Bir Kara Deliğe Ne Kadar Yaklaşabilirsiniz?

Bu "yıkım dalışları", doğrudan gözlemlenemeyecek kadar uzaklar; ama astronomlar bu "telaşlı yardım çığlıklarını" tespit etmek için yeni bir teknik geliştirdi. Bu yöntemi, evrenin en uç bölgelerinde kütleçekimi bilgimizi test etmek için kullanıyorlar. 

Yeni yapılan bir araştırmada fizikçiler, olası bir felaketi önlemek için fazla çaba sarf etmeden bir kara deliğe ne kadar yaklaşılabileceğini anlamak için ışığın belirli özelliklerini incelediler. Bu eşik değere, en içteki sabit dairesel yörünge (İng: "innermost stable circular orbit" veya kısaca "ISCO") deniyor. Araştırmacılar, bu yöntemlerinin yeni faaliyete geçirilen daha hassas X-ışını teleskoplarla çalışabileceğini de keşfettiler.

"Çağlayan" Üzerinde

Kara deliğin olay ufku, oradan asla geri dönemeyeceğiniz görünmez bir sınırdır. Herhangi bir şey, hatta ışık bile olay ufkundan geçtiğinde, artık evrene geri dönemez. Kara deliğin kütleçekimi bu bölgede çok güçlüdür.

Kara deliğin dışında ise, her şey iyidir. Kara delik, belirli bir kütleye sahiptir (daha küçük olanların kütlesi güneşin kütlesinin birkaç katı kadar iken, evrende dolaşan "gerçek canavarların" kütlesi ise güneşin kütlesinin milyarlarca katı kadar olabilir) ve kara deliğin yörüngesinde olmak, böyle devasa bir kütleye sahip herhangi bir cismin yörüngesinde olmak gibidir. Kütleçekimi sadece kütleçekimidir, yörünge de yörüngedir.

Evrendeki birçok şey, kendini kara deliklerin etrafında dönerken bulur. Bu atılgan maceraperestler, kara deliğin kütleçekimine yakalandıktan sonra, sona doğru yolculuklarına başlarlar. Cisimler kara deliğe doğru düştükçe, toplanma bandı olarak bilinen çok ince bir banda sıkıştırılırlar. Bu bant, ısı, sürtünme ve ona enerji veren manyetik ve elektrik kuvvetlerle durmadan döner, bu da cisimlerin parlamasına neden olur.

Devasa kara deliklerin etrafındaki toplanma bandı o kadar yoğun bir şekilde parlar ki, yeni bir isim alır: milyonlarca galaksiyi gölgede bırakabilecek aktif galaktik çekirdekler (İng: "active galactic nuclei" veya kısaca "AGN").

Toplanma bandında, cisimlerin parçacıkları diğer parçalara sürtünür; bu ise dönme enerjisini boşaltır ve onları kara deliğin olay ufkunun ''ağzına'' doğru sürekli olarak yönlendirir. Yine de, eğer bu tür sürtünme kuvvetleri olmasaydı, gezegenlerin milyarlarca yıl boyunca güneşin etrafında dönebileceği gibi, cisimler sonsuza kadar kara deliğin etrafında dönebilecekti.

Yardım Çağrısı

Kara deliğin merkezine yaklaştıkça, tüm sabitlik umutlarının kütleçekimi tarafından mahvedildiği bir noktaya ulaşırsınız. Kara deliğin dışında, olay ufkuna varmadan önce, kütleçekimi kuvveti o kadar güçlüdür ki, sabit yörüngeler imkansız hale gelir. Bu bölgeye ulaştığınız zaman, sabit yörüngede kalamazsınız. Sadece iki seçeneğiniz olur: Roketleriniz veya farklı bir enerji kaynağınız varsa, kendinizi güvenli bir yere götürebilirsiniz. Ama eğer talihsiz bir gaz yığınıysanız, aşağıda sizi bekleyen karanlık kabusa doğru düşmeye mahkumsunuz.

