Dış Uzay Tüm Yazılar

Yıldızların Ölümü 3: Nötron Yıldızı Ve Karadelik

Yazı dizimizin daha önceki bölümlerinde düşük kütleli yıldızların sonu olan kara cüceler ve orta kütleli yıldızların nihai kaderi olan beyaz cüceler hakkında bilgi vermiştik. Bu makalemizde ise, artık büyük kütleli olarak niteleyebileceğimiz yıldızların sonlarını ele almaya çalışacağız.

Cüce olarak nitelenemeyecek, Güneş’e yakın ve Güneş’ten birkaç kat büyük kütleye sahip yıldızların, anakol evrelerini tamamladıktan sonra merkezlerinde biriken helyumu yakmaya başladığını, bunun da yıldızın enerji üretiminde büyük bir artışa neden olup hidrostatik dengeyi kütleçekiminin aleyhine bozduğunu görmüştük. Bu büyük enerji, yıldızın şişmesine yol açıyor ve çapını büyük oranda artırıyordu. Bu evreye gelmiş olan yıldız, artık bir kırmızı dev olarak anılıyordu.

Büyük kütleli yıldızların davranış şekli de bununla benzerdir. O tayf tipi dev yıldızlar ve yüksek kütleye sahip kimi B tayf tipi yıldızlar da anakol evrelerini tamamlayıp çekirdeklerindeki hidrojeni tükettikten sonra helyum reaksiyonları benzer bir süreçle başlar. Burada şunu belirtmek gerekir ki, O tipi yıldızlar, evrendeki yıldızların çok küçük bir yüzdesini oluştururlar. Öyle ki, galaksilerde bu kadar büyük kütleye sahip olabilen O tipi anakol yıldızlarının oranı sadece %0.00001 kadardır. Bu size çok düşük bir oran olarak görülebilir ancak, kaba bir hesap yapacak olursak, yaklaşık 400 milyar yıldızın bulunduğunu düşündüğümüz galaksimiz Samanyolu’nda böylesine dev kütleli yıldızlardan “şu an” 4 milyon adet bulunduğu sonucuna ulaşırız. Hiç de azımsanacak bir rakam değil gördüğünüz gibi.

otypestars545

O-B tayf tipindeki dev yıldızların yüzey sıcaklıkları çok büyüktür. Bu nedenle mavimsi beyaz bir renkte ışıldarlar.

O tipi yıldızlar ve yüksek kütleli (7-8 Güneş kütlesi ve üstü) B tayf tipi yıldızların ömürleri oldukça kısadır. “Yıldızları Anlamak” yazı dizimizde ele aldığımız gibi, bu yıldızların merkezlerindeki basınç aşırı boyutlardadır. Bu aşırı basınç, nükleer reaksiyonların hızını muazzam ölçülerde artırır ve yıldız yakıtını çok hızlı biçimde tüketir. Yakıtını bu kadar hızlı biçimde harcayan yıldızın elbette yaydığı enerji de çok büyüktür. Örneğin 20 Güneş kütlesine sahip bir yıldızın yüzey sıcaklığı 30 bin santigrat dereceyi aşarken, yaydığı enerji de 1.5 milyon Güneş’e eşdeğer olabilir. Çok daha büyük kütleye sahip olan Eta Carinae gibi aşırı kütleli yıldızlar ise Güneş’ten 5 milyon kat fazla enerji yayarlar.

Ancak, dev yıldızların yaydığı enerji ve yüzey sıcaklıklarına bir standart belirlemek mümkün değil. Çünkü bu yıldızlar anakol evresinde dahi dengesiz bir yapıdadırlar. Ürettikleri enerji muazzam boyutlarda olduğu için hidrostatik dengeleri sık sık kütleçekimi aleyhine değişir ve yıldız şişerek çekirdek bölgesindeki basıncı düşürür. Bu da nükleer reaksiyonların azalmasına ve yıldızın yaydığı enerjinin düşmesine neden olur. Nükleer reaksiyon miktarı düşüp yayılan enerji azalınca, kütleçekim ışınım basıncına galip gelip ve yıldız yeniden sıkışır. Tekrar enerji üretimi artar ve yıldız yeniden şişer. Bu bir kısırdöngü olarak yıldızın ömrü boyunca sürer gider. Dolayısıyla 50 Güneş kütlesine sahip bir dev yıldız zaman zaman Güneş’ten 15 milyon kat fazla enerji yayarken, kimi zamanlarda 5-6 milyon kat yayabilir.

