buzlu.org

Kara delik kavramının kökeni nedir? Kara delik kuramı ile genel göreliliğin ilişkisi nedir? Kara delik,bir varsayımdan öteye geçebilmiş midir?

Evren bilimin(kozmolojinin) gündemini oluÅŸturan kavramlardan biri de kara deliklerdir. Bu adı bulan John Wheler’dir. Konu, Einstein’ın genel görelilik kuramından türetilmiÅŸtir. Bu konuda iki büyük öncü S.W.Hawking ve R.Penrose’dur. Hawking’in vurguladığı gibi “genel görelilik,yapılmış her gözlemle uyumlu olan güzel bir kuramdır”.Kara deliklerin varlığı hemen hemen gözlendi(R.Penrose,1994).

Doğa anlayışımız değişti. Eskiden,bundan iki-üç yüz yıl önce,kendisinin gözlenmesini bekleyen nesnel madde olduğu,bunun keşfedilmesiyle bir madde bulunduğu sanılırdı. Şimdi önce kuram geliyor,önce matematik geliyor.20.yy biterken başka yıldızlar çevresinde dolaşan kırk kadar gezegen keşfedildi. Bu gezegenlerin hiçbiri gerçekte gözlenmiş değildir,yani gözlenerek bulunmamıştır. Bunların varlığı,bağlı oldukları yıldıza yaptıkları kütle çekim etkisinden öngörülmektedir. Hem de Newton yasalarından yararlanarak bunu başarabiliyoruz. Kısacası matematiksel araçlarla,görülmeyen gezgenin varlığını ve yörüngesini belirleyebiliyoruz. Kara delik kuramı da böylesi bir temele dayanıyor. Modern bilimin araç ve içeriğindeki değişmeyi göremeyenler,kuramın ya da matematiğin tuttuğu ışığı anlamayanlar,bilimin gelişmesine karşı kuşku tohumları ekmeye çalışıyor.

Bu konuda önce her şeyi bildiğini sanan felsefi bir görüşle sizi tanıştıracağım. Bu tanışmanın sizin konu üzerinde daha çok yoğunlaşmanızı sağlayacağını sanıyorum.

Åžimdi Alan Woods ve Ted Grant Aklın Ä°syanı adlı kitaplarında Kara delikler konusunda da pes perdeden yazıyorlar. Kendilerinden baÅŸka herkesi kör ve ahmak sandıkları için bol keseden atıyorlar. Bizzat uzay ve zaman kavramlarımız hakkında en köklü deÄŸiÅŸiklikleri getiren görelilik hakkında”Tuhaftır ama görelilik teorisinde zamanın ve uzayın ne olduÄŸuna dair bir tanım aramak boÅŸunadır.” diyebilmekteler. Yine aynı sayfada “Kara delikler hakkındaki tüm yaygaralardan sonra, Einstein tarafından bu konuya hiç deÄŸinilmediÄŸini keÅŸfettiÄŸinizde ÅŸaşırabilirsiniz. O esasen çok karmaşık bir matematiÄŸe dayalı dikkatli bir yaklaşıma bel baÄŸlamış ve gözlem ve deneyle doÄŸrulanabilecek öngörülerde bulunmuÅŸtu. Kara delik fiziÄŸi, açıkça saptanmış ampirik verilerin yokluÄŸunda,son derece spekülatif bir karaktere sahiptir.” (s:172) Einstein’ın kara delikler konusuna deÄŸinmemiÅŸ olması,ne Einstein için ne de kara delikler kuramı için bir özür ya da eksiklik deÄŸildir. Kaldı ki aÅŸağıda Einstein’le kara delik kuramı arasındaki iliÅŸkiyi göreceksiniz.”Açıkça saptanmış ampirik verilerin yokluÄŸunda” ne demek? Yazarlar,Einstein’le kendini gösteren bilimsel devrimi anlamamış görünüyorlar. Einstein,genel görelilik kuramını ortaya atarken “hiç bir ampirik veriye” dayanmadı. Paul Dirac,1920′lerin sonuna doÄŸru pozitronun varlığını keÅŸfederken “hiçbir ampirik veriye” dayanmadı ve hatta pozitron kozmik ışınlarda “gözlenince”(ampirik veri olunca),”denklemim benden daha akıllı” demiÅŸti. Günümüzdeki bilimsel buluÅŸlarda “nesnel gerçeÄŸe” bakıp gazel okuma devri geçti. Elbette Copernicus,Kepler,Galileo,Newton, bilimin büyük öncüleri olarak,bilim tarihinin parlak sayfalarında bize ışık tutuyorlar;ama bilim adamları onlardan aldığı meÅŸaleyi çok yükseklere tırmandırdı. GerçeÄŸi,kuramın gözüyle,matematiÄŸin gözüyle görme aÅŸamasına yükseldik. Yazarlar,bizim gibi çorak topraklarda salyangoz satmaya çalışıyor,ama salyangozları öylesine bayat ki!

