İkili karadelik sistemleri

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Gezinti kısmına atla Arama kısmına atla
GW150914 ikili kara delik sisteminin bilgisayar simülasyonu. Kara deliklerin arkasındaki yıldız bölgesinin bozulmaya başladığı görülüyor. Bunun sebebi kara deliklerin etrafındaki uzay-zaman yapısının bükülüyor olması.
[1]

İkili kara delik, iki kara deliğin birbirine yakın bir yörüngede bulunduğu sistemdir. Yıldızsal ikili kara delik sistemleri ve süper kütleli ikili kara delik sistemleri olarak iki alt grupta incelenebilir. Yıldızsal ikili kara delik sistemleri büyük kütleli çift yıldız sistemlerinin kalıntısıdır. Süper kütleli ikili kara delik sistemlerinin ise galaksilerin birleşmesi ile oluştuğu düşünülmektedir.

Kara deliklerin doğası ve tespit imkanlarının kısıtlılığı yüzünden şimdiye kadar bu ikili kara delik sistemlerinin kanıtlanması çok zordu. Yine de bir kara delik çiftinin birleşmesi esnasında, çok yüksek miktarda enerjinin, kütle çekim dalgası ve genel görelilik kullanılarak hesaplanabilen farklı dalga formları olarak dışarı verilmesi gerektiği biliniyordu. Bu yüzden, ikili kara delikler 20. Yy sonları ve 21. Yy başlarında böylesi dalga yayma potansiyelleri ve bu dalgaların varlığını kanıtlama imkanı vermelerinden dolayı bilim dünyasında oldukça ilgi odağı olmuştu. İkili kara deliklerin birleşmesi kütle-çekim dalgalarının evrendeki bilinen en güçlü kaynağı olabilirdi ve bu kütçe çekim dalgalarının doğrudan tespit edilebilmesi için büyük şans anlamına geliyordu. İkili kara delikler birbirinin yörüngesine girdiğinde bu dalgaları yaydığı için, yörünge zayıflar ve periyodu azalır. Bu aşamaya ikili kara delik sarmalı denir. Kara delikler bir kere yaklaştıklarında birleşme kaçınılmazdır ve birleştiklerinde bir tek sabit kara delik oluştururlar. Oluşan bu yeni kara delik “ringdown” aşamasındadır ve kütle çekim dalgası yaymaya devam ederek bozuk şeklini düzeltmeye çalışır. Son aşamada ise kara delik muazzam hızlara ulaşabilir ve kütle-çekim dalgalarının dalga yüksekliği pik seviyeye ulaşır.

Yıldızsal ikili kara deliklerin(ve kütle-çekim dalgalarının) varlığı nihayet 2015 yılının eylül ayında LIGOnun tespit ettiği 30 güneş kütlesi civarlarındaki 1.3 milyar ışık yılı uzaktaki iki karadeliğin birleşmeşi sonucu oluşan kütle-çekim dalgaları sayesinde doğrulandı. GW150914, birleşmeden saniyeler önce 3 güneş kütlesini kütle-çekim enerjisi olarak dışarı verdi (3.6×1049 watt) ve bu gözlemlenebilir evrendeki tüm yıldızları bir araya getirsek ortaya çıkacak ışık gücünden daha fazladır. Süper kütleli kara delikler ise bulunmaya aday olsalar da henüz kanıtlanmamıştır. [2]

Oluşumları[değiştir | kaynağı değiştir]

Süper kütleli kara delik çiftlerinin galaksilerin birleşmesi sonucu oluştuğu düşünülmektedir. Şu an bilinen ikili kara delik sistemi oluşturması muhtemel galaksiler hala birbirinden oldukça uzaktadır. Örneğin NGC 6240 isimli gök ada iki ayrı galaksinin birleşmesiyle oluşmuştur ve tahminen kara delikleri birkaç yüz milyon yıl içinde iyice yaklaşacaklar ve en sonunda çarpışıp bir süper kütleli ikili kara delik sistemi oluşturacaklar. Yıldızsal ikili kara delik sistemleri büyük kütleli ikili yıldız sistemlerinin çökmesiyle oluşmaktadır.  [3]

[4]

Son parsek problemi[değiştir | kaynağı değiştir]

