Kara Delikler

Kara delik, astrofizikte, çekim alanı her türlü maddesel oluşumun ve ışınımın kendisinden kaçmasına izin vermeyecek derecede güçlü olan, kütlesi büyük bir kozmik cisimdir. Kara delik, uzayda belirli nicelikteki maddenin bir noktaya toplanması ile meydana gelen bir nesnedir de denilebilir. Bu tür nesneler ışık yaymadıklarından kara olarak nitelenirler. Kara deliklerin, "tekillik"leri dolayısıyla, üç boyutlu olmadıkları, sıfır hacimli oldukları kabul edilir. Karadeliklerin içinde zamanın ise yavaş aktığı veya akmadığı tahmin edilmektedir. Kara delikler Einstein'ın genel görelilik kuramıyla tanımlanmışlardır. Doğrudan gözlemlenememekle birlikte, çeşitli dalga boylarını kullanan dolaylı gözlem teknikleri sayesinde keşfedilmişlerdir. Bu teknikler aynı zamanda çevrelerinde sürüklenen oluşumların da incelenme olanağını sağlamıştır. Örneğin, bir kara deliğin potansiyel kuyusunun çok derin olması nedeniyle yakın çevresinde oluşacak yığılma diskinin üzerine düşen maddeler diskin çok yüksek sıcaklıklara erişmesine neden olacak, bu da diskin (ve dolaylı olarak kara deliğin) yayılan x-ışınları sayesinde saptanmasını sağlayacaktır. Günümüzde, kara deliklerin varlığı, ilgili bilimsel topluluğun (astrofizikçiler ve kuramsal fizikçilerden oluşan) hemen hemen tüm bireyleri tarafından onaylanarak kesinlik kazanmış durumdadır.

Sunuş ve terminoloji

Kara delik “çekimsel tekillik” denilen bir noktaya konsantre olmuş bir kütleye sahiptir. Bu kütle "kara deliğin olay ufku" denilen ve söz konusu tekilliği merkez alan bir küreyi oluşturur. Bu küre, kara deliğin uzayda kapladığı yer olarak da düşünülebilir. Kütlesi Güneş'in kütlesine eşit olan bir kara deliğin yarıçapı yalnızca yaklaşık 3 km'dir.

Yıldızlar arası (milyonlarca km) uzaklıklar söz konusu olduğunda, bir kara delik, herhangi bir kozmik cisim üzerinde, kendisiyle aynı kütleye sahip bir kozmik cisminkinden daha fazla bir çekim kuvveti uygulamaz. Yani, kara delikleri karşı konulamaz bir kozmik “aspiratör” olarak düşünmemek gerekir. Örneğin Güneş’in yerinde onunla aynı kütleye sahip bir kara delik bulunsaydı, Güneş Sistemi’ndeki gezegenlerin yörüngelerinde herhangi bir değişim olmayacaktı.

Birçok kara delik türü mevcuttur. Bir yıldızın çekimsel içe (kendi üzerine) çökmesiyle oluşan kara delik türüne "yıldızsal kara delik" denir. Bu kara delikler galaksilerin merkezinde bulundukları takdirde birkaç milyarlık “güneş kütlesi”ne kadar çıkabilen devasa bir kütleye sahip olabilirler ve bu durumda “dev kara delik” (veya galaktik kara delik) adını alırlar. Kütle bakımından kara deliklerin iki uç noktasını oluşturan bu iki tür arasında bir de, kütlesi birkaç bin "güneş kütlesi" olan üçüncü bir türün bulunduğu düşünülür ve bu türe “orta kara delik”ler  denilir. En düşük kütleli kara deliklerin ise kozmos tarihinin başlangıcındaki Büyük Patlama’da oluştukları düşünülür ve bunlara da "ilksel kara delik"  adı verilir. Bununla birlikte ilksel kara deliklerin varlığı halihazırda doğrulanmış değildir.

Bir kara deliği doğrudan gözlemlemek imkânsızdır. Bilindiği gibi bir nesnenin görülebilmesi için, kendisinden ışık çıkması veya kendisine gelen ışığı yansıtması gerekir; oysa kara delikler çok yakınından geçen ışıkları bile yutmaktadırlar. Bununla birlikte varlığı, çevresi üzerindeki çekim icraatinden, özellikle mikrokuasarlarda ve aktif galaksi çekirdeklerinde kara delik üzerine düşen yakınlardaki maddenin son derece ısınmış olmasından ve güçlü bir şekilde X ışını yaymasından anlaşılmaktadır. Böylece, gözlemler dev veya ufak boyutlardaki bu tür cisimlerin varlığını ortaya koymaktadır. Bu gözlemlerin kapsadığı ve genel görelilik kuramına uyan cisimler yalnızca kara deliklerdir.

Tarihçe

Kara delik kavramı ilk olarak 18. yüzyıl sonunda, Newton'un evrensel çekim kanunu kapsamında doğmuştur denebilir. Fakat o dönemde mesele yalnızca “kaçış hızı” ışık hızından daha büyük olmasını sağlayacak derecede kütleli cisimlerin var olup olmadığını bilmekti. Dolayısıyla kara delik kavramı ancak 20. yüzyılın başlarında ve özellikle Albert Einstein'ın genel görelilik kuramının ortaya atılmasıyla fantastik bir kavram olmaktan çıkmıştır. Einstein'ın çalışmalarının yayımlanmasından kısa süre sonra, Karl Schwarzschild tarafından, “Einstein alan denklemleri”nin merkezî bir kara deliğin varlığını içeren bir çözümü yayımlanmıştı.  Bununla birlikte kara delikler üzerine ilk temel çalışmalar, varlıkları hakkındaki ilk sağlam belirtilerin gözlemlerini izleyen 1960'lı yıllara dayanır. Kara delik içeren bir cismin ilk gözlemi,  1971'de Uhuru uydusu tarafından yapıldı.Uydu Kuğu takımyıldızının en parlak yıldızı olan Cygnus X-1 çift yıldızında bir X ışınları kaynağı olduğunu saptamıştı. Fakat "kara delik" terimi daha önceden, 1960'lı yıllarda Amerikalı fizikçi John Wheeler vasıtasıyla ortaya atılmıştı. Bu terimin terminolojiye yerleşmesinden önce ise kara delikler için “Schwarzschild cismi” ve “kapalı yıldız” terimleri kullanıldı.

Özellikler

Kara delik diğer astrofizik cisimleri gibi bir astrofizik cisimdir. Doğrudan gözlemlenmesinin çok güç olmasıyla ve merkezî bölgesinin fizik kuramlarıyla tatminkâr biçimde tanımlanamaz oluşuyla nitelenir. Merkezî bölgesinin tanımlanamayışındaki en önemli etken, merkezinde bir "çekimsel tekilliği" içeriyor olmasıdır. Bu çekimsel tekillik; ancak bir “kuantum çekimi” kuramıyla tanımlanabilir ki, günümüzde böyle bir kuram bulunmamaktadır.  Buna karşılık, uygulanan çeşitli dolaylı yöntemler sayesinde, yakın çevresinde hüküm süren fiziksel koşullar ve çevresi üzerindeki etkisi mükemmel biçimde tanımlanabilmektedir.

Öte yandan kara delikler çok az sayıdaki parametrelerle tanımlanmaları bakımından şaşkınlık verici nesnelerdir. Yaşadığımız evrendeki tanımları yalnızca üç parametreye bağlıdır: Kütle, elektriksel yük ve açısal momentum. Kara deliklerin tüm diğer parametreleri (boyu, biçimi vs.) bunlarla belirlenir. Bir kıyaslama yapmak gerekirse, örneğin bir gezegenin tanımlanmasında yüzlerce parametre söz konusudur (kimyasal bileşim,elementlerin farklılaşması, konveksiyon, atmosfer vs.) Bu yüzden 1967’den beri kara delikler yalnızca bu üç parametreyle tanımlanırlar ki, bunu da 1967’de Werner Israel tarafından ortaya atılan "saçsızlık kuramı"na  borçluyuz. Bu, uzun mesafeli temel kuvvetlerinin yalnızca kütleçekim ve elektromanyetizm oluşunu da açıklamaktadır; kara deliklerin ölçülebilir özellikleri yalnızca, bu kuvvetleri tanımlayan parametrelerle, yani kütle, elektriksel yük ve açısal momentumla verilir.

Bir kara deliğin kütle ve elektriksel yükle ilgili özellikleri "klasik" (genel göreliliğin olmadığı) fiziğin uygulanabileceği olağan özelliklerdir: Kara deliğin kütlesine oranla bir "kütleçekim alanı" ve elektriksel yüküne oranla bir elektrik alanı vardır. Buna karşılık açısal momentum etkisi genel görelilik kuramına özgü bir özellik taşır: Kendi ekseni etrafında dönen kimi kozmik cisimler, yakın çevrelerindeki uzay-zamanı  da “sürüklemek” (eğmek) eğilimindedirler. "Lense-Thirring etkisi"  denen bu fenomen şimdilik Güneş Sistemi’mizde gözlemlenmemektedir.  Kendi ekseni etrafında “dönen karadelik” türü çevresindeki yakın uzayda bu fenomen inanılmaz ölçülerde gerçekleşmektedir ki, bu alana “güç bölgesi” (ergorégion) veya “güç küresi”  adı verilmektedir.

Kara deliklerin dönme ve yüklerine göre sınıflandırılması

Kara deliklerin açısal momentum (J) elektriksel yük (Q) ve hep sıfırdan büyük olan kütle (m) parametrelerine göre belirlenen, varsayıma dayalı dört türü

	M > 0
	J = 0	J ≠ 0
Q = 0	Schwarzschild kara deliği	Kerr kara deliği
Q ≠ 0	Reissner-Nordström kara deliği	Kerr-Newman kara deliği

Bir karadeliğin bütün özelliklerini belirleyen üç unsuru vardır: kütlesi, açısal momentumu ve elektriksel yükü. Bir kara deliğin kütlesi her zaman sıfırdan büyüktür. Diğer unsurların sıfır ya da sıfırdan büyük olmasına göre, kara delikleri dört sınıfa ayırmak mümkündür.

Açısal momentum ve elektriksel yükü sıfır olan kara deliklere "Schwarzschild kara deliği" denilir. Bu ad 1916’da bu tür nesnelerin varlığı fikrini Einstein alan denklemlerinin çözümleri olarak ortaya atmış Karl Schwarzschild’a ithafen verilmiştir.

Kara deliğin elektriksel yükü sıfır olmayıp açısal momentumu sıfır olduğu takdirde "Reissner-Nordström kara deliği" türü söz konusu olur. Bilinen hiçbir süreç böyle sürekli bir elektriksel yük içeren sıkışmış bir cisim üretmek olanağı vermediğinden, bu tür kara delikler varsa bile, astrofizikte pek ilgi odağı olmamaktalar. Bu elektriksel yük, karadeliğin çevresinden alacağı zıt elektrik yüklerinin emilmesiyle zamanla dağılabilir.  Sonuç olarak, "Reissner-Nordström kara deliği" doğada mevcut olma olasılığı pek bulunmayan teorik bir cisimdir.

Kara deliğin bir açısal momentumu olup (kendi ekseni etrafında dönüyorsa) elektriksel yükü olmadığı takdirde "Kerr kara deliği" türü söz konusu olur. Bu ad, 1963’te bu tür cisimleri tanımlayan formülü bulmuş olan Yeni Zelanda’lı matematikçi Roy Kerr’in adına ithafen verilmiştir. Reissner-Nordström ve Schwarzschild kara delik türlerinin aksine, Kerr kara deliği türü astrofizikçiler için önemli bir ilgi odağı olmuştur; çünkü kara deliklerin oluşum ve evrim örnekleri onların çevrelerindeki maddeyi bir yığılım diski  aracılığıyla emme eğiliminde olduklarını ve maddelerin yığılım diskine kara deliğin dönüş yönünde spiral çizerek düştüklerini göstermektedir. Böylece madde, kendisini yutan kara deliğin açısal momentumuyla bir ilişki halinde olmaktadır. Bu durumda, astronominin ilgilenebileceği kara delikler yalnızca Kerr kara delikleridir.

Bununla birlikte, bu kara deliklerin, açısal momentumlarının iyice zayıfladığı hallerde, doğal olarak, Schwarzschild kara deliklerini andırmaları mümkündür.

Dördüncü tür, Kerr kara deliğinin elektriksel yüke sahip olduğu türdür. Buna Kerr-Newman kara deliği türü denir. Bu türe de var olma olasılığı çok zayıf olduğundan pek ilgi gösterilmemektedir.

