Karanlık madde bir kara delik mi?
Kara delikler ve karanlık madde eşitlenebilir mi? Görüntü kaynağı: SXS Lensing
Editörün Notu:
Astronomik gözlemler, geçtiğimiz 100 yılda karanlık maddenin varlığına dair çok sayıda kanıt biriktirdi, ancak karanlık maddenin doğası hala belirsiz. Fizikçiler, karanlık maddenin bileşimini açıklamak için çeşitli yeni temel parçacıklar önermelerine rağmen, karanlık madde de bir kara delik olabilir. Öyleyse, karanlık madde kara deliği nereden geliyor? Kara madde kara deliklerinin varlığını nasıl doğrularız veya hariç tutarız? Bilim adamları, karanlık madde kara deliklerine dair ipuçları aramak için çok sayıda numaraya başvuruyorlar.
Evrendeki bu geniş çaplı arama sürüyor. Bu makaleyi okuyalım ve sizi karanlık madde kara deliklerinin avlanma sahnesine götürelim.
Yazar | Xian Yuzhongzhi (Harvard Üniversitesi)
Sorumlu Editör | Lu Haoran
Fransız matematikçi Pierre-Simon Laplace, 1799'daki bir makalesinde, ışığı sınırlamak için yeterli yerçekimine sahip son derece yoğun bir gök cismi tasavvur etti. Onu "karanlık yıldız" gibi doğrudan göremeyiz. Newton mekaniği ve sınırlı ışık hızı temelinde, Laplace, kara delik konseptinin prototipini ana hatlarıyla belirtmek için bu basit teorik çıkarımı kullandı.
40 yıldan fazla bir süre sonra, Alman matematikçi Friedrich Bessel, görünür yıldızların doğru hareketini gözlemlenemeyecek kadar sönük yıldızlarla açıklamaya çalıştı. Buna dayanarak, evrende sayısız "karanlık yıldız" olabileceğini, çünkü "kütlenin parlak bir doğası olmadığı" sonucuna vardı. Bu aynı zamanda, karanlık madde kavramının yolunu açan Newton mekaniğinin teorik çıkarımından da türetilmiştir.
Newton mekaniği alanında, "karanlık yıldızların" varlığı beklenmedik değildir. Ancak burada doğan kara delikler ve karanlık madde, son 100 yılda bize sonsuz bir kafa karışıklığı getirdi. Geçtiğimiz birkaç on yılda, galaksilerin dönüş eğrisinin, kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun ve büyük ölçekli yapıların ölçümleri, bilim adamlarının yavaş yavaş karanlık maddenin var olduğunu, ancak onun sıradan bir gök cismi olmadığını anlamasını sağladı. Temel birimi bildiğimiz herhangi bir temel parçacık bile değildir. Bu nedenle, karanlık madde artık tamamen astronomik bir sorun değil, temel fizikte temel bir sorundur. Kişi ne kadar derine girerse, o kadar tuhaf görür denilebilir.
Yıllarca süren gözlem ve teorik birikimden sonra, karanlık madde hakkında birçok gerçeğe hakim olduk. Aslında bunların görünür evrendeki toplam miktarını bilebiliriz - kütle olarak, görünür maddenin 5 katından fazlasına sahiptirler; yerçekimi kuvvetini sıradan madde gibi hissettiklerini biliyoruz; ayrıca evrenin ilk yıllarında sıradan maddeden daha kolay olduklarını da biliyoruz. Kümelerin oluşumu, maddenin evrendeki dalgalı dağılımının büyük ölçekli yapısını şekillendirdi; hatta karanlık madde ile sıradan madde arasındaki etkileşimin oldukça zayıf olduğunu biliyoruz. Şu anda çok sayıda karanlık madde parçacığı yanımızdan geçiyor olabilir ve biz bunun farkında değiliz: sadece loş değiller, ışık bile onları aydınlatamaz.
