g u t x .com.tr İpek yolu - Çin'i anlamaya götürürüm

Gökyüzünden daha şişman olan kara delikler nasıl böyle yer?

Yazar: Wangshan Qin Nanjing Üniversitesi, Kaliforniya Üniversitesi, Berkeley

Düzenleme: yarın

Evrende, merkezindeki kara delik çevreleyen maddeyi delice yuttuğu için son derece güçlü ışık yayan özel bir tür galaksi vardır, ancak ışıklı alanı sıradan galaksilerden çok daha küçük olduğu için, ilk bakışta yıldızlara daha çok benziyor, bu yüzden buna denir. " Quasar İnsanlar, gözlem ve analizlerle, erken evrendeki kuasarların süper dev kara delikler içerdiğini, kütlelerinin milyarlarca hatta on milyarlarca güneşe ulaştığını doğruladılar.Evren 1 milyar yıldan daha küçükken bu kara delikler nasıldı? Böylesine büyük bir ölçeğe ulaşmak her zaman sıcak bir tartışma konusu olmuştur. Kısa bir süre önce Science dergisinde yayınlanan yeni bir çalışma yeni bir ipucu verdi.

Kuasarlar ve dev kara delikler

1960 gibi erken bir tarihte, gökbilimciler galaksilerden çok daha küçük olan ve uzaktan yıldızlara benzeyen sözde "kuasarlar" ı keşfettiler, ancak parlaklıkları Samanyolu'nun tamamından yüzlerce kat daha parlak olabilir. Kısa süre sonra teorik gökbilimciler kuasarların ışıldama ilkesini açıkladılar: Galaksinin merkezindeki dev kara delik büyük miktarda maddeyi (gaz ve toz) yutuyor.Bu maddeler kara deliğe düştükçe birbirlerini ovup ısıtarak güçlü bir ışık yayıyor. , Afrika otlaklarında bir aslan tarafından yenen bir zebra gibi ölmeden önce ağladı.

Şekil 1: Kuasarların sanatsal hayal gücü. Gaz ve toz, merkezi kara deliğin etrafında bir halka oluşturur ve kutuplar jetler oluşturur. Görüntü kaynağı: NASA / ESA

Kuasarların incelenmesi için, son yıllarda önemli bir gelişme: Birçok antik kuasar keşfedildi . Bu kuasarlar, evren sadece 1 milyar yaşındayken oluştu ve güçlü bir ışık yaydı. Örneğin, 2015'te Pekin Üniversitesi'nden Profesör Wu Xuebing, Nature'da bir makale yayınladı ve evren sadece 900 milyon yaşında iken (kırmızıya kayma 6.3) bir quasar SDSS J010013.02 + 280225.8'in keşfini duyurdu. Biliyorsunuz, evrenin şu anki yaşı yaklaşık 13,8 milyar yıl ve 900 milyon yıl evrenin henüz başlangıç aşamasındadır. Daha şaşırtıcı bir şekilde, Teorik hesaplamalar, bu kuasarların merkezlerindeki kara delik kütlesinin milyarlarca güneşe, hatta on milyarlarca güneşe ulaştığını göstermektedir. . Örneğin, Profesör Wu Xuebing tarafından keşfedilen kuasar içindeki kara delik, güneş kütlesinin 12 milyar katı kütleye sahip. Buna karşılık, Samanyolu'nun merkezindeki kara deliğin kütlesi yaklaşık 4 milyon güneş kütlesidir ve bu sadece küçük bir yıldız olarak kabul edilebilir.

