Einstein’ın genel görelilik kuramı bir yüzyıldır geçerliliğini koruyor, fakat henüz bir kara deliğin olay ufku kadar ciddi bir kütleçekimselkuvvetin olduğu bir yerde henüz test edilemedi.Olay Ufku Teleskobu (EHT), küresel radyo teleskoplar ağı, Samanyolu’nun merkezindeki Sagittarius A*’nın olay ufkunu gözlemleyerek çeşitli testler uygulayacak.Bu gözlemlerSagittarius A*’nın bir kara delik mi, yoksa çıplak tekillik gibi garip bir cisim mi olduğunu görmemizi sağlayacak. Eğer bu bir kara delikse, genel göreliliğin dediği gibi mi davranıyor olacak?Eğer EHT Einstein’ın öngörüleriyle uyuşmayan bir durum saptarsa, sonraki yıllarda hazır olacak aletler bu verileri kontrol etmemizi sağlayacak.
Dimitrios Psaltis / Sheperd S. Doeleman
Arizona Üniv., astronomi ve fizik profesörü / MIT – Harvard Smithsonian Astrofizik Enstitüsü, Olay Ufku Projesi Koordinatörü
Genel görelilik daha önce hiç kütleçekiminin aşırı boyutlarda etkili olduğu bölgelerde (örneğin bir kara deliğin kenarında) sınanmadı. Fakat bu durum yakında değişecek. Biliminsanları tam bir yüzyıl boyunca başarısız bir şekide Einstein’ın genel görelilik teorisindeki boşlukları bulmaya çalıştı, ancak şimdiye kadar Einstein’ın teorisi herhangi bir zorlukla karşılaşmadı. Bugüne kadar yalnızca oldukça düşük kütleçekimsel alanlarda değerlendirmeler yapıldı. Genel göreliliği en büyük testine tabi tutmak için, öncelikle olağanüstü kütleçekimlerde de geçerliliğini koruyup korumayacağını görmek gerekiyor. Bunun için en iyi örnek Evren’deki en yüksek kütleçekim etkisine sahip olan karadeliklerdir (Olay ufkunda, sınırın ötesinde öyle büyük kütleçekimsel bir kuvvet vardır ki, içeriye kaçan ışık ve madde asla geri dönemez).
Bir kara deliğin içerisi gözlenemez, fakat kara deliğin ufkunun yakınlarındaki cisimleri çevreleyen kütleçekimsel alan, teleskoplarla saptayabileceğimiz, yüksek düzeyde elektromanyetik radyasyon yayar. Kara deliğin yakınında, ezici çekim gücü maddeyi içe doğru sıkıştırarak (toplanma akışı olarak bilinir) maddenin hacmini gitgide küçültür. Bu durum, içeri çekilen maddenin milyarlarca derece sıcaklığa ulaşmasına yol açar ki, bu da “kara” deliğin etrafının evrendeki en “parlak” yerlerden biri olmasına neden olur.
Eğer bir kara deliği olay ufkunu görmeye yetecek kadar büyütme gücü olan bir teleskopla izleyebilseydik, maddenin geri dönüşü olmayan bir şekilde sarmallanarak içe doğru çekildiğini ve tam olarak genel göreliliğe uygun davrandığını gözlemleyebilirdik. Bu çözünürlükte bir teleskop geliştirmenin elbette ki birtakım zorlukları var. Özellikle, kara deliğin Dünyadan gözlendiğinde çok küçük gözükmesi önemli bir problem. Çoğu galaksinin merkezinde yer aldığı düşünülen (milyonlarca veya milyarlarca güneş kütlesinde ve bazı durumlarda çapları Güneş Sistemimizin büyüklüğüne varan) dev kütleli kara delikler bile, Dünyaya o kadar uzaklar ki, gökyüzünde olağanüstü küçük açılar çiziyorlar. Gezegenimize en yakın örnek Sagittarius A*, Samanyolu’nun merkezindeki dört milyon güneş kütleli kara delik. Olay ufkunun genişliği yalnızca 50 mikro ark saniye (uzunluk/açı birimi, bir derecenin 3600’de 1’i) gibi görünüyor. Bu derece küçük bir nesneyi incelemek için, Hubble Uzay Teleskobu’ndan 2000 kat daha iyi açısal çözünürlüğe sahip bir teleskop gerekli.