Kara ve delik

Kara deliklerin varlığı John Michell  ve Pierre-Simon Laplace tarafından, birbirlerinden habersiz olarak, daha 18. yüzyılda gözönünde bulundurulmuştur. O zamanlar düşünülen, "kaçış hızı"  ışık hızından daha fazla olabilecek, yani ışığın çekimlerinin etkisinden kaçamayacağı kozmik cisimlerin varlığıydı. Işığın kara delikçe çekilmesi olgusunda, bir güçten ziyade, "Einstein dengelenmesi", "kızıla kayma" veya "çekimsel kızıla kayma" gibi adlarla belirtilen, ışığın (fotonların) çekim alanları etkisiyle maruz kaldığı bir değişim söz konusudur. Çekim alanı etkisiyle oluşan bu dengelenme veya değişimde ışık, bir karadeliğin "potansiyel kuyular"ından  çıkmaya çalışırken enerji bütünlüğünü kaybeder. Burada, "evrenin genişlemesi"nden, yani uzak galaksilerde gözlemlenen ve çok derin "potansiyel kuyu"ların olmadığı bir uzay genişlemesinden kaynaklananınkine oranla biraz farklı tabiatta bir kızıllaşma değişimi söz konusudur. Bu özellik de kara deliğin "kara" sıfatına çok uygun gelmektedir; çünkü bir kara delik ışık yayamamaktadır. Bu yüzden "kara delik" cisimlerinin adına "kara" sıfatı eklenmiştir. Bu, ışık için olduğu kadar, madde için de geçerlidir; çünkü bir kez kara delikçe çekilmeye başladıktan sonra hiçbir partikül o kara delikten kaçamamaktadır. Bu da kara deliğe "delik" adının verilmesini sağlamıştır.

Olay ufku

Işık ve maddenin artık kaçamadığı bölgeyi sınırlayan kuşağa “olay ufku”  adı verilir. Olay ufku, herhangi bir fiziksel incelemede bulunamadığımız bir uzay parçasıdır. Ne olay ufkundan ötesini bilinen yasalarla açıklama olanağı vardır, ne de orada ne olup bittiğini bilmenin bir yolu vardır. Bir yıldızın olay ufku, yıldızın çökmeden önceki kütlesiyle orantılıdır. Örneğin kütlesi 10 güneş kütlesi olan bir yıldız içe çöküp kara delik haline geldiğinde çapı 60 km. olan bir olay ufkuna sahip olur. Bir kara delik madde yuttukça olay ufkunu genişletir, olay ufku genişledikçe de daha güçlü çekim alanına sahip olur. Kara deliğin olay ufkunda teorik olarak zaman tümüyle durmaktadır. Kimi kara deliklerde iki olay ufku vardır.

Kimileri "olay ufku" terimi yerine kara deliğe pek uygun olmamakla birlikte “kara deliğin yüzeyi” terimini kullanırlar. (Terimin uygun olmamasının nedeni, bir gezegen veya yıldızdaki gibi katı ve gazlardan oluşan bir yüzeyinin olmamasıdır.) Fakat burada birtakım özel nitelikler gösteren bir bölge söz konusu değildir; bir gözlemci kara deliğe ufku aşacak kadar yaklaşmış olabilseydi, kendisine yüzey izlenimi sağlayacak hiçbir özellik veya değişim hissedemeyecekti. Buna karşılık geri dönme girişiminde bulunduğunda, artık bu bölgeden kaçamayacağının farkına varmış bulunacaktı. Bu, adeta "dönüşü olmayan nokta"dır.  Bu durum, akıntısı güçlü bir denizde, akıntıdan habersiz bir yüzücünün durumuna benzetilebilir.

Öte yandan olay ufkunun sınırına yaklaşmış bir gözlemci, kara delikten yeterince uzaktaki bir gözlemciye kıyasla, zamanın farklı bir şekilde aktığının farkına varacaktır. Kara delikten uzakta olan gözlemcinin diğerine düzenli aralıklarla (örneğin birer saniye arayla) ışık işaretleri yolladığını varsayalım: Kara deliğe yakın gözlemci bu işaretleri hem daha enerjetik (ışığın kara deliğe düşmek üzere yaklaştıkça “maviye kayma”sı sonucuyla bu ışık işaretlerinin frekansı daha yüksek olacaktır) hem de ardışık işaretlerin aralarındaki zaman aralığı daha kısalmış (birer saniyeden daha az) olarak alacaktır. Yakın gözlemci, uzaktakine oranla zamanın daha hızlı aktığı izleminde olacaktır. Uzaktaki gözlemci de aksine, diğerinde meydana gelen şeylerin gitgide daha yavaş seyrettiğini görecek, zamanın daha yavaş aktığı izleniminde olacaktır.

Uzaktaki bir gözlemcinin bir nesnenin kara deliğe doğru düşüşünü gözlemesi halinde, gözlemciye göre "çekimsel kızıla kayma" ve "zamanın genleşmesi" etkileri birleşecektir: Nesneden çıkan işaretler gitgide kızıl, gitgide sönük (uzak gözlemciye varmadan önce gitgide artan enerji kaybıyla çıkarılan ışık) ve gitgide aralıklı olacaktır. Yani pratikte, gözlemciye varan ışık fotonlarının sayısı, gitgide hızla azalacaktır ve nesnenin kara deliğe gömülüp görünmez olmasının ardından tükenecektir. Nesnenin henüz olay ufku sınırında hareketsiz durduğunu gören uzaktaki gözlemcinin onun düşmesini engellemek üzere olay ufkuna yaklaşması boşuna olacaktır. 

Kara deliğin "tekilliği"ne yaklaşan bir gözlemciyi etkilemeye başlayan etkilere “gelgit etkileri” denir. Bu etkiler kütleçekim alanının homojen olmayan bir yapıya sahip olması nedeniyle nesnenin biçimsizleşmesine (doğal biçimini kaybetmesine) yol açarlar. Bu “gelgit etkileri bölgesi” dev kara deliklerde tümüyle olay ufkunda yer alır; fakat özellikle "yıldızsal kara delik"lerde  olay ufkunun sınırını da aşarak etkide bulunur.  Dolayısıyla yıldızsal kara deliğe yaklaşan bir astronot daha olay ufkuna geçmeden parçalanacakken, dev kara deliğe yaklaşan bir astronot, daha sonra “gelgit etkileri” ile yok edilecek olmakla birlikte, olay ufkuna bir güçlükle karşılaşmadan giriş yapacaktır.

Tekillik

Bir kara deliğin merkezinde kütleçekim alanının ve uzay bükülmelerinin ("eğim")  sonsuz hale geldikleri bir bölge yer alır. Bu bölge "çekimsel tekillik"  olarak adlandırılır. Bu bölge, genel görelilik kuramı uzay-zaman eğiminin sonsuz olduğu bölgeleri tanımlayamadığı için, genel görelilik kuramı çerçevesinde pek iyi tanımlanamamıştır. Zaten genel görelilik kuramı, kuantum kaynaklı kütleçekim etkilerini genel olarak göz önünde bulunduran bir kuram değildir. Uzay-zaman eğimi, sonsuza doğru eğrildiğinde, zorunlu olarak kuantum tabiatlı etkilere tâbi olmaktadır. Sonuç olarak, kütleçekimsel tekillikleri doğru bir biçimde tanımlayabilecek durumdaki tek kuram, tüm kuantum etkilerini göz önünde bulunduran bir kütleçekim kuramı olabilir.

Dolayısıyla halihazırda kütleçekimsel tekilliğin tanımı yapılamamış durumdadır.  Bununla birlikte, şu biliniyor ki, nasıl kara deliğe girip içine yerleşmiş madde dışarı çıkamıyorsa, kütleçekimsel tekillik de kara deliğin içine yerleştikçe kara deliğin dışını etkileyememektedir. Kütleçekimsel tekillikler onları tanımlamakta aciz kalışımızdan dolayı gizemlerini korumayı sürdürseler de ve genel görelilik kuramı tüm kütleçekimsel fenomenleri tanımlamada yeterli olmasa da, bütün bunlar, kara deliğin bizim tarafımızda bulunan olay ufkundan hareketle onları tanımlamamıza bir engel oluşturmamaktadır.

Kara deliklerin oluşumu

Yıldızların Ölümü

Yıldız Kütlesi	Yarıçap	Yoğunluk	Son Ürün
Myıldız< 0,08 Mgüneş		10-103 gr/cm3	Kahverengi cüce veya Kara cüce
0,08 Mgüneş< Myıldız < 1,44 Mgüneş	7000 km	106 gr/cm3	Beyaz cüce
~1,35 Mgüneş< Myıldız <~2,1 Mgüneş	10-20 km	8x1013-2x1015 gr/cm3	Nötron yıldızı
Myıldız > ~3 Mgüneş	4 km	>1016 gr/cm3	Kara delik

Kara deliklerin var olma olasılığı yalnızca genel görelilik kuramına ait bir sonuç değildir; kütleçekimi konu alan hemen hemen tüm diğer gerçekçi fizik kuramları da onların varlığını muhtemel görmektedir. Diğer kütleçekim kuramları gibi genel görelilik kuramı da kara deliklerin varlığını öngörmekle kalmayıp, onların uzayın bir bölgesinde sıkışmış maddeden oluşmuş olacağını öngörmektedir. Örneğin Güneş’imiz yarıçapı yaklaşık üç kilometre olan bir küre içine (yani ebatlarının dört milyonda biri kadar bir hacme) sıkıştırılmış olsaydı, bir kara delik haline gelirdi. Hatta Güneş’imizi 1cm³(santimetreküp) hacmine sıkıştırabilseydik, bu kez 1cm³'lük bir karadelik yapmış olurduk. Fakat bu durumda sistemimizdeki gezegenlerin yörünge hareketlerinde bir değişiklik olmayacaktı; yani Güneş Sistemi’mizdeki gezegenler bu 1cm³'lük kara deliğin Güneş'inkine eş çekim kuvvetinde, yörüngelerinde dönmeye devam edeceklerdi. Bir başka örnekle, Dünya’mız birkaç santimetre küplük bir hacim içine sıkıştırılmış olsaydı, o da bir kara delik haline gelecekti.

Astrofizikte kara delik bir çekimsel içe çökmenin son aşaması olarak ele alınır. Yıldızların evrim süreçlerinin sonları, sahip oldukları kütleye göre belirlenir. Evrim sürecinin son aşamasına yaklaşmış yıldızlarda, maddenin sıkışması sonunda, kütlelerine göre, iki hal söz konusu olur; bunlar ya ak cüce haline dönüşürler veya sonradan kara deliğe dönüşebilecek nötron yıldızı haline dönüşürler. Ak cüce halinde, ak cüceyi kütleçekime karşı denge halinde tutan elektronların yozlaşma basıncıdır. Nötron yıldızı halinde ise nükleonların yozlaşma basıncı söz konusu değildir, denge halini sağlayan "güçlü etkileşim"dir.  Kara delik ak cücelere ilişkin içe çökmeyle oluşamaz; bu çökme sırasında yıldızı oluşturan çok ağır nükleonlar oluşur.  Açığa çıkan enerji yıldızı dağıtmaya yeterlidir.

Fakat evrim sürecinde dönüşme eşiğindeki yıldız, belirli bir kritik kütleyi aştığında (kütlesi yeterince büyük olduğunda), eğer kütleçekim gücü basınç etkisini aşabilmeye yetecek derecede büyükse bir kara delik oluşabilir. Bu durumda bilinen hiçbir kuvvet, dengeyi sağlamaya yetmez ve söz konusu cisim tümüyle içe çöker. Pratikte bu, birçok şekilde oluşabilir:

Bir nötron yıldızına, belirli bir kritik kütleye ulaşana kadar, bir başka yıldızdan çıkan maddenin katılımıyla oluşabilir.

Bir nötron yıldızının başka bir nötron yıldızıyla birleşmesiyle oluşabilir (çok nadir, a priori bir fenomendir).

Büyük bir yıldızın kalbinin doğrudan kara delik halinde içe çökmesiyle oluşabilir. 

1980’li yıllarda nötron yıldızlarındakinden de daha sıkışmış bir madde halinin varlığı konusunda bir hipotez ortaya atılmıştır. Bu, "tuhaf yıldızlar"  da denilen “kuark yıldızları”ndaki sıkışmış madde haliydi. Bu konuda 1990’lı yıllardan itibaren net bulgular elde edilebilmiştir; fakat bu bulgular, yıldız türündeki belirli bir kütlenin, evrimini kara delik halinde içe çökmesiyle tamamlaması konusunda önceden bilinenleri değiştirmemiştir. Değiştirdiği şey yalnızca, kütlenin miktarı konusundaki sınır olmuştur.

2006 yılında, kütlelerine bağlı olarak dört kara delik sınıfı ayırt edilmiştir : Yıldızsal kara delikler, dev kara delikler, orta kara delikler ve ilksel (ya da mikro) kara delikler.

Boyutlarına göre kara delikler

Yıldızsal kara delikler

Yıldızsal kara delikler birkaç güneş kütlesi kadar bir kütleye sahiptirler. Ölmekte olan bir yıldız, eğer Güneş’imizin üç mislinden daha ağırsa, nötron yıldızı düzeyinde kalamaz, çekirdeğindeki tepkime ve yoğunluk artması devam eder ve "kara delik" haline gelir. Yıldızsal kara delik büyük (başlangıç olarak yaklaşık 10 güneş kütlesi kadar kütleli veya daha fazla kütleli) bir yıldızın kalıntısının (artık maddesinin) çekimsel içe çökmesinin ardından doğarlar. Yıldızın kalbinde termonükleer tepkimelerle yanma tamamlandığı zaman, yakıt kalmadığı için, bir süpernova oluşur. Bu süpernova da ardında hızla içe çökecek bir öz kısım bırakabilir.