Şekil 1: Hubble teleskop gözlemleri ve zayıf yerçekimi mercekleme etkisi kullanılarak yeniden yapılandırılan karanlık maddenin büyük ölçekli dağılımı. Görüntü Kredisi: NASA / ESA / Richard Massey
Bununla birlikte, insanların karanlık madde hakkındaki bilgisi hala sadece bir gözlemdir ve bilinenden çok daha fazla bilinmeyenlerin mevcut durumu, fizikçilerin de dönüp dönmelerine neden olmuştur. Görünür dünyadaki temel parçacıkları ve etkileşimleri tanımlayan en başarılı teori, parçacık fiziğinin standart modelidir. Bununla birlikte, çok sayıda gözlemsel deney, karanlık maddenin kesinlikle standart modelde herhangi bir parçacık olmadığını söylüyor. Bu yeni parçacığın ne olduğuna gelince, kesin olmaktan çok farklı görüşler var.
Bu yeni parçacığın temel özellikleri hakkında pek bir şey bilmiyoruz. Karanlık maddeyi oluşturan parçacıkların bozon mu yoksa fermiyon mu olduğunu bilmiyoruz, kütlesini de bilmiyoruz. Şu anki anlayışımıza göre, karanlık madde parçacıklarının olası kütle aralığı inanılmaz: bir elektron kütlesinin milyarda biri kadar hafif veya güneşten daha ağır olabilir.
Şekil 2: Parçacık fiziğinin standart modelinin şematik diyagramı, görüntü kaynağı:
Güneşten daha ağır olan karanlık madde "parçacıkları" kara deliklerdir. Kara delikler ve temel parçacıklar aslında çok benzer: Bazı teorik ayrıntılar dışında, tamamen kütle, dönüş, yük (veya diğer tür yükler) ile tanımlanabilirler. Ancak kara delikler, temel parçacıklardan çok daha ağırdır.
Fizikçiler karanlık maddeyi açıklamak için çeşitli yeni temel parçacıklar önermiş olsalar da ve ana akım karanlık madde algılama deneyleri, karanlık maddenin standart modelin dışındaki parçacıklardan oluştuğunu varsaysa da, yine de bu olasılığı tamamen göz ardı edemeyiz: karanlık madde aslında bir kara deliktir. . Kara delik, karanlık madde olarak neye benzer? Nerden geliyorlar? Onları nasıl yakalarız? Bu makalenin geri kalanı bu konuları kısaca tanıtacaktır.
Kara delik heykeli Sor gün
Laplace'ın dediği gibi, kara deliğin yakınındaki yerçekimi alanı o kadar güçlü ki ışık kaçamaz. Işığın kaçamadığı bu alanlar kara deliğin "içi" olarak düşünülebilir. İç ve dış arasındaki sınır, ufuk olarak adlandırılır. Döndürülmeyen bir kara delik için ufuk küre şeklindedir. Farklı kara delikler, farklı ufuklara ve çok farklı özelliklere sahiptir.
Bunu anlamak için iki basit ilişkiden bahsetmeniz yeterli. Birincisi, kara deliğin ufkunun yarıçapı kütlesiyle orantılıdır: Kara delik ne kadar ağırsa, ufuk da o kadar büyük olur. Bu sezgisel görünebilir, ancak alışılmadık bir şey var: Bir kara deliğin yarıçapı kütlesiyle orantılı olduğundan, "hacmi" kütle küpüyle orantılıdır ve "yoğunluğu" kütle karesiyle ters orantılıdır. Başka bir deyişle, kara delik ne kadar küçükse, o kadar yoğun ve ne kadar büyükse, o kadar "kabarık" demektir. Güneş kütlesine sahip bir kara deliğin yarıçapı yalnızca üç kilometredir ve yoğunluğu sudan milyarlarca kat daha büyüktür Güneş kütlesi kütlesine sahip büyük bir kara delik sudan bile daha küçüktür.
İkincisi, kara deliklerin sıcaklığı vardır ve Hawking radyasyonu olarak da bilinen termal radyasyon yayarlar. Kara delik radyasyonunun dalga boyu, ufkunun boyutuna eşittir.Bu nedenle, kara delik ne kadar küçükse, radyasyon dalga boyu ne kadar kısa olursa, enerji o kadar yüksek ve sıcaklık o kadar yüksek olur. Radyasyon enerjiyi, eğer dış maddeden bir takviye olmazsa, kara deliğin radyasyonu ile alacağından, kütlesi azalmaya devam edecek ve sonunda buharlaşıp yok olacaktır. Kara delik ne kadar küçükse, "yaşam süresi" o kadar kısadır anlamak zor değildir. Basit termodinamik bilgisini kullanmak, bir kara deliğin ömrünün kütlesinin küpüyle orantılı olduğunu tahmin etmek için yeterlidir.