Dahası, böylesi kara delikler iki şekilde bizim görüş alanımızdan gizleniyor. Birincisi, galaksilerin en merkezinde, çoğu elektromanyetik spektrumu engelleyen gaz ve toz bulutlarının derinlerinde bulunuyorlar. İkincisi, belirlemek istediğimiz ışık yayan madde bile çoğu dalga boyu için geçirgen değil. Sonuç olarak, kara deliğin olay ufkundan kaçıp Dünyadan gözlemlenebilecek yalnızca birkaç ışık dalga boyu var.
Olay Ufku Teleskobu (The Event Horizon Telescope – EHT) Projesi bu sorunların aşılması ve detaylı kara delik gözlemlerinin gerçekleştirilebilmesi için yapılan uluslararası bir girişim. Dünyadan elde edebileceğimiz en yüksek açısal çözünürlüğü sağlamak için, EHT, Çok Uzun Bazal Girişimölçüm (Very Long Baseline İnterferometry – VLBI) olarak bilinen bir teknik kullanıyor. Astronomlar, Dünyanın farklı bölgelerinden aynı hedefi gözlemliyor, verileri kaydediyor ve bu verileri bir süper bilgisayar yardımıyla birleştirerek tek bir görüntü oluşturuyorlar. Bu yöntemle, tüm kıtalardaki teleskoplar birleşerek Dünya boyutlu dev bir sanal teleskoba dönüşmüş oluyor. Bir teleskobun çözüm gücü gözlediği ışığın dalga boyunun kendi boyutuna oranıdır ve bu yüzden VLBI herhangi bir teleskobun çok daha ötesinde bir büyütme gücüne sahiptir.
VLBI’de kullanılan teknolojileri geliştirilerek gözlemlerin en kısa radyo dalga boylarında yapılması sağlandığında, EHT yakın zamana kadar kara delik gözlemlerindeki bütün zorlukları aşacak. Bu dalga boylarında (bir milimetre civarı) Samanyolu genellikle, EHT’nin Sagittarius A*’yı minimum bulanıklıkla gözleyebileceği kadar şeffaf. Bu dalga boyları aynı zamanda kara deliğe çekilen maddenin içinden de geçebildiği için Sagittarius A*’nın olay ufkuna en yakın bölgeleri inceleyebiliriz.
Bununla birlikte gerçek bir “Goldilocks tesadüfü”ne göre(çevirenin notu, ç.n.: şartların ya da aletlerin, bahsedilen durum için uygun olma durumu)VLBI dizileri, yakında bulunan süper kütleli kara deliklerin olay ufuklarını gözlemlemek ve hatta çözmek için uygundur.
Paralel bir gelişme daha var, teorik astrofizikçiler bu gözlemlerin olası sonuçlarını geniş kapsamda incelemek ve bunları yorumlayacak aletler geliştirmek için matematiksel modeller ve bilgisayar simülasyonları geliştiriyorlar. Yeni süper bilgisayar algoritmaları kullanarak kara deliğin olay ufkunun etrafındaki maddelerin hareketlerini simüle ettiler ve tüm simülasyonlarda kara deliğin toplanma akışına kapılan ışığın üzerinde bir “gölge” bulunduğunu saptadılar.
Washington Üniversitesi’nden fizikçi James Bardeen kara delik gölgesinin varlığını 1973’te öngörmüştü. Tanım gereği, olay ufkunu geçen herhangi ışık asla geri dönemez. Bardeen, ufkun dışında, bir fotonun kara deliğe yörüngeleneceği noktayı belirledi. Eğer bir ışın bu yörüngeden içeri girerse, sonsuza kadar kapılır ve olay ufkundan içeriye sarmallanarak çekilir.