EINSTEIN: “KaradeliÄŸin Gönülsüz Babası”
Herkes kara delikleri duymuştur. Haşmetli bir yıldız ölünce uzayla zamanın birleştiği ölü bir ana hoş geldiniz.
Jeremy Bernstein’ in yazısından özetliyorum:
Albert Einstein ‘ in kütle çekim denklemleri karadelik anlayışının temelini oluÅŸturur; ancak ilginç olan Einstein’ in bu denklemleri, karadeliklerin varolamayacağını kanıtlamak için kullanmasıdır.
Einstein 1939′ da “Annals of mathematics” adlı dergide Çok Sayıda Kütleden OluÅŸan Küresel Simetrik DuraÄŸan Bir Sistem Ãœzerine adlı bir makale yayınladı. Einstein bu makalesinde karadeliklerin, yani çok yoÄŸun olduÄŸu için içinden ışığın bile kaçmasını önleyen göksel cisimlerin bulunamayacağını belirtiyordu. Bunun için de kendisinin 1916′ da yayınladığı genel görecelilik ve kütle çekim kuramını kullandı. Ä°lginç olan ÅŸu: Bu kuram, kara deliklerin yalnızca olası deÄŸil, aynı zamanda birçok gökcismi için kaçınılmaz olduÄŸunu göstermek için kullanılan kuramdır. Einstein’ in kara delikleri reddinden birkaç ay sonra, ona atıfta bulunmadan J. Robert Oppenheimer ve öğrencisi Snyder, Sürekli Kütle çekimsel Büzülme adlı bir makale yayınladılar. Bu çalışma, Einstein’ in görelilik kuramını modern fizikte ilk kez karadeliklerin nasıl oluÅŸtuÄŸunu göstermek için kullanıyordu. EÄŸer basınç, çöküşe dayanacak kadar güçlü deÄŸilse, yıldızın yarıçapının yavaÅŸ yavaÅŸ küçülmesi beklenir. 1939′ da Oppenheimer ve Snyder’ in yaptıkları kuramsal hesapların söylediÄŸi de iÅŸte buydu. Einstein denklemlerinin çözümlerinin bir karadeliÄŸi belirten ilk açık örneÄŸi bu çalışmaydı. Burada örnek çöken bir toz bulutuyla ilgili olarak verilmiÅŸti. İçeride bir tekillik bulunmakla birlikte bu, olay ufku ile çevrili olduÄŸu için dışarıdan görülemez. Bu ufuk, kendi içerisindeki olayların, dışarıdaki sonsuza sinyal gönderemediÄŸi bir yüzeydir.
Einstein, kuantum istatistiÄŸini yaratırken, o zamanlar pek tanınmayan Hintli fizikçi Satyendra Nath Bose’ den Haziran 1924′ te aldığı bir mektuptan etkilendi. Bose’ nin mektubuyla birlikte, bir Ä°ngiliz bilim dergisinin reddettiÄŸi bir makale metni de geldi. Einstein, makaleyi okuduktan sonra, Almanca’ya çevirdi ve prestijli bir fizik dergisine postaladı. Einstein neden makalenin önemli olduÄŸunu düşündü?20 yıl boyunca elektromanyetik ışımanın doÄŸasıyla uÄŸraşıyordu, 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 deÄŸiÅŸtiÄŸini tanımlayan matematiksel bağıntıyı bulmuÅŸtu. Işıma spektrumunun (tayfının) biçiminin, kabın çeperlerinin yapıldığı maddeden bağımsız olduÄŸu anlaşıldı. Işımanın sadece sıcaklığa baÄŸlı( siyah cisim ışımasının bir örneÄŸi bütün evrenin kabın yerine geçtiÄŸi bir durumda büyük patlamadan arta kalan fotonlardır. Bu fotonların sıcaklığı 2. 7260002 Kelvin olarak ölçülmüştür).
