Yıldız kaynaklı kara delik

Sarmal gökada NGC 300'deki yıldız kütleli bir kara deliğin (solda) sanatsal tasviri; bir Wolf-Rayet yıldızıyla ilişkilendirilmiş.

Yıldız kaynaklı kara delik (veya yıldız kütleli kara delik), bir yıldızın kütleçekimsel çöküşüyle oluşan bir kara deliktir.[1] Kütleleri yaklaşık 5 ila birkaç on güneş kütlesi arasında değişir. Bunlar süpernova patlamalarının kalıntılarıdır ve bir tür gama ışını patlaması olarak gözlemlenebilirler. Bu kara deliklere ayrıca çökmüş yıldız (collapsar) olarak da atıfta bulunulur.

2019 yılına kadar bilinen en büyük yıldız kütleli kara delik olan LB-1 B (veya LB-1 *), yaklaşık 70 ± 1,45 M☉ kütleye sahiptir.[2]

Özellikleri

No Hair Teoremine göre kara delikler yalnızca 3 temel bileşenden oluşmaktadır. Kütle, elektriksel yük ve açısal momentum bu 3 temel bileşendir. Ayrıca kara deliklerin doğasında dönme olduğuna inanılır fakat bunu kanıtlayacak kesin bir gözlem henüz gözlemlenmemiştir. Yıldız kütleli kara deliklerin dönmesi, açısal momentumum korunumundan dolayı gerçekleşmektedir.

Doğal bir yıldız çökmesi bir kara delik yaratabilmektedir. Kaçınılmaz olan bir yıldızın yaşamının sonu, yıldız olduğundan kaynaklı tüm enerji bittiğinde gerçekleşmektedir. Bir yıldızın içe çöken parçasının kütlesi TOV limit için olan netron-degenerate maddesinden düşük ise bu işlem sonucunda sıkışık yıldız (ak cüce) oluşmaktadır. Oluşan tüm yıldızlar maksimum kütlelerine sahiptir. Bundan dolayı çöken yıldız eğer bu maksimum limiti aşmış ise çökme olayı sonsuza kadar devam eder ve karadeliği oluşturur (Yıkıcı yerçekimsel çöküş).

Nötron yıldızının maksimum kütlesi tam olarak bilinmemektedir. 1939'da 0.7 güneş kütlesi olarak hesaplanmıştır. Buna TOV limit adı verilmiştir. 1996'da diğer bir tahminde ise maksimum kütlenin ortalama 1.5. ile 3 güneş kütlesi arasında olduğu tahmin edilmiştir.

Genel görelilik teorisine göre bir kara delik var olan herhangi bir kütlede meydana gelebilir. Kütle küçüldükçe özkütle yükselir madde kara deliği şekillendirmeye başlar (örn. Schwarzschild yarıçapı –karadeliğin yarıçapı).

Şimdiye kadar birkaç yıldız kütlesinden küçük olarak kara delik şekillendirdiği bilinen herhangi bir kütle gözlemlenmemiştir. 2007'den beri en yüksek kütleli olarak bilinen 15.65±1.45 güneş kütlesi olarak hesaplanmıştır.[kaynak belirtilmeli] Buna ek olarak IC 10 X-1 X-ray kaynağı Yıldız kütleli bir kara delik olup kütlesinin 24-33 yıldız kütlesi arasında olduğuna dair kanıt bulunmaktadır. 2008'in Nisan ayında Nasa tarafından bildirilen XTE J1650-500 ve ismi bilinmeyen bir karadelik,[3] en küçük kütleli kara delikler olarak bilinmektedir. Bunlar 3.8 yıldız kütlesi ile 24 kilometre yarıçapına sahip kara deliklerdir. Fakat sonrasında bu tahmin geri çekilmiştir. Daha olası olanı ise 5-10 yıldız kütlesi arasında bir kütleye sahip olduklarıdır.

Yıldız kütleli kara deliklerden çok daha devasal 2 diğer tip kara delik olduğuna dair gözlemsel kanıtlar vardır. Bunlar orta-kütleli kara delikler ve devasa kütleli kara deliklerdir ve devasa kütleli bir karadeliğin Samanyolu Galaksisi'nin merkezinde olduğu bilinmektedir.