Şekil 2: Samanyolu'nun merkezine yakın küçük bir alanın yüksek çözünürlüklü görüntüsü. Orta kısım sağ üste doğru büyütülmüştür. İkincisinin ortasındaki turuncu haç, karadeliğin Samanyolu'nun merkezindeki konumunu gösterir. S2, merkezdeki kara deliğin etrafında dönen bir yıldızdır. Bilim adamları, yaklaşık 20 yıldır gözlem yapmak için Avrupa Güney Gözlemevi'nin (ESO) Çok Büyük Teleskopunu (VLT) kullandılar ve ortak bir merkezin etrafında dönen çok sayıda yıldız keşfettiler ve yörüngelerine dayanarak Samanyolu'nun merkezindeki kara deliğin kütlesinin yaklaşık 4 milyon olduğunu hesapladılar. Güneş çok ağır. Samanyolu'nun merkezindeki kara delik, uykuya dalmış bir duruma girmiştir, çünkü çevresinde yemek için yeterince yakın gaz yoktur. Aslında, kuasarın merkezindeki kara delik, çevresindeki maddeyi yedikten sonra da uykuya dalacaktır. Resim kaynağı: ESO / MPE / S. Gillessen ve ark.

Samanyolu'ndaki kara deliklerin nedeni iyi açıklanmıştır; ancak erken evrendeki güneş kadar ağır olan bu milyarlarca ve hatta on milyarlarca kara delik için sorun ortaya çıkar: Bu kara delikler 1 milyar yıldan daha kısa sürede nasıl bu boyuta ulaştı?

sorun: Süper dev bir kara deliği yeterince hızlı oluşturmak için "tohum" ne kadar büyük?

Milyarlarca güneşten daha ağır olan bu süper dev kara deliklerin kaynağıyla ilgili olarak, şu anda genel kabul gören bir görüş var: Evrenin çok erken dönemlerinde, kendi içlerindeki homojen olmama nedeniyle büyük maddi bulut kütleleri kümelenmeye başladı ve sonunda dev yıldızlar oluşturdu. . Bu yıldızların kütlesi, Güneş'inkinden binlerce kat daha fazladır ve sözde " Birinci nesil yıldızlar "İlk nesil yıldızlar, yaşamlarını yaklaşık 1 milyon yıl içinde sona erdirecek ve doğrudan kara deliklere dönüşecek. Bu kara deliklere" tohum kara delikleri "deniyor.

Bir yandan tohum kara delik çevredeki şeyleri yiyecek, diğer yandan diğer tohum kara delikleriyle birleşerek daha büyük bir kara delik haline gelecektir. Yüz milyonlarca yıllık yutma ve birleşme yoluyla, tohumlanan kara delik milyarlarca güneş kadar ağır dev bir kara deliğe dönüşebilir.

Bu teori doğal görünüyor, ancak titiz hesaplamalar ve sayısal simülasyonlarla doğrulanması gerekiyor. Aslında, önceki simülasyonların çoğu farklı derecelerde zorluklarla karşılaştı. 1 milyar yıldan az bir sürede milyarlarca güneşin ağırlığına ulaşması için, tohum kara deliğinin on binlerce güneş kadar ağır olması gerekir. Ama bu kadar ağır bir tohum kara deliği nasıl oluşturulur?

Bu sorunu çözecek gibi görünen bir çözüm var, Bu şema, erken evrende doğrudan kara deliklere çöken 100.000 güneşten ağır gaz kümesinin oluşabileceğini varsayar. . Bu teorinin dezavantajı, bu tür gaz kümelerinin yakınında parlak galaksilerin olduğu varsayılması gerektiğidir ve bunu başarmak kolay değildir. Bu nedenle, erken kara delik tohumlarının kalitesi her zaman tartışmalı olmuştur.

Sorunu çözmek için yeni bir fikir: "Bir süre mermi uçsun"

Yakın zamana kadar, Austin'deki Texas Üniversitesi Astronomi Bölümü'nden ve Tokyo Üniversitesi Fizik Bölümü'nden Hirano ve çalışma arkadaşları Science dergisinde bir makale yayınladı. Bu makale duyurur, Yeni sayısal simülasyonlar, erken evrenin tohum karadeliğini en doğal şekilde 30.000'den fazla güneşin ağırlığına getirebileceğini ve ardından aralıklı yutma yoluyla yüz milyonlarca yıl içinde 2 milyar güneş ağır canavarına dönüşeceğini gösteriyor. Dev kara delik .