Bose, az çok rastlantıyla siyah cisim ışımasının istatistiksel mekaniÄŸini hesap etmiÅŸ oluyordu. Yani Bose, Planck yasasını, matematiksel olarak kuantum mekaniÄŸinden çıkarmıştı. Ä°ÅŸte bu çıkarım Einstein’ in ilgisini çekiÅŸti. Ancak o, Einstein olarak olayı bir adım ileri götürdü. Bose’ nin fotonlar için kullandığı yönteme benzer bir yolla, ağır moleküllerin gazının istatistiksel mekaniÄŸini incelemede kullandı. Planck yasasının benzerini bu durum için türetti. Böylece ilginç bir ÅŸey buldu: parçacık gazı, Bose-Einstein istatistiÄŸine uygun olarak soÄŸutulursa, belli bir kritik sıcaklıkta bütün moleküller, aniden kendilerini dejenere ya da tekil duruma toplarlar. Bu durum Bose- Einstein yoÄŸunlaÅŸması diye anılır( Bose’ un bununla bir ilgisi olmasa da).
Ä°lginç bir örnek helyum gazıdır. Helyum gazı, 2.18 Kelvinde acayip özellikler gösteren süper akışkan (sürtünmesiz akışkanlık) sıvıya dönüşür. 1995 yılında Amerikalı araÅŸtırmacılar, baÅŸka atom çeÅŸitlerini 1 Kelvin derecenin birkaç milyarda birine kadar soÄŸutmayı baÅŸardılar. Buna karşın her gaz, bu yoÄŸunlaÅŸmayı göstermiyor. 1925′ te Einstein, yoÄŸunlaÅŸma üstüne makalelerini yayımladıktan hemen sonra, Avusturyalı fizikçi Wolfgang Pauli, proton, nötron, elektron gibi ikinci parçacık sınıfının aynı nitelikleri taşımadıklarını gösterdi. Bu sınıftan özdeÅŸ iki parçacığın, örneÄŸin iki elektronun aynı kuantum durumunda bulunamayacağını keÅŸfetti. 1926′ da Enrico Fermi ve P.A.M. Dirac, Bose- Einstein istatistiÄŸinin benzerini yaratarak parçacıkların kuantum istatistiÄŸini buldular. Pauli ilkesine göre bu parçacıklar düşük sıcaklıkta en çok yoÄŸunlaÅŸmalıydılar. EÄŸer elektron gazını sıkıştırıp düşük sıcaklığa kadar soÄŸutursanız ve hacmini küçültürseniz, elektronlar birbirlerinin yerlerini istila etmeye baÅŸlar. Ancak Pauli’ nin ilkesi bunu yasaklamıştır, dolaysıyla ışık hızına yaklaÅŸan hızlarla birbirlerinden uzaklaşırlar. Elektronlar ve diÄŸer Pauli parçacıkları için bu kaçan parçacıklar tarafından yaratılan basınç- dejenereyik basıncı- gaz, mutlak sıfıra kadar soÄŸutulsa da devam eder. Bunun elektronların birbirlerini elektriksel olarak itmeleriyle bir ilgisi yoktur. Çünkü hiçbir yükü olmayan nötronlar için de aynı ÅŸey geçerlidir. Bu, saf kuantum fiziÄŸidir.
Peki kuantum istatistiÄŸinin yıldızlarla ilgisi ne? Yüzyılın başında gökbilimciler, küçük ve belirsiz olan tuhaf bir yıldız sınıfı tanımlamaya baÅŸladı: Beyaz Cüceler. Bunlar GüneÅŸ’ le aynı kütleye sahipti; ışığının 360 da birini yayan en parlak yıldız olan Sirius’ a eÅŸlik eden yıldızlardı. Beyaz cüceler muazzam derecede yoÄŸun olmalıydı. Sirius’ un eÅŸi sudan 61 bin kat daha yoÄŸundu. neydi bu garip gök cisimleri? Ä°ÅŸte burada Sir Arthur Eddington devreye giriyor. Sir Eddington, kimileri için yanlış sebeplerle kahramandı. 1944′ te ölen Eddington, evren hakkındaki önemli her ÅŸeyin insanın kafasında neler döndüğü araÅŸtırılarak anlaşılabileceÄŸine inanan bir yeni- Kantçıydı ve bununla ilgili popüler kitapları vardı. Eddington, Einstein’ in uzak yıldızlardan gelen ışığı GüneÅŸ’ in eÄŸdiÄŸi yolundaki görüşünü doÄŸrulayan iki araÅŸtırmacıdan biriydi. 1926′ da yayınladığı klasik kitabının baÅŸlığı olan Yıldızların İç Yapısı konusunun anlaşılmasını saÄŸlayan araÅŸtırmalara öncülük etti.