1939’da Robert Oppenheimer, bu öz kısmın belirli bir sınırdan daha yüksek bir kütleye sahip olması durumunda kütleçekim gücünün kendisini kesinlikle tüm diğer güçlerin üzerine taşıyacağını ve bir kara delik oluşacağını ortaya koymuştur.

Bir kara delik oluşturmak üzere içe çöküş “kütleçekim dalgaları” yaymaya elverişli bir durumdur ki, bu dalgaların yakın bir gelecekte Cascina’daki (İtalya) Virgo  veya Amerikan LIGO  “girişim aracı” gibi bazı dedektör aygıtlarıyla saptanabileceği sanılmaktadır. Yıldızsal kara delikler günümüzde "X çift yıldızları"nda  ve "mikrokuasar"larda gözlemlenmektedir ve bazı “aktif galaksi çekirdekleri”nde  “akış”ların (Fr.jet) oluşmasına neden olurlar.

Dev kara delikler

Dev kara delikler birkaç milyon ile birkaç milyar güneş kütlesi arasında değişen bir kütleye sahiptir. Galaksilerin merkezinde bulunurlar ve varlıkları bazen “akış”ların ve X ışınımının oluşmasına yol açar. Bu yüzden bu galaksi çekirdekleri, yıldızların üst üste yer almasından oluşan normal parlaklığa kıyasla daha parlak hale gelirler ve “aktif galaksi çekirdekleri”  adını alırlar. Galaksimiz Samanyolu da böyle bir kara delik içerir ve bu kara deliğe yakın yıldızların son derece hızlı hareket ettiklerinin gözlemlenmesi bu bulguyu doğrular.

Örneğin bu yıldızlardan biri olan S2 adlı yıldızın gözlemlenemeyen karanlık bir nesnenin çevresinde en az 11 yıllık bir dolanım hareketinde bulunduğu gözlemlenmiştir. Bu yıldızın eliptik yörüngesi söz konusu karanlık cisimden 20 astronomik birim uzaklığındadır ve karanlık cisim sınırlı hacmine karşın 2,3 milyon güneş kütlesi kadar bir kütleye sahiptir. Kara delikten başka, sınırlı hacmine karşın böyle yoğun madde içeren bir cisim örneğine şimdiye dek rastlanmamıştır. 

Chandra teleskopu ile NGC 6240  galaksisi üzerinde yapılan gözlemler de bu galaksinin merkezinde birbirleri çevresinde dönen iki dev kara deliğin gözlemlenmesini sağlanmıştır. Böyle devlerin oluşumu hakkındaki tartışmalar hâlen sürmektedir, kimilerine göre de kozmosun başlangıcında çok hızlı bir şekilde oluşmuşlardır.

Orta kara delikler

Orta kara delikler yakın zamanlarda keşfedilmiş olup, kütleleri 100 güneş kütlesi ile 10.000 güneş kütlesi aralığında değişir.  1970’li yıllarda orta kütleli kara deliklerin küresel yıldız kümelerinde oluştuğu hipotezi ortaya atılmış, fakat bu hipotezi destekleyecek hiçbir gözlem elde edilememişti. 2000’li yılların gözlemleri parlaklık-ötesi veya “ aşırı parlak X ışını kaynakları”nın  varlığını ortaya koydu.  Bu kaynaklar hiç de dev kara deliklerin bulunduğu galaksi çekirdeklerine bağlı görünmüyorlardı. Ayrıca gözlemlenen X ışınları miktarı, “Eddington limiti”ne (yıldızsal kara delik için maksimum limit) eşit bir oranla madde katılımı göz önünde bulundurulduğunda, 20 güneş kütleli bir kara delik tarafından üretilemeyecek kadar çoktu...

İlksel kara delikler

Mikro kara delikler veya kuantum kara delikleri de denilen "ilksel kara delikler" çok küçük boyutlarda olan kara deliklerdir. Bunlara “ilksel” adının verilme nedeni, Büyük Patlama sırasında oluştuklarının sanılmasındandır. "İlksel kozmos"da küçük ölçekli aşırı yoğunlaşmaların çekimsel içe çökmesiyle oluştukları sanılmaktadır. 1970’li yıllarda ünlü fizikçilerden Stephen Hawking ve Bernard Carr kara deliklerin ilksel kozmosdaki oluşum mekanizması üzerine araştırmalarda bulundular ve kara delik kavramını geliştirerek "mini kara delik" adı verilen, yıldızsal kara deliklere nazaran son derece küçük kara deliklerin bol miktarda bulunduğu sonucuna vardılar. Bu kara deliklerin kütleleri bakımından yoğunlukları ve dağılımları henüz bilinmemekteyse de, bunları belirleyen etkenlerin ilksel kozmosdaki yani "kozmik şişkinlik"teki  hızlı genişleme evresine ilişkin koşullarla ilgili olduğu sanılmaktadır. Bu küçük kütleli kara deliklerin –eğer var iseler- bir gama ışınımı yaymaları gerekir. Işınımları muhtemelen INTEGRAL gibi uydular tarafından keşfedilecektir.

Yüksek enerjili fiziksel örnekler üzerinde çalışan bazı fizikçilere göre bu kara deliklerin daha küçük benzer örnekleri Cenevre yakınlarındaki LHC  gibi "parçacık hızlandırıcı” kullanılarak laboratuvarda da oluşturulabilir.

Kara deliklerin gözlemi

Kara deliklerin yalnızca iki türü için birçok gözlem donanımları düzenlenmektedir (doğrudan değil, dolaylı gözlem olmakla birlikte, aşağıdaki bölümde görüleceği gibi, gitgide daha açık ve seçik gözlemlere doğru ilerleme kaydedilmektedir): Bunlar yıldızsal kara delikler ve dev kara deliklerdir. Bize en yakın dev kara delik, galaksimizin merkezinde, yaklaşık 8 kilo-parsek uzaklıkta bulunmaktadır.

Bir kara deliği bulma konusundaki ilk yöntemlerden biri, yörünge parametrelerine başvurarak bir çift yıldızın iki bileşeninin (iki yoldaşının) kütlelerinin belirlenmesiydi. Böylece çift yıldızlardan diğer bileşeni görünmez olan, kütlesi az olan bileşenler, yörüngelerindeki hızlarına da dikkat edilerek araştırıldı. Bileşenlerden, kütlesi büyük ve görünmez olanı, -normalde böyle kütledeki bir yıldızın kolaylıkla görülebilmesi gerektiğine göre- genellikle bir nötron yıldızı olarak veya bir kara delik olarak yorumlanabilir. O zaman, yörünge eğikliği açısı da bilinmiyorsa, yoldaşının kütlesinin nötron yıldızlarının maksimum kütle sınırını (yaklaşık 3,3 güneş kütlesi) geçip geçmediğine bakılır. Eğer sınırı geçiyorsa bu bir kara deliktir, geçmiyorsa bir ak cüce olabilir.

Bunun yanı sıra, bazı yıldızsal kara deliklerin "gama ışınları dalgalarının yayını"  sırasında belirdikleri bilgisi göz önünde bulundurulur. Zaten böyle kara delikler süpernova halindeki (Wolf-Rayet yıldızı gibi) büyük bir yıldızın patlaması yoluyla oluşabilirler ve "collapsar"  örneğiyle tanımlanan bazı hallerde kara delik bir gama ışınları dalgası üretildiği an oluşur. Böylece, bir "gama ışınları dalga yayını" (GRB)  bir kara deliğin doğumunun işareti olabilir. Süpernovalar vasıtasıyla daha küçük kütleli kara delikler de oluşabilir. Örneğin 1987A süpernovasından  kalan artıkların bir kara deliğe dönüştüğü düşünülmektedir.

Bir kara deliğin varlığını gösteren bir başka fenomen de esas olarak radyo dalgaları alanında gözlemlenen "akış"ların varlığıdır ki, bu akışlar hem yıldızsal kara deliklerce, hem de dev kara deliklerce yaratılabilmektedir. Bu akışlar kara deliğin "yığılım diski”nde  oluşan büyük ölçekli manyetik alan değişimlerinden kaynaklanırlar.

Uluslararası bir radyo teleskop ağı olan Olay Ufku Teleskobu (Event Horizon Telescope – EHT) tarafından 2019 yılında ilk defa bir kara delik fotoğrafı çekildi. Bu fotoğraf M87 galaksisinin merkezinde yer alan kara deliğin bir görüntüsü ve etrafında dolanan ısınmış gazın yaptığı ışıma görülebiliyor.

Doğrudan gözlem olasılığı

Bir kara deliğin küçüklüğü doğrudan gözlemini zorlaştırır, örneğin birkaç kilometrelik kara deliklerin doğrudan gözlemlenmesi imkânsızdır. Açısal çapı  bundan biraz daha büyük bir kara deliği ele alalım; 1 “güneş kütlesi” kadar kütlesi olan ve bir parsek (yaklaşık 3,26 ışık yılı) uzaklıkta bulunan bir kara deliğin açısal çapı ancak 0,1 mikrosaniye  olacaktır ki, bu, gözleminin olanaksızlığı hakkında yeterince bir fikir vermektedir.

Buna karşılık, dev kara deliklerin konumu doğrudan gözlem bakımından daha elverişli görünmektedir. Bir kara deliğin ebatları kütlesiyle orantılıdır. Bir galaksinin merkezindeki kara deliğin kütlesi ortalama 2,6 milyon güneş kütlesidir. Onun "Schwarzschild yarıçapı"  da yaklaşık 7 milyon km. olur. Bu kara deliğin 8,5 kilo-parsek uzaklıkta bulunduğunu farzedersek, açısal çapı 30 mikrosaniye olur. Bu sonuç, söz konusu cismin, “gözle görülür ışık alanı”nda  gözlemlenmesinin yine son derece zor olduğunu ortaya koymaktaysa da, günümüzde “radyo girişim aracı”  saptama sınırlarına hiç de uzak değildir. Günümüzde, milimetrik alandaki frekanslara dayalı radyo girişim araçlarının duyarlılıkları gitgide geliştirilmektedir. Kara deliğin açısal çapının büyüklüğü yerine, frekans alanındaki büyüklüğe ilişkin herhangi bir kazanım, bize karadeliğin gözlemlenebilmesi konusunda çok daha elverişli bir olanak sağlayacaktır. Şu halde bir galaksi merkezindeki kara deliğin bu teknikle imajlarının elde edilmesi pek uzak bir hayal olmasa gerek. M87 galaksisinin merkezinde yer alan kara delik üstte sözü edilen kara deliğe kıyasla 2000 kez daha uzak olmakla birlikte, ondan 1300 kez daha büyüktür. Belki de bu kara delik, gelecekte, galaksimiz Samanyolu’ndaki kara delikten sonra imajı elde edilmiş ikinci kara delik olacaktır. 

Yıldızsal kara delik örnekleri

1965’te bulunan Cygnus X-1,  bir kara delik içerdiği bilinen ilk astrofizik cismidir. Bu, dönen bir kara delikten ve bir kızıl devden oluşan bir çift yıldız sistemiydi.

Eğer kara delik bir çift yıldız sisteminin parçasıysa, o zaman normal yıldızdan kara deliğe doğru bir madde akışı olur. Madde akışı, açısal momentumun korunması prensibine bağlı olarak kara delik çevresinde "yığılım diski" denilen bir disk oluşturur. Bu disk maddesi kara deliğin yakınında, büyük kütleçekim potansiyeli altında müthiş sıcaklıklara ulaşmakta ve kara deliğin tarafımızdan fark edilebilmesini sağlayan X-ışınları yaymaktadır.

“Yığılım diski”yle “akış”lar oluşturan bir kara deliğin veya bir nötron yıldızının bulunduğu çift yıldız sistemlerine, galaksimiz ötesindeki (ekstragalaktik) ebeveynleri denilebilecek kuasarlara ithafen mikrokuasar adı verilmiştir. Aslında her iki sınıftaki cisimler de aynı fiziksel süreçleri izlerler. Mikrokuasarlar içinde en fazla incelenmiş olanlarından biri 1994'te keşfedilmiş, "ışıktan hızlı"  “akış”ları olan GRS 1915+105’tir. 

Böyle akışların bulunduğu bir başka sistem de GRO J1655-40’tir.  Fakat bu ikincisinin mesafesi hâlen tartışmalı olduğundan, akışlarının ışıktan hızlı olmama olasılığı da bulunmaktadır.

Bir başkası da çok özel bir mikrokuasar olan SS 433’tür. Bunun öyle sürekli akışları vardır ki, orada madde ışık hızının beşte biri civarındaki hızlarla yığın yığın yer değiştirmektedir.

Dev ve orta kara delik örnekleri

Dev kara delik adayları öncelikle "aktif galaksi çekirdekleri"  ve radyoastronomlar tarafından 1960’lı yıllarda keşfedilen kuasarlardır. Dev kara deliklerin varlığına en büyük kanıt oluşturan gözlemler Sagitarius A adlı galaktik merkezin çevresindeki yıldızların yörüngeleri üzerinde yapılan gözlemlerdi. Bu yıldızların yörünge ve hızları hakkındaki gözlemler, bu "galaktik merkez"in  o bölgesinde dev kara delikten başka hiçbir kozmik cismin söz konusu olamayacağını göstermekteydi. Bu keşfin ardından başka galaksilerde başka kara deliklerin bulunduğu saptandı.

