msel çökme astronomik objelerin sahip olduğu kütle çekimi etkisinden dolayı diğer objeleri kendi merkezine doğru çekmesidir.Herhangi bir stabil objede bu kütle çekimi tam tersi yönünde etkileyen iç basınç ile karşılıklı olarak dengelenmektedir.Eğer kütle çekimi dışarı yönde etkiyen iç basınçdan daha fazla olursa bu denge durumu bozulur ve madde içeri doğru çökmeye başlar.Bu çöküş iç basıncı artırıp maddeyi kütle çekimi ile dengeleyecek noktaya gelene kadar devam eder.Bu durum böylece devam eder.(Kara deliklerdeki durum hariç olmak kaydı ile.)

kütle çekimiin diğer ana güçlerden daha zayıf olması nedeni ile kütleçekimsel çöküş çoğunlukla çokca ağır cisimler veya kütlelerin toplamı ile ilişkilendirilmektedir.Örneğin,yıldızlar (Supernova patlaması ile oluşan yıldızlar,nötron yıldızları ve kara delikler) ve küresel küme şeklinde olan devasa yıldız koleksiyonları ve galaksiler.

Kütleçekimsel çökme evrendeki maddelerin kalbindeki yapısal formasyondadır.En başta düzgün sıralanmış bir maddeler dizesi bile sonunda çökebilir ve maddelerin hiyerarşisinde karmaşaya sebep olabilir.(galaksideki küresel kümeler,yıldız kaynaklı gruplar,yıldızlar ve gezegenler.)Örnek vermek gerekecek olursa, yıldızlarasındaki maddelerin kütleçekimsel çöküşlerindeki artış sebebiyle oluşan yıldızlar örnek verilebilir.Kütleçekimsel çökme kuvvetinden dolayı kaynaklanan basınç sıcaklığı artırır ve ve nükleer yakıt yıldızın merkezini ateşler ve yıldız bunun sonrasında bir duruş noktasına gelir.İçeriden dışarıya doğru etkimekte olan termal basınç kütle çekimi dengeler ve yıldızımız tekrar termal basınç ve kütle çekiminin arasında bulunan dinamik denge kurumuna gelerek stabilleşir.

Bir yıldızın kütleçekimsel çöküşü hayat döngüsünün sonunda gerçekleşir ve bu yıldıza ölmüş yıldız da denilebilir.Yıldızda bulunan tüm enerji tükendiğinde yıldızımız kütle çekimin etkisine girer.Bu sebepten dolayı 'geçici' denge durumunda bulunan yıldız,yıldız doğumlu bir kütleçekimsel çöküş veya bir yıldızın sonu olur.Bu son durumuna veya yıldızsal kalıntı adı verilir.

Sıkışık yıldız Çeşitleri:
Beyaz cüceye çöküş süreci on binlerce yıl sürmektedir ve yıldızı çevrelemekte olan dış yüzeyin gezegenimsi bulut haline dönüşü bu süre içinde gerçekleşmektedir.Eğer sıkışan yıldız,beyaz cüce boyutuna gelir ve Chandasekhar limitine kadar bu made birleşmeye devam ederse çöküş süreci tekrar sürecini yeniden başlatır.Her ne kadar beyaz cücenin bir sonraki aşama olan nötron yıldızı aşamasına geçeceği öngörülse de bunun yerine kontrölsüz bir karbon füzyon tepkimesi sürecine girebilir ve bir supernova patlaması gibi patlayabilir.Nötron yıldızları çok güçlü kütleçekimsel çökme kuvveti sonucu oluşan devasa yıldızlardır ve supernova patlaması kalıntılarıdırlar.

Büyük devasa yıldızlar bile altında bilinen karşıt bir kütleçekim kuvveti olmadan yeni bir dinamik denge durumuna geri dönemez.Bu durumda bile yıldız devam eder ve hiçbir şey onu durduramaz.Schwarzschild yarıçapı ile patladığında ise bir ışık parçacığı bile bu yıldızdan kaçamaz ve yıldızımız Kara Delik haline gelir.Bazı teorilere göre bu kara delik sürecinden sonra patlayan obje maksimum olasılıklı enerji yoğunluğuna ulaşır ve belli bir hacimdeki Plank Özkütlesine ulaşır.(Yani hiçbir şey durduramaz.)İşte bu noktada bilinen kütleçekimsel yasalar bir açıklama oluşturamaz.Her ne kadar bu anı açıklamaya yönelik rekabet halinde teoriler olsa da bu noktadaki durum tam anlamı ile kütleçekimsel çöküş olarak tanımlandırılamaz.