Aşağıda tanıtılacağı gibi, karanlık madde olarak kara delikler, evren evriminin ilk aşamalarında doğmalıdır. Bu nedenle, bu kara deliklerin ömrü bugüne kadar istikrarlı bir şekilde hayatta kalabilecek kadar uzun olmalıdır. Bugün evrenin yaşı yaklaşık 14 milyar yıldır. Daha uzun ömürlü bir kara deliğin kütlesi, güneş kütlesinin on milyarda biri olan bir milyar tondan fazla olmalıdır.
Kara deliği doğrudan göremeyiz ve varlığını ancak dolaylı olarak diğer gözlemlerle tahmin edebiliriz. Astronomik gözlemler şu ana kadar temelde iki farklı kara deliği doğruladı. İlk tür güneşten birkaç ila on kat daha ağırdır. Gökbilimciler, bu kara deliklerin muhtemelen daha sonraki yıllarda ağır yıldızların çökmesiyle oluşacağına inanıyor. İkinci tip kara delik çok daha büyüktür ve kütlesi Güneş'inkinin yüzbinlerce ila on milyarlarca katıdır.Genellikle süper kütleli kara delik olarak adlandırılır ve genellikle bir galaksinin merkezinde bulunur. Örneğin, Samanyolu'nun merkezinde 4 milyon güneş kütlesi ağırlığında büyük bir kara delik var. Bu tür bir kara deliğin kökeni hala belirsizdir. Genel olarak, bir galaksinin merkezindeki küçük bir kara deliğin, çevreleyen maddenin sürekli olarak birikmesiyle yavaş yavaş süper kütleli bir kara deliğe dönüşebileceğine inanılmaktadır.
Bununla birlikte, çeşitli kozmolojik gözlemler, kara delikler karanlık maddenin ana bileşeni ise, karanlık maddeyi oluşturan bu kara deliklerin başka bir yerden gelmesi gerektiğini ve yıldızlara çökmelerinin beklenemeyeceğini göstermektedir. Örneğin, kozmik mikrodalga fon radyasyonunu gözlemleyerek, karanlık maddenin Büyük Patlama'dan yüzbinlerce yıl sonra sıradan maddeden farklı bir biçimde evrende var olduğunu ve düzensiz dağılımla büyük ölçekli bir yapı geliştirdiğini biliyoruz. Big Bang'den 100 milyon yıldan fazla bir süre sonra bir grup yıldız oluştu.
Başka bir örnek olarak, evrendeki hafif kimyasal elementlerin (hidrojen, helyum ve lityum) göreceli içeriği, bu elementler sentezlendiğinde (Büyük Patlama'dan sonra onlarca dakika içinde) tüm baryonik maddenin içeriğine hassas bir şekilde bağlıdır. Bu nedenle, kimyasal elementlerin bolluğunu ölçerek, Baryonik maddenin içeriğini Büyük Patlama'dan sonraki onlarca dakika içinde çıkarmak mümkündür. Mevcut sonuçlar, içeriklerinin tüm maddelerinkinden önemli ölçüde daha düşük olduğunu göstermektedir. Bu nedenle, karanlık maddenin önemli bir kısmı kara deliklerden oluşuyorsa, bu kara delikler evrenin çok erken aşamalarında doğmalıdır. Fizikçiler buna "ilkel kara delik" diyorlar.