Erken evrende madde kütlesindeki gaz parçacıklarının karanlık maddede ses hızını aşan göreceli bir hızda (saniyede yaklaşık 40 kilometre) hareket ettiğini varsaydılar. Burada bahsedilen "gaz parçacıkları" ve "karanlık madde" iki şeydir: Gaz parçacıkları esas olarak aşina olduğumuz hidrojen atomları ve hidrojen molekülleridir.Karanlık maddenin ne oldukları hala bilinmemektedir, sadece evrene ve içeriklerine nüfuz ettikleri. Aşina olduğumuz sıradan maddelerin yaklaşık 5 katıdır.

Gaz parçacıkları yaramaz çocuklar gibidir ve karanlık madde anaokulu öğretmenleri gibidir. Gaz parçacıklarının yüksek hızda kaçışı, karanlık maddenin kütleçekimsel kısıtlamasıyla etkili bir yüzleşme oluşturarak, merkezi karanlık madde kümesinin yerçekimi kuvveti tarafından kolayca sınırlandırılmalarını engeller. Karanlık madde partiküllerinin de bir araya toplanacağı, merkezdeki karanlık madde kümesinin yoğunluğunun yüksek ve etrafı kaplayan karanlık madde yoğunluğunun küçük olduğu unutulmamalıdır.

Hirano ve arkadaşlarının sayısal simülasyonları, evrenin yaşı yaklaşık 100 milyon yıl olduğunda, gaz merkezindeki karanlık madde kümelerinin büyüdüğünü ve 10 milyon güneş kadar ağır büyük karanlık madde kümeleri halinde birleştiğini göstermektedir (Şekil 3, A). Bazı yüksek hızlı gazlar bağlanır ve uzun bir gaz dağılımına dönüştürülür (Şekil 3 B, C).

Önceki simülasyon, gaz parçacıklarının yüksek hızlı hareketini dikkate almıyordu ve ortaya çıkan karanlık madde kümesi yalnızca yaklaşık 100.000 güneş kadar ağırdı. Bu simülasyonun ana noktaları şunlardır: Gazın süpersonik hızda hareket ettiğini varsayarsak, karanlık madde kümesinin bu gazları sınırlamak için önceki simülasyondan çok daha ağır olması gerekir. . Diğer bir deyişle: " Bir süre merminin uçmasına izin ver ".

Şekil 3: Orijinal bulut kümesindeki (A) karanlık madde yoğunluğu dağılımı ve protostarın oluşumundan sonraki madde yoğunluğu dağılımı (B, C, D). Şekil A'dan, bulutun merkezinde dağılan karanlık maddenin (sarı ile gösterilen) yüksek yoğunluklu bir merkezi alan oluşturduğu görülebilmektedir. Şekil B ve C, karanlık maddenin gazı birbirine bağladığını gösterir ve Şekil D, gazın içinde bir "protostar" oluştuğunu gösterir. Şekil E'den H'ye, sırasıyla yıldızların ve gaz sistemlerinin yoğunluğunu ön yıldızın oluşumundan 70.000, 110.000, 240.000 ve 340.000 yıl sonra göstermektedir.Farklı tonlara sahip beyaz alanlar, içeriden dışarıya farklı yoğunlukları göstermektedir. 1 milyon parçacık, 100.000 parçacık ve santimetreküp başına 30.000 parçacıktır. Şekil E ila H'de kırmızı, iyonize hidrojen içeriğinin% 50'yi aştığı alanı gösterir ve pembe alan, moleküler hidrojen içeriğinin% 0.2'yi aştığı alanı belirtir. Resim kaynağı: Referans

Gaz yoğunlaşma sürecinde oluşan şok dalgası bu gazları yaklaşık 10.000 santigrat dereceye kadar ısıtır ve ardından yaklaşık 8.000 santigrat dereceye kadar soğutur ve ardından gazın iç sıcaklığı 100 santigrat derecenin üzerine düşer ve gazın içindeki gaz kütlesi 26.000 güneşe ulaşır (Şekil 3 Resim D) Bu sırada gaz kararsızlaşmaya başladı ve hızla küçülmeye başladı.Aynı zamanda gaz kümesinin etrafına büyük miktarda gaz döküldü ve yılda yaklaşık 1 güneş ağırlığı oranında kademeli olarak arttı. Bu süreç, gazın içindeki sıcaklığın tekrar yükselmesine neden olur ve sonunda gazın merkezinde ilkel bir yıldız olan "protostar" oluşturur.