Şubat 2005'te SDSS J090745.0+24507  adlı dev bir mavi yıldızın galaksimizin kaçış hızının iki katı bir hızla, yani ışık hızının 0,0022’si kadar bir hızla Samanyolu galaksimizden çıkacak şekilde yol aldığı gözlemlendi. Hızı ve çizdiği yörünge incelendiğinde dev bir kara deliğin çekimsel etkisiyle fırlatılmış olduğu anlaşıldı.

Kasım 2004'te astronomlardan oluşan bir grup, galaksimizde orta kütleli ilk kara deliğin keşfedilmiş olduğunu açıklamışlardı. Yörüngesi galaksimizin merkezinden yalnızca üç ışık yılı uzaklıkta olan bu kara delik 1300 güneş kütlesi kadar bir kütleye sahipti ve yalnızca yedi yıldızdan oluşan bir yıldız kümesinde bulunuyordu. Bu yıldız kümesi, muhtemelen, vaktiyle büyük yıldızlardan oluşan ve merkezî kara delik tarafından yutularak ufalan bir yıldız kümesinin kalıntısıydı. Bu gözlem, dev kara deliklerin, çevresindeki yıldızları ve diğer kara delikleri yuttukça büyüdükleri görüşünü desteklemektedir.

Bütün bunlar, muhtemelen yakın bir zamanda, LISA adlı “uzay girişim aracı” vasıtasıyla yapılacak, söz konusu sürecin çekimsel dalgalarının doğrudan gözlemiyle doğrulanabilecektir.

Haziran 2004'te astronomlar 12,7 milyar ışık yılı uzaklıktaki bir galaksinin merkezinde Q0906+6930  adı verilen bir dev kara delik keşfettiler.  Büyük Patlama göz önüne alındığında, bu gözlem, galaksilerdeki dev kara deliklerin oluşum hızlılığının göreli bir fenomen olduğunu göstermektedir.

Tekillik kuramları

Kara delikler hakkındaki temel meselelerden biri hangi koşullar altında oluştukları meselesidir. İlk zamanlar, kara deliklerin oluşum koşullarının son derece özel olmasından dolayı, pek çok olma şanslarının çok az olduğu düşünülüyordu. Fakat, Stephen Hawking ve Roger Penrose’a borçlu olduğumuz bir dizi matematik teoremleri hiç de öyle olmadığını gösterdi. Kara deliklerin meydana gelmesi son derece farklı koşullarda oluşabilmekte olup, bir çeşitlilik gösteriyordu. Bu iki bilim adamının söz konusu alandaki kuşkuya yer bırakmayan çalışma ve kuramları "tekillik kuramları" olarak adlandırılmıştır. Bu kuramlar, 1970’li yılların başlarında, yani henüz kara deliklerin varlığını doğrulayan hiçbir gözlemin yapılmamış olduğu bir dönemde ortaya konulmuştur. Sonraki gözlemler, kara deliklerin evrende gerçekten çok sık bulunan cisimler olduğunu doğrulamış bulunmaktadır.

Çıplak tekillikler ve kozmik sansür

Bir kara deliğin merkezinde "çekimsel tekillik" yer alır. Tüm kara delik türlerinde de bu tekillik dış alemden "olay ufku"yla "saklı"dır. Bugünkü fizik, çekimsel tekilliği tanımlamayı bilememektedir. Fakat bu pek fazla önem de taşımamaktadır ; çünkü bu tekillik, "olay ufku"yla sınırlanmış kuşağın içinde kalmakta ve dış alemin olayları üzerine etkide bulunmamaktadır. Bununla birlikte, bir ufukla çevrelenmiş olmaksızın mevcut olan bir tekilliğin bulunduğu "genel görelilik" denklemlerine matematik çözümler vardır, kinetik yük veya "kinetik moment"in belirli bir değeri aşması halinde Kerr veya Reissner-Nordström çözümlerinde söz konusu olduğu gibi... Böyle bir durumda artık kara delikten söz edilemez (artık ufuk da, "delik" de yoktur); ancak "çıplak tekillik"ten [86]söz edilebilir. Parametrelerce belirlenen bu tür durumların incelenmesi pratikte son derece zordur; çünkü tekillik ortamını tahmin edebilmemiz imkânsızdır. Bugünkü evren bilgilerimizle çıplak tekillik meselesi hakkında fazla bir şey söylememiz mümkün değildir  veya en azından, 1990’lı yıllara kadar bu konuda fazla bir şey söylemek mümkün değildi.

O yıllara kadar Kerr veya Reissner-Nordström kara deliklerinin kinetik momentin veya elektriksel yükün dış katkısı yoluyla söz konusu kritik değerlere ulaşamayacakları düşünülüyordu. Çünkü, özetle, kara deliğin yük/kütle ilişkisinin hep, tam kritik değere ulaşmadan önce "doygunluğa" ulaşacağı ve böylece hiçbir zaman kritik değere ulaşamayacağı düşünülüyordu. 

Bu temel kavram ve düşünceler İngiliz matematikçi Roger Penrose’u 1969’da, "kozmik sansür"  denilen hipotezi ortaya atmaya yöneltmiştir. Bu hipotez hiçbir fiziksel sürecin kozmosda çıplak tekillerin doğmasına imkân vermeyeceğini ileri sürmekteydi. Mümkün birkaç açıklama/formül içeren bu hipotez, Stephen Hawking’in evrende çıplak tekilliklerin oluşabileceğini savunan Kip Thorne ve John Preskill ile iddialaşmasına konu oldu. Nihayet 1991’de Stuart L. Shapiro ve Saul A. Teukolsky evrende çıplak tekilliklerin oluşabileceğini sayısal simülasyon yoluyla ortaya koydular. Birkaç yıl sonra da Matthew Choptuik çıplak tekilliklerin oluşabileceğini başka yollarla ortaya koydu. Bununla birlikte, bu kanıtlama çalışmaları, gözlem eksikliği olduğundan, evrende çıplak tekilliklerin oluşumuna ilişkin olarak emin olunması konusunda tam anlamıyla yeterli sayılamazlar. Bu durumda, mesele şöyle de özetlenebilir: Evet, evrende çıplak tekilliklerin olması mümkündür, fakat pratikte var oldukları şüphelidir. Sonunda Stephen Hawking, 1997 yılında, vaktiyle Kip Thorne ve John Preskill karşısında girmiş olduğu iddiayı kaybetmiş bulunduğunu itiraf etti.

Kara deliklerin entropisi

1971’de İngiliz fizikçi Stephen Hawking, hangi tür kara delikte olursa olsun, "olay ufku"nun yüzeyinin asla küçülmediğini gösterdi. Bu özellik, entropi (çözülüm, dağılım,yok oluş) rolünü oynayan yüzey bakımından, tümüyle “termodinamiğin ikinci yasası”nı  andırmaktadır. Klasik fizik çerçevesinde, termodinamiğin bu yasası bir kara deliğe madde göndererek ve böylece onun kozmozumuzda yok olmasını sağlayarak ihlal edilebilir.

Fizikçi Jacob Bekenstein kara deliğin (doğada doğrulanmamakla birlikte) ufuk yüzeyiyle orantılı olan bir entropiye sahip olduğunu öne sürmüştür. Bekenstein kara deliğin ışınım yaymamasından ve termodinamikle olan ilişkisinin, yalnızca bir benzerlik olup, özelliklerinin fiziksel bir tanımı olmamasından yola çıkıyordu. Bununla birlikte kısa bir süre sonra Hawking, “Kuantum Alan Teorisi”ne  dayalı bir hesaplamayla, kara deliklerin entropisi hakkındaki sonucun, basit bir benzerlikten ibaret olmayıp, "kara deliklerin ışınımı"na (Hawking ışınımı)  bağlı bir ısıyı tanımlamasının mümkün olduğunu gösterdi.

Kara deliklerin termodinamik denklemleri kullanıldığında, öyle görünüyor ki, kara deliğin entropisi ufkunun yüzeyiyle orantılı bulunmaktadır.  Bu, "de Sitter evreni"  gibi bir ufuk içeren "kozmolojik örnekler"  bağlamında da uygulanabilecek evrensel bir sonuçtur. Buna karşılık, bu entropinin "mikrokanonik topluluk"  bakımından açıklanması çözülememiş bir problem olarak kalmaktadır, her ne kadar "string kuramı"  kısmi yanıtlar getirmeyi başardıysa da…

Daha sonra kara deliklerin azami entropi cisimleri olduğunu, yani belirli bir yüzeyle sınırlı bir uzay bölgesinin azami entropisinin aynı yüzeye sahip bir kara deliğin entropisine eşit olduğunu gösterdi.  Bu saptama fizikçilerden önce Gerard ’t Hooft’u ve daha sonra Leonard Susskind’ı “holografi ilkesi”  kavramını ortaya atmaya yöneltti. Bu kavramın dayandığı esas şöyle açıklanabilir: Nasıl bir hologram bir hacimle ilgili enformasyonları basit bir yüzey üzerinde kodlayabiliyor ve böylece o yüzden hareketle üç boyutlu bir kabartma etkisi sağlayabiliyorsa, aynı şekilde, uzaydaki bir bölgenin yüzeyinin tanımı da o bölgenin içeriğiyle ilgili tüm enformasyonu yeniden oluşturmaya imkân sağlamaktadır.

Kara deliklerin entropisinin keşfi, böylece, kara delikler ile termodinamiğin ve “kara delikler termodinamiği”nin arasında son derece derin benzeşim ilişkilerinin kurulmasına olanak sağlamıştır ki, bu da “kuantum çekimi”  kuramının anlaşılmasına yardımcı olabilecektir.

Kara deliklerin buharlaşması (yok olması) ve Hawking ışınımı

Kara delikler evrendeki en kararlı ve en uzun ömürlü cisimler olmalarına rağmen, sonsuza dek yaşayamazlar, Hawking ışınımı yaparak çok yavaşça enerjilerini kaybederler. Hawking ışınımı elimizdeki teknoloji ile saptanabilecek bir ışınım değildir.

1974'te Stephen Hawking “kuantum alan teorisi"ni  “genel görelilik”teki “eğrilmiş” uzayzamana uyguladı ve klasik mekanik tarafından öngörülenin aksine, kara deliklerin aslında, günümüzde “Hawking radyasyonu” adıyla bilinen bir ışınım (termik ışınıma yakın bir ışınım) yaymakta olduğunu keşfetti.  Şu halde kara delikler tümüyle “kara” değildi, yani yaydıkları bir şeyler de vardı. Fakat kara delikler, bugünkü bilgilerimize göre, özellikleri gereği, başka ışıma yapamazlar; çünkü yüzeylerindeki kaçış hızı ışık hızından yüksektir. Kara deliğin yüzeyinde bir fener yakabilseydik, fenerin ışığı çekiminin etkisi ile kara delik yüzeyine geri bükülecekti.

Hawking radyasyonu bir “kara cisim”in  spektroskopisine denk düşmektedir. Bu durumda, kara deliğin boyuyla ters orantılı olan ısısı bununla ilişkilendirilebilecekti. Bu bakımdan, kara delik nicelik olarak büyüdükçe, ısısı düşmektedir. Merkür gezegeni kadar kütleli bir kara delik CMB  ışınımınkine (bir elektromanyetik ışınım türü) eşit bir ısıya (yaklaşık 2,73 kelvin) sahiptir. Kara deliğin kütlesi, ısısı, enerji kaybı ve Hawking radyasyonu arasındaki ilişki kara deliğin kütlesi arttıkça ısısının giderek düşmesine neden olmaktadır. Böylece, bir yıldızsal kara deliğin ısısı birkaç mikrokelvine kadar düşmektedir ki bu da “buharlaşma”sının  (yok olma, Hawking radyasyonu) doğrudan saptanmasını gitgide olanaksız kılmaktadır. Bununla birlikte kütlesi pek büyük olmayan kara deliklerde ısı daha yüksek olmakta ve buna bağlı enerji kaybı, kütlesinin kozmolojik basamaklardaki değişimlerinin anlaşılmasına olanak vermektedir. Böylece, birkaç milyon tonluk bir kara delik "kozmosun şu anki yaşı"ndan  daha az bir sürede buharlaşacaktır. Kara delik “buharlaşırken” de daha küçük hale gelecek ve dolayısıyla ısısı daha artacaktır. Bazı astrofizikçiler kara deliklerin tümüyle “buharlaşma”sının bir gama ışınları dalgası üreteceğini düşünmektedirler. Bu düşünce, küçük kütleli kara deliklerin varlığının onaylanması anlamına gelmektedir. Bu durumda "ilksel kara delik"lerin varlığı söz konusu olmaktadır. Günümüzde bu olasılık, INTEGRAL  adlı Avrupa uydusunun sağladığı veriler üzerinde araştırılmaktadır. 

Enformasyon paradoksu

21. yüzyılın başından beri henüz çözülememiş temel fizik meselelerinden biri, ünlü enformasyon paradoksudur. "Saçsızlık kuramı”  nedeniyle, kara deliklerin içine girmiş olanları a posteriori olarak saptamak mümkün değildir. Bununla birlikte kara delikten uzaktaki bir gözlemcinin bakış açısından düşünülürse, enformasyon tümüyle yok olmuş da sayılamaz; çünkü vaktiyle kara deliğe düşmüş durumda bulunan madde, ışık yılı uzaklıklar göz önünde bulundurulursa, gözlemci tarafından henüz görülebilmektedir.  Şu halde kara deliği oluşturan enformasyon kayıp mıdır, değil midir?

