli kaderini öğrenme isteği 1960'ları bekledi.

(Jeremy Bernstein, Bilim ve Teknik 346. sayı(1996),Çevirenler:Tekin Dereli-Selda Arıt)

KARADELİK:

Bir yıldızın karadeliğe dönüşebilmesi için kütlesinin belli bir limitin üzerinde olması lazım. Ama bir karadeliğin olay ufkuna sahip olması için (teoride) kütlesinin belli bir limit üzerinde olmasına gerek yok. Örneğin bir kalemi bile yeterince sıkıştırabilirsek bir karadelik elde edebiliriz. Burada önemli olan kütlenin değil yoğunluğun belli bir sınırın üzerine çıkması.Sorum şu: Bir atomun kütlesinin, atomun hacmine oranla çok küçük bir alanda, çekirdekte toplandığını biliyoruz. Acaba atom çekirdeğinin, ondan da öte proton ve nötronların her birinin kendi olay ufkuna sahip olacak yoğunlukları yok mu? Eğer varsa çekirdek içi kuvvetler bununla alakalı olabilir mi?

Yukarıdakilere bir de temel parçacıkların noktasal olduklarının varsayıldığını eklersek, herhalde sorun biraz daha belirginleşir. Eğer temel parçacıklar, kütlenin tek bir noktada toplandığı sonsuz yoğunluklu maddeler iseler hepsi birer karadelik olmalı.

Noktasal parçacıkl
ar varsayımı üzerinde durmak için yeterli yerimiz yok. Sadece, parçacıkların gerçekten noktasal olup olmadıklarını deneysel olarak sınamanın mümkün olmadığını, buna karşın parçacıkların bir büyüklüğü olduğu konusunda da yeterli deneysel veri olmadığını ekleyelim. Normalde atom çekirdeğinin kapladığı hacim olarak bildiğimiz bölge, aslında çekirdek içindeki, proton ve nötronların yapı taşlarını oluşturan kuark ve diğer temel parçacıkların uyguladığı güçlü kuvvetin etki mesafesinden doğuyor.

Gerçi, sicim kuramları temel parçacıkların noktasal olmayıp, ip gibi bir boyutlu eğriler şeklinde olduğunu iddia etse de yukarıdaki soru bu kuramlar için de geçerli. Eğer bütün temel parçacıklar noktasalsa, her biri gerçekten bir karadelik oluşturur mu? Böyle bir şey oluyorsa bu olayın varlığını nasıl anlayabiliriz?
Ne yazık ki bu soruların yanıtları bilinmiyor. Çünkü yanıt ancak kütleçekim kuvvetinin kuantum kuramıyla verilebilir. Fiziğin bu iki kuramını tek bir kuramda birleştirme çabaları şimdiye kadar başarısız kaldı ve hâlâ parçacık fizikçilerini meşgul eden önemli bir problem olma özelliğini koruyor.

ABD'de Brookhaven Ulusal Laboratuvarı'nda ağır altın iyonlarının ışığınkine yakın hızlarda çarpıştırılması sonucu oluşan parçacık yağmurunun kesit görüntüsü. Çarpışma sonucu oluşacak bir karadeliğin Dünya'yı yutacağı biçiminde medyada
yer alan sansasyonel haberler, laboratuvar yetkililerince gülümsemeyle karşılanmıştı
.

Nedeni, karadelik oluşması için çok daha yoğun enerjiler gerekmesi ve oluşsa bile, böylesine küçük bir karadeliğin anında yokolması.

Fakat neler olabileceği konusunda bir fikir edinmemiz mümkün. Bunu da, kuantum fiziğini büyük karadeliklere uygulamayı başararak, karadeliklerin aslında tam kara olmadığını, dışarıya bir tür ışıma yayarak buharlaştığını keşfeden Stephen Hawking'e borçluyuz. Buharlaşmanın neden kaynaklandığını kısaca hatırlamakta yarar var. Kuantum fiziğine göre uzay boşluğu, özelliksi
z bir boşluk değildir.
Aksine, boşlukta parçacık karşıt parçacık çiftleri kendiliğinden ortaya çıkarak, kısa bir süre yaşadıktan sonra birbirlerini tekrar yok ederler. Hawking, bu olaylar bir karadeliğin olay ufkunun çok yakınında olduğunda, çiftlerden
birinin soğurulduğunu, fakat diğerinin sonsuza kaçarak karadeliğin hafiflemesine neden
olduğunu gösterdi. Buharlaşma diye adlandırabileceğimiz bu olayın hızı sadece karadeliğin kütlesine bağlı. Kolayca tahmin edilebileceği gibi, karadelik ne kadar büyü
kse, buharlaşma da o kadar yavaş oluyor. Öyleyse, her karadelik yeteri kadar bir süre sonra (eğer bu arada başka kütleler yutarak daha da büyümemişse) buharlaşarak yok olacaktır.