Bir kara deliğin olay ufkunda meydana gelen ışık ışunları, o yörünge üzerinde kalmaya devam ederlerse kara delikten kaçabilirler. Fakat, hareket yönleri neredeyse tamamen dışarıya doğru olmalıdır, yoksa bu tür ışıklarınbile kara deliğin kütle çekimi etkisine kapılma olasılığı vardır. Dolayısıyla bu koşulları sağlamayan ışık ışınları da kara delik merkezine doğru hareket edip onun bir parçası haline gelecektir.Biz bu sınıra foton yörüngesi diyoruz.
Fotonlar söz konusu olduğunda, kara delikler opak(ç.n: ışığı yansıtmayan, soğuran) cisimler gibi davranıyor. Dolayısıyla kara deliklerin sınırlarını da yine ışık belirlemektedir. Parlak ışık hüzmelerinde, karadeliğe doğru gidildikçe ışık azalmaya ve görüntü kararmaya başlar. Bu karanlık noktaya “kara deliğin gölgesi” adı verilir. Gölgelerin görünür büyüklükleri Dünya’datahmin edildiği gibi ışığın yörüngesinden biraz daha büyük görünecektir.Bu durumun nedeni, kütleçekimsel merceklemeden dolayı gölgenin görüntüsünün daha büyük görünmesidir.
EHT şimdi bu gölgeyi ve kara deliklerin özelliklerini gözlemlemek için hazır. 2007 ve 2009’daki, Sagittarius A*’yı ve Virgo (M87 olarak da bilinir) galaksisinde bulunan bir başka süper kütleli kara deliği hedefleyen gözlemler teknolojik yaklaşımlarımızın güvenilir olduğunu doğruladı ve nihai bilimsel amacına ulaşabilir olduğunu gösterdi. Bu eski erken dönem gözlemler Hawai, Arizona ve Kaliforniya’da birbirlerine koordineli bir biçimde yapıldı.Gözlemlerin amacı, iki kaynaktaki 1,3 mm dalga boyundaki radyo yayılımının genişliğini (yani ne kadar geniş bir alana yayıldığını)ölçmekti. Her iki durumda da, ölçümler kara delik gölgesinin beklenilen boyutuyla uyuştu.
Gözlemler, gezegenin her yanında bulunan çanak ağları ile yapıldı(Radyo teleskop dediğimiz yapılar aslında evlerimizdeki çanak antenlere çok benzer ve bu yüzden ABD terminolojisinde radyo teleskop yerine çanak denildiği de olur) Bunun haricinde, ancak en az bu gözlemler kadar güçlü olan başka gözlem setleri VLBI verilerini kullanacak. Bu veriler sayesinde, aktif bölgelerdeki (sıcak noktalar)ışıkların kara delik yaptıkları dairesel yörünge izlenilecek. Bu gözlemlerin yapılmasının sebeplerinden biri, genel göreliliğin test edilmesini sağlayacağının düşünülmesidir. Genel görelilik denklemleri, bir kara deliğin nasıl gözükeceğini ve çevresindeki maddenin nasıl hareket edeceğini öngörüyor. Bu gözlemler bir bakıma teorinin gerçekleri öngörüp öngörmediğini gösterebilecek.
Kozmik sansürü sınamak
EHT basit bir soruya yanıt vermemizi sağlayacak: Sagittarius A* bir kara delik mi? Edinilen bütün kanıtlar cevabın evet olduğunu gösteriyor, fakat şu ana kadar kimse bir kara deliği doğrudan gözlemlemedi ve bunun dışında genel görelilikle tutarlılık gösteren başka olasılıklar da var. Örneğin, Sagittarius A* çıplak tekillik denilen şey olabilir.
Fizikte tekillik, bir denklemin çözümünün belirsiz olduğu ve bizim bildiğimiz fizik kurallarının artık işlemediği yerdir. Genel görelilik evrenin bir tekillikte başladığını öngörür; kozmosun tek bir, sonsuz yoğunluktaki noktada toplandığı başlangıç anı. Teori bize aynı zamanda, kütleçekiminin sonsuz olduğu ve maddenin sonsuz yoğunlukta sıkıştırıldığı tekilliğin her kara deliğin merkezinde yatıyor olduğunu söyler.
