Araştırmacılar, Büyük Kara Deliklerin Kökeni ve Maksimum Kütlesini Buldu

0
12
Yerçekimi Dalgası Dedektörleri Tarafından Gözlemlenen Büyük Kara Deliklerin Kökeni

Araştırmacılar Yerçekimi Dalgası Dedektörleri Tarafından Gözlemlenen Büyük Kara Deliklerin Kökeni ve Maksimum Kütlesini Buldu.

Ölmekte olan bir yıldızın simülasyonları yoluyla, teorik fizik araştırmacılarından oluşan bir ekip, Şekil 1’de gösterildiği gibi yerçekimi dalgalarının tespiti ile keşfedilen kara deliklerin evrimsel kökenini ve maksimum kütlesini buldular.

LIGO (lazer interferometre yerçekimi dalgası gözlemevi) ve VIRGO (Başak interferometrik yerçekimi dalgası anteni) ile yerçekimi dalgalarının heyecan verici tespiti, yakın ikili sistemlerde kara deliklerin birleşmesinin varlığını göstermiştir.

Şekil 1: GW170729 için ikili kara delik oluşum yolunun şematik diyagramı. 80 güneş kütlesinin altındaki bir yıldız, bir çekirdek çöküşü süpernovasına dönüşür ve gelişir. Yıldız, çift istikrarsızlık yaşamaz, bu nedenle titreşimle önemli bir kütle atımı yoktur. Yıldız, büyük bir demir çekirdek oluşturduktan sonra, kendi yerçekimi ile çöker ve 38 güneş kütlesinin altında bir kütleye sahip bir kara delik oluşturur. 80 ila 140 güneş kütlesi arasındaki bir yıldız, titreşimli bir çift istikrarsızlık süpernovasına dönüşür ve gelişir. Yıldız, büyük bir karbon-oksijen çekirdeği oluşturduktan sonra, çekirdek felaket bir elektron-pozitron çifti oluşumunu deneyimler. Bu, yıldız malzemelerinin güçlü titreşimini ve kısmi fırlamasını uyarır. Fırlatılan malzemeler yıldızı çevreleyen yıldız ötesi maddeyi oluşturur. Bundan sonra yıldız evrimleşmeye devam ediyor ve devasa bir demir çekirdek oluşturuyor, bu da sıradan çekirdek çöküşü süpernovasına benzer bir şekilde, ancak 38-52 güneş kütlesi arasında daha yüksek bir kara delik kütlesi ile çöküyor. Bu iki yol, GW170729 kütleçekim dalgası olayının saptanan ikili kara delik kütlelerinin kökenini açıklayabilir. Kredi: Shing-Chi Leung ve diğerleri / Kavli IPMU

Birleşmeden önce gözlemlenen kara deliklerin kütleleri ölçülmüş ve Güneş’in kütlesinin (güneş kütlesi) yaklaşık 10 katı kadar önceden beklenenden çok daha büyük bir kütleye sahip olduğu ortaya çıkmıştır. Bu tür olaylardan biri olan GW170729’da, bir kara deliğin birleşmeden önce gözlemlenen kütlesi aslında yaklaşık 50 güneş kütlesi kadar büyüktür. Ancak hangi yıldızın bu kadar büyük bir kara deliği oluşturabileceği veya kütleçekim dalgası detektörleri tarafından gözlemlenecek en fazla kara deliğin ne olduğu açık değildir.

Bu soruyu cevaplamak için, Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe’de (Kavli IPMU) bir araştırma ekibi, o sırada Shing-Chi Leung (şu anda California Institute of Technology’de) Proje Araştırmacısı, Kıdemli Bilim Adamı Ken’ichi Nomoto ve Misafir Kıdemli Bilim Adamı Sergei Blinnikov (Mosow’daki Teorik ve Deneysel Fizik Enstitüsü’nde profesör), çok büyük yıldızların, özellikle de yakın ikili sistemlerdeki 80 ila 130 güneş kütlesindeki yıldızların evriminin son aşamasını araştırdılar. Bulguları Şekiller (a – e) ve Şekiller (1 – 4) ‘de gösterilmiştir.

Simülasyon: Titreşimsel çift istikrarsızlık süpernova evrim süreci. Kredi: Shing-Chi Leung ve ark.

Yakın ikili sistemlerde, başlangıçta 80 ila 130 güneş kütlesi yıldızları, hidrojen bakımından zengin zarflarını kaybederler ve 40 ila 65 güneş kütlesine sahip helyum yıldızları olurlar. Başlangıçta 80 ila 130 güneş kütlesi yıldızları oksijen bakımından zengin çekirdekler oluşturduğunda, yıldızlar dinamik titreşime maruz kalırlar (Resim a – b ve Şekil 2), çünkü yıldızların iç kısmındaki sıcaklık, fotonların elektron-pozitron çiftlerine dönüştürülmesine yetecek kadar yükselir. . Bu tür bir “çift oluşturma”, çekirdeği kararsız hale getirir ve daralmayı hızlandırarak çöküşü hızlandırır (Çizim b).