602035_215782765234877_951130085_n

Eta Carinae, yaklaşık 150 Güneş kütlesine sahip, galaksimizdeki en büyük kütleli birkaç yıldızdan biridir. Ancak bu yıldız, dengesiz doğası nedeniyle bünyesinden dışarı attığı gazlar tarafından bir bulut gibi sarılmış haldedir.

Dev yıldızlar bu dengesiz doğalarından dolayı, sadece hidrojen yaktıkları anakol evrelerini küçük kütleli yıldızlar gibi sağlıklı geçiremezler. Bu zonklamalar (şişip büzüşmeler) sırasında yıldızın dış katmanları uzay boşluğuna saçılır. Ayrıca üretilen muazzam enerji, yıldızın içinde çekirdeğin dışındaki bölgelerde de ani nükleer reaksiyonlar gerçekleşmesine neden olur. Bu reaksiyonlar aniden ve patlama şeklinde gerçekleştikleri için, yıldızı oluşturan madde sürekli olarak dışarı atılma talihsizliği ile başbaşadır. Dev yıldızın anakol evresi boyunca bu şekilde dışarı saçılan madde, yıldızın kütlesinin sürekli azalmasına neden olur. Öyle ki, çok büyük yıldızlar anakol evreleri süresince 15-20 Güneş kütlesine eşdeğer gazı kaybedebilir. Anlayacağınız üzere dev yıldızlar aslında sürekli biçimde zayıflamaktadırlar. Bu şekilde çok büyük kütle kaybı yaşayan dev yıldızlara 150 Güneş kütlesindeki bir dev olan Eta Carinae örnek gösterilebilir.

Bu şekilde sürekli zayıflayan yıldız, eğer kırmızı dev aşamasına en az 7-8 Güneş kütlesi ile girmeyi başarırsa, sonu bir beyaz cüce olmaz. Bu yıldızın kaçınılmaz kaderi bir nötron yıldızına dönüşmektir.

Kırmızı dev evresine girmiş yıldızın çekirdeğinde hidrojen, helyuma dönüşerek tükenmiştir ve ışınım basıncı sona erdiğinden yıldız kütleçekimine yenik düşerek kendi kütlesi altında ezilmeye başlar. Bu ezilme çekirdeğin aşırı basınca ve ısıya maruz kalmasına neden olur. Aşırı basınç ve 100 milyon santigrat dereceyi geçen çekirdek sıcaklığı helyum reaksiyonunu başlatmak için yeterlidir.

Helyum reaksiyonu hidrostatik dengeyi ışınım basıncı lehine bozarak yıldızın genişlemesini sağlar. Artık kırmızı dev evresine girmiş olan yıldız şişer ve çapı büyük oranda artar. Ancak, yıldızın kütesi çok büyük olduğu için çekirdekteki basınç ve sıcaklık helyum reaksiyonunu yavaşlatacak kadar azalamaz. Helyum reaksiyonu hızla devam ederken çekirdek daha da ısınmasını sürdürür.

Betelgeuse45454545878

Kırmızı dev aşamasına gelmiş bir yıldızın parlaklığı çok artış gösterse de, şiştiği ve yüzey alanı çok genişlediği için yüzey ısısı 3-4 bin santigrat dereceye düşer. Bu nedenle rengi eskiden yüzey ısısının onbinlerce derece olduğu zamanlardaki gibi mavi-beyaz değil, kırmızımsı bir sarıdır.

Sonunda sıcaklık öyle bir aşamaya gelir ki, çekirdeğin dış çevresinde bulunan ve hiçbir zaman reaksiyona girmemiş olan hidrojen atomları birleşmeye başlarlar. Bu aşamada yıldızda iki türlü nükleer reaksiyon gerçekleşmektedir: Çekirdek birikmiş olan helyum, ve çekirdeğin dışını sarmayalayan hidrojen. Çekirdekte hızla devam eden reaksiyon, helyumu hızla karbon atomlarına dönüştürmektedir. Bu arada çekirdeğin çevresindeki reaksiyon da hidrojeni hızla helyuma dönüştürür. Helyum hidrojenden daha ağır olduğu için üretilen helyum çekirdeğin çevresinde birikir ve çekirdekte devam eden helyum reaksiyonuna katılır. Aynı biçimde helyumun birleşmesi ile oluşan karbon da çekirdeğin merkezine çökerek birikmeye başlar. Yıldızın merkez bölgesi artık dıştan içe doğru hidrojen, helyum ve karbon’dan oluşan katmanlı bir yapıya bürünmüştür.

