Yıldız kaynaklı kara delik

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

Kara delik yıldızı ile karıştırılmamalıdır.

Yıldız kaynaklı kara delik (ya da yıldız kütleli kara delik), bir yıldızın kütleçekimi altında çökmesi sonucu oluşan kara deliktir. Bu tür kara deliklerin kütleleri genellikle Güneş’in kütlesinin yaklaşık 5 ila birkaç onlarca katı arasında değişir. Süpernova patlamalarının kalıntıları olarak ortaya çıkarlar ve kimi zaman gama ışını patlamaları biçiminde gözlemlenebilirler. Bu tür kara delikler için çökmüş yıldız (İng. collapsar) terimi de kullanılmaktadır.

2019 yılına kadar bilinen en büyük yıldız kütleli kara delik olan LB-1 B (ya da LB-1), yaklaşık 70 ± 1,45 M☉ kütleye sahiptir.

Özellikleri

Doğal bir yıldızın çökmesi bir kara deliğin oluşumuna yol açabilir. Bir yıldız, çekirdeğinde füzyon tepkimelerini sürdürecek enerjiyi tükettiğinde yaşamının sonuna ulaşır. Eğer yıldızın çöken çekirdek kısmının kütlesi Tolman–Oppenheimer–Volkoff (TOV) sınırı olarak bilinen nötron degeneresi basıncının destekleyebileceği değerden düşükse, çökme sonucunda beyaz cüce veya nötron yıldızı gibi sıkışık bir yıldız oluşur. Ancak çekirdek kütlesi bu sınırı aştığında çökme durdurulamaz hale gelir ve süreç kara delik oluşumuyla sonuçlanır.

Nötron yıldızlarının sahip olabileceği en yüksek kütle kesin olarak bilinmemektedir. 1939'da bu sınır yaklaşık 0,7 Güneş kütlesi olarak hesaplanmış ve “TOV limiti” olarak adlandırılmıştır. 1996'da yapılan daha güncel tahminler, bu değerin 1,5 ila 3 Güneş kütlesi arasında olabileceğini göstermektedir.

Genel görelilik kuramına göre, teorik olarak herhangi bir kütleye sahip bir kara delik oluşabilir. Kütle azaldıkça yoğunluk artar ve madde kara deliğin biçimini belirlemeye başlar (örneğin Schwarzschild yarıçapı, kara deliğin yarıçapını tanımlar). Ancak şimdiye kadar birkaç Güneş kütlesinden daha düşük kütleli bir kara delik gözlemlenmemiştir.

2007 itibarıyla bilinen en yüksek kütleli yıldız kaynaklı kara delik yaklaşık 15,65 ± 1,45 Güneş kütlesine sahiptir. Buna ek olarak IC 10 X-1 adlı X-ışını kaynağının, 24–33 Güneş kütlesi aralığında bir yıldız kütleli kara delik olduğu düşünülmektedir. NASA'nın 2008 Nisan'ında bildirdiği XTE J1650-500 ve ismi açıklanmayan başka bir kara deliğin ise yaklaşık 3,8 Güneş kütlesi ve 24 kilometre yarıçapına sahip oldukları tahmin edilmiştir; ancak bu değerler sonradan revize edilmiştir. Günümüzde bu kara deliklerin kütlelerinin 5–10 Güneş kütlesi arasında olması daha olası görülmektedir.

Yıldız kütleli kara deliklerin yanı sıra, gözlemsel olarak varlıklarına dair güçlü kanıtlar bulunan iki başka kara delik türü daha vardır: orta kütleli kara delikler ve süper kütleli kara delikler. Samanyolu Galaksisi'nin merkezinde de süper kütleli bir kara deliğin bulunduğu bilinmektedir.

İkili X-Ray birleşik sistemleri

Yıldız kütleli kara delikler, genellikle ikili yıldız sistemlerinde bulunur. Bu sistemlerde, kara deliğin çevresinde yoldaş bir yıldız yer alır ve bu yıldızdan madde kara deliğe doğru akmaya başladığında sistem gözlemlenebilir hale gelir. Madde kara deliğe düşerken aşırı derecede ısınır; sıcaklık yüz milyonlarca dereceye ulaşabilir ve bu süreçte X-ışınları yayılır. Bu nedenle yoldaş yıldız optik teleskoplarla, kara delik ise X-ışını gözlemleriyle tespit edilebilir. Kara deliklerden yayılan enerji, nötron yıldızlarından gelen enerjiyle benzer büyüklüktedir ve bu iki tür nesnenin birbirinden ayırt edilmesi zaman zaman güç olabilir.

Buna karşın nötron yıldızlarının kendine özgü bazı özellikleri vardır: belirgin dönme hızları, güçlü manyetik alanları ve yüzeylerinde meydana gelen termonükleer patlamalar. Bu tür olaylar gözlemlendiğinde sistemdeki kompakt nesnenin bir nötron yıldızı olduğu anlaşılır.

