25 Eylül 2021 Cumartesi

İstanbul, Türkiye

Karadeliği Kim Buldu

Image

Yerçekimi alanları ışıktan kaçamayacak kadar güçlü olan nesneler ilk olarak 18. yüzyılda John Michell ve Pierre-Simon Laplace tarafından ele alındı. Kara deliği karakterize edecek ilk modern görelilik çözümü 1916'da Karl Schwarzschild tarafından bulundu, ancak hiçbir şeyin kaçamayacağı bir alan bölgesi olarak yorumu ilk olarak 1958'de David Finkelstein tarafından yayınlandı. Kara delikler uzun zamandır matematiksel olarak kabul edildi. merak; 1960'larda teorik çalışma, genel göreliliğin genel bir tahmini olduklarını gösterdi. 1967'de Jocelyn Bell Burnell tarafından nötron yıldızlarının keşfi, yerçekimsel olarak çökmüş kompakt nesnelere olası bir astrofizik gerçeklik olarak ilgi uyandırdı.
 
Yıldız kütlesinin kara deliklerinin, yaşam döngüsünün sonunda çok büyük yıldızlar çöktüğünde oluşması beklenir. Bir kara delik oluştuktan sonra, çevresinden kütle emerek büyümeye devam edebilir. Diğer yıldızları emerek ve diğer kara deliklerle birleşerek milyonlarca güneş kütlesinin (M?) süper kütleli kara delikleri oluşabilir. Çoğu gökadanın merkezinde süper kütleli karadeliklerin olduğu konusunda fikir birliği vardır.
 
Bir karadeliğin varlığı, diğer maddelerle etkileşimi ve görünür ışık gibi elektromanyetik radyasyon ile anlaşılabilir. Bir karadeliğin üzerine düşen madde, evrendeki en parlak nesnelerden bazılarını oluşturarak sürtünme ile ısıtılan harici bir toplanma diski oluşturabilir. Bir kara deliğin etrafında dönen başka yıldızlar varsa, yörüngeleri kara deliğin kütlesini ve yerini belirlemek için kullanılabilir. Bu gözlemler nötron yıldızları gibi olası alternatifleri dışlamak için kullanılabilir. Bu şekilde, gökbilimciler ikili sistemlerde çok sayıda yıldız kara delik adayı belirlediler ve Samanyolu galaksisinin çekirdeğinde Yay A * olarak bilinen radyo kaynağının yaklaşık 4.3 milyon güneş kütlesinde süper kütleli bir kara delik içerdiğini tespit ettiler.
 
11 Şubat 2016'da LIGO işbirliği, kara delik birleşmesinin ilk gözlemini de temsil eden yerçekimi dalgalarının ilk doğrudan tespitini duyurdu. Aralık 2018 itibariyle, on birleşen kara delikten (bir ikili nötron yıldızı birleşmesi ile birlikte) kaynaklanan on bir yerçekimi dalgası olayı gözlemlenmiştir. 10 Nisan 2019'da, Messier 87'nin galaktik merkezindeki süper kütleli kara deliğin 2017 yılında Event Horizon Telescope tarafından yapılan gözlemlerin ardından, bir kara deliğin ve çevresinin ilk doğrudan görüntüsü yayınlandı.

Tarih
 
Büyük Macellan Bulutu önünde bir kara delik simüle görünümü. Bulut'un iki genişlemiş, ancak çok çarpık görüntüsü veren yerçekimi mercek efektine dikkat edin. Üstte, Samanyolu diski bir kavis halinde bozuk görünüyor.
Işık bile kaçamayacak kadar büyük bir beden fikri, Kasım 1784'te yayınlanan bir mektupta astronomik öncü ve İngiliz din adamı John Michell tarafından kısaca önerildi. böyle bir cismin, bir yıldızın çapı Güneş'in değerini 500 katını aştığında ve yüzey kaçma hızının olağan ışık hızını aştığında oluşmasıdır. Michell, böylesi süper kütleli fakat yayılmayan cisimlerin, yakındaki görünür cisimler üzerindeki yerçekimi etkileriyle tespit edilebileceğini doğru bir şekilde belirtti.  Zamanın akademisyenleri başlangıçta dev ama görünmez yıldızların düz görünümde saklanabileceği önerisiyle heyecanlandılar, ancak ışığın dalgalı doğası on dokuzuncu yüzyılın başlarında belirdiğinde coşku azaldı.
 