Bir kara delikte, olay ufku, tekilliği bizim evrenimizden saklar. Ancak tabii ki genel görelilik tüm tekilliklerin bir ufuk tarafından örtülmesini gerektirmez. Tekilliğin “çıplak” olduğu varsayılınca, Einstein’ın denklemleri için sonsuz sayıda çözüm ortaya çıkıyor. Bu çözümlerden bazıları kara delikleri öyle hızlı dönen cisimler olarak tasvir ediyor ki, ufuklar beraberinde tekilliği açığa çıkarıyor, diğer çözümlere göre ise kara delik bir olay ufkuna sahip değil.
Çıplak tekillikler, kara deliklerin aksine, çoğunlukla teorik düzeyde kaldılar; kimse onların oluşumlarını anlatacak gerçek bir tarifle çıkıp gelmedi. Bir yıldızın kütleçekimsel çöküşünü canlandıran olası astrofiziksel bilgisayar simülasyonlarının tümü, bir kara deliğin ve bir ufkun oluşumuyla sonuçlandı. Ancak Roger Penrose, 1969 yılında kozmik sansür hipotezini ortaya attı: Fizik bir şekilde tekilliklerin çıplaklığını her seferinde bir ufuklasansürlüyordu.
Eylül 1991’de, Kaliforniya Teknoloji Enstitüsü fizikçilerinden John Preskill ve Kip Thorne,Cambridge fizikçisi Stephen Hawking ile kozmik sansür hipotezinin yanlış olduğuna ve çıplak tekilliklerin var olduğuna dair bir iddiaya tutuştular. Ancak 25 yıla yakın zaman geçmesine rağmen, iddia hâlâ sonuçlanmayı bekliyor. Sagittarius A*’nın bir olay ufkunun olduğunu kanıtlamak, başka yerde bir çıplak tekilliğin var olabileceği ihtimalini kesin olarak çürütmüyor. Ayrıca, Samanyolu’nun merkezindeki kara deliğin bir çıplak tekillik olduğunun belirlenmesi modern fizik kurallarının bozulduğu durumları gözlememizi sağlayabilir.
“Kılsız”(no-hair) teoremi
Kozmik sansür hipotezinin gözden düşmesi, genel göreliliğe vurucu bir darbe olmayabilir; nihayetinde, denklemleri çıplak tekilliğe hâlâ izin veriyor. Ayrıca EHT’nin kara delikler hakkında uzun soluklu bir fikir sağlayabilecek “kılsız”(no-hair) adlı teoremi test etmesi bekleniyor ve eğer no-hair teoremi yanlışsa, genel göreliliğin, en azından değiştirilmesi gerekecek; bu teoremin matematiksel ispatı, başka açık kapı bırakmıyor.
Kurama göre olay ufkuyla çevrelenmiş herhangi bir kara delik, yalnızca üç niteliği kullanılarak tamamen tanımlanabilir: kütlesi, spini (dönme açısal momentumu) ve elektrik yükü. Başka bir deyişle, aynı kütleye, spine ve elektrik yüküne sahip iki kara delik tamamen eştir. Teorem bize kara deliklerin hiçbir çıkıntısı (geometrik bozukluğu veya ayırt edici bir karakter özelliği) olmadığını söyler.