Eddington 1924′ te beyaz cüceyi sıkıştıran kütle çekim basıncının elektronları protonlardan ayırdığını öne sürmüştü. Atomlar bu ÅŸekilde “sınırlarını” kaybedecekler ve belki de küçük, yoÄŸun bir pakete sıkıştırılacaklar. Böylece Pauli dışarlama ilkesine göre elektronların birbirini geri tepmesiyle oluÅŸan, Fermi- Dirac dejenerelik basıncının etkisiyle cücenin çökmesi duracak. Beyaz cücelerini anlaşılması 1930′ da henüz 19 yaşındaki bir gencin Subrahman Chandraekhar ‘ ın çalışmalarıyla ilerledi. Chandrasekhar, Ä°ngiliz fizikçi R.H.Fowler’ in kuantum istatistiÄŸi, Eddington’ un yıldızlar üzerine kitaplarını okumuÅŸ, beyaz cücelerden büyülenmiÅŸti. Fowler ile çalışmak üzere Cambridge Ãœniversitesi’ ne gidiyordu. Eddington da oradaydı. Yolda giderken zaman geçirmek için kendi kendine sordu: Bir cüce kendi kütle çekiminin etkisiyle çökmeden önce ne kadar ağır olabilirdi; bu ağırlığın bir üst sınır var mıydı. Yanıtı bir devrim baÅŸlattı.
Bir beyaz cüce, elektriksel olarak yüksüzdür. Öyleyse herbir elemktronu için ondan yaklaşık iki bin kat ağır bir de proton bulunması gerekir. Sonuç olarak, protonlar kütle çekim basıncının yükünü karşılamalıdır. EÄŸer beyaz cüce çökmüyorsa, elektronların dejenerelik basıncı ile protonların kütle çekimi dengelenmelidir. Bu denge, proton sayısını ve bu nedenle de cücenin kütlesini sınırlar. Bu maksimum kütle deÄŸeri Chandrasekhar limiti olarak bilinir ve GüneÅŸ’ in kütlesinin 1.4 katına eÅŸittir. Bundan daha büyük kütleli bir cüce, duraÄŸan olamaz. Chandrasekhar’ ın buluÅŸu Eddington’ u tedirgin etti. Yıldızın kütlesi, GüneÅŸ kütlesinin 1.4 katından büyük olursa ne olur? Yanıttan hoÅŸnut kalmadı. Yıldızın yoÄŸunlaÅŸarak cüceye dönüşmesini önleyen bir mekanizma yoksa ya da Chandrasekhar’ ın sonucu doÄŸruysa, büyük kütleli yıldızlar kütle çekimi olarak bir bilinmeyene düşüp siliniyorlar. Eddington bunu dayanılmaz buldu ve Chandrasekhar’ ın kuantum istatistiÄŸini kullanışını eleÅŸtirmeye ve deÄŸiÅŸtirmeye karar verdi. Bu eleÅŸtiri Chandrasekhar’ ı yıktı. Ancak onun imdadına Danimarkalı fizikçi Niels Bohr yetiÅŸti. Bohr, Eddington’ un yanlış olduÄŸunu söyledi ve dikkate almamasını istedi.
