JWST, ağır kara delik tohumlarının nerede oluştuğunu bulmuş olabilir

Astrofizikçiler, modern evrende gördüğümüz süper kütleli kara deliklerin (SMBH) uzun ve uzun bir sürecin sonucu olduğunu düşünüyor. Bu sürece hiyerarşik kara delik birleşmeleri çerçevesi adı veriliyor. Bazı KOBİ’lerin bu kadar şaşırtıcı kitlelere nasıl ulaşabildiğini açıklıyor. En büyüklerinden bazılarının milyarlarca güneş kütlesine sahip olduğu görülüyor.

Fikir şu ki, bu SMBH’ler tohum olarak başlıyor ve bu tohumlar yıldız kütleli kara delikler. Bunları iki süreç yaratır. Birincisi, yaklaşık 8 ila 50 güneş kütlesi arasındaki büyük yıldızların füzyon ömrünün sonuna ulaşmasıdır. Ya süpernova olarak patlarlar ve çekirdekleri çökerek kara delikler oluştururlar ya da doğrudan kara deliklere çökerler. Diğeri ise iki nötron yıldızının birleşmesidir.

Yıldız kütleli kara delikler ile SMBH’ler arasında orta kütleli kara delikler (IMBH) bulunur. Bu kara deliklerin kütleleri yaklaşık 100 güneş kütlesinden 100.000 güneş kütlesine kadar değişmektedir. IMBH’lere ilişkin gözlemsel kanıtlar hâlâ zayıftır ancak kalıcıdır.

2024 tarihli bir makale, IMBH’nin yeri olarak Samanyolu’nun eteklerinde küresel bir küme olan Omega Centauri’ye odaklandı. Bu çalışmaya göre, Omega Centauri’nin merkezindeki hızlı hareket eden bir grup yıldız, yalnızca yaklaşık 8.200 güneş kütlesine sahip bir IMBH’nin varlığıyla açıklanabilir.

Bir kara delik birleşmesinden kaynaklanan kütleçekim dalgaları da IMBH’nin kanıtıdır. 2020 tarihli bir makale, dalgaların 85 ve 66 güneş kütleli iki kara deliğin birleşerek yaklaşık 142 güneş kütleli bir IMBH oluşturduğunu göstermesiyle IMBH’nin tek doğrudan kanıtını sundu.

Peki bu IMBH’lerin doğum yerleri neresidir? Bunlardan bazıları, bugün gördüğümüz KOBİ’lerin tohumları olarak hareket etmek üzere erken evrende oluşmuş olmalı.

Yayınlanan araştırma Astronomi ve AstrofizikViola Bocchi’nin baş yazar olduğu bu sorunun cevabı olabilir. Bocchi, Roma Sapienza Üniversitesi’nden.

“James Webb Uzay Teleskobu (JWST), ‘Kozmik Taşlar’ yayı (z ∼ 10,2) ve ‘Ateş Böceği Parıltısı’ (z ∼ 8,3) dahil olmak üzere yüksek kırmızıya kaymalarda yoğun yıldız sistemlerinden oluşan bir popülasyonu ortaya çıkardı. Kütleleri 10⁵ M⊙–10⁷ M⊙ aralığında ve yarı kütle yarıçapları bu aralıkta Yazarlar, yaklaşık 0,4 ila 15 adet arasında değişen bu sistemlerin, çarpışma temelli modeller yoluyla orta kütleli kara delikler (IMBH’ler) oluşturmak için ideal olduğunu belirtiyor.

“Tahminlerimiz, ∼10² M⊙ ile ∼4 × 10³ M⊙ aralığında tipik IMBH kütleleri veriyor; bu da yüzde birkaç düzeyindeki tipik oluşum verimliliklerini ima ediyor.”

Kozmik Taşlar yayı, yerçekimsel olarak merceklenen bir galaksidir ve JWST, onun ışığını, evren yalnızca yaklaşık 460 milyon yıl yaşındayken gözlemledi. JWST burada beş yoğun yıldız kümesi buldu.

Kozmik Taşlar yayı ilk olarak Hubble tarafından Yeniden İyonlaşma Mercek Kümesi Araştırması (RELICS) sırasında keşfedildi ve yeniden iyonlaşma döneminde güçlü bir radyasyon kaynağı olarak tanımlandı. 2024 yılında JWST yeniden baktı ve bu tür eski kümelerin ilk keşfi olan beş genç büyük kütle kümesini (YMC) buldu.

Ateşböceği Parıltısı, Büyük Patlama’dan yalnızca 600 milyon yıl sonra görüntülenen, yerçekimsel olarak merceklenen bir başka erken dönem gökadadır. JWST, Firefly Sparkle’da 10 YMC buldu.

Bu araştırma, tüm bu YMC’lerin yalnızca iyonlaştırıcı radyasyon kaynağı olmadığını, aynı zamanda IMBH’lerin doğum yerleri olabileceğini de gösteriyor.

Bu YMC’lerdeki yoğunluk nedeniyle N-cisim simülasyonları uygun değildi. Bunun yerine araştırmacılar, ortaya çıkan IMBH kütlelerini tahmin etmek için yıldız rüzgarlarının neden olduğu kütle kaybına ve kaçak çarpışmalara dayanan bir model kullandılar. Daha sonra bu sonuçları kompakt yıldız kümelerinin doğrudan N-cisim simülasyonlarıyla karşılaştırarak doğruladılar.

