Sönen karadelik alevlerinin nedeni: hızlı dönen yıldız.

Süper kütleli karadeliklerin yakınından geçen bazı yıldızlar tamamen parçalanmıyor; her yakın geçişte biraz madde kaybedip yeniden parlıyor. Buna karşın kimi sistemlerde bu parlamalar her dönüşte giderek sönüyor. The Astrophysical Journal’da yayımlanan yeni bir çalışma, yıldızın ilk karşılaşmadan önceki hızlı dönüşünün bu gizemi açıklayabileceğini gösteriyor. Çalışma, Syracuse University’den doktora öğrencisi Ananya Bandopadhyay’ın, Benjamin Amend ve Eric Coughlin ile yürüttüğü simülasyonlara dayanıyor.

Tekrarlayan kısmi gelgit bozulumu nedir?

Bir gelgit bozulumu olayı (tidal disruption event, TDE), karadeliğin çekim gücünün bir yıldızın bir tarafını diğerine göre çok daha fazla çekmesiyle yıldızı parçalayabildiği durumdur. Karadelikler ışık yaymaz; ancak kopan yıldız maddesi karadeliğe doğru düşerken (astronomlar buna “akı” der) enerji kaybeder ve günler-aylar boyunca ışık üretir. Bu parıltı, normalde görünmez olan karadelik çevresini dolaylı biçimde inceleme imkânı sağlar.

Her karşılaşma ölümcül değildir. Yıldız, “tam parçalanma eşiği”ni aşmadan yakın geçerse yalnızca dış katmanlarının bir kısmını kaybeder; buna kısmi TDE denir. Yıldızın kalan çekirdeği yörüngede kalır ve aylar ya da yıllar sonra tekrar yakın geçiş yapar. Bu yinelemeli süreç “tekrarlayan kısmi gelgit bozulumu” (repeating partial TDE; rpTDE) olarak adlandırılır ve her dönüşte taze bir parlama üretir.

“İki yıl boyunca bu noktada takıldık.” — Ananya Bandopadhyay, doktora öğrencisi, Syracuse University

Neden bazı parlamalar giderek sönüyor?

Bugüne dek tanımlanan yaklaşık 10 tekrarlayan sistemin dördünde parlamalar her dönüşte zayıflıyor. İlk bakışta, yıldızdan daha az madde kopmasının daha zayıf parlamalar doğurması beklenir. Fakat önceki akışkan dinamiği (hidrodinamik) simülasyonları bir pürüz ortaya koydu: Yıldız her geçişte daha az madde kaybetse de, karadeliğin yıldız üzerinde uyguladığı dönme etkisi (tork) yıldızı hızlandırıyor; kopan madde daha kısa sürede geriye, karadeliğe yöneliyor. Bu “geri düşme zamanı” kısaldığı için, tepe akış hızı benzer kalıyor ve hesaplanan parlaklıklar birbirine yakın çıkıyor.

Yıldızın iç yapısı da rol oynuyor. Düşük kütleli yıldızlar gevşek bir yapıya sahip olduğu için her geçişte gelgit etkilerine daha açık hâle gelebiliyor. Daha yüksek kütleli yıldızlardaysa madde merkeze doğru yoğunlaşıyor; soğan katmanları gibi iç içe tabakalar dıştan sıyrılırken yoğun çekirdek fazla değişmiyor. Bu yapı, kopan madde miktarının doğal olarak azalmasına yol açabiliyor; fakat tek başına bu durum, gözlenen düzenli sönükleşmeyi açıklamıyordu.

‘Hızlı başlangıç’ etkisi: İlkten dönen yıldız

Yeni simülasyonlar, yapboza eksik kalan parçayı ekliyor: İlk yakın karşılaşmadan önce zaten hızlı dönen bir yıldız. Eğer yıldız önceden hızlı dönüyorsa, sonraki geçişlerde karadelik onu daha da hızlandıramıyor. Böylece kopan maddenin karadeliğe geri düşüş süresi her dönüşte belirgin biçimde kısalmıyor. Yıldızdan kopan madde miktarı azaldıkça, geri dönüş akışının tepe hızı da düşüyor ve parlama her seferinde daha sönük hâle geliyor. Bu, teleskopların gerçekten gördüğü desenle örtüşüyor.

• Önceden yüklü “spin” (dönüş) → sonraki geçişlerde sınırlı ek hızlanma

• Geri düşüş süresi büyük ölçüde sabit kalır → tepe akış hızı düşer

• Daha az madde + daha düşük tepe akışı → her dönüşte daha sönük parlama

“Ananya’nın çalışması, bu tuhaflıkların her birinin aynı temel olguyla açıklanabileceğini gösteriyor: ikili bir yıldızın gelgit etkisiyle parçalanması ve yıldızlardan birinin yakalanması.” — Eric Coughlin, doçent, Syracuse University

Yıldız bu kadar sıkı yörüngeye nasıl düşer? Hills mekanizması

Hem hızlı başlangıç dönüşünü hem de aylar ölçeğinde kısa yörüngeleri aynı anda açıklamak kolay değil. Araştırmacılar burada “Hills mekanizması”na işaret ediyor. Buna göre birbirine çok yakın dönen iki yıldız, süper kütleli bir karadeliğe yaklaştığında ikili sistem parçalanıyor: Yıldızlardan biri uzaya fırlatılıyor, diğeri ise karadeliğin çevresinde sıkı bir yörüngeye hapsoluyor. Çok yakın ikililer gelgit kilitlenmesiyle kendi eksenlerinde, yörünge hızlarıyla senkron döner. İkili ne kadar sıkıysa, yıldızın dönüşü de o kadar hızlıdır. Dolayısıyla yakalanan yıldız, karadeliğe varmadan önce zaten hızlı dönüyor olabilir.

Samanyolu’na uzanan ipuçları

Ekip, aynı yakalama sürecinin Samanyolu’nun merkezindeki süper kütleli karadelik Sagittarius A* çevresinde dönen bazı yıldızları da açıklayabileceğini belirtiyor. Eğer öyleyse, sönükleşen rpTDE parlamalarını aydınlatan mekanizma, “kozmik arka bahçemizdeki” sıra dışı yıldız topluluklarını anlamak için de bir anahtar olabilir.

S: Neden bazı sistemlerde parlamalar düzenli biçimde sönüyor? C: Yeni simülasyonlara göre, yıldız ilk karşılaşmadan önce zaten hızlı dönüyorsa, sonraki geçişlerde daha da hızlanmıyor; böylece tepe akış hızı düşüyor ve parlaklık her seferinde azalıyor.