Işık bir "ceset" yerine bir dalga olsaydı, eğer varsa, yer çekiminin kaçan ışık dalgaları üzerindeki etkisinin ne olacağı belirsizdir. [Modern fizik, Michell'in doğrudan süper kütleli bir yıldızın yüzeyinden ateş eden, yıldızın yerçekimi tarafından yavaşlatılan, durdurulan ve daha sonra yıldızın yüzeyine geri düşen bir ışık ışını fikrini gözden kaçırır.

Genel görelilik
 
1915'te Albert Einstein, daha önce yer çekiminin ışığın hareketini etkilediğini göstermiş olan genel görelilik teorisini geliştirdi. Sadece birkaç ay sonra, Karl Schwarzschild Einstein alan denklemlerine bir nokta kütlesi ve küresel bir kütle çekim alanını tanımlayan bir çözüm buldu. Schwarzschild'den birkaç ay sonra, Hendrik Lorentz'in öğrencisi Johannes Droste, nokta kütlesi için bağımsız olarak aynı çözümü verdi ve özellikleri hakkında daha kapsamlı yazdı.Bu çözüm, Schwarzschild yarıçapı olarak adlandırılan, tekil hale geldiği yerde tuhaf bir davranışa sahipti, yani Einstein denklemlerindeki bazı terimler sonsuz oldu. Bu yüzeyin doğası o zaman tam olarak anlaşılamamıştır. Arthur Eddington, 1924'te, koordinatların değişmesinden sonra tekilliğin ortadan kalktığını gösterdi (bkz. Eddington-Finkelstein koordinatları), Georges Lemaître'nin bunun Schwarzschild yarıçapındaki tekilliğinin fiziksel olmayan bir koordinat tekilliği olduğu anlamına gelmesine rağmen, 1933'e kadar sürdü. Ancak Arthur Eddington, 1926'da bir kitapta Schwarzschild yarıçapına sıkıştırılmış kütleli bir yıldızın olasılığı hakkında yorum yaptı, Einstein'ın teorisinin Betelgeuse gibi görünür yıldızlar için aşırı büyük yoğunlukları dışlamamıza izin verdiğini belirtti, çünkü "250 milyon km yarıçapında bir yıldız Birincisi, kütle çekim kuvveti o kadar büyük olurdu ki ışık ondan kaçamazdı, ışınlar dünyaya bir taş gibi yıldıza geri düşüyor. Üçüncüsü, kütle uzay-zaman metriğinin o kadar fazla eğriliğini üretecek ki uzay yıldızın etrafında kapanacak ve bizi dışarıda bırakacaktı (yani hiçbir yerde).
 
1931'de Subrahmanyan Chandrasekhar, özel görelilik kullanarak, belirli bir sınırlayıcı kütlenin üzerinde (şu anda 1.4 M?'de Chandrasekhar limiti olarak adlandırılır) dönmeyen bir elektron dejenere madde gövdesinin kararlı bir çözümünün olmadığını hesapladı. Argümanları, henüz bilinmeyen bir mekanizmanın çöküşü durduracağını savunan Eddington ve Lev Landau gibi çağdaşlarının birçoğuna karşı çıktı. [Kısmen doğruydu: Chandrasekhar sınırından biraz daha büyük olan beyaz bir cüce, kendisinin kararlı olan bir nötron yıldızına çökecektir. Ancak 1939'da Robert Oppenheimer ve diğerleri, nötron yıldızlarının başka bir sınırın üzerinde (Tolman – Oppenheimer-Volkoff sınırı) Chandrasekhar tarafından sunulan nedenlerle daha da çökeceğini tahmin etti ve hiçbir fizik yasasının en azından bazılarının müdahale edip durmayacağı sonucuna vardı. yıldızlar çökmekten karadeliklere. Pauli dışlama ilkesine dayanan orijinal hesaplamaları 0.7 M? olarak verdi; daha sonra kuvvetli kuvvet aracılı nötron-nötron itilmesinin değerlendirilmesi yaklaşık 1.5 M? ila 3.0 M? düzeyine yükselmiştir. Kısa bir süre sonra bir kara delik oluşturduğu düşünülen nötron yıldızı birleşmesi GW170817'nin gözlemleri, TOV sınır tahminini ~ 2.17 M? olarak rafine etti.
 