Bir süre sonra çekirdeğin ısısı ve basıncı merkezde biriken karbonu “ateşleyecek” seviyeye ulaşır. Karbonun reaksiyonu, helyum reaksiyonundan çok daha büyük bir enerji yayar. Bu yayılan enerji hem çekirdeğin ısısını, hem de dış kısımdaki helyum ve hidrojen reaksiyonlarının miktarını artırır. Karbon’un birleşmesiyle oluşan reaksiyon, Oksijen atomlarının üretilmesiyle sonuçlanır. Oksijen, karbondan daha ağır olduğu için merkez bölgede birikmeye başlar. Yıldızımızın çekirdeği artık merkezde oksijen, onun üstünde sırasıyla karbon, helyum ve hidrojenin biriktiği bir yapıya bürünmüştür. Reaksiyonlar artık kontrolden çıkmış, yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık 1 milyar santigrat derece sınırına aşmıştır. Kaçınılmaz olan gerçekleşir ve oksijen atomları da kendi aralarında birleşmeye başlarlar. Oksijen reaksiyonu, karbon reaksiyonundan çok daha fazla enerji açığa çıkarır.

Çekirdeğinde katman katman oksijen, karbon, helyum ve hidrojen reaksiyonları süren yıldızımız, artık çılgın bir aşamaya girmiştir. Oksijen birleşerek Neon elementini oluşturur. Neon çekirdekte birikir ve bir süre sonra o da reaksiyona girerek Magnezyum elementine dönüşür. Magnezyum da sürekli artan sıcaklık sonrasında artık kaçınılmaz olarak reaksiyona girer ve ortaya silisyum atomları saçılmaya başlar.

Yıldızımızın çekirdeği artık merkezde silisyum, onun üstünde sırasıyla magnezyum, neon, oksijen, karbon, helyum ve hidrojen reaksiyonlarının sürdüğü bir cehenneme dönüşmüştür. Bir süre sonra merkezdeki silisyum da reaksiyona girmeye başlayarak yıldızın kaçınılmaz kaderini belirleyecek olan demir atomlarına dönüşmeye başlar. Bugün yaptığımız hesaplara göre gökyüzünün ünlü yıldızı Betelgeuse bu dönemi yaşamaktadır.

550px-Evolved_star_fusion_shells

Ömrünün son aşamasına gelmiş olan dev yıldızın çekirdeği, her birinde bağımsız biçimde nükleer füzyonların sürdüğü katmanlı bir yapıya bürünür. Merkezde demir birikirken, onun üstünde sırasıyla silisyum, oksijen, neon, karbon, helyum ve hidrojen reaksiyonları gerçekleşir.

Artık yıldızın merkezinde demir birikimi gerçekleşmekte, üst katmanlarda da reaksiyon bütün hızıyla sürmektedir. Milyarlarca santigrat dereceyi bulan çekirdek sıcaklığı, bu reaksiyonların çok hızlı biçimde gerçekleşmesini sağlar. Bir süre sonra helyuma dönüşecek hidrojen tükenir. Ardından karbona dönüşecek olan helyum da tükenir. Peşinden karbon atomları da tükenirler. Sırasıyla oksijen, neon, magnezyum da tümüyle biter. En nihayetinde silisyum atomlarının tamamı da demire dönüşür. (Buradaki bitme tükenme, füzyonun bitmesi tükenmesidir. Bu elementler büyük bir çoğunlukla varlıklarını sürdürmeye devam eder.)