Kozmik Taşlardaki kümeler, kütleleri 1.600 ila 2.700 M⊙ arasında değişen en ağır IMBH’leri üretti. Yazarlar, “Kozmik Taş kümelerinin aşırı kompaktlığı (Rh ∼ 1 adet), 1.600-2.700 M⊙ gibi yüksek kütlelere sahip kara delik tohumlarının oluşumunu kolaylaştırıyor” diye yazıyor. Rh ∼ 1 pc, kümenin toplam kütlesinin yarısını içeren kürenin yarıçapıdır ve kümenin ne kadar kompakt olduğunu ölçer.

Yazarlar, “Düşük metaliklik (Z ≲ 0,02 Z⊙), yıldız rüzgarlarına rağmen tohum kütlesini korumak için kritik bir faktördür” diye yazıyor.

Bu genç kümelerin metalikliği de düşük çünkü içlerinde daha yüksek metaliklik oluşturacak kadar yıldız yaşayıp ölmemiş. Düşük metaliklikleri IMBH’lerin oluşumunda kritik bir rol oynadı. Düşük metallik, yıldız rüzgarlarından kaynaklanan kütle kaybını sınırlar ve bu da nesnelerin büyümeye devam etmesini sağlar.

Firefly Sparkle’ın sonuçları farklıdır. Yazarlar şöyle yazıyor: “Kozmik Taşların aksine, bu kümeler tipik olarak daha düşük toplam kütleler (10⁵ − 10⁶ M⊙) için önemli ölçüde daha büyük yarıçaplar (Rh ∼ 4 − 6 pc) sergiliyor.”

Bu, daha az kütleli çekirdekler oluşturarak, kontrolden çıkan çarpışma sürecinin IMBH’ler oluşturma potansiyelini sınırlıyor. Firefly Sparkle’daki kara delik kütleleri 1,8 × 10² ile 8,1 × 10² M⊙ arasında değişmektedir. Bu, IMBH kütleleri için alt sınırı temsil eden yaklaşık 180 ila 810 M⊙’dir.

Genel olarak, bu çalışmadaki IMBH kütlelerinin daha düşük aralığı (~100 güneş kütlesi), evrenin varsayımsal ilk yıldızları olan ve muhtemelen aşırı derecede büyük olan devasa Popülasyon III yıldızlarının oluşturduğu kara deliklerle karşılaştırılabilir. Ancak yazarlar, “Üst sınır önemli ölçüde daha yükseğe uzanıyor ve en büyük kümelerin ‘ağır tohum’ rejiminde sıkı bir şekilde nesneler üretmesine izin veriyor” diye yazıyor. “Bu kadar ağır tohumların oluşturulması, yüksek kırmızıya kaymada SMBH’lerin oluşturulması için oldukça faydalıdır.”

Bu sonuçlar, JWST’nin herhangi bir IMBH gözlemlememesi anlamında gözlemsel değildir. Ancak IMBH’lerin oluşabileceği ve bizimki gibi galaksilerin merkezlerinde gördüğümüz SMBH’lere potansiyel olarak yol açabileceği makul bir ortam gösteriyorlar.

Bu sonuçlar aynı zamanda JWST’nin küçük kırmızı noktalarını da açıklayabilir. Spektrumları genellikle SMBH’ler tarafından desteklendiği şeklinde yorumlanır. Araştırmacılar, “Sonuçlarımız, yoğun büyük kütleli yıldız kümelerinin, LRD’lerdeki SMBH’lerin büyüyebileceği olası büyük tohumlar sağlayabileceğini gösteriyor” diye yazıyor araştırmacılar.

Araştırmacılar, çalışmalarında kabul edilen bazı zayıflıklara dayanarak bazı uyarılarda bulunuyorlar. Bu kümelerin, rotasyonları ve iç yapıları da dahil olmak üzere, sonuçları değiştirebilecek ve IMBH kitlelerini düşürebilecek pek çok özelliği bilinmemektedir.

Başlangıçtaki kütle fonksiyonu da bilinmiyor ancak çok ağır olabilir. Yazarlar şöyle açıklıyor: “Bu olasılık, olası bir ilksel kitlesel ayrışmayla birlikte, büyük IMBH’lerin oluşumunu kolaylaştırabilir, ancak bunu burada ayrıntılı olarak araştırmadık.”

Araştırmacılar şüphesiz bu genç ve devasa kümeleri daha derinlemesine inceleyecek ve kalan boşlukların bir kısmını doldurmaya çalışacaklardır. Ancak bu araştırma, bunların sonunda SMBH’leri oluşturan ağır tohumlu IMBH’lerin kaynağı olabileceğini gösteriyor.

Yazarlar şu sonuca varıyor: “Sonuçlarımız, bu yoğun, metal açısından fakir kümelerin, erken evrende gözlemlenen süper kütleli kara deliklere dönüşme kapasitesine sahip ağır tohumlar için uygun fabrikalar olduğunu gösteriyor.”