Bu sistemlerdeki kütleler, X-ışını ve optik gözlemlerden elde edilen verilerle hesaplanır. Şimdiye kadar kimliği doğrulanmış tüm nötron yıldızlarının kütlesi 2 Güneş kütlesinden küçüktür. 2 Güneş kütlesinin üzerindeki ikili sistemlerde ise nötron yıldızına özgü hiçbir özellik saptanmamıştır. Bu bulgular, bu tür sistemlerdeki kompakt nesnelerin kara delik olduğunu göstermektedir.

Yıldız kütleli kara deliklerin varlığı yalnızca gözlemsel kanıtlara değil, aynı zamanda teorik modellere dayanmaktadır. Kara deliklerin varlığına ilişkin doğrudan kanıtlar, çevresindeki maddenin kara deliğe doğru spiral biçimde düşerken yaydığı ışınımın gözlemlenmesiyle elde edilir. Bu tür gözlemler, kara deliklerin doğrudan tespitine yönelik en güçlü göstergelerden biridir.

Kara delik mesafeleri

Galaktik düzlemdeki en uzak mesafelerin bazıları, kara deliklerin oluşum sürecindeki hız bileşenlerinden kaynaklanır. Kara deliklerin doğal (doğuşsal) hız dağılımları, nötron yıldızlarınınkiyle benzer değerlere sahiptir. İlk bakışta kara deliklerin daha büyük kütlelerinden ötürü nötron yıldızlarına göre daha düşük hızlara sahip olmaları beklenebilir. Ancak kara deliğin oluşumu sırasında asimetrik madde akışları nedeniyle kazanılan ek momentum, bu farkı dengeleyerek kara deliklerin ve nötron yıldızlarının benzer uzaysal hızlara ulaşmalarına yol açar.

Kara delik adayları

Samanyolu Galaksisi'nin merkezinde yer alan süper kütleli kara deliğin dışında, Dünya’ya daha yakın bölgelerde de birkaç yıldız kütleli kara delik adayı (BHC) bulunmuştur. Bu adayların tamamı, X-ışını ikili sistemlerinde yer alan kompakt nesneler olarak tanımlanır. Kara delikler, yoldaş yıldızlarından madde çekerek çevrelerinde bir akresyon diski oluştururlar. Bu sistemlerdeki yıldız kütleli kara deliklerin kütleleri genellikle 3 ile birkaç onlarca Güneş kütlesi arasında değişmektedir.

Adı	Kara delik kütlesi (Güneş kütlesi)	Yoldaş yıldızın kütlesi (Güneş kütlesi)	Yörünge dönemi (gün)	Dünya'ya uzaklığı (ışık yılı)	Konum [14]
A0620−00 / V616 Mon	11 ± 2	2,6–2,8	0,33	≈3500	06ʰ22ᵐ44ˢ −00°20′45″
GRO J1655−40 / V1033 Sco	6,3 ± 0,3	2,6–2,8	2,8	5000–11000	16ʰ54ᵐ00ˢ −39°50′45″
XTE J1118+480 / KV UMa	6,8 ± 0,4	6–6,5	0,17	6200	11ʰ18ᵐ11ˢ +48°02′13″
Cyg X-1	11 ± 2	≥18	5,6	6000–8000	19ʰ58ᵐ22ˢ +35°12′06″
GRO J0422+32 / V518 Per	4 ± 1	1,1	0,21	≈8500	04ʰ21ᵐ43ˢ +32°54′27″
GRO J1719−24	≥4,9	≈1,6	≈0,6[15]	≈8500	17ʰ19ᵐ37ˢ −25°01′03″
GS 2000+25 / QZ Vul	7,5 ± 0,3	4,9–5,1	0,35	≈8800	20ʰ02ᵐ50ˢ +25°14′11″
V404 Cyg	12 ± 2	6,0	6,5	≈10000	20ʰ24ᵐ04ˢ +33°52′03″
GX 339−4 / V821 Ara	—	5–6	1,75	≈15000	17ʰ02ᵐ50ˢ −48°47′23″
GRS 1124−683 / GU Mus	7,0 ± 0,6	—	0,43	≈17000	11ʰ26ᵐ27ˢ −68°40′32″
XTE J1550−564 / V381 Nor	9,6 ± 1,2	6,0–7,5	1,5	≈17000	15ʰ50ᵐ59ˢ −56°28′36″
4U 1543−475 / IL Lupi	9,4 ± 1,0	0,25	1,1	≈24000	15ʰ47ᵐ09ˢ −47°40′10″
XTE J1819−254 / V4641 Sgr	7,1 ± 0,3	5–8	2,82	24000–40000[16]	18ʰ19ᵐ22ˢ −25°24′25″
GRS 1915+105 / V1487 Aql	14 ± 4	≈1	33,5	≈40000	19ʰ15ᵐ12ˢ +10°56′44″
XTE J1650−500	9,7 ± 1,6[17]	—	0,32[18]	—	16ʰ50ᵐ01ˢ −49°57′45″

Kaynakça

Özel

Genel

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

• Black Holes: Gravity's Relentless Pull
• Black hole diagrams
• Janusz Ziółkowski "Black Hole Candidates"
• Heaviest Stellar Black Hole Discovered in Nearby Galaxy, Newswise, 17-Oct-2007 24 Mart 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.