Protostarın kütlesi henüz oluştuğunda çok küçüktür ve hemen çevresindeki gazı yemeye başlar ve sadece 2.000 yıl içinde 50 güneşin ağırlığına kadar büyüyebilir (protostarın büyüme hızı, dış gazının büyüme hızından çok daha yavaştır). 70.000 yıl sonra (Şekil 3, E), protostar tarafından yayılan yüksek enerjili ultraviyole ışınları, yakındaki "lifli" bulutlardaki hidrojen moleküllerini hidrojen atomlarına ayrıştırdı. Ultraviyole ışınları giderek daha yoğun hale geldikçe, hidrojen atomları hidrojen iyonlarına ve elektronlara ayrışarak iyonize hidrojen bazlı bulutların kısa bir süre protostarın kutupları yönünde görünmesine neden olur (şekil 3, F ve G, kırmızı kısım) Aynı zamanda "lifler" kümelere ayrılır ve kümeler merkezdeki ön yıldıza ulaşır (Şekil 3'te Resim H) ve bir kısmı protostar tarafından yenir.

Bu yutma yöntemiyle, protostar, oluşumundan sonraki 300.000 yıl içinde 10.000 güneşlik sabit bir ağırlığa büyüyecek. " Süperstar "(Süperdev), her yıl yenen ortalama gaz yaklaşık 0,04 güneş ağırlığıdır. Yaklaşık 100 milyon yıl sonra, bu süperdev yıldız 34.000 güneş ağırlığına ulaşacak.

Tohum kara deliklerinin oluşumu ve büyümesi

34.000 güneş ağırlığında yıldız, yaklaşık bir milyon yıl sonra yaşamlarına son verecek. Kütle çok büyük olduğu için, içinde bir patlama olsa bile, patlatılamaz ve yalnızca doğrudan bir kara deliğin içine çöker. Böylece, güneş kadar ağır tohumlara sahip 34.000 kara delik oluştu.

Tohum kara deliği, önyıldızı doğuran büyük bir gaz kütlesinin ortasında bulunur, böylece gazı yutmaya devam edebilir. Tohum kara deliği ne kadar ağırsa, o kadar hızlı yersiniz ve ağırlık o kadar hızlı artar. Bu yeni çalışmanın sonraki sayısal simülasyonları şunları gösterdi: Yaklaşık 650 milyon yıl sonra (şu anda evrenin yaşı 750 milyon yıldır), tohumlanan bu kara delik 2 milyar güneşin ağırlığına büyüyebilir ve süper dev bir kara delik haline gelebilir. .

Şekil 4: Süper kütleli bir kara deliğin (dev kara delik) bilgisayar simülasyonu. Kara delik, yakınlardaki geniş bir alandaki ışığın kaçmasını imkansız kılar ve böylece siyah bir boşluk alanı oluşturur. Çevreleyen yıldız ışığı, güçlü yerçekimi alanı tarafından değişen derecelerde bozulur. Görüntü Kaynağı:

NASA, ESA ve D.Coe, J. Anderson ve R. van der Marel (STScI)

Önceki simülasyonlar, güneş kadar ağır on binlerce ila yüz binlerce kara delik üretebilse de, daha özel varsayımlar kullanılıyor. Bu yeni çalışma, bu özel varsayımları ortadan kaldırıyor ve yalnızca gaz parçacıklarının yüksek hızda hareket ettiğini varsayıyor, böylece gazın protostar ve ardından protostar oluşturabilmesi için karanlık madde kümesinin çok büyük (önceki simülasyonlarda elde edilen değerden 100 kat daha büyük) olması gerekiyor. Bundan sonra, çevresindeki gazı yutarak 34.000 güneş-ağır yıldız olmaya başladı ve sonra eşit derecede ağır bir tohum kara deliğine dönüştü. Bu araştırma, "yeterince büyük bir tohum kara delik oluşturma" probleminin nasıl çözüleceğine dair yeni bir fikir sağlıyor.

Yazarın kartvizit