Catalog

Bi Lî M U Z AY I Bir karadelik adayı: A062000 Kuram ve gözlem: bilimin, biri olmazsa diğeri de olmaz iki yapışık yüzüdür. Doğası gereği neredeyse gözlemlenemeyen karadelikler hakkında edindfgimiz bilgiler, bilimin bu niteliğini yeniden vurguluyor. Prof. Dr. Ali Alpar ODTÜ Flzik Bölümü eçen yazıda karadelik kavramını ele alırken gözlemının zorluğunu belırtmıştık Karadelikler ıçın en kuvvetlı gözlemsel kanıtlar bır eş etrafında dönduğu gözlenen bazı yıldızlardan gelıyor Bunların bır karadelıkle bırlıkte çıftyıldız oluşturdukları sanılıyor Son gözlemlere göre bu turden en kuvvetlı aday A062000 ısımlı yıldız Bu yıldızın bır karadelik olduğuna ışaret eden gözlemler neler? A062000 kuvvetlı bır X ışını kaynağı Röntgen fılmlerı çekılırken yapay olarak uretıp kullandığımız X ışınları, tıpkı ışık gıbı, uzayda pek çok gökcısmınde uretılıyor Dunyanın atmosten bu ışınları geçırmedığı ıçın gökyuzunu X ışınlarında ınceleyen X ışını astronomlsl, ancak 1960'larda atmosferın ustune çıkan gözlem balonlan ve 1970'lerde atılan gözlem uydulan'ıle başladı En kuvvetlı X ışını kaynaklarının ışıma şıddetlerı ve gelen X ışını fotonlarının enerjılerı bu kaynakların son derece yuksek bır kutleçekımı ıle beslendıklerını, bır veya bırkaç guneş kutlesı mertebesınde kütlenın 10 km mertebesınde yarıçapı olan bır hacım ıçınde toplanmış olduğunu gösterıyor Bu kadar çökmuş cısımler yıldız evrımının son aşamasında oluşabılırler Yıldızların nukleer reaksıyonlarla ışıdıklarını, bu reaksıyonlara gıren yakıtlar tukendıkçe evrımleştıklerını, son aşamada dengesız hale gelıp patladıklarını ve bu patlamalardan sonra yıldızın dış katmanları uzaya dağılırken orta kısmının çok çökmuş bır yenı yıldız olusturduğunu bılıyoruz Bu konularda bol gözlemsel verı var, kuramsal olarak da hızlı patlama sureçlerı harıcınde yıldız yapı ve evnmı oldukça tyı anlaşılmış durumda Çökmuş cislmlerln uç turden olabıleceğını de bılıyoruz Beyaz cüceler, nötron yıldızları ve karadelikler. G Evrım sonucunda 1 4 Güneş kutlesınden daha az kutlede bir yıldız kalırsa kutle çekımının elektron basıncı ıle dengelenmesıyle beyaz cuceler oluşuyor Beyaz cuceler epey kuçuk, 10000 km kadar yarıçaplı olan cısımler, optık teleskoplarla gözlenebılıyorlar Daha buyuk kutlelı yıldızların evrımı sonucunda ıse bır supernova patlaması ıle yıldız dağılıyor ve gerıye oötron yıldızı dedığımız çökmuş bır çekırdek kalıyor Nötron yıldızları kutle çekımını nötronların basıncı ıle dengelıyorlar Bu mekanızma en fazla 3 Guneş kutlesıne kadar yıldızları dengede tutabılıyor Nötron yıldızlarının yarıçapları 10 km kadar Bır Guneş kutlesındekı bır cısmın karadelik olacagı Schvvarzschıld yarıçapı 3 km ka Nötron yıldızı mı, karadelik mi? dar olduğuna göre, nötron yıldızları neredeyse karadelik olmanın eşığınde kalmış denge konumları Bu yıldızlar radyo dalgaları veya X ışınları yayarak gözlenebılır cısımler oluyorlar Uydu gozlemlerıyle 100 kadar kuvvetlı X ışını kaynağı çıftyıldız bılıyoruz Bunlarda yıldızlardan bırı çökmuş bır cısım, hemen hepsınde çok çökmuş cısım, bır nötron yıldızı Bu çıftyıldızın evrımı sırasında çeşıtlı nedenlerle eşyıldız çökmuş eşıne kutle aktarıyor Aktarılan kutle çökmuş yıldızın kuvvetlı kutleçekımı alanında hızlanarak yıldızın yuzeyıne veya yuzey yakınında bır sınır bölgesıne duşuyor Madde bu duşuşü dönerek yapıyor ve bu akış, çökmuş yıldızın çevresınde dönen bır dısk oluşturuyor Sonunda dönerek