Aşırı sıkıştırılmış yıldızda, oksijen patlayarak yanar. Bu, bir çöküşü ve ardından yıldızın hızla genişlemesini tetikler. Yıldız şeklindeki dış katmanın bir kısmı dışarı atılırken, iç kısım soğur ve tekrar çöker (Resim c). Nabız (çökme ve genişleme) oksijen tükenene kadar tekrar eder (Resim d). Bu sürece “titreşimli çift istikrarsızlık” (ÜFE) adı verilir. Yıldız bir demir çekirdek oluşturur ve sonunda bir kara deliğe çöker, bu da süpernova patlamasını tetikler (Resim e), buna ÜFE süpernova (PPISN) denir.

Şekil 2: Kırmızı çizgi, başlangıçta 120 güneş kütleli yıldızın (PPISN: titreşimli çift-kararsızlık süpernovası) merkezindeki sıcaklık ve yoğunluğun zaman içindeki değişimini göstermektedir. Oklar zamanın yönünü gösterir. Yıldız, # 1 ve # 2’de sekmeler yaparak titreşir (yani iki kez daralır ve genişler) ve sonunda 25 güneş kütleli yıldızınkine benzer bir çizgi boyunca çöker (ince mavi çizgi: CCSN (çekirdek çökme süpernovası)). Kalın mavi çizgi, arkasında hiçbir kara delik kalmadan tamamen bozulan 200 güneş kütleli yıldızın büzülmesini ve son genişlemesini gösterir (PISN: çift-kararsızlık süpernova). Siyah düz çizgi ile çevrelenmiş sol üst alan, bir yıldızın dinamik olarak kararsız olduğu bölgedir. Kredi: Shing-Chi Leung

Ekip, yıldız bir kara delik oluşturmak için çökene kadar bu tür çeşitli titreşimleri ve ilgili kütle atımını hesaplayarak, titreşimli çift kararsızlık süpernovasından oluşan kara deliğin maksimum kütlesinin 52 güneş kütlesi olduğunu buldu (Şekil 3).

Başlangıçta 130 güneş kütlesinden daha büyük olan yıldızlar (65 güneş kütlesinden daha büyük helyum yıldızları oluşturur) patlayıcı oksijen yanması nedeniyle “çift dengesizlik süpernovası” geçirir ve bu da kara delik kalıntısı olmadan yıldızı tamamen bozar. 300 güneş kütlesinin üzerindeki yıldızlar çöker ve yaklaşık 150 güneş kütlesinden daha büyük bir kara delik oluşturabilir.

Şekil 3: Kırmızı çizgi (kırmızı simülasyon noktalarını birbirine bağlayan), ilk yıldız kütlesine karşı titreşimli çift kararsızlık süpernovasından (PPISN) sonra kalan kara deliğin kütlesini göstermektedir. Kırmızı ve siyah kesik çizgiler, ikili sistemde kalan helyum çekirdeğinin kütlesini gösterir. Kırmızı çizgi, kesikli çizgiden daha düşüktür çünkü çekirdekten bir miktar kütle, titreşimli kütle kaybı ile kaybolur. (Çift kararsızlık süpernova, PISN, hiçbir kalıntı kalmadan tamamen patlar.) Kırmızı çizginin zirvesi, kara deliğin kütleçekim dalgaları tarafından gözlemlenecek maksimum kütlesi olan 52 güneş kütlesini verir. Kredi: Shing-Chi Leung

Yukarıdaki sonuçlar, kara delik kütlesinde 52 ile yaklaşık 150 güneş kütlesi arasında bir “kütle boşluğu” olduğunu öngörüyor. Sonuçlar, GW170729’daki 50 güneş kütleli kara deliğin, Şekil 3 ve 4’te gösterildiği gibi, büyük olasılıkla bir titreşimli çift kararsızlık süpernovasının kalıntısı olduğu anlamına geliyor.

Şekil 4: Birleşmesi, gelişmiş LIGO ve VIRGO tarafından tespit edilen yerçekimi dalgaları (GW) üreten bir çift kara deliğin kütleleri (aynı renkle gösterilir) (birleşme olay isimleri GW150914 ila GW170823 yıl-ay-günü gösterir). 38 – 52 güneş kütlesiyle çevrelenen kutu, PPISNe tarafından üretilen kalan kütle aralığıdır. Bu kutunun içine düşen kara delik kütleleri çökmeden önce bir PPISN kaynağına sahip olmalıdır. 38 güneş kütlesinin altında CCSN geçiren büyük bir yıldızın oluşturduğu kara delik var. GW170729’a ek olarak, GW170823, alt kütle sınırı tarafında bir PPISN adayıdır. Kredi: Shing-Chi Leung

Sonuç, aynı zamanda, karadelik oluşumuyla ilişkili süpernova patlamasının, fırlatılan malzemenin yıldız çevresi maddeyle çarpışmasına ve süper parlak bir süpernova haline gelmesine neden olacak şekilde, titreşimli kütle kaybıyla büyük bir çevresel yıldız ortamının oluştuğunu da öngörüyor. Gelecekteki yerçekimi dalgası sinyalleri, teorik tahminlerinin test edileceği bir temel oluşturacaktır.

Referans: “Titreşimsel Çifti-istikrarsızlık Süpernova. I. Pre-collapse Evolution and Pulsational Mass Ejection ”, Shing-Chi Leung, Ken’ichi Nomoto ve Sergei Blinnikov, 11 Aralık 2019, The Astrophysical Journal.
DOI: 10.3847 / 1538-4357 / ab4fe5


YORUM YAP

Lütfen yorumunuzu giriniz!
Lütfen isminizi buraya giriniz