Bir "kuantum çekimi kuramı"nın olmasını gerekli kılan bu konudaki düşünceler, kara deliğin sadece ufkuna yakın uzaya bağlı entropiyle sınırlı ve bitmiş bir niceliğin var olabileceğini öne sürmektedir. Kara deliğe düşen madde ve enerjinin her türlü entropisi göz önünde bulundurulurken "Hawking ışınımı" değişkenliğinden ziyade, ufuk entropisi değişkenliği daha tatminkar görünmektedir. Yine de pek çok mesele açıklığa kavuşmamış durumda ortada durmaktadır, özellikle kuantum konusunda.

Solucan delikleri

Genel görelilik evrendeki kara deliklerin birbirleriyle bir şekilde irtibat halinde olduklarını göstermektedir. Bu yapıda kara delikleri birbirlerine bağlayan koridorlar alışılmış adıyla “kurt delikleri”  (meyve kurdu), solucan delikleri veya nadir kullanımıyla Einstein-Rosen delikleri olarak belirtilmektedir. Bu konudaki düşünceye göre, kara delikler bir başka evrene açılmaktadır veya bu ikinci evrene geçiş kapılarıdır. Kara delikleri birbirine bağlayan söz konusu koridorlar bir elmanın içindeki kurdun yolunu andırır biçimde düşünüldüğünden, söz konusu koridorlara “kurt deliği” adı verilmiştir. Evrende pek çok kara deliğin var olduğu göz önünde bulundurulduğunda, uzayın birbiri içine geçmiş sayısız tünellerden oluştuğu sonucuna varılır. Zaman ve ışık-yılı uzaklıkları hiçe sayarak kozmozda “zıplama”lara olanak veren bu kurt delikleri ister istemez bilimkurgu yazarlarına esin kaynağı olmuştur.

Kozmosun tünellerle dolu bu yapısı genel görelilik tarafından doğrulanmakla birlikte, astrofizik bağlamda, pratikte bu tünellerdeki yolculuklar şimdilik imkânsız gibi görünmektedir; çünkü bilinen hiçbir süreç bu yolculukları yapabilecek nesnelerin oluşumunu ayabilir gibi görünmemektedir. 

Devamı

Plüton

Plüton  Kuiper kuşağında bulunan bir cüce gezegendir. Güneş Sistemi'nde bilinen en büyük cüce gezegen ve Neptün ötesi cisim ve doğrudan Güneş etrafında dolanan en büyük on altıncı cisimdir. 2006 yılına dek gezegen olarak sınıflandırılmaktaydı. Plüton, bünyesinde birçok cisim barındıran Kuiper kuşağının en belirgin üyelerinden biridir.

Plüton, diğer Kuiper kuşağı üyelerine benzer biçimde taş ve buzdan oluşmaktadır; ancak bu kuşaktaki gezegenlere nispeten oldukça küçüktür. Kütle ve hacim olarak Ay'ın yaklaşık olarak beşte biri kadardır. Plüton, eksenindeki eksantrik (dış merkezli) eğim sayesinde yörüngesinin yaklaşık olarak 1/6'lik bir kısmında Güneş'e Neptün'den daha yakındır.

Plüton, 1930'da keşfedildiğinden 2006 yılına kadar, Güneş Sistemi'nin dokuzuncu gezegeni olarak değerlendirilmiştir. 1970'li yıllardan sonra Güneş Sistemi'nin dışında bir cüce gezegen olan 2060 Chiron saptanana kadar küçük bir gezegen olarak düşünülen Plüton'u, gezegen olma statüsü tartışılmaya başlanmıştır. 20. yüzyılın sonları ve 21. yüzyılın başlarında Güneş Sistemi'nin dışında Plüton'a benzeyen birçok cisim tespit edilip 2005'te buna o sırada Plüton'dan yaklaşık %27 daha büyük olarak değerlendirilen Eris eklenmiştir. 24 Ağustos 2006'da, Uluslararası Astronomi Birliği (IAU ya da UAB) Güneş Sistemi'nde bir gezegen olmanın koşullarını tanımlamıştır. Bu tanımlama sonrasında Plüton gezegenlikten çıkartılmış, Eris ve Ceres ile birlikte yeni bir küme olan "Cüce Gezegenler" diğer bir adıyla "Kuiper Kuşağı" sınıfına dahil edilmiştir. Böylece Plüton yeniden sınıflandırılmış, küçük gezegenler dizinine eklenmiş ve astronomik adı yani numarası 134340 olarak değiştirilmiştir. Plüton, bazı araştırmacılar tarafından hâlâ gezegen olarak onaylanmaktadır.

Plüton'un en büyük uydusu Charon, Plüton'un yarısı büyüklüğündedir ve bazı bilim insanlarınca ikili uzay sisteminde gösterilir, çünkü yörüngesi başka bir ağırlık merkezinin içinde yer almaz.] IAU tarafından Plüton cüce gezegen sınıfına alınana dek geçen sürede, Charon, Plüton'un uydusu olarak kabul edilmiştir. Plüton'un bilinen iki küçük uydusu daha vardır, bunlar Nix ve Hydra'dır. Bu uydular 2005'te saptanmıştır. Ayrıca New Horizons uzay aracı Plüton'un Dağlarının 3.500 metre olduğunu bulmuştur ve uydunun içinde Plüton'u bulan kişinin (Clyde Tombaugh) külleri vardır. Bunun nedeni ise kişinin Plüton'a giden uydunun fırlatılışı göremeden önce ölmesidir.

Keşfi

1840'ta, klasik mekaniğin kullanılmasıyla, Urbain Le Verrier tarafından Uranüs'ün yörüngesindeki kuşkular analiz edildi ve henüz saptanmamış bir gezegen olan Neptün'ün konumu tahmin edildi. 19. yüzyıldan sonra yapılan gözlemlerde, Uranüs'ün yörüngeleri üzerindeki kuramlar, Neptün'ün ayrı bir gezegen olarak kabul edilmesi konusunu tartışmaya açtı. 1894'te, varlıklı bir Bostonlı olan Percival Lowell, Lowell Gözlemevi'ni kurdu, Lowell'in 1894'te Flagstaff, Arizona'da başladığı astronomik arayışlar sonucunda, Neptün'ün gözlenmesi imkânlı hale geldi ve Neptün Lowell tarafından "X Gezegeni" olarak düşünüldü. Ancak yeni bir X gezegeninin (bilinmeyen gezegen) varlığından daha şüphe ediliyordu. 1909'da, Lowell ve William H. Pickering böyle bir gezegen için çeşitli gök koordinatları önerdi. Lowell'in 1916'daki ölümüne dek yapılan çalışmalardan bir sonuç alınamadı. 19 Mart 1915'te, Lowell Gözlemevi'nde Plüton'un iki fotoğrafının çekilmesine rağmen, bu yeni cisim fark edilemedi.

Lowell'in ardından, Constance Lowell'in Percival'le on yıl süren miras hukuku mücadelesi nedeniyle, milyon dolarlık gözlemevi işleyemez duruma geldi. Özetle X Gezegeni 1929'a kadar aranamadı. Bu tarihten sonra Vesto Melvin Slipher, Clyde Tombaugh'a Plüton'u saptama görevini verdi. Kansas'tan gelen Tombaugh, Lowell Gözlemevi'nde Slipher'in yaptığı çizimlerden etkilendi.

Tombaugh iki hafta arayla çekilmiş fotoğraf çiftlerinde sistematik imajlama yoluyla, fotoğrafları karşılaştırarak, herhangi bir nesne değişikliği olup olmadığını araştırdı. Araştırmalarında bakış karşılaştırıcı kullanıyordu. Bu sistem levhaları hızla aşağı ve yukarı yönlerde değiştirerek değişiklikleri saptama metoduna göre işliyordu ve böylece fotoğraflar arasında konum ve görünüşü değişmiş olan herhangi bir nesnenin deviniminin sanal görüntüsü yaratılabiliyordu. 18 Şubat 1930'da Tombaugh, aynı yılın Ocak 23 ve 29'unda çektiği iki imaj arasında önemli bir görüntü devinimi olduğunu fark etti. 21 Ocak'ta çekilen çözünürlüğü iyi olmayan bir fotoğraf da bu yeni cismi onaylıyordu. Daha sonra yapılan dikkatli gözlemler de bu yeni cismi onayladı ve 13 Mart 1930'da Harvard Kolej Gözlemevi Plüton'un saptandığını duyurdu.

Ad

Bu keşif tüm dünyada yankı uyandırdı. Bu yeni cismi adlandırma hakkına sahip olan Lowell Gözlemevi'ne Atlas'tan Zymal'e kadar 1000'i aşkın isim önerisi geldi. Tombaugh başka bir isim bulunup kalıplaşmadan, bu yeni cismin adlandırılması gerektiğini Slipher'e bildirdi. Slipher önce Zeus adını teklif etti, ardından Percival ve son olarak da kendi ilk adı olan Constance'yi önerdi. Bu öneriler kabul görmedi.

Plüton adı o dönemde on bir yaşında Oxfordlu bir öğrenci olan Venetia Burney (1918–2009) tarafından ortaya atıldı. Venetia, gökbilimin yanı sıra klasik mitolojiyle de ilgileniyordu. Plüton'un da muhtemelen karanlık ve soğuk bir gök cismi olduğunu düşündüğü için bu yeni cisme klasik mitolojide yer altı dünyasının tanrısı olarak kabul edilen "Plüton" adını önerdi. Bu fikir Oxford Üniversitesi'nde eski bir kütüphaneci olan dedesi Falconer Madan ile yaptığı bir sohbet sırasında aklına gelmişti. Madan bu düşünceyi, Professor Herbert Hall Turner'e aktardı. Turner de bu düşünceyi ABD'deki meslektaşlarına aktardı.

Cisim resmî olarak 24 Mart 1930'da kabul edildi. Lowell Gözlemevi'nin her üyesine üç isimden oluşan küçük bir liste sunuldu ve bu listeden bir ismi seçmeleri istendi. İsim adayları Minerva (başka bir astroitin ismi olarak kabul edildi), Cronus (döneminde pek sevilmeyen bir astronom olan Thomas Jefferson Jackson See tarafından önerildiği için değer yitirdi) ve Plüton'du. Plüton oy birliğiyle seçildi. Bu ad 1 Mayıs 1930'da duyuruldu. Bu duyurunun üzerine dedesi Madan, Venetia'ya 5 paund ödül verdi.

Yörünge ve dönme

Plüton'un dönüş çizelgesi

Plüton'un yörüngesi görece dış merkezlidir. Tutulum düzlemiyle 17 derecelik bir açı yapar ve günberide 29,7 AB'den (Neptün'ün yörüngesi içinde) günötede 49,5 AB'ye kadar uzanır. Plüton kendi ekseni etrafında 6,39 dünya gününde döner. Plüton'un ekseni Uranüs ile benzerlik gösterir, yörüngesel eğimi 120° kadardır. Bu yüzden Plüton'daki mevsimsel değişim uç noktalara ulaşır. Plüton'da gündönümlerinde yüzeyin dörtte biri aydınlıkken kalan kısım karanlıktır; dörtte üçü aydınlıkken ise dörtte biri karanlıktır. Gezegendeki bir yıl 248,3 dünya yılına karşılık gelir, yani Plüton'un Güneş'in etrafındaki dönüşü yaklaşık 248 Dünya yılı sürer.

Plüton yörüngesi - ekliptik görünüm. Plüton
örüngesinin bu "yandan görünüşü" (kırmızı)
 ekliptiğe olan eğilimini göstermektedir.