İkili X-Ray birleşik sistemleri

Yıldız kütleli kara delikler ikili kapalı sistemler olup maddeler yoldaş yıldızın kara deliğine geçtiğinde gözlemlenebilir. Çöküş gerçekleştiğinde bir enerji salınımı olur ve bu salınım o kadar büyüktür ki bir maddeyi birkaç yüz miyon dereceye kadar ısıtabilir ve X-Ray ışınları yayar. Bu sebepten dolayı yoldaş yıldız optik teleskop ile gözlemlenebilirken, kara delikler X-rays ler ile gözlemlenebilir. Kara delikten salınan enerji nötron yıldızı tarafından salınan enerji ile aynı büyüklüğe sahiptir. Kara delikler ve nötron yıldızlarının karşılaştırılması kimi zaman çok güç olabilir.

Buna rağmen nötron yıldızlarının ek özellikleri de mevcuttur. Nötron yıldızları farklı değerlikli dönüşe sahiptir ve bir manyetik alanı vardır. Ayrıca bölgesel patlamalara da sahiptir. (Termonükleer patlamalar)Bu tür özellikler gözlemlendiğinde bu ikili sistemin ortaklaştığı nokta nötron yıldızı olmaktadır.

Türetilen kütleler sıkıştırılmış x-ray kaynaklarını(x-ray ve optik datalar) gözlemlerden elde edilmiştir. Kimliği tespit edilmiş tüm nötron yıldızlarının kütlesi 2 güneş kütlesinin altındadır. Hiçbir 2 güneş kütlesi üzerindeki ikili sistemlerde nötron yıldızının özellikleri ortaya çıkmamıştır. Bu doğruların birleşimine dayanarak 2 güneş kütlesi altındaki yıldızların aslında kara delik olduğu söylenebilir.

Yıldız kütleli kara deliklerin ispatı tamamen deneysel gözlemlere dayanmamakla birlikte temelinde teorik bilgilere dayandığı belirlenmiştir. Bizler bu devasa birleşik kompakt sistemlerdeki yıldızdoğumlu ikili yapıları ise öte yandan kara delik olarak tanımlamışızdır. Kara deliklerin direkt bir kanıtı ise çevresinde karadeliğe düşmekte olan yörüngesel parçacıkların karadeliğe düşmesini kanıtlamak olabilir.

Kara delik mesafeleri

Galaktik düzlemdeki en uzun mesafelerin bazıları kara deliklerdeki doğumsal uzunlukların sonucudur. Kara deliklerdeki doğuşsal hız dağılımı nötron yıldızlarındaki doğumsal hız dağılımlarına benzer değerlere sahiptir. Herhangi biri kara deliklerin daha büyük bir kütleye sahip olduğundan dolayı kara deliklerin nötron yıldızlarından daha düşük bir hızxa sahip olabileceğini düşünebilir fakat kara deliğe düşmekte olan asimetrik maddelerden dolayı kazanılan momentum nötron yıldızı ve kara deliklerin benzer hızlara sahip olmalarını sağlamaktadır.

Adaylar

Samanyolu'nun merkezinde bulunan devasa kütleli kara deliklerden Dünya'ya daha yakın olan birkaç tane yıldız kütleli kara delik adayı içermektedir (BHCs). Bu adayların hepsi x-ray ikili sistemlerdeki compact maddelerinden çöküntüsü ve onun partneri vasıtası ile büyüme diskindedir. Bu aralıktaki Yıldız kütleli kara deliklerin kütleleri 3 ile birkaç düzine arasındaki güneş ağırlığına eşdeğer olmaktadır.[4][5][6]

