A. KEMERLİ

Kâinatta bulunan her cisim tıpkı arzın bizi kendisine doğru çektiği gibi bir çekime sahiptir. Acaba gezegenimizin çekiminden kurtulmak mümkün müdür? Eğer yeteri kadar bir hıza sahip olabilirsek, bu çekimi asabilir ve uzayın derinliklerine doğru açılabiliriz. Bu hız saatte 40.300 km.lik süratle hareket eden roketin ulaşabileceği hızdır. Yani roket saniyede 11 km.lik bir hızla hareket ederse dünyanın cazibesinden kurtulacaktır. Buna "dünyanın kaçış hızı" denir.

Dünyanın komşusu olan aya gelince onun kaçış hızı 2.38 km/sn'dir. Ayın etrafındaki moleküller, bu hızın çok üzerinde hareket ettiklerinden, ay koruyucu bir atmosferden mahrumdur. Bunun için ayın yüzeyi uzayın mermileri olan meteorlarla delik deşik edilmiştir.

Şimdi güneş sistemini de aşarak uçsuz bucaksız kâinatta çekimi çok büyük olan acayip cisimlere doğru seyahatimize devam edelim. Fakat bu garip cisimleri anlayabilmek; yıldızların hayatlarını nasıl devam ettirebildiklerini bilmeğe bağlıdır. Kâinatta sistemimizdeki güneşe benzer olarak etrafına ısı ve ışık neşreden yıldızlar çekirdeklerindeki hidrojen yakıtını termonükleer reaksiyonlarla (ki bunlara "fusion" kaynaşma reaksiyonları da denir) dengelerini muhafaza etmektedirler. Dört tane hidrojen atomunun birleşmesiyle bir helyum çekirdeği oluşur ve bu arada ısı ve ışıma (radyasyon) açığa çıkar. Bu ısı ve ışımadan hâsıl olan termal (ısı) basınç yıldızın çekim basıncına karşı koyar. Bu kuvvetler dengede olduğu müddetçe yıldız için bir tehlike söz konusu değildir.

Fakat her fâni varlık gibi yıldız da Ömrünün sonuna doğru çekirdeğindeki (ki buna yıldızın yüreği de denir) hidrojen yakıtını tüketme durumuna gelir. Bu halde yıldız çekirdeği veya kalbi zamanla içine doğru büzülürken, dış yüzeylerde kalmış olan hidrojen zarfı da genişlemeğe başlar. Bu hâliyle yıldız, çekirdeği gittikçe küçülen ve yoğunlaşan, etli kısmı ise daha fazla şişen bir meyvaya benzer. Yıldız başlangıçtaki çapının yaklaşık 100 misline büyüyebilir. Diğer taraftan yüreğin sıcaklığı biraz azalır ki, bu yıldızın ışımasına kırmızı bir renk verir. Ve böylece yıldız "kırmızı bir dev safhası"na gelir.

Yıldız, dış yüzeylerindeki hidrojen yakıtını tüketirken öyle bir an gelir ki çekirdeğindeki sıcaklık 80 milyon °C'ye ulaşır, ölmüş olan helyum yeniden canlanır. Karbon ve oksijen çekirdekleri oluşturmak üzere bir çok helyum çekirdeği bir arada kaynaşabilirler. Bu yüzden yürek gittikçe ısınır, kaynaşma reaksiyonlarının temposu daha da artar. Az zaman sonra yürek şiddetli bir şekilde genişler ve bunun neticesi yıldızın çeşitli tabakalarında bulunan maddelerin büyük bir bölümü yeniden alt üst olur. Böylece yıldız "kırmızı dev safhası" nı bitirir.

Yıldız yeni oluşan yüreğinde helyum ve çevrede hidrojen yakarak parlar. Bundan sonraki safhalar çok daha karmaşık bir durum arzetmektedir. Bunlar çoğu kere kararsız durumlardır. En son safhada yıldızın etrafı bir duman halkasını andıran (parlaklığı güneşin bir kaç bin katma ulaşan) bir gaz tabakasıyla çevrili çok parlak "mavi dev bir yıldız" şeklinde görünür.

Şimdi yıldızların ölümüne gelelim. Yıldızların ölüm şekilleri kütlelerine bağlıdır. Eğer yıldızın kütlesi güneş kütlesinin 1,4 katından az ise, o bir beyaz cüce olmağa mahkûmdur. Bir beyaz cücenin yüreği o kadar küçüktür ki milyarlarca yıl boyunca görünür olarak kalabilir. Çünkü ışıması onu yavaş yavaş soğutur. Beyaz cücelerde elektronların hasıl ettiği basınç giderek kütle çekimini dengeler. Yıldız yeni bir tür denge durumuna gelir. Tipik bir beyaz cüce yıldız 5000 km çapında, takriben dünya büyüklüğünde ama kütlesi güneş kütlesi kadar olabilir. Beyaz cücelerin ortalama yoğunluğu bir cm3'de yarım ton kadardır.

Ancak yıldızın kütlesi güneşin kütlesinin 1,4 katından daha fazla olunca ne olacaktır? Burada maddenin bütünü demir ailesi çekirdeklerine dönüşünceye kadar çekirdek reaksiyonları sürer gider. Ortaya çıkan çekirdekler enerji üretemedikleri için yıldızın ısı basıncı artık kaybolmuştur. Bundan dolayı çekim kuvveti yıldızda muazzam bir sıkışma doğurur. Bu sıkışmada elektronlar protonlarla çarpışır ve neticede bir "nötrino" yayarak onları nötronlara dönüştürür.