X Gezegeni ve Plüton'un gezegen olduğu düşüncesinin ortadan kalkması

Plüton'un küçük oluşu ve yörüngelerindeki çözümsüzlük; Lowell'in X Gezegeni düşüncesi üzerinde kuşkuların ortaya çıkmasına neden oldu. 20. yüzyıl boyunca Plüton'un kütlesi gözden geçirildi. 1978'de, Plüton'un uydusu olan Charon'un keşfiyle; Plüton'un kütlesinin ölçümü olası hale geldi. Plüton'un kütlesi Uranüs'ün yörüngelerindeki tutarsızlıklar nedeniyle net hesaplanamasa da; kabaca Dünya'nın kütlesinin %0,2'si olarak kabul edildi. Sonraki dönemlerde, X Gezegeni üzerinde Robert Sutton Harrington tarafından önemli çalışmalar yapıldıysa da, bu araştırmalar başarısızlıkla sonuçlandı. 1992'de Myles Standish, Voyager 2'nin 1989'da Neptün'e yaptığı uçuşta elde ettiği bilgileri kullanarak, Uranüs'ün çekim gücünün Plüton'a etkisini saptadı ve bu bulgu Plüton'un kütlesinde %0,5'lik bir değişime gidilmesi gerektiğini gösterdi. Bu bilgiler, Güneş Sistemi'nde yeni bir X gezegeni olması gerektiği düşüncesini ortadan kaldırdı. Bugüne geldiğimizde, önemli bilim insanlarının çoğu, "X Gezegeni"ni kabul etmemektedir. Bunun yanında, Lowell'in 1915'te konumlandırdığı X Gezegeni'nin verileri; bugün Plüton'un konumlandırılışı ile tutarlılık göstermekte olsa da; Ernest W. Brown bunun bir rastlantıdan ibaret olduğunu ortaya koymuştur. Sonuç olarak, "X Gezegeni" Güneş Sistemi'ndeki olması varsayılan dokuzuncu gezegeni ifade eder. Plüton'un yörüngesinin Neptün'e tabii oluşu ve bu gezegenin diğer gezegenlere oranla oldukça küçük olması nedeniyle gezegen olarak görülmemesi; X Gezegeni fikrinin ortadan kalkmasına katkı sağlamıştır. Ayrıca Kuiper Kuşağı'nda 70.000'e yakın plütonsu gök cisminin bulunuşu da Plüton'u yalnızca Kuiper'in bir üyesi olarak görmek gerekliliğini doğurmuştur. Hatta 2005'te keşfedilen Eris adlı cismin, Plüton'dan daha büyük olduğu sonucuna varılmıştır. Tüm bunlardan sonra Plüton, 2006 Prag'da gerçekleştirilen Uluslararası Astronomi Birliği toplantısında gezegenlikten çıkarılmış ve cüce gezegen sınıfına koyulmuştur. Plüton 2008'de alınan yeni bir kararla; bu sınıftan da alınarak Plütonumsu sınıfına yerleştirilmiştir.

Hubble Uzay Teleskobu'ndan Plüton görünümü

Fiziksel özellikler

Plüton'un yörünge hızı 4,666 km/s ve kütlesi 1,305×1022 kg'dır. Yüzey sıcaklığı yaklaşık -238 °C'dir.[41] Plüton'un yüzeyinin bu denli soğuk olmasının sonucunda; zaman zaman sahip olduğu ince atmosfer dahi buz tutar.

Plüton'un görsel kadri ortalama 15,1 olup, günberide bu rakam 13,65 olur. Plüton'u görüntülemek için yaklaşık 30 cm diyaframlı için teleskoplar kullanılır; çünkü açısal çapı yalnızca 0,11"'dir. Bugün bile, gelişkin teleskopların Plüton'un yüzey ayrıntılarını tam anlamıyla sunduğu söylenemez.

Plüton'dan alınan ilk görseller, 1980'li yıllardan sonra gerçekleşmiştir. Plüton'un büyük bir uydusu olan Charon'un keşfi, bu konudaki çalışmaların önünü açmıştır. Böylece Plüton-Charon sistemindeki tutulmalar sırasında, ortalama parlaklığın değişimi gözlenerek, analizler yapılmıştır. Plüton'da parlak bir ışın noktası yayılımı, tutulma sonrası oluşan karanlıktan daha büyük bir ışın farkı doğurur. Bilgisayarlarla yapılan gözlem işlemlerinin birçoğunda, ışın haritaları yaratılır ve bu yöntem sayesinde değişen parlaklık değerleri takip edilebilir.

Günümüzde bilgisayar destekli uzay gözlemlerinin önemli bir bölümü, güncel olarak en yüksek görsel çözünürlük kalitesini sunan Hubble Uzay Teleskobu tarafından yapılmakta, bu sayede birçok ayrıntı önemli oranda görüntülenebilmektedir. Bu haritalar, Hubble'nin çektiği görsellerden en uygun piksellerin seçilip, karmaşık bilgisayar işlemleriyle uyarlanmasıyla oluşturulmuştur. Plüton'un yüzeyi 1994 ve 2003-4 yılları arasında değişime uğramış; kuzey kutup bölgesi aydınlanıp, güney kutup bölgesi kararmıştır. Bunun yanında, Plüton'daki kırmızılık derecesi 2000-2002 arasında önemli ölçüde artmıştır. Bu değişimlerin kaynağının -bir yılı 248 Dünya yılına denk gelen bir cisimdeki- mevsimsel değişimlere bağlı olduğu düşünülmektedir.[46] Plüton'un yörünge eğikliğinin ve yörüngesindeki dış merkezliliğin fazla oluşu; bu mevsimsel değişimin hızlanmasını sağlamıştır.

Plüton üzerinde yapılan çalışmalar, cisim yüzeyinin yaklaşık %98'ini karbon monoksit ve metanın da eklenmesiyle, nitrojen buzlarının oluşturduğunu ortaya koymuştur. Plüton'un Charon'a bakan yüzeyi daha çok buz haline gelmiş metan içerirken; diğer yüzü daha çok nitrojen ve karbon monoksit buzlarıyla kaplıdır.

Yapı

Hubble Uzay Teleskobu ile yapılan gözlemler sonucunda, Plüton'un yoğunluğunun 1,8 ilâ 2,1 g/cm3 arasında değiştiği; yapısının %30-%50 arasında buz kütlelerinden, %50-%70 arasında ise kayalardan oluştuğu tahmin edilmektedir. Radyoaktif minerallerin ısı sonucunda ayrışmasıyla kayalarının çözünmesi, buz kütlelerinin oluşmasını sağlamıştır. Bilim insanlarına göre Plüton'un iç yapısı farklılıklar göstermektedir. Kayalıklar, buz örtüsüyle çevrilmiş yoğun bir çekirdeğin etrafını sarmaktadır. Yani Plüton'da manto tabakası buzullardan oluşmaktadır. Yer kabuğunun merkezini oluşturan çekirdeğin çapıysa yaklaşık 1.700 km kadardır. Plüton yüzeyindeki ısınımın devam etmesiyle, manto-çekirdek sınırında 100-180 kilometre kadar kalın; bir yeraltı okyanus tabakası oluşmuştur.

Kütle

Plüton'un kütlesi 1.31×1022 kg'dır. Bu rakam Dünya'nın yaklaşık 0,24'ine tekabül eder; ayrıca çapı 2.306 (+/- 20) km olan Plüton; bu değerde Ay'ın %66'sı kadardır. Plüton'un atmosferi; katı kütlenin küçüklüğünden dolayı kesin olarak tahmin edilememektedir.

Önceleri astronomlar, Plüton'un X Gezegeni olduğunu varsaymıştır. Bunun bir sonucu olarak, başlangıçta Plüton'un kütlesi; Uranüs ve Neptün ile olan etkisi çerçevesinde hesaplanmaya çalışılmıştır. 1955'ten başlayarak Plüton'un kütlesiyle ilgili çeşitli veriler ortaya koyulmuş; 1971'deki çalışmalarda Plüton'un kütlesinin kabaca Mars'tan daha küçük olduğu sonucuna varılmıştır. Ayrıca 1976'da, Dale Cruikshank, Carl Pilcher ve David Morrison'un yaptıkları bir araştırmada, ilk kez Plüton'un yansıtabilirlik derecesini belirlemiştir. Bu da Plüton'un zemin sentezindeki metan buzu faktörünü ortaya çıkarmıştır. Bu, Plüton'un parlak bir gezegen olması anlamına gelmiş, bundan dolayı Plüton'un kütlesinin Dünya'nın kütlesinin %1'inden fazla olamayacağı anlaşılmıştır. -Plüton'un yansıtabilirlik derecesi Dünya'nınkinden 1,3-2,0 kat daha büyüktür.

1978'de Plüton'un uydusu olan Charon'un gözlenmesiyle Kepler'in gezegensel hareket yasalarından yararlanılarak, Plüton-Charon sisteminin kütlesinin hesaplanması olanaklı hale gelmiştir. Böylece Charon'un kütleçekim etkisi hesaplanarak, Plüton'un gerçek kütlesi saptanmıştır. Charon'un keşfi uyarlamalı optik çalışmalarına da izin verdiğinden; Plüton'un gerçek çapının hesaplanmasında da önemli rol oynamıştır.

Plüton, Güneş sistemi'ndeki yerbenzeri gezegenler dikkate alındığında küçük bir kütleye sahiptir. Hatta gezegenlere ait yedi uydudan da daha hafiftir. Kütlece Plüton'dan büyük olan uydular: Ganymede, Titan, Kalisto, İo, Ay, Europa ve Triton'dur. Plüton'un çapı bir cüce gezegen olan Ceres'ten yaklaşık iki kat daha uzundur. Bu oran, iki cismin kütlesel orantısında da yaklaşık olarak geçerlidir. 2005'te keşfedilen bir cüce gezegen olan Eris'in mi, yoksa Plüton'un mu çapının daha büyük olduğu tartışmalı bir konu olmakla birlikte; kütlesel olarak Plüton'un Eris'ten bir miktar büyük olduğu saptanmıştır.

Atmosfer

Plüton'un atmosferi; yüzeyindeki buz kütlelerini oluşturan nitrojen, karbon monoksit ve metan gazlarıyla çevrilidir. Plüton'un yüzey basıncı 6,5-24 μbar değerleri arasında değişmektedir. Cismin yörüngesi; atmosferi üzerinde büyük bir etki yaratır. Bunun bir sonucu olarak, Plüton'un Güneş'e olan uzaklığı arttıkça, atmosferinde buz kütleleri oluşur; hatta oluşan bu kütleler yüzeye doğru düşer. Plüton Güneş'e yaklaştıkça, cismin katı yüzeyinin sıcaklığı artar. Böylece buzlar süblimleşmiş gazlar haline gelir. Yani sera etkisinin tersinde bir hareket oluşur ve yüzeydeki buharlaşma sonucu atmosferde yoğunluk meydana gelir. Oluşan süblimleşme sonucunda ise cismin yüzeyi soğur. Araştırmacılar, bu soğumayla Plüton'daki sıcaklığın 43 K (−230 °C) kadar olduğunu saptamıştır.

Güçlü bir sera gazı olan metanın varlığıyla, Plüton atmosferinde oluşan sıcaklık terselmesi sonucunda; Plüton yüzeyinden 10 km yukarı çıkıldığında sıcaklık yaklaşık 36 K daha fazla ölçülür, bununla birlikte cismin alt atmosferindeki metan yoğunluğu, üst atmosferinden daha fazladır.

Uydular

Plüton beş doğal uyduya sahiptir: ilk keşfedileni Charon 1978'de James W. Christy tarafından keşfedilmiştir. Diğer küçük uyduları olan Niks ve Hidra ise 2005'te saptanmıştır. Ayrıca, Plüton-Charon sistemi Güneş Sistemi'nin birkaç ikili sisteminin en büyüğü olması bakımından dikkate değerdir. 2011 Temmuz'unda Hubble Uzay Teleskobu tarafından çapı 13 ile 34 km arasında olan Kerberos adında 4. uydu keşfedilmiştir. 7 Temmuz 2012'de Styx isimli 5. uydu da keşfedilmiştir. Çapı yaklaşık 10–25 km. arası olarak tespit edilmiştir.

Plüton'un uyduları, diğer gözlemlenen sistemler göz önüne alındığında Plüton'a oldukça yakındır. Bu özelliğinden dolayı Plüton sistemi, araştırmacılar tarafından: "Son derece yoğun ve büyük ölçüde boş" bir sistem olarak nitelendirilir.

Plüton sistemiyle Ay'ın karşılaştırılması.

Ad		Resim	Saptanma Yıl	Çap (km)	Kütle (kg)	Yörünge yarıçapı (km) (barisentrik)	Yörünge dönümü (d)
Plüton			1930	2,306 (%66 Ay)	13,050 ×1018 (%18 Ay)	2,040 (%0,6 Ay)
Charon			1978	1,205 (%35 Ay)	1,520 ×1018 (%2 Ay)	17,530 (%5 Ay)	6.3872 (%25 Ay)
Styx		—	2012	10-25	?	~47
Nix			2005	91	4 ×1017	48,708	24.856
Kerberos			2011	13-34	?	~59	32.1 ± 0.3
Hydra			2005	114	8 ×1017	64,749	38.206

Niks ve Hidra'nın kütlesinde gözenekli/buzlu yoğunluk 1.0 g/cm³ olarak kabul edilmektedir.

Devamı

Satürn

Satürn veya Sekendiz (eski adı ile Zühal), Güneş Sisteminin Güneş'e yakınlık sırasına göre 6. gezegenidir. Büyüklük açısından Jüpiter'den sonra ikinci sırada gelir. Adını Yunan mitolojisindeki Kronos'tan alır. Çıplak gözle izlenebilen 5 gezegenden biri (diğerleri, Merkür, Venüs, Mars ve Jüpiter) olarak eski çağlardan beri insanoğlunun dikkatini çekmiştir. Büyük ölçüde hidrojen ve helyumdan oluşmakta ve gaz devleri sınıfına girmektedir.