Orijinal kara delik doğdu Sor gün
Evrenin ilk günlerinde, tüm maddeler sıcak parçacık çorbasında eridi. Kozmik mikrodalga arka planından, bu kozmik çorbanın büyük ölçekte oldukça tek tip olduğunu biliyoruz. Buradaki büyük ölçek, kabaca birkaç milyon ışık yılından daha fazla bir mesafeyi ifade eder (yani, yüz milyarlarca kilometre, bugün görünür evrenin çapının yaklaşık on binde biri). Bu tekdüze arka planda, evrenin ilk dönemlerinde her yerde maddenin yoğunluğundaki hafif dalgalanmaları yansıtan yüz binde biri kadar sıcaklık dalgalanmaları vardır.
Öte yandan, kara deliklerin oluşumu genellikle yoğun bir madde kütlesinin çökmesinden kaynaklanır. Ancak bu madde kütlesinin basıncı yerçekimi kuvvetine karşı koyamadığında, bir kara deliğe dönüşebilir. Hızla genişleyen evrenin ilk günlerinde, bu, malzeme yoğunluğundaki dalgalanmanın yeterince güçlü bir yerçekimi alanı oluşturmaya yetecek kadar büyük olmasını gerektiriyordu. Evrenin her yerinde küçük tuzaklar gibidirler, çevreleyen maddeyi sınırlayıp dağılmasını önleyebilir, böylece yerel olarak evrenin genişlemesine direnebilirler. Fizikçiler bu tür tuzaklara "yerçekimi potansiyel kuyuları" diyorlar.
Yerçekimi potansiyelinin derinliği, bir kara deliğin oluşumunu iyi belirler. Bir kara delik oluşturmak için yeterliyse, kalitesi potansiyel kuyunun uzaysal boyutuna bağlıdır. Genel olarak, güneş kütlesinde bir ilkel kara delik oluşturmak için, birkaç ışıkyılı büyüklüğünde bir potansiyel kuyuya ihtiyaç vardır. Daha hafif bir kara delik oluşturmak için gerekli potansiyel kuyu daha küçüktür. Mikrodalga arkaplan radyasyonunun çözünürlüğümüzle karşılaştırıldığında (milyonlarca ışıkyılı), bu son derece küçük bir ölçek. Bu kadar küçük ölçekteki büyük dalgalanmalar ile daha büyük ölçekteki küçük dalgalanmalar arasında hiçbir çelişki yoktur.
Diğer bir deyişle, evren çorbasında, mikrodalga arkaplanının ayırt edemeyeceği küçük bir ölçekte saklanan çok sayıda yoğun "küçük parçacık" olabilir. Bu parçacıklar, kara deliğin tohumları olarak hareket eder ve sonunda kendi kendine yerçekimi etkisi altında orijinal kara deliğe çöker. Bu parçacıkların kökeninin nasıl açıklanacağına gelince, fizikçiler genellikle enflasyon teorisini (Enflasyon teorisi) ararlar. Orijinal kara deliğin tohumlarını sentezlemek için enflasyonun nasıl kullanılacağı çok uzun bir hikaye.
Kara delik karanlıkta aramalı Sor gün
Kara deliklerin özellikleri, temel parçacıklardan oluşan karanlık maddeden çok farklıdır. Ana akım karanlık madde algılama deneyleri genellikle karanlık maddenin belirli temel parçacıklardan oluştuğunu varsaydığından, karanlık madde kara deliklerini bulmada etkili bulmak zordur. Ek olarak, farklı kütlelerdeki ilkel kara deliklerin özellikleri büyük ölçüde değişmektedir, bu nedenle, farklı kütle aralıklarına sahip ilkel kara delikler için özel algılama yöntemleri bulmak gerekmektedir. Yukarıda bahsedildiği gibi, karanlık madde olarak bugüne kadar istikrarlı bir şekilde hayatta kalabilmek için, yaşam sürelerinin evrenin yaşından daha uzun olmasını sağlamak için karanlık madde kara deliklerinin kütlesi bir milyar tondan büyük olmalıdır.
Ek olarak, karanlık madde kara deliklerinin kütlesi üzerinde artık ilkesel kısıtlamalarımız yok. Aslında güneşin kütlesinin yüzlerce katı olan bir kara delik, karanlık madde kadar kötü değildir. Bu nedenle, bir milyar tondan güneşin kütlesinin binlerce hatta onbinlerce katına kadar, karanlık madde kara deliklerinin olası kütle aralığı yaklaşık 20 büyüklük düzenini kapsıyor.