VLBI ile kara delikleri görüntülemeyi ilk düşünmeye başladığımızda, kara deliklerin gölgesinin büyüklüğü ve şeklini kullanarak, kara deliklerin kendisini oluşturan dönme açısal momentumunu ve yönelimlerini bulabileceğimizi sandık. Fakat yaptığımız simülasyonlar bize çok beklenmedik ve hoş bir sürpriz sundu. Kara deliklerin dönüş hızlarını ne kadar artırırsak artıralım, sanal gözlemcilerimizi nereye yerleştirirsek yerleştirelim, kara delik gölgesi daima hemen hemen küresel boyutta ve olay ufkunun yarıçapının yaklaşık beş katı büyüklükte bir oluşum gösteriyor. Bazı şanslı tesadüfler nedeniyle (bu durumun altında yatan bir derin fiziksel neden varsa da henüz çözemedik) modellerimizin parametrelerini ne kadar değiştirirsek değiştirelim, kara delik gölgesinin şeklinin ve boyutunun her zaman aynı kaldığını gördük. Eğer amacımız Einstein’ın teorisini test etmekse, bu rastlantılar bizim için müthiş bir gelişme; çünkü bu durum ancak genel görelilik kuramı geçerliyse gerçekleşiyor. Eğer Sagittarius A*’nın bir olay ufku varsa ve gölgesinin boyutu ve şekli öngörülerimizle çelişiyorsa, bu durum “kılsız” (no-hair) teoremine, dolayısıyla da genel göreliliğe karşı bir aykırılık oluşturur.
Yörünge takibi ve dahası
EHT gözlemleri bize yalnızca görüntü oluşturmaktan çok daha fazlasını kazandıracak. Antenler kara delik tarafından emilen radyasyonun tüm kutuplaşmasını kaydedecek, bu da olay ufkunun etrafındaki manyetik alanların haritasını çıkarmamızı sağlayacak.
Bu tür haritalar da bizim M87 gibi galaksilerin merkezlerinden fışkıran enerjilerin(jet) arkasındaki fiziği anlamamızı sağlayabilir.Astrofizikçiler olay ufkunda bulunan manyetik alan yoğunluklarının bu büyük enerji fışkırmalarını sağladığını düşünüyorlar. Manyetik alanın haritasının çıkarılması da bu hipotezin gerçekliğinin sınanmasına yardımcı olacak.
Kara deliğin etrafındaki maddenin hareketini izleyerek başka şeyler de öğrenebiliriz. Kara deliğin etrafındaki toplanma akışının çok çalkantılı ve kararsız olduğu tahmin ediliyor. Bilgisayar simülasyonları genellikle bu toplanma akışının içerisinde sınırlı, kısa ömürlü, manyetik olarak aktif bölgelerin var olduğunu öngörüyor: Güneş yüzeyinde olan manyetik patlamalara benzer “sıcak noktalar”. Bu sıcak noktalar (hotspots) – Sagittarius A*’da görülen değişken parlaklığı da açıklayabilir. Toplanma akışı boyunca, kara deliğin etrafında neredeyse ışık hızında dolanabilirler. Bazı durumlarda, kara deliğin ardında dolanırken kütleçekimsel olarak çekiliyor ve neredeyse tam olarak Einstein halkalarını oluşturuyorlar: Tıpkı Hubble Uzay Teleskobunun uzak kuazarlarda tespit ettiği gibi parlak, kütleçekimsel olarak çarpık ışık çemberleri. Öteki durumlarda, kara delik yörüngesinde birkaç kez dolandıktan sonra enerjilerini kaybedip dağılıyorlar.
Sıcak noktalar bir görüntü elde etme sürecini zorlaştırabilir, çünkü VLBI tekniği, teleskopları daha çok bir time-lapse (atlamalı) kamera gibi kullanıyor, sanal deklanşörü tüm gözlem süreci boyunca açık bırakıyor ve Dünyanın dönüşünü kara delikten olabildiğince açı yakalamakta kullanıyor.Eğer toplanma akışındaki bir parlak nokta kara deliğe yörüngelenirse, tıpkı çok hızlı bir koşucunun fotoğrafını çektiğinizde olduğu gibi, görüntüsü bulanıklaşacaktır.
Ancak sıcak noktalar genel göreliliği tamamen farklı bir yöntemle test etmemizi de sağlayabilir. EHT, kapanma fazı kararsızlık takibi adlı bir yöntemle, sıcak noktaların yörüngelerini saptayabilir.Yöntem, sıcak noktadan çıkan ışığın üç teleskoba gelişi arasındaki gecikmeyi hesaplayarak basit üçgenleme (nirengi) metoduyla, sıcak noktanın gökyüzündeki konumunu tespit etmemizi sağlıyor. Yörüngelenmiş sıcak noktalar, teleskoplardan elde edilecek işlenmemiş verilerde özgün imzalar bırakacaktır.