Fiziksel özellikler

Su yoğunluğu ile karşılaştırıldığında 0,69 olan bu değer, Yerküre'nin yoğunluğunun %12'si kadardır. Düşük yoğunluk, gezegenin akışkan yapısı ve kendi çevresindeki dönüş hızının yüksekliği ile birleşerek, Satürn'e ekvatorda geniş, kutuplarda basık elipsoit görüntüsünü vermektedir. Yansıtılabilirlik derecesi(albedo) 0,47 olan gezegen, böylece yüzeyine düşen güneş ışığının yarıya yakınını görünür tayfta yansıtmaktadır. Ancak kızılötesi alandaki ışınım ölçüldüğünde, Satürn'ün Güneş'ten aldığı enerjinin 3 kat fazlasını dışarı yaydığı görülür. Bu nedenle gezegen, Güneş'e olan uzaklığına göre hesaplanan 71K' den (-202 °C) çok daha yüksek bir etkin sıcaklığa sahiptir ve 95K (-178 °C) sıcaklığında bir kara cisim gibi ışır. Satürn'ün kendi içinde yarattığı bu enerji fazlası, gezegenin yerçekiminin etkisi ile yavaşça kendisi üzerine çökerek küçülmesi sırasında dönüştürülen potansiyel enerji ile açıklanmaktadır. Kelvin-Helmholtz mekanizması olarak adlandırılan ve daha sınırlı ölçüde Jüpiter'de de gözlenen bu olgu Satürn'ün yarattığı ısıl enerji fazlasını tek başına açıklamaya yeterli değildir. Ek bir mekanizma olarak, gezegenin yüzeye yakın katmanlarında hidrojen ile karışım halinde bulunan helyumun ağırlığı nedeniyle merkeze doğru süzülerek göç etmesi sırasında potansiyel enerjisinin bir kısmını açığa çıkarması önerilmektedir.

İç yapı

Gaz devleri, içerdikleri elementlerin oranlarına göre iki alt gruba ayrılırlar. Uranüs ve Neptün 'buz' ve 'kaya' oranı daha yüksek Uranian gezegenler grubundadır. Satürn ile Jüpiter ise adını yine Jüpiter'den alan Jovian gezegenler grubu içindedir. Jovian gezegenlerin kabaca Güneş'i ve benzer yıldızları oluşturan maddeleri bu yıldızlardakine yakın oranlarda içerdiği düşünülür. 20. yüzyıl başlarından itibaren, gezegenlerin çap, kütle, yoğunluk, kendi etrafında dönme hızları, uydularının davranışları gibi verilerden yola çıkılarak iç yapıları hakkında ortaya atılan görüşler, daha sonra tayf ölçümsel çalışmalarla ve son otuz yıl içinde gerçekleştirilen birçok uzay aracı araştırması ile zenginleştirilmiş ve günümüzde oldukça tatminkar modeller geliştirilmiştir.

Bu bilgiler çerçevesinde, Güneş sisteminin ilksel bileşenlerine paralel biçimde Satürn'ün kütlesinin büyük kısmını hidrojen ve helyumun oluşturduğu varsayılır. Hidrojen/Helyum kütle oranı 75-25 civarındadır. Daha ağır elementlerin Güneş Bulutsusu içindeki toplam payı %1 iken, hafif bir zenginleşme ile Satürn'de %3-5 arasında olabileceği hesaplanmaktadır. Bu yapı taşları özgül ağırlıklarına göre tabakalanmış durumdadır:

Satürn'ün merkezinde demir ve ağır metallerle birlikte bunları çevreleyen daha hafif elementlerin oluşturduğu bir 'buz' ve 'kaya' tabakasından oluşan bir çekirdek bulunur. Gezegenin ileri derecedeki basıklığının nedeni olarak büyük ve yoğun bir çekirdek varlığı gösterilmektedir. Bazı hesaplamalar, gözlenen basıklık oranını sağlayabilmek için çekirdeğin gezegen kütlesinin dörtte biri kadar büyük bir kısmını oluşturması gerektiği sonucuna ulaşmaktadır. Bu, 25 Yer kütlesine sahip ve yarıçapı 10.000 kilometreyi aşan bir kaya, buz ve metal kütlesi anlamına gelir ve Satürn'ün ağır elementler açısından tahmin edilenden daha da zengin olabileceğini gösterir. Satürn‘ün merkezinde sıcaklığın 12.000K, basıncın 10 megabar (10 milyon atmosfer) üzerinde olduğu tahmin edilir.

Çekirdeği çevreleyen alanda metalik hidrojenden oluşmuş manto tabakası yer alır. Hidrojen 3 ila 4 Mbar'dan daha yüksek basınçlarda devreye giren van der Waals kuvvetlerinin etkisi ile moleküler yapısını kaybederek metalik özellikler kazanır, ısıl ve elektriksel iletkenliği çok artar. Jüpiter'de olduğu kadar büyük olmayan bu katmanın, yaklaşık 20.000 km'lik bir kalınlıkla çekirdekten gezegen yarıçapının yarısı kadar bir uzaklığa yayıldığı sanılır.

En dışta, gezegenin hacminin %90'ını oluşturan en az 30.000 km kalınlığında moleküler hidrojen(H2) tabakası bulunur. Gezegenin yüzeyine yaklaşıldıkça basınç, ısı ve yoğunluk düşer, hidrojen sıvıdan gaza dönüşür ve giderek atmosfer olarak adlandırılabilecek ortama geçilir.

Bu şemada helyumun konumu çok iyi aydınlatılabilmiş değildir. Satürn atmosfer ve dış tabakalarında helyum oranının beklenenden çok daha az olduğu gözlenmiştir. Buna, Jüpiter'e oranla daha soğuk olan gezegende, helyumun en dıştan başlayarak yoğunlaşıp bir süperakışkan şeklinde gezegenin içine doğru yağdığı ve gezegen yüzeyindeki oranının gittikçe düştüğü şeklinde bir açıklama getirilmiştir. Bu olasılığın geçerli olması durumunda helyumun sıvı hidrojen tabakaları içinden geçerek manto ve çekirdek arasında ayrı bir katman oluşturması beklenir. Bugün, metalik hidrojen katmanının da sıvı nitelikte olduğu görüşü yaygın olarak kabul edilmektedir. Katı fazdaki bir manto tabakasının Satürn'ün ürettiği büyük ısıyı dışarı iletemeyeceği ve bu aktarım için madde akımına (konveksiyon) olanak sağlayan sıvı bir ortamın gerekli olduğu düşünülmektedir. Konveksiyon akımlarının katmanlar arasında ne ölçüde madde alışverişine izin verdiği bilinmemektedir. Güçlü yerçekiminin ve akışkan yapının sonuçta ağır elementleri sürekli olarak merkeze doğru çökmeye zorlayacağı tahmin edilmekle birlikte, buz ve kaya oluşturan bileşiklerin tümünün çekirdeğe hapsolmuş durumda olmayabileceği, bir kısmının metalik ve moleküler hidrojen katmanlarında eriyik halinde ya da askıda bulunabileceği varsayılabilir.

Atmosfer

Satürn kalın ve karmaşık bir atmosfer tabakası ile çevrilidir. Atmosferin temel bileşeni, bir gaz devi gezegenden bekleneceği gibi, Güneş Bulutsusu’nun içeriğine benzer olarak, hidrojen gazıdır. Ancak, Jüpiter'in atmosferinden farklı olarak, helyum oranının beklenenden düşük olduğu gözlenir. Bu olgunun, helyumun kütleçekimi etkisi ile gezegenin daha derinlerine doğru çökmesi ile ilişkili olabileceği düşünülür. Satürn atmosferi %94 hidrojen ve %6 helyumdan oluşmaktadır. Bunları %0,2 oranla metan (CH4), %0,1 oranla su buharı (H2O), ve %0,01 oranla amonyak (NH3) izler. Azot, hidrojen, karbon, oksijen, kükürt, fosfor ve diğer elementleri içeren çeşitli bileşiklere milyonda bir düzeyini geçmeyen oranlarda rastlanır.

Aslında gaz devlerinin belirli bir yüzeyi olduğu söylenemez, gezegenden atmosfer olarak adlandırılabilecek en dış gaz tabakasına doğru kesintisiz, yumuşak bir geçiş söz konusudur. Bu tür gezegenlerin çapları hesaplanırken 1 bar (yaklaşık 1 atmosfer) sınırının dışında kalan kısım dikkate alınmaz, basıncın 1 barı aştığı noktadan itibaren tüm hacim gezegenin sınırları içinde kabul edilir. Ancak çoğu zaman, atmosfer olarak adlandırılan alan, hidrojen gazı yoğunluğunun sıvı hidrojen yoğunluğu düzeyine çıktığı 10.000 bar basınç sınırına yani gezegenin binlerce kilometre içine dek genişletilir.

Satürn’ün daha zayıf çekim gücü nedeniyle, atmosferi gezegenin merkezinden uzaklık bakımından daha geniş bir alana yayılmıştır; derinlikle ısı ve basınç artışı Jüpiter’e oranla daha sınırlıdır. Bu nedenle, atmosferin alt sınırı olarak kabul edilebilecek fizik koşullara çok daha derinlerde ulaşılır. Aynı şekilde, atmosferin çeşitli yükseltilerinde görülen değişik bileşiklerin yoğunlaşmasından oluşmuş bulutlar Jüpiter’e oranla birbirinden daha aralıklı yer alırlar. En yüksek bulutlar, tropopoz düzeyinin yaklaşık 100 km altında amonyak, 200 km altında amonyum hidrosülfid ve 300 km altında su buzundan oluşmuş bulutlardır.

Bulutlar ve atmosfer akımları

Jüpiter’dekine benzer ekvatora paralel bulut kuşakları Satürn atmosferinde de gözlenir; ancak kuşaklar arasındaki renk ve kontrast farkı aynı derecede çarpıcı değildir. Bu silik görünümün nedeni bulut katmanlarının daha geniş bir yükselti aralığına dağılmış ve kalın bir atmosfer kütlesi ile örtülmüş olmalarıdır. Birbirine komşu kuşaklarda bulutların zıt yönde ve büyük bir hızla ilerledikleri görülür. Kuşakların dağılım ve hareketleri kuzey ve güney yarımkürelerde Jüpiter’e oranla daha simetriktir. Batıdan doğuya doğru 1800 km/saat hızında kesintisiz bir akımın gözlendiği ekvator kuşağı, kuzey ve güney yönünde 35. enlem derecelerine kadar uzanarak gezegenin en büyük meteorolojik yapısını oluşturur.

Yeryüzünden yapılan gözlemlerde bazıları devasa boyutlara ulaşan 'beyaz leke'ler gözlenmiştir. Bu oluşumların, günler, bazen haftalar süren fırtına alanları olduğu düşünülür. Cassini uzay sondası kısa süre içinde birçok yeni fırtına alanı saptamıştır.

Satürn'ün kendi ekseni etrafında dönüşü

Katı bir yüzeye sahip olmayan Satürn'ün dönüş özelliklerinin, atmosfer yapılarının gözlenen hareketlerine göre belirlenmesine çalışılmıştır. Ekvator bölgesi ile kutupların farklı devirlerle dönmesi, 'Sistem I' ve 'Sistem II' olmak üzere iki ayrı dönme süresi tanımlanmasına yol açmıştır. Ekvator bölgelerinin dönüşü 10 saat 14 dakika 00 saniyede tamamlanır ve Sistem I olarak adlandırılır. Kutup bölgelerinde dönüş süresi 10 saat 39 dakika 24 saniyedir ve Sistem II adını alır. Satürn'den yayılan mikrodalga ve radyo dalgaboyundaki ışınımların ise 10 saat 39 dakika 22,4 saniyelik bir dalgalanma göstermelerine dayanarak, gezegenin manyetik alanını belirleyen metalik hidrojen kütlesinin bu hızla dönmekte olduğu sonucu çıkarılmıştır. 'Sistem III' adı verilen bu periyot Satürn'ün gerçek dönüş hızı olarak kabul edilir, ve bu değerin kutuplardaki dönüş hızı ile hemen hemen aynı olduğu, ekvatorda ölçülen farklı hızın bu bölgelerdeki bulutların 1800 km/saat hıza ulaşan rüzgarlar nedeniyle doğuya doğru hareket etmelerinden kaynaklandığı dikkati çeker. Voyager 1 ve Voyager 2 uzay sondalarının 1980 ve 1981 yıllarındaki geçişleri sırasında yaptıkları duyarlı ölçümlere dayanan bu değer, 1997 yılında Paris Gözlemevi gökbilimcileri tarafından 6 dakika daha uzun olarak ölçüldü. Cassini uzay aracının 2004 yılında Satürn'e yaklaşmakta iken yaptığı ölçümlerde belirlediği 10 saat 45 dakika 45 saniye uzunluğundaki radyo dönüş periyodu de bu son bulguyla uyumlu idi. Gezegenin dönüş hızında kısa sürede bu denli önemli değişikliklerin olanak dışı olduğu bilinmekte, öte yandan Voyager ve Cassini sondalarının güvenilirliği tartışılmamaktadır. Radyo kaynağının dönüş hızındaki bu sapmaların aydınlatılması, gezegenin iç yapısı hakkında değerli bilgiler sağlayabilecektir.

Halkalar

Satürn'ün ilk bakışta dikkati çeken belirleyici özelliği halka sistemidir. Satürn‘ün halkaları, gökyüzünün basit teleskoplarla izlenmeye başlandığı 17. yüzyıldan bu yana Satürn'ü diğer gezegenlerden ayırdeden eşsiz bir yapı olarak bilinegelmiştir. 1970'lerden sonra diğer gaz devlerinin de halkaları bulunduğu keşfedilmiştir.