Kara delikler yakınlaşırken enerjinin ve momentumun korunumu gereği, kaybettikleri enerji ve momentumu etraflarındaki gök cisimlerine (gazlar, yıldızlar gibi) transfer ederler. Böylelikle etraflarındaki maddelere hız kazandırır ve kendilerinden uzak tutarlar. Ta ki aralarındaki mesafe 1 parseğin altına düşene kadar. Bu mesafeden sonra müthiş dönme hızları, etraftaki bütün maddenin uzaklaşmasına ve izole bir ortam oluşmasına sebep olur. İzole ortamda enerjinin ve momentumun tamamen korunması gerekir ancak karadelikler yine de enerji kaybetmeye devam eder. Bu enerji ve momentumun nereye gittiği son parsek problemidir. Bazı bilim adamları tarafından tüm kaybın yayılan kütle çekim dalgası olduğu düşünülse de hesaplamalar yayılan dalgalardan çok daha fazla enerji ve momentum kaybı olduğunu göstermektedir .[5]

Hayat döngüsü[değiştir | kaynağı değiştir]

 İkili kara delik sisteminin ilk aşamasında iki kara delik birbiri etrafında yakınlaşarak döner. Bu aşama çok uzun sürer çünkü kara delikler birbirinden uzakken yaydıkları kütle-çekim dalgaları çok zayıftır. Ayrıca, bu süreçte kara deliklerin başka cisimlerle –yakınlardaki yıldızlar gibi- etkileşimleri açısal momentum kayıplarına sebep olabilir. Yörünge küçüldükçe hız artar, hız arttıkça yaydıkları kütle-çekim dalgaları da artar. En son kararlı yörünge ya da başka bir deyişle en içteki kararlı dairesel yörünge (ISCO) birleşmeden önceki son tam yörüngedir. Bunu dalış yörüngesi olarak adlandırılan ve kara deliklerin birleşmesiyle sonuçlanan aşama takip eder ve kütle-çekim dalgaları zirve yapar. Oluşan yeni kara delik titreşerek uzunca olan şeklini daha basık bir hale getirir ve ringdown denilen bir sonraki aşamada kütle-çekim dalgalarının etkisiyle titreşim sönümlenir. Şekil bozukluğu düzelip küresel yapıya ulaşıncaya kadar bu devam eder.

Gözlemi[değiştir | kaynağı değiştir]

Yıldızsal iki kara deliğin birleşmesi ilk defa LIGO detektörleri tarafından gözlemlendi. Yaklaşık olarak 36 ve 29 güneş kütlesine sahip iki kara delik 14 Eylül 2015’te birleşerek yaklaşık 62 güneş kütleli bir karadelik oluşturdu. 3 güneş kütlesi kütle-çekim radyasyonuna dönüştü. Birleşme Dünyadan 1.3 milyar ışık yılı uzakta gerçekleşti.[6]

Modelleme[değiştir | kaynağı değiştir]

Kara deliklerin birbirinden uzak olduğu durumlar ve ringdown aşamasında bazı basitleştirilmiş cebirsel modeller kullanılabilir. Spiral içinse post-Newton yaklaşımlar (genel görelilik eşitliklerine Newton’ın kütle-çekim eşitliklerinden bazı terimler ekleyerek elde edilen yeni eşitlikler) işe yarayabilir. Effective one body (EOB) –birleşmekte olan kara deliklerin hareketini çözümlemek için kullanılan bir yöntem- denklemleri tek bir cisme uyarlayarak sistemin dinamiklerini çözer. Bu yöntem iki kara delik arasındaki kütle farkının çok olduğu durumlarda daha kullanışlı olsa da eşit kütleli kara delikler için de kullanılır. Ringdown aşaması için pertürbasyon teorisi kullanılabilir.

Kara deliğin tüm evrimini çözümlemek içinse genel göreliliğin bütün denklemlerini çözmek gerekir ve bu sayısal görelilik simulasyonları tarafından yapılabilir.Sayısal görelilik uzay-zamanı modeller ve zamana göre değişimini simüle eder. Tüm bu işlemler için yeterli detaylara sahip olmak gerekir. Bu detaylara bazı özel koordinat sistemleri –Boyer-Lindquist kooordinatları gibi-kullanılarak ulaşılabilir.