Yeteri kadar büyük olan nötron yıldızının Sscwarzschild yarıçapı içinde varolabileceği düşünülmüş ve bir kara delik gibi tüm ağırlığın merkezindeki tekillikte toplanmamış olabileceği öne sürülmüştür fakat bu bir kavram hatasıdır.Olay ufkunda bile bir madde stabil kalabilmek ve merkeze çökmemeyi sağlayabilmek için merkezden dışarı doğru ışık hızından daha yüksek bir değerdeki hıza sahip olmalıdır.Bu sebepten dolayı hiçbir fiziksel güç bir yıldıza tekilliğe çökmekten alıkoyamaz.(en azından en son bildiğimiz genel görelilik prensiblerine göre;bu Einstein-Yang-Mills-Dirac'ın sisteminin yerine geçmemektedir.)Sonrasında maddenin emisyonunu ve kütleçekimsel dalgaları içeren ortak bir küresel olmayan çarpışma modeli yayınlanmıştır.

Büyük Çöküş




Kuca (futbolcu)

Jaílton Alves Miranda (d. 2 Ağustos 1989, Praia) veya tanınan adıyla Kuca, Yeşil Burunlu futbolcudur. Forvet pozisyonunda görev almakta olup, Primeira Liga takımlarından Arouca'da forma giymektedir.

2 Ağustos 1989'da Yeşil Burun Adaları'nda dünyaya gelen Kuca, futbola doğduğu şehrin takımı Boavista Praia'da başladı. 21 yaşında oynadığı oyun ile dikkatleri üzerine çeken Kuca, bir sezonun ardından Portekiz alt lig takımlarından Mirandela'nın yolunu tuttu. 2011 yılında Mirandela ile toplamda 13 maça çıktı ve 7 gol attı. Yine sezonun sonunda transfer yaptı ve bir üst lig takımı Chaves'in yolunu tuttu. Burada tüm dikkatleri üzerene çekmeyi başardı ve Chaves'te 3 sezon boyunca oynadı ve 79 maçta 34 gol attı. 2012-13 sezonunda Portekiz 2. Lig (II Divisão Zona Norte) şampiyonluğu yaşadı. O sezon Kuca'nın ismi de yavaş yavaş duyulmaya başladı. 2013-14 sezonunda çok fazla transfer iddiası yazıldı. Sezon sonunda ise Portekiz ekibi Estoril'e transfer oldu. Sezona Portekiz 1. liginde başladı. Estoril ile 2014-15 sezonunda ligde 15 maça çıktı ve 5 gol attı. Yeşil Burunlu oyuncu UEFA Avrupa Ligi'ndeki PSV maçında ise Avrupa'da birçok takımın dikkatini çekti ve aynı zamanda Millî takıma seçildi. PSV maçının ilk yarısında kariyerin en iyi futbolunu oynayan oyuncu, 2014-15 devre arasında İstanbul'a geldi ve Kasımpaşa SK ile anlaştığı iddia edilse de Furkan Özçal'ı transfer eden Kardemir Karabükspor'a transfer oldu Karabükspor'da ilk resmi maçına 31 Ocak'taki Fenerbahçe karşısında forma giyerek çıkmıştır.





Kevin Willis

Kevin Alvin Willis (d. 6 Eylül 1962) eski Amerikalı NBA basketbolcusudur. 2006-2007 sezonunda 44 yaşındayken basketbolu bıraktığını açıklamıştır.




Schwarzschild metriği

Einstein'ın genel görelelik teorisine göre Schwarzschild metriği (Schwarzschild vakumu veya Schwarzschild çözümü olarak da bilinir) Einstein'ın alan denklemlerinin çözümüyle ortaya çıkmıştır. Küresel bir kütlenin dışındaki elektik yükü, angular momentumu ve evrensel kozmolojik sabiti sıfır varsayılan yerçekimsel alanı tarif eder. Bu çözüm yıldızlar veya gezegenler gibi düşük hızlarda dönen cisimler için oldukça yararlıdır. Dünya ve Güneş de bu cisimlere örnek olarak verilebilir. Bu çözüm ismini çözümünü 1916 yılında yayınlayan Karl Schwarzschild'den almıştır.