Milyarlarca ton ağırlığındaki kara deliklerin yaşam süresi neredeyse evrenin yaşı ile aynıdır. Bugüne kadar benzer kütleli bir kara delik hayatta kalırsa, yaşamın son anına yakın olmalı ve güçlü Hawking radyasyonu yaymalıdır. Böyle bir kara delik oldukça yüksek enerjili gama ışınları yayar, bu yüzden aslında çok "karanlık" değildir. Bu nedenle, galaksiler arası gama ışınlarını arayarak, bu tür kara deliklerin izlerini bulmak mümkündür. Şimdiye kadar galaksiler arası gama ışınlarına ilişkin gözlemlerimiz bariz anormallikler göstermedi. Bu, eğer karanlık madde bir kara delikse, bir milyar tondan çok daha ağır olması gerektiğini gösterir.
Daha ağır kara delikler, daha zayıf Hawking radyasyonuna sahiptir ve bu nedenle daha karanlıktır. Onu tespit etmek için, başka bir yol bulmak için onun yerçekimi etkisini kullanmak gerekir. Geleneksel olarak, bu tür yaklaşık iki tür yöntem vardır. Biri kütleçekimsel mercekleme, diğeri ise yerçekimi etkisi altındaki kara deliklerin ve diğer gök cisimlerinin dinamik sürecini ele almaktır.
Yerçekimi Lens Takibi Sor gün
Madde bir yerçekimi alanı üretir ve yerçekimi alanı ışığı saptırabilir. Yeryüzüne ulaşan uzak yıldız ışığı, yolda yerçekiminin sapmasını yaşayabilir. Saptırma etkisi yeterince güçlüyse, gördüğümüz görüntü büyük ölçüde bozulabilir (Şekil 3 ve 4). Bu, bir optik merceğin ışığı saptırma şekline çok benzer, bu yüzden buna yerçekimsel mercek denir. Yazmanın rahatlığı için, uzaktaki ışık kaynağı galaksisini arka plan olarak adlandırıyoruz ve ön plandaki yolda yerçekimi alanını oluşturan materyal dağılımına diyoruz.
Şekil 3: Yerçekimi merceği prensibinin şematik diyagramı. Uzak galaksilerden gelen ışık, ön plandaki galaksi kümesinin yerçekimi alanının sapmasından geçer ve nihayet dünyaya ulaşır. Görüntü kaynağı: NASA / ESA
Şekil 4: Arka plandaki mavi galaksinin ışığı, ön plandaki kırmızı galaksinin kütleçekim alanı tarafından bozulur ve "Einstein'ın halkası" adı verilen halka şeklinde bir görüntü oluşturur. Bu, "güçlü yerçekimi merceği" etkisinin harika bir örneğidir. Görüntü kaynağı: ESA / Hubble ve NASA
Bununla birlikte, Şekil 4'te gösterilen güçlü kütleçekimsel merceklenme etkisinde, bozulmuş yıldız ışığının yerçekimi alanı, ışık yolundaki büyük miktarda karanlık maddeden gelir ve boyutu tüm galaksiden daha büyüktür. Bu karanlık madde halesinin temel bileşimi nedir? Bir kara delik mi yoksa bilinmeyen bir temel parçacık mı? Güçlü yerçekimi mercekleme etkisi yanıtlanamaz.
Aslında, arka plandaki yıldız ışığının ön plandaki tek bir kara delik tarafından saptırılmasını görmeyi tercih ediyoruz. Bununla birlikte, tek bir kara deliğin etrafındaki yerçekimi alanının gücü ve boyutu, tüm galaksinin karanlık madde halesinden farklı değildir.Arka plan yıldız ışığında bu kadar küçük bir yerçekimi alanının sapması doğal olarak son derece zayıftır. Böylesine zayıf bir etkiyi tespit etmek için iki akıllı numara gereklidir.
