Supermassive Black Hole “Seeds”

Süper Kütleli Kara Delik “Tohumları”

Galaktik merkezlerde erken kara deliklerin nasıl oluştuğuna dair teoriler, kuasarları besleyen

Evrenin her yerindeki galaksiler—hem yakın hem uzak—genellikle merkezlerinde milyonlarca ila milyarlarca güneş kütlesi (M⊙) arasında değişen kütlelere sahip devasa kara delikler (SMBH'ler) barındırır. Birçok galaksi nispeten sakin merkezi SMBH'lere sahipken, bazıları kuasarlar veya bu kara deliklere bol miktarda madde akışıyla beslenen Aktif Galaktik Çekirdekler (AGN) olarak bilinen son derece parlak ve aktif çekirdeklere sahiptir. Ancak, modern astrofiziğin temel bilmecelerinden biri, özellikle bazı kuasarların z > 7 kırmızıya kayma değerlerinde gözlemlenmesiyle, yani Büyük Patlama'dan sonraki 800 milyon yıldan daha kısa sürede bu kadar büyük kara deliklerin nasıl bu kadar hızlı oluşabildiğidir.

Bu makalede, galaksilerin merkezlerinde gözlemlenen devasa kara deliklere dönüşen nispeten daha küçük "tohum" kara deliklerin kökeni için önerilen farklı senaryoları inceleyeceğiz. Ana teorik yolları, erken yıldız oluşumunun rolünü ve mevcut araştırmaları yönlendiren gözlemsel ipuçlarını tartışacağız.

1. Bağlam: Erken Evren ve Gözlemlenen Kuazarlar

1.1 Yüksek Kırmızıya Kaymalı Kuazarlar

z ≈ 7 veya daha yüksek kırmızıya kayma değerlerinde (örneğin ULAS J1342+0928 z = 7.54'te) gözlemlenen kuazarlar, Büyük Patlama'dan bir milyar yıldan kısa sürede birkaç yüz milyon güneş kütlesi (veya daha fazla) SMBH'nin var olduğunu gösterir [1][2]. Kara delik büyümesinin yalnızca düşük kütleli tohumlardan Eddington sınırında akresyona bağlı olması durumunda, bu kadar yüksek kütlelere bu kadar kısa sürede ulaşmak büyük bir zorluktur—tohumlar başlangıçta zaten oldukça büyük değilse veya akresyon oranları Eddington sınırını belli bir süre aşmadıysa.

1.2 Neden “Tohumlar”?

Modern kozmolojide, kara delikler son derece büyük kütlelerinde aniden ortaya çıkmazlar; önce daha küçük başlar ve büyürler. Bu ilk kara deliklere—tohum kara delikler denir—erken astrofiziksel süreçlerden kaynaklanır ve ardından gaz akresyonu ve birleşmelerle süper kütleli hale gelirler. Oluşum mekanizmalarını anlamak, parlak kuazarların erken ortaya çıkışını ve günümüzde hemen hemen tüm büyük galaksilerde bulunan SMBH'lerin varlığını açıklamak için anahtardır.

2. Önerilen Tohum Oluşum Kanalları

İlk kara deliklerin kesin kökeni hâlâ açık bir soru olmakla birlikte, araştırmacılar birkaç ana senaryoda birleşmiştir:

  1. Popülasyon III Yıldızlarının Kalıntıları
  2. Doğrudan Çöküş Kara Delikleri (DCBHs)
  3. Yoğun Kümelerde Kontrolsüz Çarpışmalar
  4. İlksel Kara Delikler (PBHs)

Her birini sırayla inceliyoruz.

2.1 Popülasyon III Yıldız Kalıntıları

Popülasyon III yıldızları, metal içermeyen ilk nesil yıldızlardır ve muhtemelen erken evrende mini-halo yapılarında ortaya çıkmışlardır. Bu yıldızlar son derece büyük olabilir; bazı modeller ≳100 M⊙ önermektedir. Ömürlerinin sonunda çökerlerse, onlarca ila yüzlerce güneş kütlesi aralığında kara delik kalıntıları bırakabilirler:

  • Çekirdek-Çöküş Süpernovası: Yaklaşık 10–140 M⊙ kütleli yıldızlar, birkaç ila onlarca güneş kütlesinde kara delik kalıntıları bırakabilir.
  • Çift-Kararsızlık Süpernovası: Son derece büyük yıldızlar (yaklaşık 140–260 M⊙) tamamen patlayarak hiçbir kalıntı bırakmayabilir.
  • Doğrudan Çöküş (yıldız terimleriyle): Yaklaşık ~260 M⊙ üzerindeki yıldızlar için, kara deliğe doğrudan çöküş mümkündür, ancak bu her zaman ~102–103 M⊙ tohumlar vermeyebilir.

Artılar: Popülasyon III yıldızsal kara delikleri, ilk kara deliklerin oluşumu için basit ve yaygın kabul gören bir kanaldır, çünkü büyük kütleli yıldızlar kesinlikle erken dönemde vardı. Eksiler: Yaklaşık ~100 M⊙ kütleli bir tohum bile, birkaç yüz milyon yıl içinde >109 M⊙ kütleye ulaşmak için çok hızlı veya hatta süper-Eddington akresyon gerektirir ki, bu ek fiziksel süreçler veya birleşme destekleri olmadan zor görünmektedir.

