Yıldızların dönüşü, tekrarlanan kara delik işaret fişeklerinin neden giderek sönükleştiğini açıklayabilir

Çoğu galaksinin merkezinde, güneşimizin milyonlarca ila milyarlarca katı kütleye ve evrendeki en aşırı yerçekimine sahip süper kütleli bir kara delik bulunur.

Bu tür kara deliklere çok yaklaşan bazı yıldızlar, hikayeyi anlatmak için yaşıyor. Tamamen yok edilmek yerine, tekrar tekrar yakın geçişler yaparak hayatta kalırlar ve her seferinde yeni bir ışık parlaması üretirler.

Bu tekrarlanan kısmi gelgit bozulması olayları (rpTDE’ler), parlaklığı değişen nesneler için gökyüzünün geniş alanlarını tekrar tekrar tarayan geniş alan zaman alanı araştırmaları sayesinde gökbilimcilere aynı yıldız ve kara delik etkileşiminin tekrar tekrar ortaya çıkmasını izleme fırsatı veriyor.

Ancak bazı vakalarda araştırmacılar kafa karıştırıcı bir model fark ettiler: Ardışık parlamalar giderek sönükleşiyor. Yıllarca teorik modeller bunun nedenini açıklayamadı.

Syracuse Üniversitesi’ndeki astrofizikçilerden oluşan bir ekip, cevabın daha önce gözden kaçan bir faktörde, yani yıldızın dönüşünde yatabileceğini gösterdi.

Çalışma, şu tarihte yayınlandı: Astrofizik Dergisidoktora öğrencisi Ananya Bandopadhyay tarafından yönetildi ve hepsi Fizik Bölümü’nde doktora sonrası araştırmacı Benjamin Amend ve doçent Eric Coughlin’in yanı sıra diğer kurumlardaki meslektaşlarıyla birlikte çalıştı.

Yıldızlar kara deliklerle karşılaştığında

Tipik bir gelgit bozulması olayında (TDE), bir kara deliğin gelgit kuvveti (yakındaki bir yıldızın çekim kuvvetindeki fark) yıldızı tamamen parçalara ayırır.

Parçalanan yıldız kalıntıları kara deliğe doğru düştükçe veya kara deliğin üzerine “biriktiğinde”, günler ve aylar boyunca ışık biçiminde yayılan enerjiyi kaybeder.

Kara deliklerin kendileri ışık yaymazken, TDE’ler çevredeki bölgeyi aydınlatan kısa süreli bir yakıt kaynağı sağlayarak gökbilimcilerin normalde görünmez olan bu nesneleri dolaylı olarak incelemesine olanak tanır.

Ancak bir kara deliğin yörüngesindeki bir yıldız tamamen parçalanacak kadar yaklaşmazsa kütlesinin bir kısmını kaybedebilir ve bu da kısmi bir TDE’ye neden olabilir. Tekrarlanan bir kısmi TDE’de hayatta kalan çekirdek, birkaç aydan birkaç yıla kadar arayla her yeni yakın geçişte daha fazla malzeme kaybederek kara deliğin yörüngesinde dönmeye devam ediyor.

Karartma gizemi

Bir yıldızın tekrarlanan karşılaşmalarda ne kadar malzeme kaybedeceği kısmen iç yapısına bağlıdır. Bandopadhyay, düşük kütleli bir yıldızı, kara deliğin gelgit kuvvetlerine karşı giderek daha savunmasız hale gelebilen kabarık bir bezeyle karşılaştırıyor.

Buna karşılık, daha yüksek kütleli bir yıldız, daha merkezi olarak yoğunlaşmış, soğan benzeri bir yapıya sahiptir ve yoğun çekirdeği nispeten etkilenmeden kalırken dış katmanlarını dökebilir ve zamanla azalan miktarda kütle kaybeder.

Bu farklılıklar, rpTDE’lerin neden hepsinin aynı şekilde davranmadığını açıklamaya yardımcı olabilir. Ancak özellikle bir model araştırmacıları şaşırttı. Bugüne kadar belirlenen kabaca 10 tekrar eden sistemden dördü, giderek sönükleşen işaret fişekleri üretti.