İlk numaranın arkasındaki fikir basit: dışbükey mercek ışığı odaklayabilir ve görüntü noktası daha parlak hale gelir. Benzer şekilde, ön plandaki yerçekimi merceği küçük olmasına rağmen, arka plandaki yıldız ışığının parlaklığını biraz artıracaktır. Bu nedenle yıldızların parlaklığı izlenerek bu "küçük mercekler" dolaylı olarak algılanabilir. Hemen merak edebilirsiniz: Teleskoptaki arka plan yıldız ışığının parlaklığının ön plandaki yerçekimi alanı tarafından artırıldığını nasıl biliyoruz? Doğal olarak bu tek bir fotoğrafta görülemez.
Bu soruyu cevaplamak için ikinci bir numara gerekiyor: ön plandaki kara delik bir mercek görevi görüyor, yerçekimi alanında düzensiz bir şekilde ileri geri hareket ediyor. Yıldızların uzaktan dünyaya doğru koştuğu pistte, belirli bir zamanda bir karadelik geçerse, teleskoptaki yıldızların parlaklığı bir anda artacaktır. Kara delik uçup gittiğinde, yıldız ışığının parlaklığı geri geldi. Cam bir pencerede bir damla su hayal edin: Camın üzerinde sadece sabit bir pozisyona bakarsanız ve su damlası belli bir anda geçerse, o anda gördüğünüz parlaklık değişecektir (Şekil 5) ).
Şekil 5: Cam üzerindeki su damlacıkları, tıpkı bir mercek gibi, ışığı bozarken görüntü düzlemindeki her noktanın parlaklığını değiştirir.
Bu nedenle, ön plandaki küçük kara deliği yakalamak için uzaktaki yıldızların parlaklığını kısa bir süre boyunca izlemek kullanılabilir. Bu etkiye yerçekimsel mikromercekleme denir, çünkü arka plandaki yıldız ışığının mercek tarafından bölünmesi yalnızca mikroarksaniye sırasındadır. Yerçekimi lensi, ön plandaki soluk nesneleri bulmak için güçlü bir araçtır. Gökbilimciler bunu yalnızca kara delikleri yakalamak için değil, aynı zamanda çeşitli cüce yıldızları, nötron yıldızlarını ve hatta gezegenleri aramak için de kullanırlar.
Şekil 6: Mikro yerçekimi lens olayı OGLE-1999-BUL-32 ışık eğrisi: yatay eksen zamandır ve dikey eksen akış değişimidir. Genelde mikro-yerçekimi merceğinin neden olduğu ışık değişimi yaklaşık 1 ay sürer ve olay birkaç yıl sürdüğü için bir kara delik adayıdır.
Basit hesaplamalar, mikro yerçekimsel mercekleme etkisinde, görüntü parlaklığı değişiminin zaman aralığının kara deliğin kütlesinin karekökü ile orantılı olduğunu göstermektedir. Bu nedenle, daha büyük ve daha ağır kara delikleri aramak için, arka plandaki yıldız ışığını daha uzun süre izlemek ve küçük ve hafif kara delikleri ayırt etmek için yeterince hızlı bir "perde" gereklidir. Doğal olarak, teleskobun gözlem süresi keyfi olarak uzun olamaz ve tek bir fotoğrafın pozlama süresi keyfi olarak kısa olamaz. Dolayısıyla mikro yerçekimi merceğinden izleyebileceğimiz kara deliğin kalitesi de belli bir aralığa sahiptir.
Neyse ki, çok yönlü astronomik gözlem projelerine çok yönlü bir yaklaşımla, mikro yerçekimi lensleri kullanarak, güneş kütlesinin on trilyonda birinden (yani, bir trilyon ton) yüzlerce katına kadar değişen çok çeşitli kütlelerle kara delikleri izleyebildik. MACHO, EROS, OGLE, vb. Dahil olmak üzere çeşitli astronomik gözlem projeleri şimdiye kadar birkaç mikro yerçekimi lensi örneği topladı. Bununla birlikte, hangi örneklerin diğer gök cisimlerinden değil, ön plandaki kara delikten geldiğini belirlemek hala zor bir sorundur.