Birkhoff's theorem'ine göre, Schwarzschild metriği genellikle Eistein'ın alan denklemlerinin küresel simetrik, vakum çözümüdür. Schwarzschild kara deliği or statik kara delik yükü veya açısal momentumu yoktur. Schwarzschild kara deliği, Schwarzschild metriği tarafından tarif edilir ve diğer Schwarzschild kara deliğinden ayrılamaz kütlesi dışında.

Schwarzschild kara deliği küresel bir yüzey olarak şekillendirilebilir. Bir çevredeki küresel yüzey, genellikle, Schwarzschild yarıçapı yer almaktadır ve olay ufku denen bir kara deliğin yarıçapı olarak adlandırılır. Dönmeyen ve yüklü olmayan kütle tarafından oluşturulmuş kara delik için Schwarzschild yarıçapı daha küçüktür. Einstein alan denklemlerinin çözümü prensipte böylece koşullarının oluşumuna izin verecek kadar olumlu hale gelerek M kütleli obje için bu halde anca Schwarzschild kara deliği olabileceğini söyler (genel görelilik kuramına göre).

Schwarzschild kordinatlarında, Schwarzschild metriği için çizgi elementi şu forma sahiptir:
Bu denklemde

Klasik Newton teorisinde bu çözümün eş benzeri, noktasal cismin çevresindeki yerçekimi alanına denk gelmektedir.

Pratikte, "r"/"r" oranı neredeyse her zaman çok küçüktür. Mesela, Dünya'nın Schwarzschild yarıçapı "r" kabaca iken Güneş 3.3×10 kat büyük Schwarzschild yarıçapına sahiptir (yaklaşık olarak ). Dünya'nın yüzeyinde bile, Newton yerçekimine ait düzeltmeler milyarda birdir. Bu oran sadece kara deliklerin ve nötron yıldızları gibi diğer çok ağır objelerin yanında kayda değer bir büyüklüğe erişir.

Schwarzschild metriği Einstein alan denklemlerininboş uzaydaki çözümüdür. Bunun anlamı sadece yerçekimi oluşturan bir objenin dışında geçerlidir. Bu R yarıçaplı küresel cismin "r" > "R "için geçerli çözümüdür. Yerçekimi oluşturan objenin hem içindeki hem dışındaki yerçekimi alanını tarif etmek için Schwarzschild çözümü "r" = "R deki çözümlerle eşleştirilmelidir".

Schwarzschild çözümü adını tam çözümü 1915 yılında bulan ve 1916 yılında yayımlayan Karl Schwarzschild'dan almıştır. Bu süre Einstein'ın genel görelelik teorisini yayımladıktan bir aydan bir süre sonrasına denk gelmektedir. Bu Einstein alan denklemlerinin ilk kesin sonucuydu diğer önemsiz düz uzay çözümlerinden farklıydı. Schwarzschild makalesi yayımlandıktan kısa bir süre sonra Birinci Dünya Savaşında, Almanya ordusunda görev alırken kaptığı hastalık sonucunda öldü.

Johannes Droste, 1916 yılında yılında bağımsız olarak Schwarzschild çözümüyle aynı çözümü daha basit ve daha doğrudan bir yolla üretti.

Genel rölativitenin ilk yıllarında Schwarzschild'da ve Einstein alan denklemlerinde bulunan tekillik hakkında birçok karışıklık vardı. Schwarzschild orijinal makalesinde, kordinat sisteminin merkezine bizim şu an olay ufku dediğimiz şeyi koydu. Bu makalede ayrıca yardımcı değişken olarak şu an Schwarzschild radyal kordinatı olarak bildiğimiz şeyi tanıttı (üsteki denklemde r ). Schwarzschild denklemlerinde farklı radyal kordinatlar kullandı, Schwarzschild radyusunda sıfır olan.

Tekillik yapısının daha fazla tamamlanmış analizi David Hilbert tarafından sonraki yıllarda ifade edildi. Bu hem r = 0 ve "r" = "r" için tekilliği içeriyordu. Yine de r = 0 da teikliiğin 'gerçek' fiziksel tekillik olduğuna dair kabul vardı. "r" = "r" daki tekillik ucu açık kaldı.

1921'de Paul Painlevé ve 1922'de Allvar Gullstrand birbirlerinden bağımsız 
olarak bir ölçüm , Einstein'ın denklemlerinin bizim şu an Schwarzschild 
metrik koordinat dönüşümü olarak bildiğimiz küresel simetrik çözüm, R = rs de bir teki