Sayısal görelilik teknikleri 1960lardan itibaren adım adım geliştiyse de, birbiri etrafında dönen karadeliklerin uzun zamanlı simulasyonlarını yapmak 2005e kadar mümkün olmadı. 2005 yılında üç bağımsız grup tarafından çığır açan yeni metodlar geliştirilerek spiral, birleşme ve ringdown aşamaları ilk kez modellendi.  

Bütün birleşmenin tam hesaplamarında yukarıdaki metodlardan sadece birkaçı beraber kullanılabilir. Bu yüzden farklı algoritmalar kullanılarak yapılan farklı modelleri birleştirebilmek çok önemlidir ( Albert Einstein-Max Planck Fizik Enstitüsünde Lazarus Projesi adı altında sayısal görelilik ve pertürbasyon teorisi beraber kullanılarak bu konuda önemli adımlar atılmıştır.) [7]

İşlemlerin sonuçları bağ enerjilerini de içerebilir. Stabil yörüngede bağ enerjisi pertürbasyon parametresine göre yerel minimumdur. En içteki dairesel yörüngede yerel minimum dönüm noktası haline gelir.

Üretilen kütle çekim dalga formları gözlem, tahmin ve doğrulama için çok önemlidir. Spiral kütle çekim alanının en güçlü noktasına geldiğinde dalgalar etrafa saçılır. Buna post-Newton kuyruğu denir. [7]

Kerr kara deliğinin –elektrik yükü olmayan bir kara delik türü- ringdown aşamasında uzay-zamanın bükülmesi, yatay frekansta kütle çekim dalgaları yayılmasına sebep olur. Schwarzschild kara deliklerinde –açısal momentumu olmayan bir kara delik türü- ise tam tersi, titreşimi dalga yayıyormuş gibi gözükse de, doğrudan dalga yayılmaz.  [7]

Radyasyon tepki kuvveti, kütle çekim dalga akımının Padé toplamıyla hesaplanır. Cauchy karakteristik ekstraksiyon tekniği ile de geniş sonlu uzaklıkları hesaplamak zorunda kalmadan sonsuz akımın yakın tahminleri elde edilebilir.

Oluşan yeni kara deliğin kütlesi genel görelilikteki kütle tanımına bağlıdır. Bondi kütlesi (MB) Bondi-Sach kütle kaybı formülüyle bulunur. . Arnowitt-Deser-Misner (ADM) enerjisi ya da ADM kütlesi sonsuz mesafede ölçülen ve salınan büyün kütle çekim radyasyonunu kapsayan kütledir. .

Kütleçekim rasyonuyla ayrıca açısal momentum da kaybolur. Bu öncelikle ilk yörüngenin z ekseninde gerçekleşir ve multipolar metrik dalga formu ile news fonksiyonunun çarpımının gecikmeli zamana bölümünün integralinin alınmasıyla bulunur. [8]

Şekli[değiştir | kaynağı değiştir]

Çözülmesi gereken problemlerden biri de birleşme sürecinde olay ufkunun şekli ve topolojisidir. Sayısal modellere olay ufkuyla karışlaşma durumuna karşın test jeodezileri yerleştirilir. İki kara delik yaklaştığı için iki olay ufku ördek gagası şeklinde birbirine doğru uzar. Bu uzantı diğer kara deliğinki ile karşılaşıncaya kadar daralır ve uzadıkça uzar, karşılaşma anında ise çok dar bir x şekli oluşturur. Daha sonra bu uzantılar ince bir ip gibi süzülür. Birleşme noktası silindire benzer köprü denen bağlantıyı oluşturur. Kimileri bunun aynı birleşme yörüngesindeki birkaç kara delik için mümkün olduğunu düşünse de 2011de yapılan simülasyonlar halka topolojisinde olay ufukları üretmemiştir.   [9]

Birleşmenin geri tepmesi[değiştir | kaynağı değiştir]