Burada yıldızımızın iç dinamikleriyle geçirdiği evrim sürecine bir ara verip, yukarıda anlattıklarımızın doğal sonuçları olan birkaç örneğe bakalım. Basında sıklıkla dile getirilen “en büyük yıldız”, “güneş’in 1000 katı büyük yıldız” şeklinde tanımlanan VY Canis Majoris, VY Cephei gibi ultra dev boyutlu yıldızlar tam da yukarıda yazdığımız süreçle meydana gelirler. Aslında bunlar, hidrojenleri tükenip helyum ve diğer elementleri yakmaya başlamadan önce 30-40 Güneş kütlesine sahip O-B tipi yıldızlardır. Kırmızı dev evresine girdiklerinde ise ürettikleri muazzam miktarda enerji bu yıldızları akıl almaz boyutlarda şişirir. Örneğin VY Canis Majoris, sadece 1 milyon yıl kadar önce, Güneş’in 20-25 katı çapa sahip mavi beyaz bir O-B tipi anakol yıldızıydı. Oysa şu anki büyüklüğü, Güneş’in yaklaşık 1.500 katı. Böylesi büyük kütleli bir yıldızın ne kadar şişebileceğini sanırım anlamışsınızdır.

Demir oldukça kararlı bir atomdur. Hatta evrendeki en kararlı atom nedir sorusunun cevabıdır. Yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık ne kadar büyük olursa olsun demir atomları birleşemezler. Demirin birleşerek başka bir elemente dönüşmesi için dışarıdan çok büyük bir enerjinin verilmesi gerekir. Ancak yıldızda gerçekleşen nükleer reaksiyonlar bu enerjiyi sağlamak için yetersizdir. Üstelik, çekirdekteki tüm yakıt tükenmiş, herşey demire dönüşmüş, enerji üretimi artık durmuştur.

Enerji üretimi durduğunda, artık çekirdeğin kütleçekimine yenik düşerek kendi içine çökmesini engelleyen ışınım basıncı da sona erer. Kütleçekim ipleri yeniden eline alır ve yıldızın çekirdeğinin artık neredeyse tümünü oluşturan milyarlarca derece sıcaklıktaki demir sıkışmaya başlar.

Bu noktada üretilen muazzam enerji yıldızın dış katmanlarının büyük oranda şişirmiş, yıldızın çekirdek haricindeki yoğunluğu önemli ölçüde düşmüştür. Artık enerji üretmeyen çekirdek bir beyaz cüceden çok daha sıcak ve neredeyse onun kadar yoğundur. Ancak, bir sorun vardır: Çekirdeğin kütlesi Chandrasekhar limiti denilen kritik bir eşiğin üzerindedir. Chandresekhar limiti, 1.44 Güneş kütlesine denk gelir. Bu kütleye sahip bir cisim kendi üzerine çökmeye başladığında, beyaz cücelerde olduğu gibi sıkışmayı durduracak olan dejenere elektron basıncı etkili olamaz. Bu şu anlama gelir; sıkışma devam edecektir.

Çekirdeğin kütlesi oldukça büyük olduğu için, enerji üretimi durduğunda büzüşme çok hızlı biçimde olur. Öyle ki, bu büzüşme saatte 100 bin km’yi bulan bir hızda gerçekleşebilir. Yani yıldızın çekirdeği saatte 100 bin km hızla kendi içine doğru çöker. Demir atomları birbirine neredeyse değecek kadar yaklaşırlar. Elektron basıncı bu tehlikeli yakınlaşmayı önlemeye çalışsa da başarısız olur. Her bir elektron, atom çekirdeklerindeki protonlar tarafından yakalanırlar. Eksi yüklü elektronları yakalayan artı yüklü protonlar, bu durum sonucunda “yüksüz” nötronlara dönüşür. Çünkü eksi ve artı yükler (lise fiziğinden bildiğiniz gibi) birbirlerini etkisizleştirir.

Bu durumda yıldızımızın çekirdeği “demirden oluşuyor” deme ihtimalimiz kalmaz. Çünkü tümüyle nötronlardan oluşan bir yapı haline dönüşmüştür. Özetle, yıldız artık dev bir nötron topu, pratik anlamda dev bir atom çekirdeğidir.

Yukarıda elektron basıncının çökmeyi durduramadığını söylemiştik. O halde yıldızın çöküşünü hiçbirşey durduramayacak diye düşünebilirsiniz. Ancak öyle değil; nötronlar birbirlerine çok yaklaştıklarında, birleşip iç içe geçmelerini engelleyen bir kuantum durumu söz konusudur. Nötron basıncı diyebileceğimiz bu durum sayesinde nötronların birleşmesi engellenir ve çökme sona erer. Çökmenin devam edebilmesi için çöken çekirdek kütlesinin daha büyük olması gereklidir.