Büyük yıldızların doğal evrimleri sonucu oluşmuş karadeliklerin yaşam süre
leri çok uzun: Evrenin bugünkü yaşından kat kat daha uzun. Fakat aynı şeyi daha küçük kütleli karadelikler için söylemek mümkün değil, çünkü bir karadeliğin yaşam
süresi kütlesinin küpüyle ters orantılı. Eğer 10 gramlık bir kurşun kalemi sıkıştırıp bir
karadelik elde etmek mümkün olsaydı, (kalemi çekirdeğin çapından 10 katrilyon kat daha küçük bir bölgeye sıkıştırabilseydik) bu karadelik 10-22 saniye içinde
buharlaşarak yok olurdu. Aslında bu kadar kısa sürede olan buharlaşmayı "patlama" olarak adlan
dırmak daha doğru. Yani küçük karadelikler, daha çevresindeki maddeyi
yutarak büyümeye zaman bulamadan patlayacaklardır.

Proton kütlesindeki bir parçacık için bu buharlaşma süresi çok çok daha küçük. Fakat daha temel parçacıklar ölçeğine inmeden Hawking'in sonuçları geçerliliğini kaybeder. Bunun da nedeni kısaca şu: Karadelik küçüldükçe, buharlaşma daha hızlı
oluyor, yani kütle ve enerjisini daha hızlı kaybediyordu. Bu, bir saniye içinde karadelikten ayrılan ışınımdaki parçacıkların ortalama sayısının
ve ortalama enerjisinin daha fazla olması anlamına geliyor. Karadeliğin kütlesi 10 mikrogram
seviyesine indiğinde, kaçan parçacıkların ortalama kütlesi de 10 mikrogram büyüklüğüne erişiyor. Bu tip kütlelerde geride kalanın mı yoksa kaçan her bir parçacığın mı asıl karadelik olduğunu söylemek zor. Bu nedenle daha küçük kütleler için
olayın fiziğinde önemli bir değişiklik var ve parçacık fizikçilerinin aydınlatmaya çalıştığı asıl alan burası. Daha küçük karadelikler için belki hâlâ niteliksel olarak b
ir buharlaşmadan söz edilebilir, ama Hawking'in sonuçlarının buraya uygulanması zor.

Tekrar temel parçacıklara dönersek: olayın fiziğinde büyük bir değişim olduğundan dolayı parçacıklar bildiğimiz anlamda karadelik özellikleri taşıyamazlar. Problemin n
ereden kaynaklandığı belli: Parçacık kütleleri ölçeğinde bir karadelik olsa
bile bu karadeliğin diğer kütleleri yutarak büyümesi imkansız.

Bunun dışında, kütle küçüldükçe olay ufkunun da küçüldüğünü, ve parçacıklar için olay ufkunun bildiğimiz tüm uzun
luk ölçeklerinden küçük olduğunu ekleyelim (10-54 metre). Hiç bir hızlandırıcıda parçacıkların bu kadar yakın olması sağlanamadığı için bu mesafelerde kütleçekim yasasının hangi formda olduğunu henüz bilmiyoruz.Yukarıda bu soruya yanıtımızın neden "bilmiyoruz" şeklinde olduğunu açıklamaya çalıştık. Şu anda elimizden ne yazık ki bu geliyor. Bu soruya verilecek ilk yanıt büyük bir olasılıkla kuramsal alandan gelecek ve bir olasılıkla kütleçekim kuvvetinin doğanın diğer üç kuvvetiyle ilgisi de bu arada ortaya çıkacaktı.

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

 © 1998 Cetin BAL - GSM:+90  05366063183 -Turkiye/Denizli 

Ana Sayfa /Index /Roket bilimi / E-Mail /Astronomy/  

Time Travel Technology /UFO Galerisi  /UFO Technology/

Kuantum Teleportation /Kuantum Fizigi /Uçaklar(Aeroplane)

New World Order(Macro Philosophy)  /