Ulduz qara dəlikləri
Ulduz qara dəliklər bir neçə günəş kütləsi qədər bir kütləyə sahibdir.[1] Ölümə yaxınlaşan bir ulduz əgər Günəşin üç mislindən daha ağırdırsa, neytron ulduzu səviyyəsində qala bilməz, nüvəsindəki reaksiya və sıxlıq artması davam edər və "qara dəlik" halına gələr. Ulduz qara dəliyi böyük (əvvəlcə təxminən 10 günəş kütləsi qədər kütləli və ya daha çox kütləli) bir ulduzun qalığının (artıq qalan maddəsinin) qravitasiya içə çökməsinin ardıyca yaranır. Ulduzun nüvəsində termonüvə reaksiyalarıyla yanma tamamlandığı zaman yanacaq qalmadığı üçün bir ifrat yeni ulduz yaranır. Bu ifrat yeni ulduz da ardıyca sürətlə içə çökəcək bir nüvə qoya bilər.
1939-da Robert Oppenheymer bu nüvənin müəyyən bir sərhəddən daha yüksək bir kütləyə sahib olması qravitasiya gücünün özünü tamamilə bütün digər güclərin üzərinə daşıyacağını və bir qara dəlik yaranacağı fikrini ortaya atmışdır.[1]
Bir qara dəlik yaratmaq üzrə içə çöküş "qravitasiya dalğaları"[2] yaymağa əlverişli bir vəziyyətdir. Bu dalğaların yaxın bir gələcəkdə Kaşinadakı (İtaliya) Virgo[3] və ya amerikan LIGO[4] "interferometr" kimi bəzi dedektor cihazlarıyla aşkar edilə biləcəyi düşünülür. Ulduz qara dəlikləri hal-hazırda "X ikiqat ulduzları"nda[5] və "mikrokvazar"larda[6] müşahidə edilir və bəzi "aktiv qalaktika nüvələri"ndə[7] "axış"ların[8] yaranmasına səbəb olur.
Xüsusiyyətləri
redaktəSaçın yoxluğu barədə teoremə görə qara dəliklər yalnızca 3 əsas komponentdən ibarətdir: kütlə, elektrik yükü və impuls momenti bu. Həmçinin qara dəliklərin təbiətində dönmə olduğuna inanılır, lakin bunu isbat edə biləcək qəti bir müşahidə hələ də edilməyib. Ulduz qara dəliklərinin dönməsi impuls momentinin qorunması səbəbi ilə reallaşır.
Təbii bir ulduz çökməsi bir qara dəlik yarada bilir. Qaçınılmaz olan bir ulduzun həyatının sonu ulduz olduğuna görə bütün enerji bitəndə reallaşır. Bir ulduzun içə çökən parçasının kütləsi OV limiti üçün içə çöken parçasının kütlesi OV limiti üçün olan neytron-degenerasiya maddəsindən düşükdürsə, bu proses nəticəsində sıxılmış ulduz (ağ cırtdan) yaranır. Yaranan bütün ulduzlar maksimum kütlələrinə sahibdir. Buna görə də çökən ulduz əgər bu maksimum limiti aşmış olsa, çökmə prosesi sonsuza qədər davam edər və qara dəliyi yaradar (dağıdıcı qravitasiya çöküşü).