Halkalar, ekvator düzleminde gezegenin merkezinden uzaklıkta 67.000 km ile 480.000 km arasında kalan alanı kaplamaktadır. Satürn'ün yarıçapı RS=60.250 km olarak alınırsa halkaların iç sınırının gezegenin yüzeyine 6.700 km uzaklıkta bulunduğu görülür. Dış sınırı ise Satürn için yaklaşık 2,5 RS yani 150.000 km olan Roche limitinin çok ötesindedir. Halkaların kalınlığı ise sadece 100 metre kadardır. Satürn halkaları çoğunluğunun çapı 1 cm. ile 10 m. arasında değiştiği düşünülen çok sayıda buz parçacıklarından oluşmuştur. Halkaların yoğunluğunun gezegen merkezinden uzaklığa göre büyük değişimler gösterdiği, bazı alanlarda boşluklar bulunduğu bilinmektedir. Bunların Satürn uydularının çekim etkileri ile ilişkisi gösterilmiş, hatta yörüngesi halkaların içinde bulunan ve çoban uydular olarak adlandırılan küçük uyduların halkaların bilinen yapısının korunmasındaki rolleri aydınlatılmıştır. Ancak son 25 yılda uzay aracı araştırmalarından elde edilen büyük miktardaki yeni bilgi, Satürn halkalarının bugün için de tam olarak açıklanamamış birçok özelliğini ortaya koymaktadır.

Manyetosfer

Satürn güçlü bir manyetik alana sahiptir. Jüpiter'in manyetik alanının yirmide biri kadar güç sağlayan bu dipol, Yer ile karşılaştırıldığında 800 kata ulaşan büyüklüğü ile devasa ölçektedir. Gezegenin manyetik ekseni dönme ekseni ile hemen hemen çakışır ve Jüpiter'de olduğu gibi manyetik kutupları Yer'in kutuplarına göre ters yerleşmiş durumdadır. Bu dipolün yanı sıra, Satürn'ün manyetik alanının, yapısını karmaşıklaştıran bir dört kutuplu ve bir sekiz kutuplu bileşeni bulunmaktadır.

Satürn, manyetik alanının Güneş rüzgarı ile etkileşimi sonucunda büyük bir manyetosfer oluşur. Bu bölge, güneş kökenli yüksek enerjili parçacıklardan oluşan plazma akımının gezegenin manyetik alanı tarafından saptırılarak engellendiği, Satürn'ün Güneş'e dönük yüzünde 300–1000 km/saniye hızındaki Güneş rüzgarı tarafından gezegene doğru itilen, karanlık yüzünde ise yüzlerce milyon kilometre uzunluğunda bir ‘manyetik kuyruk‘ şeklinde devam eden, damla biçiminde bir hacmi kapsar. Manyetosferin en dışında Güneş rüzgarının çarparak hızla yavaşladığı ve yön değiştirdiği bir şok dalgası bulunur. Güneş etkinliğine göre gezegene uzaklığı değişen bu sınır, Cassini uzay sondası tarafından Satürn'den Güneş doğrultusunda 3 milyon km uzaklıkta saptanmıştır. Daha içeride ise güneş kökenli parçacıkların aşamayarak çevresinden dolaşmak zorunda kaldığı manyetopoz yer alır. Manyetopoz, Satürn'ün manyetosferini sınırlar. Manyetosfer içinde iyonize atomlar, serbest elektronlar, yüklü toz tanecikleri ve nötr atom ve molekülleri içeren bir plazma bulunur; ancak bu plazmanın yoğunluğu Jüpiter'dekine oranla çok azdır. Bunun nedenleri, Satürn'ün manyetosferi içinde iyonize madde kaynağı olabilecek İo benzeri bir uydusunun olmaması ve parçacıkların Satürn‘ün halkaları tarafından yakalanarak sürekli bir şekilde ortadan kaldırılmalarıdır.

Serbest kalan yüklü parçacıklar, manyetik alan çizgileri boyunca toplanarak, Van Allen kuşakları benzeri ışınım alanları oluştururlar. Satürn'ün manyetik kutuplarındaki açık manyetik çizgiler boyunca ilerleyerek atmosferin yüksek tabakalarında kutup ışıklarının ortaya çıkmasına neden olurlar.

Uydular

Satürn'ün resmi olarak ad verilmiş 53 uydusu vardır. 2004 yılı içinde gözlenen ve 4 Mayıs 2005'te Uluslararası Gökbilim Birliği'nin 8523 sayılı sirküleri ile duyurulan 12 yeni uydu ve 2005 yılı içinde gözlenen ve 5 Mayıs 2005' te 8524 sayılı sirküler ile duyurulan bir yeni uydu ile bu sayı 56'ya ulaşmaktadır. Henüz doğrulanmamış uydular bu sayının dışındadır. Satürn'ün uydularının listesi, Satürn'ün doğal uyduları makalesinde yer almaktadır.

Satürn araştırmalarının tarihçesi

Eski çağlardan günümüze ulaşan kaynaklarda Satürn, Ay, Güneş, Merkür, Venüs, Mars, ve Jüpiter ile birlikte görünür hareketlerinin diğer yıldızlardan farklılığıyla tanınan 7 gökcisminden biri olarak gösterilir. Bu yönüyle, antik gökbilim için olduğu kadar astroloji açısından da önem taşıyan gezegen, birçok dilde haftanın yedi gününe adını veren varlıklardan biri olarak, tarihöncesinden günümüze insan kültüründe yerini korumuştur.

1610 yılında Galileo Galilei kendi yaptığı teleskop yardımı ile gözlediği Satürn'ün küresel bir yapısı olduğunu fark etti, gezegenin her iki yanında kendi deyimi ile 'kulak' olarak nitelediği ve sonradan Satürn‘ün halkaları oldukları anlaşılacak oluşumları gördü.

1655'te Hollandalı bilim adamı Christiaan Huygens Satürn'ün en büyük uydusu Titan'ı keşfetti. Huygens 1659'da Galilei'nin görmüş olduğu oluşumun Satürn'ün halkası olduğunu açıkladı.

1670'ler ve 1680'lerde Fransız-İtalyan gökbilimci Giovanni Domenico Cassini, halkalar içindeki Cassini bölümünü ve dört yeni uyduyu daha (iapetus, Rhea, Tethys, Dione)keşfetti.

1789'da İngiliz gökbilimci Sir William Herschel Satürn'ün basıklık derecesini hesapladı, iki yeni uyduyu daha (Mimas, Enceladus) keşfetti.

1837'de Alman gökbilimci Johann Franz Encke halkalardaki kendi adıyla anılan boşluğu keşfetti.

19.yüzyılın ikinci yarısında Édouard Roche, James Clerk Maxwell, Daniel Kirkwood halkaların yapısına ilişkin görüşleri geliştirdiler.

1848'de William Lassell Hyperion'u, 1898'de William Henry Pickering Phoebe'yi keşfetti.

1903 yılında Satürn yüzeyinde bugün fırtına alanları ile ilişkilendirilen beyaz lekeler ilk kez gözlendi.

1966'da Janus ve Epimetheus keşfedildi.

Pioneer 11 uzay aracı

1973 yılında fırlatılan Pioneer 11 uzay sondası, Aralık 1974'te Jüpiter yakın geçişini gerçekleştirdikten sonra 1 Eylül 1979'ta Satürn'ün 21.000 km yakınından geçti. Sınırlı teknik donanıma sahip olmasına karşın bu araç daha sonra gerçekleştirilen uçuşların planlanması için yaşamsal önem taşıyan bilgiler topladı.

Satürn'ün boyutları ve çekim gücü duyarlı biçimde ölçülerek yoğunluğunun ve kütlesinin daha büyük kesinlikle hesaplanmasına olanak sağlandı.

Satürn'ün ve uydularının birçok fotoğrafı elde edildi. Gezegen ve halkaları ilk kez karanlık yüzlerinden gözlendi.

F halkası keşfedildi.

Voyager 1 ve 2 uzay araçları

1977 yılında fırlatılan ve birbirinin aynı olan Voyager 1 ve Voyager 2 uzay araçları sırasıyla Kasım 1980 ve Ağustos 1981 tarihlerinde Satürn'ün yakınından geçerek gözlemlerde bulundular.

Satürn atmosferindeki Helyum oranının Jüpiter'dekine göre az olduğu anlaşıldı.

Gezegenin ve uydularının çok sayıda yüksek çözünürlüklü görüntüsü elde edildi.

Satürn atmosferindeki bantlar, geçici oval yapılar gözlemlendi. 1800 km/saat hızına ulaşan büyük ölçekli atmosfer akımları saptandı.

Gezegenin karanlık yüzünden radyo dalgaları ile yapılan gözlemlerle atmosferin değişik düzeylerindeki sıcaklıklar ölçüldü.

Kutup ışıkları gözlendi. Bu arada, orta enlemlerde mor ötesi bantta kutup ışıklarına benzer, nedeni açıklanamayan ışınımlar saptandı.

Halkaların ayrıntılı yapısı gözlendi, sayılamayacak kadar çok miktarda küçük halkacıklardan oluştukları anlaşıldı. Yeryüzünden yapılan gözlemlerde sınırlı şekilde görülebilen D ve E halkalarının varlığı kanıtlandı, G halkası keşfedildi.

B halkasında 'araba tekerleklerinin çubuklarını' andıran ışınsal yoğunluk değişimleri gözlendi.

Satürn'ün 4 yeni uydusu keşfedildi. Bunlardan Pan'ın fark edilmesi, Voyager 2 uzay aracının gezegeni ziyaretinden 9 yıl sonra eldeki fotoğrafların yeniden incelenmesi sırasında gerçekleşti.

Cassini-Huygens programı

Satürn ve sisteminin araştırılması amacıyla 1997 yılında fırlatılan Cassini-Huygens uzay aracı, gezegenlerin çekim gücünden yararlanarak yolculuğun hızlandırılabilmesi için Venüs (2 kez), Yer ve Jüpiter yakın geçişlerini gerçekleştirdikten sonra, 1 Temmuz 2004'te Satürn çevresinde yörüngeye girdi. İki ayrı uzay sondasından oluşan araçtan, Huygens iniş aracı ayrılarak 14 Ocak 2005'te Satürn'ün en büyük uydusu Titan üzerine iniş yaptı. Cassini yörünge aracı ise Satürn çevresinde değişen yörüngeler izleyerek gezegen ve çeşitli uyduları ile ilgili gözlemlerine başladı.

Satürn'ün kendi etrafında dönüş hızı ile ilgili olarak 1997 yılında Fransız gözlemcilerin saptadığı ve daha önceki bilgilerle çelişen veriler doğrulandı ve gezegenin radyo kaynağının dönüş periyodu 10 saat 45 dakika 45 saniye olarak belirlendi.

Araç, yörünge giriş manevrasından önce Satürn halka düzlemini kuzeyden güneye doğru geçti. F ve G halkaları arasındaki boşluktan yapılan bu geçiş, boşluk olarak kabul edilen bölgedeki parçacıkların miktarı konusunda bilgi verdi.

Phoebe, Titan, İapetus, ve Enceladus yakın geçişleri gerçekleştirilerek uyduların yüksek çözünürlüklü görüntüleri elde edildi ve bilimsel gözlemler gerçekleştirildi.

Huygens sondası, Titan yüzeyine iniş sırasında uydunun atmosferi ve yüzeyi hakkında veriler topladı ve görüntüler elde etti.

Satürn'ün 4 yeni uydusu keşfedildi.

Gözlem koşulları

Bir dış gezegen olan Satürn, Güneş çevresinde yaklaşık 30 yıllık dolanma süresi ve yaklaşık 12.5 ay olan kavuşum dönemi nedeniyle, sabit yıldızlar arasında çok yavaş ilerlediği için aynı takım yıldız içinde 2 yıldan daha uzun süre kalır. Güneşe Jüpiter'den daha uzak ve biraz daha küçük olduğu için Satürn daha sönük görülür. Sarımsı rengi ve 1. kadirden parlaklığı ile yılın büyük bir bölümünde kolaylıkla gözlenebilir. Halkaların konumuna bağlı olarak parlaklığı 30 yıllık dönemlerle -0,3 kadire ulaşabilir. Satürn'ün halkaları orta boy teleskoplar ile ayırt edilebilir. Gezegenin 29,4 yıllık yörünge çevrimi içinde, Dünya iki kez Satürn'ün halkalarının düzleminden geçer, bu durumda halkalar görülemez. Kendi etrafındaki dönme hızının yüksekliği nedeniyle basık bir görünüme sahiptir. Satürn'ün uydularından sadece Titan küçük teleskoplar ile görülebilir....

Güneş Sistemi'nde Satürn'ün özel yeri

Bazı özellikleri, Satürn'ü eşsiz kılmaktadır:

Basıklık oranı en yüksek gezegendir. Kutuplar arasındaki çapı ekvator çapından %10 düşüktür.

En gelişmiş halka sistemine sahip gezegendir. Halkaların çapı gezegenin çapının 8 katı kadardır.

Neptün'ün ardından güneş sistemindeki ikinci en hızlı rüzgarlara sahiptir. Ekvator çevresinde gözlenen batı rüzgarlarının hızı saatte 1800 km'yi bulur.

Yağmur ancak bin yılda bir metan sağanağı şeklinde yağar.

Devamı