Name BHC Mass (solar masses) Companion Mass (solar masses) Orbital period (days) Distance from Earth (light years) Location [14]
A0620-00/V616 Mon 11 ± 2 2.6–2.8 0.33 about 3500 06:22:44 -00:20:45
GRO J1655-40/V1033 Sco 6.3 ± 0.3 2.6–2.8 2.8 5000−11000 16:54:00 -39:50:45
XTE J1118+480/KV UMa 6.8 ± 0.4 6−6.5 0.17 6200 11:18:11 +48:02:13
Cyg X-1 11 ± 2 ≥18 5.6 6000–8000 19:58:22 +35:12:06
GRO J0422+32/V518 Per 4 ± 1 1.1 0.21 about 8500 04:21:43 +32:54:27
GRO J1719-24 ≥4.9 ~1.6 possibly 0.6[15] about 8500 17:19:37 -25:01:03
GS 2000+25/QZ Vul 7.5 ± 0.3 4.9–5.1 0.35 about 8800 20:02:50 +25:14:11
V404 Cyg 12 ± 2 6.0 6.5 about 10000 20:24:04 +33:52:03
GX 339-4/V821 Ara 5–6 1.75 about 15000 17:02:50 -48:47:23
GRS 1124-683/GU Mus 7.0 ± 0.6 0.43 about 17000 11:26:27 -68:40:32
XTE J1550-564/V381 Nor 9.6 ± 1.2 6.0–7.5 1.5 about 17000 15:50:59 -56:28:36
4U 1543-475/IL Lupi 9.4 ± 1.0 0.25 1.1 about 24000 15:47:09 -47:40:10
XTE J1819-254/V4641 Sgr 7.1 ± 0.3 5–8 2.82 24000 – 40000[16] 18:19:22 -25:24:25
GRS 1915+105/V1487 Aql 14 ± 4.0 ~1 33.5 about 40000 19:15;12 +10:56:44
XTE J1650-500 9.7 ± 1.6 [17] . 0.32[18] 16:50:01 -49:57:45


Kaynakça

  1. ^ Celotti, A.; Miller, J.C.; Sciama, D.W. (1999). "Astrophysical evidence for the existence of black holes". Classical and Quantum Gravity. 16 (12A): A3-A21. arXiv:astro-ph/9912186 $2. Bibcode:1999CQGra..16A...3C. doi:10.1088/0264-9381/16/12A/301. 
  2. ^ Nature 575, 618–621 (2019) (27 Kasım 2019)
  3. ^ [1] 27 Aralık 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  4. ^ [2]5 Kasım 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  5. ^ [3]5 Kasım 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  6. ^ [4]5 Kasım 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  1.  Celotti, A.; Miller, J.C.; Sciama, D.W. (1999). "Astrophysical evidence for the existence of black holes". Classical and Quantum Gravity 16 (12A): A3–A21. arXiv:astro-ph/9912186. doi:10.1088/0264-9381/16/12A/301.
  2. Y  Hughes, Scott A. (2005). "Trust but verify: The case for astrophysical black holes". arXiv:hep-ph/0511217 [hep-ph].
  3. Y  I. Bombaci (1996). "The Maximum Mass of a Neutron Star". Astronomy and Astrophysics 305: 871–877. Bibcode:1996A&A...305..871B..
  4. Y  Nature 449, 799–801 (18 October 2007)
  5. Y  Prestwich et al., The Astrophysical Journal, volume 669, part 2 (2007), pages L21–L24
  6. Y  http://nasa.gov/centers/goddard/news/topstory/2008/smallest_blackhole.html 3 Aralık 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  7. Y  http://astronomy.com/asy/default.aspx?c=a&id=6779 12 Haziran 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  8. Y  http://msnbc.msn.com/id/23904291/ 3 Kasım 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  9. Y  Investigating stellar-mass black hole kicks, Serena Repetto, Melvyn B. Davies, Steinn Sigurdsson, (Submitted on 14 Mar 2012 (v1), last revised 19 Jun 2012 (this version, v2))
  10. Y  Natal Kicks of Stellar-Mass Black Holes by Asymmetric Mass Ejection in Fallback Supernovae, H.-Thomas Janka (Max Planck Institute for Astrophysics, Garching) (Submitted on 31 May 2013)
  11. Y  J. Casares: Observational evidence for stellar mass black holes. Preprint
  12. Y  M.R. Garcia et al.: Resolved Jets and Long Period Black Hole Novae. Preprint
  13. Y  J.E. McClintock and R.A. Remillard: Black Hole Binaries. Preprint
  14. Y  ICRS coordinates obtained from SIMBAD. Format: right ascension (hh:mm:ss) ±declination (dd:mm:ss).
  15. Y  Masetti, N.; Bianchini, A.; Bonibaker, J.; della Valle, M.; Vio, R. (1996), "The superhump phenomenon in GRS 1716-249 (=X-Ray Nova Ophiuchi 1993)", A&A 314
  16. Y  Orosz et al. A Black Hole in the Superluminal source SAX J1819.3-2525 (V4641 Sgr) Preprint
  17. Y  Scientists Discovered the Smallest Black Hole
  18. Y  Orosz, J.A. et al. (2004) ApJ 616,376–382.[1], Volume 616, Issue 1, pp. 376–382

Dış bağlantılar