Neytron ulduzunun maksimum kütləsi dəqiq olara bilinmir. 1939-cu ildə 0.7 günəş kütləsi olaraq hesablanmışdır. Buna OV limiti adı verilib. 1996-cı ildə digər bir təxmində isə maksimum kütlənin təqribən 1.5. ilə 3 günəş kütləsi arasında olduğu təxmin edilib.[2]
Ümumi nisbilik nəzəriyyəsinə görə bir qara dəlik var olan hər hansı bir kütlədə meydana gələ bilər. Kütlə kiçildikcə sıxlıq artır, maddə qara dəliyi formalaşdırmağa başlayır (nümunə olaraq Şvartsşild radiusu (qara dəliyin radiusu)). İndiyə qədər bir neçə ulduz kütləsindən kiçik olaraq qara dəlik formalaşdırdığı bilinən hər hansı bir kütlə müşahidə edilməyib. 2007-ci ildən bəri ən yüksək kütləli olaraq bilinən 15.65±1.45 günəş kütləsi olaraq hesablanmışdır.[3] Buna əlavə olaraq "IC 10 X-1" rentgen şüası mənbəli ulduz qara dəliyi olub kütləsinin 24–33 ulduz kütləsi arasında olduğu barədə sübutlar vardır. 2008-ci ilin aprel ayında NASA tərəfindən elan edilən XTE J1650-500[4] və digər qara dəliklərlə[5] birlikdə ən kiçik kütləli qara dəliklər olaraq bilinir. Bunlar 3.8 ulduz kütləsi ilə 24 kilometr radiusa sahib qara dəliklərdir. Lakin sonralar bu təxmin geri çəkilmişdir. Daha mümkün olanı isə 5–10 ulduz kütləsi arasında bir kütləyə sahib olmaqlarıdır.
Ulduz kütləli qara dəliklərdən çox daha nəhəng 2 digər tip qara dəlik olduğu barədə müşahidə sübutları vardır. Bunlar orta kütləli qara dəliklər və nəhəng qara dəliklərdir və nəhəng bir qara dəliyin Süd Yolu qalaktikasının mərkəzində olduğu bilinir.
Kompakt ikili rentgen şüalı sistemləri
redaktəUlduz qara dəlikləri ikili qapalı sistemlər olub maddələr qonşu ulduzun qara dəliyinə keçəndə müşahidə edilə bilər. Çöküş reallaşanda bir enerji boşalması olur və bu boşalma o qədər böyükdür ki, bir maddəni bir neçə yüz milyon dərəcəyə qədər qızdıra bilər və rentgen şüası işıqları yayar. Bu səbəbdən qonşu ulduz optik teleskop ilə, qara dəliklər isə rentgen şüaları ilə müşahidə edilə bilir. Qara dəlikdən yayılan enerji neytron ulduzu tərəfindən yayılan enerji ilə eyni böyüklüyə sahibdir. Qara dəliklər və neytron ulduzlarının müqayisə edilməsi bəzən çətin olur.
Buna baxmayaraq neytron ulduzlarının digər xüsusiyyətləri də vardır. Neytron ulduzları fərqli sürətlə dönüşə malikdir və bir maqnit sahələri var. Həmçinin regional partlayışları da var (termonüvə partlayışları). Belə xüsusiyyətlər müşahidə ediləndə bu ikili sistemin ortaq nöqtəsinin neytron ulduzu olmalarının olduğunu görürük.
Yaradılan kütlələr sıxışdırılmış rentgen şüası mənbələri (rentgen şüaları və optik məlumatlar) müşahidələrdən əldə edilib. Müəyyən olunmuş bütün neytron ulduzlarının kütlələri 2 günəş kütləsindən daha azdır. Heç bir 2 günəş kütləsindən daha ağır ikili sistemlərdə neytron ulduzunun xüsusiyyətləri ortaya çıxmayıb. Bu faktlardan belə bir nəticəyə gəlmək olar ki, 2 günəş kütləsindən aşağı olan bütün ulduzlar əslində qara dəlikdir.
Ulduz qara dəliklərin isbatı yalnızca müşahidələrdən yaranmamışdır. Həmçinin teorik məlumatlarla da onun isbatı araşdırılır. Qara dəliklərin xassələrinin digər bir isbatı isə ətrafında fırlanan orbit hissəciklərinin qara dəliyə doğru hərəkət etməsidir.