duşen madde çökmuş yıldız uzerınde veya çevresınde bulunan maddeye çarpıp duruyor ve bu sureç ıçınde kınetık enerjısı ısıya dönüşuyor Bu hızlanma ve sonunda ısınmanın ılk kaynağı çökmuş yıldızın kutle çekımı olduğundan, sonunda yuzeyde ulaşılan sıcaklıkta çökmuş yıldızın kutlesıne ve yarıçapına baglı X ışınları uretımı ıçın gereklı on mılyon derecelık sıcaklıklar, ancak bır nötron yıldızının yuzeyınde veya bır karadelığın çevresınde ulaşılabılecek sıcaklıklar Acaba orada hangısı var, nötron yıldızı mı, karadelik mı? X ışını kaynaklarının çoğunda çökmuş cısmın bır nötron yıldızı olduğunu doğrudan gösteren gözlemler var Genellıkle X ışını sınyalınde muntazam bır dönme perıyoduna ışaret eden perıyodık değışımler gözlenıyor Karadelıklerden ancak toplam açısal momentumun gözlenmesı mumkun, dönme perıyodunun varlığı kaynakta bır nötron yıldızı olduğunu gösterıyor X ışınlarında perıyodık olmayan çeşıtlı değışımler genellıkle nötron yıldızlarına ışaret edıyor, bazen de ıkı tur arasında net bır ayırım yapmıyor, yanı bu gözlemler de kesin bır karadelik ışaretı değıl Bazı kaynaklardan manyetık alan şıddetı ölçuluyor, bu da yıne karadelıklerın sahıp olmadıkiarı bır Özellık, dolayısıyla bır nötron yıldızının varlığını gösterıyor Bır de son zamanlarda hesaplanan, karadeliklerın çevresındekı kutle aktarım dısklerının kendılerıne özgu spektrumları var (spektrum=tayf, X ışınlarının dalga boyu ya da "renk" dağılımları) Bu tur spektrumların bır karadelik ayracı olarak kullanılabılmesı gelecektekı daha hassas spektrum ölçebılen uydulan bekleyecek Gerıye şu anda kullanılabılen bır temel yöntem kalıyor Kutle ölçumü. Gözlemlerden çıftyıldız sıstemı ıçındekı çökmuş yıl dızın (X ışını kaynağının) kutlesı elde edılirse ve bu kutle nötron yıldızları ıçın hesaplanan en buyuk mumkun kutleden daha buyukse o zaman X ışını kaynağının bır karadelik olduğu sonucuna varılıyor Nötron yıldızlarının yapısı ve taşıyabıleceklerı en buyuk kutle konusunda temelde nötronlar arasındakı etkıleşmenın lyı bılınmemesınden kaynaklanan belırsızlıkler var Dunyadakı çekırdek fızığı deneylerı ıle tutarlı etkıleşme modellerıne dayanan, genel görelılık teorısının dengelı yapılar ıçın öngörduğu temel prensıplere uyan ve astrofızık gözlemlerle de çelışmeye tum nötron yıldızı modellerı alındığında, nötron yıldızlarının taşıyabıleceklerı maksımum kutlenın 3 Guneş kutlesı kadar olduğu göruluyor Yıldız evrımının sonunda butun patlamalardan ve kutle kaybından sonra hâlâ 3 Guneş kutlesınden ağır bır yıldız kalıyorsa bunun bır karadelığe çökmesı gerekıyor yıldızın kutlesı uzerınde bılgı edınılebılıyor Eşyıldızın nıtelığı ve yörunge perıyodu suresınce gözlenen ışık değışımlerı ıle ılgılı çok genel ve akla yakın varsayımlar yapıldığında X ışını kaynağının en az 318+016 Guneş kutlesınde olduğu ve böylece muhtemelen nötron yıldızı değıl karadelik olması gerektığı anlaşılıyor Bu sonuca 1986'ya kadar yapılan gözlemlerle varılmıştı (1) Bu yıl yayımlanan yenı gözlemler, çökmuş cısmın etrafında bulunan bır kutle aktarım dıskınden gelen salma çızgılerındekı renk değışımlerı uzerıne Bu çızgılerın değışımlerı hem dısk ıçındekı dönmeden hem de dıskın etrafında bulunduğu çökmuş X ışını kaynağı ıle bırlıkte yaptığı yörunge hareketınden kaynaklanıyor Yapılan çözumleme dısk ve çökmuş oısmın yörunge hızlarının daha önceden bıiınen optık eşyıldızın hazlarından on kat daha yavaş olduğunu ortaya koyuyor (2) Yörungede daha yavaş hareket ettığıne göre çökmuş yıldız eşınden on kat daha ağır olmalı Bu yenı bılgıyı de katınca çökmuş yıldızın kutlesının en az 382 + 0 24 Guneş kutlesı olduğu bulunuyor Bu da Cygnus X1 ve LMC X3 gıbı kıdemlı X ışını kaynağı karadelik adaylarından daha kesın bır şekılde nötron yıldızı kutle sınırının ustunde Böylece sırf çıftyıldız sıstemının dınamığınden çıkarak çok kuvvetlı bır karadelik adayı saptanmış oluyor Aslında eşyıldızın tayfına bakarak kutlesının bu tayf sınıfındakı yıldızlarda beklenen değen aldığı kabul edılır ya da kutle aktarım dıskı ıçındekı hareket modellenerek buradan bu hareketı kontrol eden çökmuş yıldızın kutlesı çıkarılırsa, bu kütlenın en az 4 Guneş kutlesı olduğu anlaşılıyor, ama bu çıkarımlar bıraz daha detaylı modellere bağlı Konuyu kesınleştırecek olan bılgı yörunge düzlemının bızım bakış yönumuze nasıl bır eğım yaptığının çözulmesı Bu bılgı yörunge suresınce bıze değışık yuzlerını çevıren eşyıldızın ışığında gözlenecek çok hafıf perıyodık dalgalanmalardan anlaşılacak Bu gözlemler henuz değışık gözlemcı gruplarının uzerınde anlaştıkları tutarlı ve tekrarlanabılır gözlemler değıl Ilk sonuçlar, çökmuş cismın kutlesının belkı de 7 Guneş kutlesı olduğuna ışaret edıyor Ama buraya kadarkı sonuçlarla bıle A062000 en kuvvetlı karadelik adayımız (3) Kıssadan hlsse: Karadelikler gibı tabıatları ıcabı neredeyse gozlenemeyen cısımler ıçın bıle klasık gözlem teknıklerı ıle bılgı edınılebılıyor Butun astronomı gözlemlerı gıbı bu uğraş da uzun ve çeşıtlı gözlemlerın sentezını gerektırıyor Aynı zamanda sonuca varmak ıçın farklı konularda daha uzak deney ve gözlemlerden elde edtlmış kuramsal bılgı de anahtar rol oynuyor Bu örnekte nötron yıldızlarının en fazla ne kadar kutle taşıyabıleceğı konusu gözlenen kütlenın karadelik olduğuna karar vermekte esas Kuram ve gözlem bılımin bırı olmazsa dığerı de olmaz ıkı yapışık yuzu n (1) McClıntock J E ve Remillard R A Astroph ysıcal Journal 308 110 (1986) (2)Haswell CA ve Shatter AW Astrophysıcal Journal 359 147 (1990) (3) Bu kısımdakı gözlemlerle ılgılı özet bılgı C Ba llyn ın Natura 347426 tanıtımı yazısından aktarıl mıştır (Ekım 1990) A062000 ne söylüyor? Çıftyıldız sıstemlerındekı yıldızlar bırbırı etrafında kutleçekımı etkısınde döneh butun cısımler gıbı Kepler kanunlarına uyuyorlar Adayımız A062000'ı ele alalım Bu kaynak 1975'te bırden parlayarak X ışınlarında kısa bır süre ıçın gökyuzunün en parlak cısmı oldu Optık eşyıldız, V616 Mon adlı daha önce 1917'de parlamış olan bır nova Optık eşın ışığındakı perıyodık değışımler çıftın bırbırı etrafında dönme (yörunge) perıyodunun 8 saat kadar olduğunu gösterıyor Öte yandan eşyıldızın ışık tayfı ıncelendığınde bellı renklerde bıiınen bazı çızgılerın yörunge perıyodu ıle perıyodık olarak bazen kırmızıya bazen de mavıye kaydığını gösterıyor Bu tur renk kaymaları fızıkte laboratuvardan da lyı bıldığımız bır olay Bır dalga kaynağı, mesalâ ışıyan bır yıldız, bızden uzaklaşmaktaysa rengı kırmızıya, yaklaşmaktaysa mavıye kayar ve bu renk kaymaları yıldızın bıze göre hızına orantılıdır (Doppler kayması) Bu gözlemden eşyıldızın perıyodık olarak dönduğu bazen bıze yaklaşıp bazen uzaklaştığı yörüngesınde değışen hızını ızlıyoruz Sanıyede 1000 kilometreyı bulan bu hızları, ıkı yıldızın toplam kutlesı, yörunge perıyodu ve bırbırınden uzaklaştıklarını bağlayan Kepler kanunu ıle bırlıkte değerlendırınce çökmuş