supernova-2-stefan-kuhn

Çekirdeğin bu ani çöküşü çok güçlü bir kütleçimsel şok dalgası oluşmasına neden olur. Bu şok dalgası muazzam bir enerji halinde yayılır ve yıldızın dış katmanları olağanüstü büyük bir patlamayla uzay boşluğuna saçılır. Bu patlama üretilen enerji öylesine büyüktür ki, dışa saçılan dış katmanlardaki hidrojen, helyum, oksijen, neon, karbon gibi elementler çok büyük hızlarla çarpışarak birleşir ve üst üste birleşmeler devam eder. Bu sırada oluşabilecek demir atomları dahi başka atomlarla birleşmelerini sürdürürler. Sonuç; bugün hepimizin bildiği demirden ağır elementlerin oluşumudur. İşte bir süpernova patlamasının oluşum dinamikleri bu şekildedir.

Bu süpernova patlaması, yıldızın dış katmanlarını o kadar büyük hızlara ulaştırır ve ısıtır ki, çok büyük hızla ilerleyen bu gaz bulutları zaman içinde ışık yıllarını aşan çapa sahip bir bulut halinde çevreye saçılırlar. Tipik bir süpernova kalıntısının çapı 2-3 ışık yılını aşan boyutlara ulaşabilir. Ancak bulut genişledikçe seyrekleşir ve birkaç yüzbin yıl içinde artık gözle görünmez hale gelir ve nihayetinde galaksi içinde saçılarak gözden kaybolur.

Cassiopeia_A_Spitzer_Crop

En bilinen süpernova kalıntılarından biri olan Cassiopeia-A. Evrene saçılmış bu yıldız kalıntısının merkezinde artık bir nötron yıldızı veya karadelik yer alıyor.

Patlamanın boyutuna göre, bu saçılan parçacıklar çevredeki yıldızlar üzerinde de etkili olabilir. Ancak bu etki çoğunlukla “yıpratma” şeklinde değil, de radyasyon olarak kendini gösterir. Süpernova sonucu ortaya saçılan parçacıklar çok büyük enerjilere sahip oldukları için, eğer yaşam barındıran bir gezegenin “üzerine yağar” ise, buradaki hayata ciddi derecede zarar verebilir. Hele ki, eğer süpernova patlaması yeterince büyük, yani “hipernova” olarak tabir edilen boyutlarda ise, yayılan gamma ışınları böylesi bir gezegende hayatı tümüyle yok edebilir. Ancak gamma ışınları yıldızın çekirdeğinden “kutupsal” halde yayıldığı için, bu ışının bir gezegenin üzerine denk gelme oranı düşer. Eğer bir gamma ışın patlamasının kurbanı olan gezegende yaşıyorsanız, kendinizi tavlada sürekli “hep yek” atan şanssız biri gibi düşünebilirsiniz. Onca olasılık içinden size malesef yek gelmiştir.

Nötron yıldızları her zaman için 1.44 Güneş kütlesinden büyüktürler. Kimi nötron yıldızları 2 Güneş kütlesinden daha büyük de olabilir. Bu büyük kütlelerine rağmen, tümüyle nötronlardan oluşmuş dev bir atom çekirdeğini andıran yıldız çekirdeğimiz, akıl almaz bir yoğunluğa ve sadece birkaç km çapa sahiptir.

10360538_562399753906508_3945272194761476548_n

Eğer bir nötron yıldızını alıp İstanbul boğazı üzerine koyabilseydik, büyüklüğünün sadece bu kadar olduğunu görecektik. Tabi pratikte bunu yapmanın hiçbir yolu yoktur. Bu kadar yakınımızda olan bu gördüğünüz küçücük nötron yıldızı, gezegenimizin tümünü saniyeler içinde parçalayarak kendi bünyesine katacaktır.

Dış katmanlari atılmış ve çıplak bir halde kalan ve tümüyle nötrondan oluşan yıldız çekirdeği, hala milyonlarca derece sıcaklığa ve muazzam bir manyetik alana sahip olup, manyetik kutuplarından X ışınları yayar. Büyük bir hızla dönen nötron yıldızlarının X ışını yayım ekseni (kutupları) eğer bize dönük ise, onu periyodik bir radyo kaynağı olarak algılarız. Nötron yıldızlarına “atarca” (pulsar) denmesinin sebebi de, atım (pulse) şeklinde yaydıkları bu periyodik radyo dalgalarıdır.