Ve Einstein’ın eşitlikleri, kara deliklerin gölgesi, boyutu ve şekli hakkında tahmin yürütmemizi sağlamanın yanı sıra, aynı zamanda ışık yörüngeleri ve kaynakları hakkında da bilmemiz gereken her şeyi öngörüyorlar. Bu sıcak nokta modeli biraz şematik, dolayısıyla sıcak noktaların gerçek hali çok daha karmaşık olabilir. Ancak bununla birlikte EHT, en yüksek hassaslık derecesinde, kara delik yörüngesi çevresindeki enerji akışını takip edebiliyor ve yine bu sayedegenel göreliliğin tahminlerinin kara deliğin hemen kenar noktalarındadoğru olup olmadığını sınayabiliyor.
Olağanüstü kanıt
Gözlemlerimiz Einstein’ın teorisiyle çelişirse ne olur? Carl Sagan’ın popüler bir sözüyle ifade etmek gerekirse, olağanüstü iddialar olağanüstü kanıtlar gerektirir. Doğabilimlerinde, olağanüstü kanıt genelde bir iddianın bağımsız yöntemlerle bir veya birden fazla kez doğrulanması anlamına gelir. İleriki yıllarda,uzay tabanlı kütleçekimsel dalga saptayıcılarının yanısıra, güçlü optik teleskoplar ve radyo teleskopları dev kütleli kara deliklerin etrafındaki yıldızların, nötron yıldızlarının (büyük kütleli yıldızların kütleçekimsel çöküşüyle oluşan ufak, olağanüstü yoğunluktaki nesneler) ve diğer nesnelerin yörüngelerini görüntüleyerek bir doğrulama sağlayabilirler.
Şili’deki Avrupa Güney Gözlemevi’nin Çok Geniş Teleskobu (Very Large Telescope – VLT) üzerinde kullanılmak üzere yapılmış optik kütleçekimi girişimölçeri, Sagittarius A*’nın olay ufkuna yeterince yakın olan (kara deliğin yarıçapının birkaç yüz katı kadar mesafedeki) yıldızların yörüngelerini izleyecek. Bu çalışma tamamlanır tamamlanmaz, Kilometrekare Dizileyici (Square Kilometer Array – SKA), Avustralya ve Güney Afrika’da inşa edilmekte olan bir radyo girişimölçer, aynı kara deliğin yakınındaki pulsarların yörüngelerini görüntüleyecek. Ayrıca geliştirilmiş Lazer Girişimölçer Uzay Çanağı (Evolved Laser Interferometer Space Antenna – eLISA) civardaki gökadaların merkezlerindeki yüksek kütleli kara deliklerden dolayı bükülen küçük bir ölçeğe sıkışmış nesnelerin kütleçekimsel dalgalarını belirleyebiliyor.
Kara deliklerin kuvvetli çekim gücü sebebiyle bu nesnelerin eliptik yörüngeleri hızla bozulmaya uğrar; bu etki kadar belirgindir ki, kara delikten yeterince uzakta olan bir cisim, bir iki dönüşten sonra tamamen pürüzsüz çembersel bir yörüngeye sahip olmalıdır. Kara delikler aynı zamanda etraflarındaki uzay-zamanı da bükecek ve bu diğer nesnelerin yörüngesel düzlemlerini de etkileyecek. Bir kara delikten farklı uzaklıklardaki yörüngelerin ne kadar tutarlı olduğunu ölçmek, kara delik çevresindeki uzay-zamanın tam bir üç boyutlu modelinin inşasına olanak sağlar. Ayrıca genel göreliliğin çok yüksek kütleçekimi etkilerindeki tahminlerinin sınanmasına yardımcı olur.
Tüm bu aletler Einstein’ın genel görelilik teorisinin (özellikle de kara deliklerle ilgili öngörülerinin) bir yüzyıl daha mı geçerli kalacağını, yoksa bilimsel gelişmeler için kurban mı edileceğini belirleyecek.