Yine de, mikro yerçekimsel mercekleme, karanlık madde kara delikleri için önemli bir sınırlama sağlamıştır. Tüm karanlık madde kara deliklerinin aynı kütleye sahip olduğunu varsayarsak, şu anki mikro yerçekimsel mercek sonuçları, izlenebilen kütle aralığında kara deliklerin tüm karanlık maddenin en fazla yüzde biri ile onda birini oluşturduğunu göstermektedir.
İnsan avı Sor gün
Karanlık madde kara deliklerinin nerede olduğunu yerçekimsel merceklerle yakından izlemenin yanı sıra, fizikçiler hala onları doğrudan "yakalamaya" çalışıyorlar.
Gökyüzüne dağılmış her türlü gök cismi, büyük bir ağ gibi bizi bekliyor. Genellikle, görünür gök cisimleri büyük bir karanlık madde halesine batırılır, bu nedenle, karanlık maddeyle karşılaşma olasılıkları büyüktür. Karanlık maddenin, fizikçilerin çok çalıştığı zayıf hareket eden ağır parçacıklar (WIMP) veya daha hafif eksen (eksen) gibi temel parçacıklardan oluştuğunu varsayalım, bunlar çok karanlık ve aynı zamanda şeffaftır. Vücudumuzdan geçtiklerinde tamamen tespit edilemezler. Tersine, eğer karanlık madde bir kara delikse, daha "tehlikeli" olacaktır.
Neyse ki, karanlık madde kara delikleri temel parçacıklardan çok daha ağır olduğu için, etrafımızdaki dağılımları da çok daha seyrek olmalıdır çünkü genellikle etrafımızdaki karanlık maddenin kütle yoğunluğunu biliyoruz. Bununla birlikte, bir nötron yıldızı, bir beyaz cüce yıldız veya bir karanlık madde halesindeki bir ikili yıldız sistemi, uzun ömrü boyunca bir kara deliğe çarpabilir ve ardından kara delik tarafından yok edilebilir.
Örneğin, küçük bir kara delik beyaz bir cüceden geçtiğinde, devasa kinetik enerjisinin küçük bir kısmı yerçekimi yoluyla beyaz cücenin materyalinin termal kinetik enerjisine dönüşecek ve bu da beyaz cücede bir nükleer reaksiyon başlatacak ve onu bir bütün olarak patlatacaktır. Başka bir örnek olarak, küçük bir kara delik daha yoğun bir nötron yıldızına çarpıp içinden geçtiğinde, daha fazla kinetik enerji kaybedecek ve sonunda nötron yıldızına düşecek ve bu da nötron yıldızını hızla yutacaktır. Bu nedenle, birçok beyaz cüce ve nötron yıldızını gözlemlemiş olmamız, evrende bu kadar çok küçük kara deliğin olamayacağı anlamına gelir.
Öte yandan, kara delik yeterince büyükse, yakındaki gazı verimli bir şekilde adsorbe edip ısıtabilir. Bu sıcak gazlar yalnızca mikrodalga arka plan radyasyonunun güç spektrumunu değiştiremez, aynı zamanda X ışınları da yayabilir. Bu nedenle, mikrodalga arkaplanının ve X ışınlarının gözlemlenmesi süper kütleli kara delikleri etkili bir şekilde arayabilir. Büyük bir kara delikte gazın nasıl toplanacağı teoride hala zor bir sorundur ve şu anda kullanılmakta olan teorik modellerde incelemeye değer birkaç nokta vardır. Ancak bu belirsiz faktörleri hesaba katarsak bile, şu anda karanlık maddenin tamamen güneşten 100 kat fazla kütleye sahip kara deliklerden oluşamayacağından eminiz.
Her şeyden önce tanıtılan karanlık madde kara deliklerini aramak için kullanılan çeşitli yöntemler, elektromanyetik dalga sinyallerine dayanmaktadır. Kara deliğin kendisi neredeyse hiç ışık yaymaz, bu nedenle bu gözlemler yalnızca dolaylı araçlardır. LIGO, 2015 yılında ilk kez yerçekimi dalgalarını doğrudan tespit ederek yeni bir kütleçekim dalgası astronomisi çağı açtı ve böylece karanlık madde ve kara delikleri aramak için yeni bir yol sağladı.