Nötron yıldızlarının kendi çevrelerindeki dönüş hızı, büyük bir hızla gerçekleşen çökme sırasında momentumlarını korumak zorunda oldukları için akıl almaz süratlere ulaşabilir. Sıradan bir nötron yıldızı için bu süre bir saniyeden, saniyenin binde birine kadar değişebir.

Bir santimetreküplü hacimdeki ağırlığı milyarlarca ton gelebilen bu sıkışık ve yoğun bir yapıya sahip olan yıldızın, kütleçekimi de çok büyük boyutlardadır. Sıradan bir yıldızın yüzeyindeki kaçış hızı, saniyede 100 bin km’nin üzerindedir. Yani, bir nötron yıldızının üzerindeyseniz oradan ayrılabilmek için saniyede 100 bin km hıza ulaşabilen bir aracınız olmalı. Tabi pratikte işler böyle yürümez, çünkü bu muazzam çekim gücü sizi bir sinek gibi ezmeye yeterlidir. Nötron yıldızları yakınındaki bir gezegen veya yıldızı kolayca yutabilir. Tabi bir yıldızı yutması, kütlesini büyük oranda artıracağı için ortaya yeni bir süpernova patlaması ve bir karadelik çıkabilir.

pulsar_neutron_star_d3hw3qf

Nötron yıldızları, ilk oluştukları dönemde milyonlarca derecelik bir sıcaklığa sahip olabilirler. Ancak, her cisim gibi bu ısılarını zamanla kaybederek soğumaya mahkumdurlar. Yüksek dönüş hızları nedeniyle muazzam bir manyetik alana sahiptirler ve bu manyetik alan dönme ekseni boyunca çok güçlü bir radyo ışıması yapar.

Yukarıda anlattığımız süreçte, yıldız çekirdeğinin kütlesinin nötron basıncını yenemediği için çökmenin durduğundan sözetmiştik. Ancak, çöken çekirdeğin kütlesi yaklaşık olarak 3 Güneş kütlesi ve üstü ise, çökmeyi ne elektron basıncı, ne de nötron basıncı durduramaz. Çekirdek, sonsuz bir yoğunluk oluşturacak biçimde kendi içinde çöker. Bu çökmenin sonucunda ortaya çıkan şey ise, kütleçekiminden ışığın bile kaçamadığı bir karadeliktir.

Karadeliklerin kaçış hızları saniyede 300 bin km’den çok daha büyüktür. Ancak, bir karadeliğin yüzeyini belirlemememiz mümkün olmadığı için, karadeliğin çapı olarak belirlediğimiz sınır; ışık hızının bile kurtulmak için yeterli olmadığı mesafedir. Schwarzschild Yarıçapı şeklinde de nitelenen bu mesafeye “olay ufku” adı veriyoruz. Bir karadeliğin olay ufku olarak nitelenen uzaklığını aştığınız anda, artık kurtulmanız mümkün değildir. Eğer oraya kadar parçalanmadan varmayı başarmışsanız, bundan sonra olabilecek tek şey karadeliğin muazzam çekim gücüyle sizi parçalayıp yutmasıdır.

Black_Hole_Milkyway

Bir karadeliği göremeyiz, çünkü hiçbir ışınım yaymaz ve hiçbir ışınımı yansıtmaz. Ama eğer yakınında olup bakabilseydik, arkaplanında yıldızlardan gelen ışınımı büyük oranda kırıp deforme eden büyük siyah bir boşluğa bakıyor olacaktık.

Güneş’in 3 katı kütleye sahip olan bir karadeliğin olay ufkunun yarıçapı yaklaşık 8.8 km, Güneş’in 5 katı kütleli bir karadeliğin olay ufku ise 14.5 km kadardır. Eğer karadelik daha büyük ise, örneğin 100 güneş kütlesine sahip ise, olay ufku 300 km’den başlar. Eğer Samanyolu’nun merkezindeki kadar büyük kütleli süper karadeliklerden bahsediyorsanız, olay ufku yüz milyarlarca km yarıçapında olabilir. Bunu belirleyen şey, karadeliğin kütlesidir.