Qara dəliklər arasındakı məsafə
redaktəQalaktik təyyarənin yuxarıdakı bəzi məsafələrlə əldə etdiyi böyük məsafələr qara dəlik doğuş başlanğıclarının nəticəsidir. Qara dəliklərdəki yaranma sürəti bölüşdürülməsi neytron ulduzlarındakı yaranma sürəti bölüşdürülməsinə oxşar qiymətlərə sahibdir. Hər hansı biri qara dəliklərin daha böyük bir kütləyə sahib olduqlarına görə qara dəliklərin neytron ulduzlarından daha aşağı bir sürətə sahib ola biləcəyi düşünülə bilər[6], lakin qara dəliyə düşən qeyri-simmetrik maddələrə görə qazanılan moment neytron ulduzu və qara dəliklərin oxşar sürətlərə sahib olmalarını təmin edir.[7]
Ulduz qara dəliyi namizədləri
redaktəSüd Yolu qalaktika sistemi qalaktikamızın mərkəzində yerləşən nəhəng qara dəliklərdən bizə daha yaxın olan bir neçə ədəd ulduz qara dəliyi namizədi ehtiva edir. Bu namizədlərin hamısı rentgen şüası ikili sistemlərdəki kompakt maddələrindən çöküntüsü və bunun sayəsində onun qonşusu vasitəsi ilə böyümə diskindədir. Bu aralıqdakı ulduz qara dəliklərinin kütlələri 3 ilə bir neçə düjün arasındakı günəş ağırlığına bərabərdir.[8][9][10]
| Ad | Qara dəlik kütləsi (günəş kütləsi ilə) | Qonşunun kütləsi (günəş gütləsi ilə) | Orbit periodu (günlərlə) | Yerdən məsafəsi (işıq ili ilə) | Məkan[11] |
|---|---|---|---|---|---|
| A0620–00/V616 Mon | 11 ± 2 | 2.6–2.8 | 0.33 | təqribən 3500 | 06:22:44 −00:20:45 |
| GRO J1655–40/V1033 Sco | 6.3 ± 0.3 | 2.6–2.8 | 2.8 | 5000−11000 | 16:54:00 −39:50:45 |
| XTE J1118+480/KV UMa | 6.8 ± 0.4 | 6−6.5 | 0.17 | 6200 | 11:18:11 +48:02:13 |
| Cyg X-1 | 11 ± 2 | ≥18 | 5.6 | 6000–8000 | 19:58:22 +35:12:06 |
| GRO J0422+32/V518 Per | 4 ± 1 | 1.1 | 0.21 | təqribən 8500 | 04:21:43 +32:54:27 |
| GRO J1719–24 | ≥4.9 | ~1.6 | 0.6 ola bilər[12] | təqribən 8500 | 17:19:37 −25:01:03 |
| GS 2000+25/QZ Vul | 7.5 ± 0.3 | 4.9–5.1 | 0.35 | təqribən 8800 | 20:02:50 +25:14:11 |
| V404 Cyg | 12 ± 2 | 6.0 | 6.5 | 7800±460[13] | 20:24:04 +33:52:03 |
| GX 339–4/V821 Ara | 5–6 | 1.75 | təqribən 15000 | 17:02:50 −48:47:23 | |
| GRS 1124–683/GU Mus | 7.0 ± 0.6 | 0.43 | təqribən 17000 | 11:26:27 −68:40:32 | |
| XTE J1550–564/V381 Nor | 9.6 ± 1.2 | 6.0–7.5 | 1.5 | təqribən 17000 | 15:50:59 −56:28:36 |
| 4U 1543–475/IL Lupi | 9.4 ± 1.0 | 0.25 | 1.1 | təqribən 24000 | 15:47:09 −47:40:10 |
| XTE J1819–254/V4641 Sgr | 7.1 ± 0.3 | 5–8 | 2.82 | 24000 – 40000[14] | 18:19:22 −25:24:25 |
| GRS 1915+105/V1487 Aql | 14 ± 4.0 | ~1 | 33.5 | təqribən 40000 | 19:15;12 +10:56:44 |
| XTE J1650–500 | 9.7 ± 1.6[15] | . | 0.32[16] | 16:50:01 −49:57:45 | |
| GW150914 (62 ± 4) M☉ | 36 ± 4 | 29 ± 4 | . | 1.3 milyard | |
| GW151226 (21.8 ± 3.5) M☉ | 14.2 ± 6 | 7.5 ± 2.3 | . | 2.9 milyard | |
| GW170104 (48.7 ± 5) M☉ | 31.2 ± 7 | 19.4 ± 6 | . | 1.4 milyard |
İstinadlar
redaktə- ↑ Celotti, A.; Miller, J.C.; Sciama, D.W. "Qara dəliklərin mövcudluğu haqqında astrofizik sübutlar". Klassik və Kvant Qravitasiyası. 16 (12A). 1999: A3–A21. arXiv:astro-ph/9912186. doi:10.1088/0264-9381/16/12A/301.