Oppenheimer ve yardımcı yazarları, Schwarzschild yarıçapının sınırındaki tekilliği, bunun zamanın durduğu bir baloncuğun sınırı olduğunu belirttiler. Bu, dış gözlemciler için geçerli bir bakış açısıdır, ancak gözlemcileri çağırmak için geçerli değildir. Bu özellik nedeniyle, çökmüş yıldızlara "donmuş yıldızlar" adı verildi, çünkü dışarıdaki bir gözlemci, çöküşünün Schwarzschild yarıçapına götürdüğü anda yıldızın yüzeyini zamanında donmuş olarak görecekti.

altın Çağ
1958'de David Finkelstein, Schwarzschild yüzeyini bir olay ufku olarak tanımladı, "mükemmel bir tek yönlü zar: nedensel etkiler onu sadece tek bir yönde geçebilir". Bu, Oppenheimer'ın sonuçlarıyla kesinlikle çelişmedi, ancak onları gözlemci gözlemcilerin bakış açısını içerecek şekilde genişletti. Finkelstein'ın çözümü Schwarzschild çözümünü geleceğin gözlemcilerinin bir kara deliğe düşmesi için genişletti. Yayımlanması istenen Martin Kruskal tarafından tam bir uzantı zaten bulunmuştu. 
 
Bu sonuçlar, genel göreliliğin ve kara deliklerin araştırmanın ana konusu haline geldiği altın genel görelilik çağının başlangıcında geldi. Bu sürece, 1967'de Jocelyn Bell Burnell tarafından pulsarların keşfiyle yardımcı oldu, 1969'da hızla dönen nötron yıldızları olarak gösterildi. O zamana kadar, kara delikler gibi nötron yıldızları sadece teorik meraklar olarak görülüyordu; ancak pulsarların keşfi fiziksel uygunluklarını göstermiş ve yerçekimi çöküşüyle ??oluşabilecek her türlü kompakt nesneye daha fazla ilgi duymuştur.
 
Bu dönemde daha genel kara delik çözümleri bulundu. 1963'te Roy Kerr dönen bir kara delik için kesin çözümü buldu. İki yıl sonra Ezra Newman, hem dönen hem de elektrik yüklü bir karadelik için aksisimetrik çözümü buldu. Werner İsrail, Brandon Carter, Ve David Robinson çalışmaları ile, saçsız teorem ortaya çıktı ve sabit bir kara delik çözümünün Kerr- nin üç parametresi tarafından tamamen tanımlandığını belirtti. Newman metriği: kütle, açısal momentum ve elektrik yükü. 
 
İlk başta, kara delik çözümlerinin garip özelliklerinin, uygulanan simetri koşullarından patolojik artefaktlar olduğundan ve tekilliklerin genel durumlarda ortaya çıkmayacağından şüphelenildi. Bu görüş özellikle, jenerik çözümlerde tekilliklerin ortaya çıkmadığını kanıtlamaya çalışan Vladimir Belinsky, Isaak Khalatnikov ve Evgeny Lifshitz tarafından yapıldı. Bununla birlikte, 1960'ların sonunda Roger Penrose ve Stephen Hawking, tekilliklerin genel olarak ortaya çıktığını kanıtlamak için küresel teknikler kullandılar. 
 
1970'lerin başında James Bardeen, Jacob Bekenstein, Carter ve Hawking'in çalışmaları kara delik termodinamiğinin oluşturulmasına yol açtı.  Bu yasalar, kütle enerjiyi, alanı entropiye ve yüzey çekimini sıcaklığa bağlayarak termodinamik yasalarına benzer bir karadeliğin davranışını tanımlar. Analoji, 1974'te Hawking'in kuantum alan teorisinin, kara deliklerin kara deliklerin yüzey ağırlığına orantılı bir sıcaklıkta bir kara cisim gibi yayılması gerektiğini gösterdiğinde, şimdi Hawking radyasyonu olarak bilinen etkiyi öngördüğü zaman tamamlandı.