Einstein, kendi denklemlerinin çözümlerini bulmak için çok da çaba harcamamıştı. Maddenin etrafındaki kütle çekimini ele alan bölüm tamamlanmıştı. Çünkü kütle çekimi bir parçacığın bir eÄŸri boyunca bir noktadan baÅŸka bir noktaya gitmesini saÄŸlayarak zaman ve uzay geometrisini deÄŸiÅŸtirmekteydi. Einstein için daha önemli olan ÅŸey, kütle çekiminin kaynağı olan maddenin sadece kütle çekim denklemleriyle açıklanamamasıydı. Einstein bulduÄŸu denklemlerin tamamlanmamış olduÄŸunu 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 etkilemiÅŸti. Ä°ÅŸlemler sırasında Schwarzschild rahatsız edici bir ÅŸey fark etmiÅŸti. Yıldızın merkezinden belli bir mesafede matematik anlamsızlaşıyordu. Åžimdi Schwarzschild yarıçapı denen bu uzaklıkta zaman siliniyor ve uzay sonsuz oluyordu. Yani denklem matematikçilerin deyiÅŸiyle tekil oluyordu. Bu yarıçap, çoÄŸunlukla cismin yarıçapından küçüktür. ÖrneÄŸin GüneÅŸ için bu yarıçap 3 km. Bunun yanında 1 gramlık bir bilye içinse 10-28 cm. Schwarzschild, yılmadı. Bir yıldızın basitleÅŸtirilmiÅŸ bir modelini yaptı ve kritik yarıçapa kadar çökmesi için sonsuz bir basınç gradyanı gerektiÄŸini gösterdi. Böylece, bulduÄŸu tekilliÄŸin 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 küllenmiÅŸ olarak kaldı.
Einstein’ in 1939′da yayınladığı makale şöyle diyordu: ” Bu makalenin temel sonucu, Schwarzschild tekilliÄŸinin neden fiziksel gerçeklikte yerinin olmadığının anlaşılması olmuÅŸtur.”
BaÅŸka bir deyiÅŸle karadelikler varolamaz.
Einstein, küresel yıldız kümesine benzer, birbirinin çekimi etkisinde dairesel yörüngelerde hareket eden küçük parçacıklar toplamına dikkatini verdi. Sonra böyle bir ÅŸekillenmede yıldızın kritik yarıçapla kendi çekimi altında duraÄŸan bir yıldıza çöküp çökmeyeceÄŸini sordu. Sonuç olarak bunun olamayacağına karar verdi; çünkü yıldızlar böyle bir büyük çaplı ÅŸekillenmelerini duraÄŸan tutmak için ışık hızından daha hızlı hareket etmek zorunda kalacaklardı. Aslında Einstein’ in açıklaması doÄŸru olsa bile konuyla ilgili deÄŸildir Çünkü kritik yarıçapa çöken bir yıldızın duraÄŸan olup olmaması fark etmez. Yıldız nasıl olsa yarıçaptan daha küçük mesafelere çökmekte.
Einstein bu araÅŸtırmalarını yaparken Kaliforniya’ da tamamıyla farklı bir giriÅŸim ilerlemekteydi.
Oppenheimer ve öğrencileri kara deliklerin çaÄŸdaÅŸ kuramını yaratmaktaydılar. Kara delik araÅŸtırmalarıyla ilgili garip olan ÅŸey, tümüyle yanlış olduÄŸu anlaşılan bir fikirden esinlenmesiydi. 1932′ de Ä°ngiliz fizikçi James Chadwick, atom çekirdeÄŸinin elektrikçe yüksüz bileÅŸeni olan nötronu buldu. Ardından nötronların beyaz cücelere alternatif olabileceÄŸi spekülasyonları baÅŸladı. Özellikle Kaliforniya teknoloji Enstitüsü’nden Fritz Zwicky ve parlak Sovyet teorik fizikçisi Lev Landau baÅŸta olmak üzere. tartışmalarına göre, yıldızın kütle çekimi basıncı yeterli derecede artınca, nötron oluÅŸturmak üzere bir elektronla bir proton reaksiyona girebiliyor. Zwicky haklı olarak bu iÅŸlemin süpernova patlamalarında gerçekleÅŸtiÄŸini tahmin etti; sonuç olarak nötron yıldızları bugün pulsar olarak tanımlanıyor. O sıralarda, olaÄŸan yıldızlarda enerji üretmek için bugün bilinen mekanizma bilinmiyordu. Bir çözüm, nötron yıldızını olaÄŸan bir yıldızın ortasına