Nötrinolar kütlesiz olup kolaylıkla kaçıp gidebilen parti küllerdir. Böylece protonların ve elektronların çoğu kaybolur ve yerlerini hemen hemen yalnızca nötronlardan oluşan bir maddeye bırakır. Fakat yıldız nötron yıldızı haline geçerken yıldızda "süpernova" denilen müthiş patlamalar vuku bulmaktadır. Yıldızın yüreği içeriye doğru çok büyük şiddetli bir çekim patlamasıyla çökerek nötronlardan ibaret bir çekirdek (nötron yıldızı) oluşur ve bu arada muazzam nötrino ve ışıma akımları dışa doğru fışkırır. Fotonlarla, nötrinoların dışa doğru fışkırmasının tesiri altında yıldızın dış tabakası dışarıya doğru yaklaşık 2000 km/sn'lik bir hızla patlar. Burada yayılan enerji o kadar büyüktür ki en aşın durumlarda, yıldız bir kaç gün için, içinde bulunduğu galaksiden daha parlak bir hal alabilir (süpernova patlaması).

Bir SÜPERNOVANIN PATLAMASI


Çin ve Japon yıllıklarının anlattığına göre böyle bir patlama M. S. 1054 yılında, birkaç gün boyunca, Venüs'ten bile daha parlak bir yıldız gökyüzünde görülmüştür.

Son yıllarda yapılan araştırmalar İslâm astronomi âlimlerince de bu olayın kaydedildiğini ortaya koymuştur. Şimdi yeni teleskoplar sayesinde başka galaksilerde yakalanan çok sayıda "süpernova" gözetlenebilmiştir.

Bir süpernovanın patlayarak dış tabakalarını fırlatmasından sonra ortaya çıkan nötron çekirdeği uzayın enginliği içinde yalnız başına kalan nötron yıldızından başka bir şey değildir. Nötronlar arası uzaklık 10-13 cm olduğu zaman nötronlar arası itici kuvvet parçacıkların daha fazla yanaşmalarına müsaade etmez. Bu da maddeyi sıkıştıran çekim kuvvetine karşı yeni bir basınç kaynağı oluşturur. Birde nötronların yoğunlukla artan basıncı buna eklenir. Yıldızın merkezinde yoğunluğu cm3 başına 1 milyon ton kadardır ve çevreye doğru gittikçe azalır. Böyle bir nötron yıldızının çapı takriben 20 km.dir Aynı türden olan "pulsarlar" dönen nötron yıldızından başka bir şey değildir. Bunlar ışık yerine ya da ışıkla beraber radyo dalgaları yayınlarlar.

Fakat yıldızın çökme anında yürek denilen kısmındaki parçası eğer güneşin kütlesinin 3 katından büyükse, çöken yıldız nötron yıldızı halinde de kalamaz ve daha da çökmeğe devam eder. Neticede bir "kara delik" ortaya çıkar. Kara delikleri tam manasıyla anlayabilmek için 20. asrın başlarında Newton fiziğini kökünden değiştiren A. Einstein tarafından ortaya atılan teorileri incelemek gerekli olacaktır. Einstein kütle, enerji ve ışık hızına ait Özel rölativite teorisini 1905'de yayınlamış, 1916 yılında ise bunu genel rölativite teorisi takip etmiştir. Einstein, Newton'un genel çekim kanununun sınırlı olduğunu ve temelde farklı olan kanunların iş gördüğünü söylemektedir. Einstein'ın bu teorileri, âlemin insan duyularınca hissedildiği gibi olmadığını hatta onun, insanı şaşırtacak ve sağduyusuna ters gelecek bir takım hususiyetlere sahip olduğunu göstermiştir. Alim, madde ve enerjinin her iki doğrultuda değişebileceğini, zamanın sabit olmadığını ve farklı yerlerde farklı hızlarla aktığını söylemektedir. Yine O'na göre kütle sabit değildir ve gözleyene göre kütle bağıl hız ile değişir görünmektedir. Bir şey ne kadar hızlı giderse o kadar yoğun gözükür. Işık doğru bir yol takip etmez, bir çekim sahasında eğilir ve yavaşlar. Çekim, Nevvton fiziğindeki gibi iki cismin birbirine tatbik ettiği basit kuvvet değildir. Einstein çekimin, uzayın yapısını çarpıtır gibi gözüktü günü söylemektedir. Yine bu teorilere göre kâinatta hiçbir şey ışıktan daha hızlı hareket edemez ve kâinatın hız limiti (sınırı) ışığın hızı yani 300.000 km/sn.dir. Einstein'm teorileri hâlâ çağımızda fizikî tecrübelerle denenmekte, bunların yanlış olduğunu ortaya çıkaracak delil bulunamamaktadır.


__________________

NOT: Bu yazı serisinde kara delikler tam olarak anlatılmamıştır. Ayrı bir yazıda kara delikler geniş olarak ele alınacaktır.
Faydalanılan Eserler: 1-Evren ve Dönüşümleri, Roland Omnes Onur Yayınları, 1978 2- İnsight, Part 1, 1980.