- ↑ İ. Bombaçi. "Neytron ulduzunun maksimum kütləsi". Astronomy and Astrophysics. 305. 1996: 871–877. Bibcode:1996A&A...305..871B..
- ↑ Nature 449, 799–801 (18 oktyabr 2007)
- ↑ "NASA - NASA alimləri ən kiçik bilinən qara dəliyi müəyyənləşdirir". nasa.gov. 2017-12-03 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 2018-01-30.
- ↑ "Ən kiçik və ən yüngül qara dəlik". 1 aprel 2008. 2012-11-03 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 2018-01-30.
- ↑ Investigating stellar-mass black hole kicks Arxivləşdirilib 2017-04-04 at the Wayback Machine, Serena Repetto, Melvyn B. Davies, Steinn Sigurdsson, (Submitted on 14 Mar 2012 (v1), last revised 19 Jun 2012 (this version, v2))
- ↑ Natal Kicks of Stellar-Mass Black Holes by Asymmetric Mass Ejection in Fallback Supernovae Arxivləşdirilib 2017-04-04 at the Wayback Machine, H.-Thomas Janka (Max Planck Institute for Astrophysics, Garching) (Submitted on 31 May 2013)
- ↑ J. Casares: Observational evidence for stellar-mass black holes. Preprint Arxivləşdirilib 2022-07-09 at the Wayback Machine
- ↑ M.R. Garcia et al.: Resolved Jets and Long Period Black Hole Novae. Preprint Arxivləşdirilib 2022-06-18 at the Wayback Machine
- ↑ J.E. McClintock and R.A. Remillard: Black Hole Binaries. Preprint Arxivləşdirilib 2022-07-11 at the Wayback Machine
- ↑ ICRS Arxivləşdirilib 2022-09-18 at the Wayback Machine coordinates obtained from SIMBAD Arxivləşdirilib 2022-07-19 at the Wayback Machine. Format: right ascension Arxivləşdirilib 2022-10-03 at the Wayback Machine (hh:mm:ss) ± declination Arxivləşdirilib 2022-09-11 at the Wayback Machine (dd:mm:ss).
- ↑ Masetti, N.; Bianchini, A.; Bonibaker, J.; della Valle, M.; Vio, R., "The superhump phenomenon in GRS 1716-249 (=X-Ray Nova Ophiuchi 1993)", Astronomy and Astrophysics, 314, 1996
- ↑ Miller-Jones, J. A. C.; Jonker; Dhawan. "The first accurate parallax distance to a black hole". The Astrophysical Journal Letters. 706 (2): L230. arXiv:0910.5253. Bibcode:2009ApJ...706L.230M. doi:10.1088/0004-637X/706/2/L230.
- ↑ Orosz et al. A Black Hole in the Superluminal source SAX J1819.3–2525 (V4641 Sgr) Preprint
- ↑ "Scientists Discovered the Smallest Black Hole" (PDF). 2021-07-20 tarixində arxivləşdirilib (PDF). İstifadə tarixi: 2018-01-30.
- ↑ Orosz, J.A. et al. (2004) ApJ 616,376–382.[1], Volume 616, Issue 1, pp. 376–382.