Momentumu olan kütle çekim dalgaları ve ivmelenen kara delik çiftleri Newton’ın üçüncü yasasını çiğneyerek beklenmedik sonuçlar yaratabilir. Kütle çekim merkezi saniyede 1000 kilometrenin üzerinde tepme hızına ulaşabilir. Bu kadar büyük tepme hızları (bazen neredeyse 5000 km/s), dönme doğrultuları yörünge düzlemiyle ya da yörüngenin açısal momentumuyla aynı hizada olduğunda, eşit kütleli kara deliklerde meydana gelebilir. Bu geniş galaksilerin kurtulması için yeterlidir. Daha uygun bir yönelimle muhtemelen saniyede birkaç bin kilometrelik hızlarla daha küçük bir etki oluşur. Böyle bir hız birleşmekte olan kara delikleri küresel kümeden uzaklaştırır ve kara deliklerin bir çekirdek oluşturmasını engeller. Bu durumda birleşmenin gerçekleşme şansı düşer ve dolayısıyla kütle çekim dalgaları tespit edilemez. Dönmeyen karadelikler için maksimum tepme hızı kütlenin beşte birinde 175 km/s’dir. Maksimum tepmeye sebep olan kütle oranı ve ne kadar kütle/enerji salınımı yapıldığı da önemli parametrelerdir. Bu oran çarpışma için 0.002 olarak hesaplanmıştır. [10]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ Credits: SXS (Simulating eXtreme Spacetimes) project
  2. ^ Liu, Fukun; Komossa, Stefanie; Schartel, Norbert (22 April 2014). "UNIQUE PAIR OF HIDDEN BLACK HOLES DISCOVERED BY XMM-NEWTON". A milli-parsec supermassive black hole binary candidate in the galaxy SDSS J120136.02+300305.5. Erişim tarihi: 23 December 2014. 
  3. ^ Valtonen, M. V.; Mikkola, S.; Merritt, D.; Gopakumar, A.; Lehto, H. J.; Hyvönen, T.; Rampadarath, H.; Saunders, R.; Basta, M.; Hudec, R. (February 2010). "Measuring the Spin of the Primary Black Hole in OJ287". The Astrophysical Journal. The American Astronomical Society. 709 (2), s. 725–732. arXiv:0912.1209 $2. Bibcode:2010ApJ...709..725V. doi:10.1088/0004-637X/709/2/725. 
  4. ^ Graham, Matthew J.; Djorgovski, S. G.; Stern, Daniel; Glikman, Eilat; Drake, Andrew J.; Mahabal, Ashish A.; Donalek, Ciro; Larson, Steve; Christensen, Eric (7 January 2015). "A possible close supermassive black-hole binary in a quasar with optical periodicity". Nature. 518 (7537), s. 74–6. arXiv:1501.01375 $2. Bibcode:2015Natur.518...74G. doi:10.1038/nature14143. ISSN 0028-0836. PMID 25561176. 
  5. ^ Merritt, David (2013). Dynamics and Evolution of Galactic Nuclei. Princeton: Princeton University Press. ISBN 9780691121017. 
  6. ^ Castelvecchi, Davide; Witze, Witze (February 11, 2016). "Einstein's gravitational waves found at last". Nature News. doi:10.1038/nature.2016.19361. Erişim tarihi: 2016-02-11. 
  7. ^ a b c Nichols, David A.; Yanbei Chen (1 September 2011). "Hybrid method for understanding black-hole mergers: Inspiralling case". Physical Review D. 85 (4), s. 044035. arXiv:1109.0081v1 $2. Bibcode:2012PhRvD..85d4035N. doi:10.1103/PhysRevD.85.044035. 044035. 
  8. ^ Thibault
  9. ^ Cohen, Michael I.; Jeffrey D. Kaplan; Mark A. Scheel (11 October 2011). "On Toroidal Horizons in Binary Black Hole Inspirals". Physical Review D. 85 (2), s. 024031. arXiv:1110.1668v1 $2. Bibcode:2012PhRvD..85b4031C. doi:10.1103/PhysRevD.85.024031. 
  10. ^ Pietilä, Harri; Heinämäki, Pekka; Mikkola, Seppo; Valtonen, Mauri J. (1995). "Anisotropic gravitational radiation in the problems of three and four black holes". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 62 (4), s. 377–394. Bibcode:1995CeMDA..62..377P. doi:10.1007/BF00692287. CiteSeerX: 10.1.1.51.2616. 

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]