yerleÅŸtirmekti. Günümüzde pek çok astrofizikçi, kara deliklerin kuasarları güçlendirdiÄŸini benzer olarak tahmin ediyorlar. Bu durumda akla ÅŸu 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 aracılığıyla etkileÅŸmeleri. Kütle çekimi bu kuvvetin üstesinden gelebiliyor ancak kesin bir kütle limiti ayrıntılara 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 karşılaÅŸtırılabilir olabileceÄŸi sonucuna vardı. Bu makalelerden ilki 1938′ de, ikincisi 1939′ da yayımlandı. Oppenheimer tam olarak, Eddington’ unun beyaz cüceler hakkında düşündüğü ÅŸeyi sorgulamaktaydı: EÄŸer kütle limitini aÅŸan kütleye sahip bir yıldız çökerse ne olur? Oppenheimer ve öğrencileri, 5000 km uzakta oldukları için Einstein’ in 1939′ ka karadelikleri reddeden çalışmasından haberdar deÄŸillerdi. Ancak Oppenheimer, kritik yarıçaptaki duraÄŸan bir yıldızla uÄŸraÅŸmak istemedi. EÄŸer 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 baÄŸlı olduÄŸunu 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 yavaÅŸlayarak duracak; sabit bir gözlemci yıldızın kritik 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 verdiÄŸi derste karadelik ismini kullanana dek, bu nesnelere donmuÅŸ yıldızlar deniyordu. Schwarzschild geometrisindeki tekilliÄŸin gerçek önemi bu donup kalmadır. Oppenheimer ve Snyder’ in makalelerinde gözlemledikleri gibi, bu çöken yıldız ” kendini ” uzaktaki gözlemcilerle herhangi bir iletiÅŸime kapatıp, kütle çekim alanıyla baÅŸbaÅŸa kalır. DiÄŸer bir deyiÅŸle karadelik oluÅŸmuÅŸtur. Ä°yi de çöken yıldız üzerindeki gözlemciye ne olacak? Oppenheimer ve Snyder ’a göre göre bu gözlemci, olayı tamamen deÄŸiÅŸik biçimde algılayacaktır. Yıl 1939′ du; Dünya ateÅŸler içindeydi; dünya parçalanmak üzereydi. Oppenheimer de savaÅŸa girdi; insanı yapabileceÄŸi en yıkıcı silahı yaptı. Einstein de çalışmadı. Barış geldiÄŸinde 1947′ de Oppenheimer, Princeton’ da Ä°leri AraÅŸtırmalar Enstitüsü’ nün direktörü oldu. Einstein de aynı enstitüde profesördü. Onların kara delikler hakkında konuÅŸup konuÅŸmadığı hakkında kayıt yok. Yıldızların gizemli kaderini öğrenmek isteÄŸi 1960′ ları bekledi. Genel Görelilik,zamanda geri yolculuk için bilimcilerin önünde parlamaya baÅŸladı.

Kaynakça:

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

2.Hawking,Stephen,Kara Delikler ve Bebek Evrenler(1993),Çeviri: Nezihe Bahar,Sarmal Yayınevi(1996)

3.Hawkingi,Stephen,Ceviz Kabuğundaki Evren(2001) Çev:Kemal Çömlekçi,Alfa yayınları(2002)

4.Osserman,Robert; Evrenin Şiiri(1995),Çeviren:İsmet Birkan,TÜBİTAK yayınları(2000)

5.Penrose,Roger; Büyük,Küçük ve İnsan Zihni,Çeviri: Cenk Türkman,Sarmal Yayınları(1998)

6. Penrose,Roger;Fiziğin Gizemi: Kralın Yeni Usu II (1989)Çeviren Tekin Dereli,TÜBİTAK yayınları(Aralık 2000)

7. White,Michael-Gribbin,John; Stephen Hawking: Yaşamı,Kuramı ve Son Çalışmaları,Çev: Nezihe Bahar,Sarmal yayınları(1993)