Bu belirttiğimiz mesafeler, bir karadeliğe teoride yaklaşabileceğiniz en yakın sınırı ifade eder. Tabi bu teoridedir, çünkü buraya kadar yaklaşabilmek için ışık hızında hareket edebilen bir araca sahip olmalısınız. Yoksa, bizim dandik uzay mekiklerimiz bu karadeliğe sadece birkaç milyon km kadar yaklaşsalar bile gerekli kaçış hızına ulaşmaları mümkün olmaz. Aynı durum, nötron yıldızları için de geçerlidir. Şu anki teknolojimizin şartlarını çok zorlasak bile bir nötron yıldızına sadece birkaç yüzbin km yaklaşabiliriz. Tabi bu arada nötron yıldızından yayılan korkunç boyutlardaki radyasyon nedeniyle ölmediğinizi farzediyoruz.

Şunu belirtmek gerekir ki, karadeliklerin bir “yüzeyi” olup olmadığı belirsizdir. O nedenle olay ufku kavramı ile karadeliğin “kaçışın mümkün olmadığı” uzaklığını belirtirken, gerçekte söylediğimiz şey karadeliğin sınırları değildir. Karadelik, bu olay ufkunun merkezinde noktasal bir tekillik de olabilir, birkaçyüz metre çapında çok yoğun bir cisim de. Ancak, tekillik kavramının yaygın kabul gören yorumu; sonsuz yoğunluğa sahip sıfır hacimli bir kütledir. İşte tekillik dediğimiz kavram, bu belirsiz sonsuz yoğunluğu ifade eder ve bildiğimiz fizik kurallarının burada işlemesini beklemeyiz.

Bu muazzam çekim güçlerine karşın, hem nötron yıldızlarının hem de karadeliklerin “yıldız oldukları günden kalan” gezegenleri varsa ve süpernova patlaması sırasında hasar görmemişlerse, yörüngelerinde dolanmaya devam edebilirler. Eğer yeterince uzaktaysanız, bir karadeliğin ve nötron yıldızının sıradan bir yıldızdan farkı yoktur. Uzakta o kütleye sahip bir yıldız varmış gibi, gezegenimiz sorunsuz ve tehlikesizce yörüngesinde yol almayı sürdür. Bu arada illa ki bir karadeliğin üzerine düşen gezegenler için korkunç bir tehlike olduğunu düşünmeyi sürdürecekseniz size şu bilgiyi verelim: Bir gezegen, sıradan bir yıldızın üzerine düşer veya düşecek bir yörüngeye girerse de kaçınılmaz biçimde yok olur.

Nötron yıldızlarının muazzam bir hızla kendi çevrelerinde döndüğünü söylemiştik. Ancak hiçbir cisim sonsuza kadar momentumunu koruyarak böylesi hızlı dönmeye devam edemez. Nötron yıldızları çok yavaş bir biçimde yavaşlayarak dönerler. Kendi çevresinde saniyede 1 kere dönen bir nötron yıldızının dönüş hızı 100 yıl sonra 1.03 saniyede bir dönecektir. Bu şekilde on milyarlarca yıl boyunca yavaşlayan nötron yıldızları, sonunda bu çılgın dönüş hızından kurtulup, Güneş veya Dünya gibi makul hızlardaki bir dönüş periyoduna kavuşabilirler.

Sonuçta dev yıldızımız ister bir nötron yıldızına, ister bir karadeliğe dönüşsün, sonuçta sonsuza kadar varolamayacak. Nötron yıldızımız, milyar yıllar içinde soğuyarak gözle görülmez hale gelecek. Dönüş hızı düştüğü için birkaç yüz milyar yıl sonra artık radyo dalga boyunda da ışınım yayamaz olacak. Karadelikler ise, “hawking ışınımı” denilen bir olgu nedeniyle yüzlerce trilyon yılı bulabilecek zaman dilimleri içinde yavaşça buharlaşarak yok olacaklar.

Evrenin nihai kaderi, genişleme nedeniyle tüm maddenin dağılıp en temel parçacıklarına ayrışması mı olacak bilmiyoruz ama, sonsuz bir karanlığın yüzlerce trilyon yıl sonra evrene egemen olacağı konusunda görüş birliğine sahibiz.

Zafer EMECAN

 

Hep daha fazla okumak gerekir...

Yazar Hakkında

Zafer Emecan

Bir astronomi işçisi. Kozmik Anafor’un kurucusu, her şeyi ve hiçbir şeyi. Alakasız üniversiteler bitirmiş olmasına rağmen, içinden atamadığı gökbilim sevgisini kaleme, klavyeye, araştırmalara dökmeye çalışan, haddini bilen, ama bazen aşan amatör bir bilimci.