Sönen kara delik parlamalarını yıldızın dönüşü açıklıyor.

Süper kütleli kara delikler çoğu galaksinin merkezinde bulunur ve Güneş’in milyonlarca, hatta milyarlarca katı kütleleriyle evrendeki en güçlü yerçekimlerinden birini oluşturur. Bu devlerin yanından tehlikeli biçimde geçen bazı yıldızlar tamamen parçalanmaz; her yakın geçişte bir miktar madde kaybederek yeniden ışık patlamaları üretir. Ancak bu tekrarlayan parlamalar bazen her seferinde daha sönük olur. Nedenini açıklamak yıllardır zordu. Syracuse Üniversitesi’nden astrofizikçiler, cevabın yıldızın “dönüşünde” saklı olabileceğini gösterdi.

Tekrarlayan parlamalar ve çözülemeyen sönme

Gökbilimciler, gökyüzünü sürekli tarayan “geniş alan zaman alanı” gözlemleri sayesinde parlaklığı değişen olayları tekrar tekrar izleyebiliyor. Tekrarlayan kısmi gelgit bozulması (rpTDE), bir yıldızın kara deliğe her yakın geçişinde kütlesinin bir kısmını kaybetmesiyle ortaya çıkan, aylar ile yıllar arasında tekrarlayan parlamalar üreten süreçtir. Şimdiye dek saptanan yaklaşık 10 rpTDE sisteminden dördünde ardışık patlamaların belirgin biçimde sönükleştiği rapor edildi.

İlk bakışta “daha az madde dökülüyorsa daha az ışık çıkar” demek kolay. Fakat önceki akışkan dinamiği (hidrodinamik) benzetimleri, yıldız her seferinde daha az madde kaybetse bile parlamaların parlaklığının neredeyse aynı kaldığını göstermişti. Bunun nedeni, kara deliğin yıldızı yalnızca soymaması; aynı zamanda bir tork (döndürme kuvveti) uygulayarak yıldızı her yakın geçişte daha da hızlandırmasıydı. Daha hızlı dönen yıldızdan kopan madde kara deliğe daha kısa sürede geri dönüyor, tepe parlaklığı yüksek tutuyordu.

“İki yıl boyunca bu bizi şaşırttı,” diyor çalışmanın birinci yazarı yüksek lisans öğrencisi Ananya Bandopadhyay.

Eksik halka: Yıldız zaten hızlı dönüyorsa

Ekip, sönükleşmeyi gerçekçi biçimde yeniden üretmek için “yeni bir bileşen” gerektiğini buldu: Yıldız, kara delikle ilk buluşmadan önce zaten hızlı dönüyorsa, sonraki geçişlerde kara deliğin uyguladığı ek tork onu anlamlı ölçüde daha fazla hızlandıramıyor. Böylece kopan maddenin kara deliğe dönüş süresi (gökbilimcilerin “geri dönüş zaman ölçeği” dediği şey) her geçişte yaklaşık sabit kalıyor. Yıldız her turda daha az madde kaybettiği için, bu kez tepe geri dönüş hızı ve dolayısıyla parlamanın tepe parlaklığı gerçekten azalabiliyor.

Bu yorum, sönükleşen parlamaları nicel olarak açıklamakta zorlanan önceki kuramsal çalışmalarla çelişen noktayı ortadan kaldırıyor: Dönüş artışının frenlenmesi, parlaklığı sabit tutan hızlı geri dönüş etkisini kaldırıyor.

Hızlı dönüşün kökeni: Hills mekanizması

Peki yıldız ilk başta neden bu kadar hızlı dönüyor? Çalışma, yanıtı “Hills mekanizması” denen süreçte buluyor. Birbirine çok yakın bir ikili yıldız sistemi süper kütleli bir kara deliğe yaklaşırsa, kara delik ikiliyi parçalayıp yıldızlardan birini dışarı fırlatabilir, diğerini ise kendine bağlayabilir. Böyle sıkı ikililerde yıldızlar gelgit kilidiyle birbirlerine senkron döner; ikili ne kadar sıkıysa yıldızın dönüşü de o kadar hızlıdır. Kara delik tarafından yakalanan yıldız böylece kısa dönemli bir yörüngeye ve başlangıçta yüksek bir dönüş hızına sahip olur.

“Bu tuhaflıkların her biri aynı ortak olguyla açıklanabiliyor: İkili bir sistemin gelgit yoluyla parçalanması ve yıldızlardan birinin yakalanması,” diyor Syracuse Üniversitesi’nden Eric Coughlin. “Teorik açıdan bu, bu sistemlerde işleyen fiziği anlamamızda önemli bir adım.”

Bu çerçeve yalnız sönükleşen parlamaları açıklamakla kalmıyor; aylar mertebesinde kısa yörüngelerde dönen rpTDE yıldızlarının nasıl bu kadar sıkı biçimde kara deliğe bağlandığı sorusuna da makul bir yol sunuyor.

Daha geniş resim: Samanyolu’na uzanan izler

Araştırmacılar, aynı yakalama sürecinin Samanyolu’nun merkezindeki süper kütleli kara delik Sagittarius A* çevresindeki bazı yıldızların kökenini de açıklayabileceğini belirtiyor. Eğer öyleyse, rpTDE’lerin fiziğini çözmek, “kozmik arka bahçemizdeki” yıldız özelliklerini anlamaya da yardım edebilir.

• Ne yeni: Sönükleşmenin anahtarı, yıldızın ilk hızlı dönüşünün sonraki hızlandırmayı engellemesi.

• Neden önemli: rpTDE’lerin parlaklık evrimini doğru modellemek için yıldız dönüşü hesaba katılmalı.

• Ne sonuç: Gözlemlerle kıyaslanabilir, tutarlı sönükleşme eğrileri üretilebiliyor.

S: Hills mekanizması nedir? C: Çok yakın bir ikili yıldızın kara deliğe yaklaşınca parçalanmasıdır. Kara delik, yıldızlardan birini dışarı atarken diğerini yakalar. Yakalanan yıldız, gelgit kilidi nedeniyle zaten hızlı dönüyor olabilir.