Kütle kaybının azalması bariz bir açıklama gibi görünebilir. Ancak önceki hidrodinamik simülasyonlar, şaşırtıcı bir şekilde, her karşılaşmada malzeme kaybı azalsa bile, tahmin edilen parlamaların kabaca aynı parlaklığı koruduğunu gösterdi.

Bandopadhyay, “İki yıl boyunca buna şaşırdık” diyor.

Önceki çalışmaları kara deliğin gelgit kuvvetlerinin başka bir etkisini ortaya çıkarmıştı. Yıldızdan malzeme sıyırmanın yanı sıra, her yakın karşılaşmada yıldızın daha hızlı dönmesine neden olan bir tork uygularlar. Sonuç olarak, kara deliğe doğru daha az malzeme geri düşse de, daha kısa sürede geri döner ve tahmin edilen parlamanın kabaca aynı parlaklıkta tutulmasına yardımcı olur.

Gökbilimcilerin gerçekte gözlemledikleri sönükleşmeyi yeniden oluşturmak için araştırmacıların Bandopadhyay’ın “yeni bir bileşen” olarak adlandırdığı şeye, kara delikle ilk karşılaşmasından önce zaten hızla dönen bir yıldıza ihtiyacı vardı.

Yeni çalışma, bu başlangıç ​​dönüşünün, yıldızın her geçiş sırasında önemli ölçüde dönmesini önlediğini buldu. Bu ek dönüş olmadan, sıyrılan malzemenin geri düştüğü zaman ölçeği nispeten sabit kalır. Yıldız her karşılaşmada daha az malzeme kaybettikçe, en yüksek geri çekilme oranı ve parlamanın tahmin edilen parlaklığı sonunda azalabilir.

Yıldızın geçmişinin izini sürmek

Peki yıldız neden bu kadar hızlı dönüyor?

Coughlin, “Bir yıldızı süper kütleli bir kara deliğe, birkaç ay içinde kara deliğin yörüngesinde dönecek kadar sıkı bir şekilde ‘bağlamak’ son derece zordur, ancak yine de bunu rpTDE’lerde yapıyor gibi görünüyorlar” diyor Coughlin.

Hills mekanizması olarak adlandırılan mekanizma her ikisini de açıklayabilir. Bu senaryoya göre, birbirine yakın yörüngede dönen bir çift yıldız, süper kütleli bir kara deliğin yakınından geçer ve ikiliyi parçalayarak bir yıldızı fırlatıp diğerini yakalar.

Yakın bir ikili yıldızda, yıldızlar gelgit açısından kilitlenebilir ve her birinin kendi ekseni etrafında, çiftin birbirinin yörüngesinde dönmesiyle aynı hızda dönmesine neden olabilir. İkili ne kadar sıkı olursa, yörünge periyodu o kadar kısa olur ve gelgit açısından kilitlenmiş bir yıldızın dönüşü o kadar hızlı olur. Yakalanan bir yıldızı rpTDE’lerde gözlemlenen kısa yörüngede bırakabilen ikililerin son derece sıkı olması gerekir; ayrıca gelgit açısından kilitlenmiş bir yıldızın yakalanmadan önce hızla dönmesine izin verilir.

Coughlin, “Ananya’nın çalışması, bu özelliklerin her birinin altında yatan aynı olguyla açıklanabileceğini gösteriyor: ikili sistemin gelgitle yok olması ve yıldızlardan birinin ele geçirilmesi” diyor. “Teorik açıdan bakıldığında bu, bu sistemlerde rol oynayan fiziği anlamamızda ileriye doğru atılmış büyük bir adımdır.”

Uzaklaştıran Coughlin, Hills yakalamasının Samanyolu’nun merkezindeki süper kütleli kara delik olan Yay A* yörüngesindeki bazı yıldızları da üretmiş olabileceğini belirtiyor. Bu nedenle yeni bulgular, onun “kendi kozmolojik arka bahçemiz” olarak adlandırdığı yıldızların bazı özelliklerini açıklamaya yardımcı olabilir.