Bu sınır, yani en içteki sabit dairesel yörünge (ya da astronomi jargonu kullanmayı sevenler için ISCO), kara deliklerin varlığını en başından öngören Einstein'ın Genel Görelilik Teorisi'nin kesin bir tahminidir. Genel Görelilik Teorisi'nin evrendeki olguları açıklama ve tahmin etmedeki başarısına ve kara deliklerin gerçek olduğuna dair kesin bilgimize rağmen, ISCO'nun varlığını ve genel görelilik tahminlerine uyup uymadığını asla doğrulayamadık.

Ancak, kendi sonuna giden gaz yığını, bize bu varlığı doğrulamak için bir yol sunabilir. 

Dans Eden Işıklar

Astronomlardan oluşan bir ekip yakın zamanda, Kraliyet Astronomi Derneği Aylık Bildirileri (İng: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society) dergisinde, ISCO'yu incelemek için kara deliğe sürüklenen bir ışıktan nasıl faydalanılacağını açıklayan bir makale yayınlamıştı (aynı zamanda arXiv'de ön baskı olarak da yayınlandı). Yöntemleri, yansıma haritalaması olarak bilinen bir astronomik numaraya dayanıyor; bu ise kara deliğin etrafındaki farklı bölgelerin farklı şekilde parladığı gerçeğinden yararlanıyor. 

Gaz, toplanma bandından hareket edip ISCO'dan geçerek -toplanma bandının en iç kısmı- kara deliğe doğru gittiğinde, o kadar ısınır ki, geniş bir yüksek enerjili X-ışını radyasyonu yayar. Bu X-ışını ışığı, kara delikten her yöne doğru parlar. Bu emisyonu Dünya'dan da görmek mümkün; ancak toplanma bandının yapısının ayrıntıları, X-ışını ışığında kaybolur. (Toplanma bandı hakkında daha çok bilgi edinmek, astrofizikçilerin ISCO ile de başa çıkmasına yardımcı olacaktır.)

Aynı X-ışını ışığı, toplanma bandının dışındaki soğuk gaz kümelerinin hakim olduğu bölgeleri de aydınlatır. Soğuk gaz, X-ışınlarından enerji alır ve flüoresan adı verilen bir süreçte, kendi ışığını yaymaya başlar. Bu emisyonu, kara deliğe yakın bölgelerden çıkan X-ışını ışınlarından ayrı olarak da tespit edebiliriz. 

Işığın ISCO'dan ve toplanma bandının dış bölümünden soğuk gazlara ulaşması zaman alır; dikkatle izlersek, ilk önce merkezi bölgelerin (ISCO ve toplanma bandının en iç kısımları) parlamasını ve kısa süre sonra da ISCO ve etrafını saran toplanma bandının dışındaki katmanların ''yansımasını'' gözlemleyebiliriz.

Yankılanan ışığın zamanlaması ve ayrıntıları, astronomların daha önce kara deliklerin kütlesini tahmin etmek için kullandıkları toplanma bandının yapısına bağlıdır. Bu yeni araştırmada araştırmacılar, ISCO içindeki gaz hareketinin -gazın, kara deliğin olay ufkuna düştüğü zaman nasıl yok olduğu- hem yakındaki, hem de gazın dışındaki X-ışınlarının emisyonunu nasıl etkilediğini görmek için gelişmiş bilgisayar simülasyonları kullandılar.

Şu anda "talihsiz" gazı ölçme hassasiyetine sahip olmasak da, yeni X-ışını teleskopların bunu yapabileceğini fark ettiler. Bu ise, ISCO'nun varlığını doğrulamamızı ve tüm evrenin en uç çekimsel bölgelerinde bile genel göreliliğin tahminlerine uyup uymadığını test etmemizi sağlayacak.

kaynak: https://evrimagaci.org