Aslında, 2015 yılında LIGO tarafından gözlemlenen ilk yerçekimi dalgası sinyali iki kara deliğin çarpışmasından geldi. Bunların arasında, her bir kara deliğin kütlesi, geçmişte tespit edilen tüm sabit yıldız kara deliklerinden önemli ölçüde daha ağır olan güneşin kütlesinin yaklaşık 30 katıdır. Yıldız evrimi gibi astronomik süreçler bu kadar ağır kara delikler yaratmada yetersiz olmamakla birlikte, bu sonuç birçok fizikçinin merakını uyandırmıştır: Karanlık maddeyi oluşturan orijinal kara delikler mi?
LIGO tarafından tespit edilen kara deliklerin orijinal dalgalanmalardan mı yoksa yıldız evriminden mi geldiği, gelecekte daha fazla yerçekimi dalgası vakalarının parametre dağılımının ölçülmesiyle cevaplanabilir. Cevap ne olursa olsun, LIGO'nun şu anki sonuçları, karanlık maddede kara deliklerin oranını etkili bir şekilde sınırlandırabildi. Nedeni basit: karanlık maddenin bilinen toplam miktarından ve büyük ölçekli dağılımından, karanlık madde ve kara deliklerin çiftler halinde birleşmesinin etkinliğini çıkarabiliriz.
Çalışmalar, tüm karanlık maddenin güneşin kütlesinin düzinelerce katı bir kara delik ise, LIGO tarafından tespit edilen yerçekimi dalgası vakalarının sayısının gerçek sonuçları çok aşması gerektiğini buldu. LIGO çok fazla yerçekimi dalgası örneği tespit etmedi, bu da karanlık maddenin tamamen güneş kütlesinin düzinelerce katı kara deliklerden oluşmayacağı anlamına geliyor.
Elbette bu hala oldukça ön bir sonuç. Daha kesin sınırlamalar yapmak için, daha fazla yerçekimi dalgası durumu ve daha iyi teorik modellere ihtiyaç vardır. Yerçekimi dalgası tespit projesinin sürekli ilerlemesiyle, karanlık madde kara delikleri anlayışımız öngörülebilir gelecekte hızlı bir ilerleme kaydedecek.Karanlık maddenin gizemli bölgesinde kaç tane kara delik saklanıyor? Karanlık evrende ne tür tuhaf ve olağanüstü görüşler var? Çözüm burada olabilir.
· Notlar:
Basit bir tahmin: Kara delik radyasyonunun sıcaklığı, kara deliğin M kütlesi ile ters orantılı olan yaklaşık olarak yayılan fotonun enerjisidir. Kara cisim radyasyonu yasasına göre, radyasyonun enerji yoğunluğu, sıcaklığın dördüncü kuvveti ile orantılıdır ve radyasyonun toplam gücü P, kara deliğin alanı ile enerji yoğunluğunun ürünüdür, dolayısıyla kara deliğin kütlesinin karesiyle ters orantılıdır. Bu nedenle, bir kara deliğin ömrü t ~ M / P, kara deliğin kütlesinin küpü ile orantılıdır.
Evren genişliyor. Bu nedenle kozmolojide mesafeden bahsederken çok dikkatli olmak gerekiyor. Kabaca söylemek gerekirse, burada ve bir sonraki paragrafta bahsedilen mesafe, evrenin bugüne kadar birlikte genişlediği mesafeyi ifade eder, buna kozmolojide "yaklaşan mesafe" denir.
·daha fazla oku:
Karanlık madde araştırmalarının tarihi üzerine mükemmel bir inceleme: G. Bertone, D. Hooper, arXiv: 1605.04909.
Karanlık madde kara delikleri üzerine araştırma, özellikle yerçekimi dalgası fiziği ile ilgili son inceleme için bkz.M.Sasaki, T. Suyama, T. Tanaka, S. Yokoyama, Class. Quant. Grav.35 (2018) 063001
S. Mao ve diğerleri, MNRAS, 329 (2002) 349.
Aydınlar
Daha iyi bir entelektüel yaşam için
ID: Entelektüel
Katkı: zizaifenxiang@163.com
Entelektüelleri takip etmek için QR koduna uzun basın