2.2 Doğrudan Çöküş Kara Delikleri (DCBH'ler)

Alternatif bir senaryo, normal yıldız oluşum sürecini atlayarak büyük bir gaz bulutunun doğrudan çöküşünü öngörür. Özellikle metal fakiri ortamlarda, moleküler hidrojeni ayrıştıran güçlü Lyman-Werner radyasyonu altında, gaz yaklaşık 104 K'de neredeyse izotermal olarak parçalanmadan çökebilir [3][4]. Bu şunlara yol açabilir:

  • Süper Kütleli Yıldız Aşaması: Tek bir büyük protostar (muhtemelen 104–106 M⊙) çok hızlı oluşur.
  • Hızlı Kara Delik Oluşumu: Süper kütleli yıldız kısa ömürlüdür ve doğrudan 104–106 M⊙ kütlesinde bir kara deliğe çöker.

Artılar: 105 M⊙ kütlesinde bir DCBH büyük bir avantaj sağlar ve daha ılımlı akış oranlarıyla SMBH ölçeklerine ulaşabilir. Eksiler: Hassas ayarlanmış koşullar gerektirir (örneğin, H2 soğumasını baskılayan bir radyasyon alanı, düşük metalik, belirli halo kütleleri/dönüş hızları). Bu koşulların ne kadar yaygın olduğu belirsizdir.

2.3 Yoğun Kümelerde Kontrolsüz Çarpışmalar

Son derece yoğun yıldız kümelerinde, tekrarlayan yıldız çarpışmaları, küme çekirdeğinde çok büyük bir yıldızın oluşmasına yol açabilir, bu da ardından birkaç 103 M⊙ kadar kütleli büyük bir kara delik tohumu olarak çöker:

  • Kontrolsüz Çarpışma Süreci: Bir yıldız, diğerleriyle çarpışarak büyür ve yüksek kütleli bir “süper yıldız” oluşturur.
  • Son Çöküş: Süper yıldız, tipik yıldız çöküş kütlelerinin ötesinde bir tohum veren kara deliğe dönüşebilir.

Artılar: Bu tür süreçler prensipte küresel küme çalışmalarından bilinir, ancak düşük metalik ve yüksek yıldız yoğunluğunda daha dramatiktir. Eksiler: Bu, çok erken dönemde son derece yoğun ve büyük kümeler gerektirir—ayrıca kompakt bir bölgede yeterli yıldız oluşumuna izin vermek için biraz metal zenginleşmesi gerekebilir.

2.4 İlksel Kara Delikler (PBH'ler)

İlksel Kara Delikler, belirli bölgeler doğrudan yerçekimi altında çökerse, çok erken evrende—Büyük Patlama nükleosentezinden önce—yoğunluk dalgalanmalarından oluşabilir. Bir zamanlar varsayımsal olan bu kavram hâlâ aktif araştırma konusudur:

  • Çeşitli Kütle Aralıkları: PBH'ler teorik olarak çok geniş bir kütle spektrumuna sahip olabilir, ancak SMBH tohumları için ~102–104 M⊙ aralığı önemli olabilir.
  • Gözlemsel Kısıtlamalar: PBH'ler karanlık madde adayları olarak mikrolensleme ve diğer tekniklerle oldukça kısıtlanmıştır, ancak SMBH tohumları oluşturan bir alt popülasyon olasılığı devam etmektedir.

Artılar: Yıldız oluşumuna gerek kalmadan atlamayı sağlar; tohumlar çok erken var olabilir. Eksiler: PBH'leri doğru kütle aralığında ve bollukta üretmek için erken evren koşullarının hassas ayarlanmasını gerektirir.

3. Büyüme Mekanizmaları ve Zaman Ölçekleri

3.1 Eddington Sınırında Akresyon

Eddington sınırı, dışa doğru radyasyon basıncının yerçekiminin içe doğru çekişiyle dengelendiği maksimum parlaklığı (dolayısıyla akresyon oranını) belirler. Tipik parametreler için bu şunu ifade eder:

˙MEdd ≈ 2 × 10−8 MBH M⊙ yr−1.

Kozmik zaman içinde, tutarlı Eddington sınırında akresyon bir kara deliği birçok mertebe büyütebilir, ancak >10 değerine ulaşmak için9 M⊙ ~700 milyon yıl içinde genellikle neredeyse sürekli olarak Eddington'a yakın (veya super-Eddington) oranlar gerektirir.

3.2 Super-Eddington (Hiper) Akresyon

Belirli koşullarda—yoğun gaz akışları veya ince disk konfigürasyonları gibi—akresyon standart Eddington sınırını bir süre aşabilir. Bu super-Eddington büyüme, mütevazı tohumlardan SMBH'lerin oluşması için gereken süreyi önemli ölçüde kısaltabilir [5].

3.3 Kara Delik Birleşmeleri

Hiyerarşik yapı oluşumu çerçevesinde, galaksiler (ve merkezlerindeki kara delikler) sık sık birleşir. Tekrarlayan kara delik birleşmeleri kütle birikimini hızlandırabilir, ancak önemli kütle birikimi hala büyük gaz akışları gerektirir.

4. Gözlemsel Araçlar ve İpuçları

4.1 Yüksek Kırmızıya Kaymalı Kuasar Taramaları

Büyük gökyüzü taramaları (örneğin, SDSS, DESI, VIKING, Pan-STARRS) sürekli olarak daha yüksek kırmızıya kayma değerlerinde kuasarlar keşfederek SMBH oluşum zaman ölçekleri üzerindeki kısıtlamaları sıkılaştırıyor. Spektral özellikler ayrıca ev sahibi galaksinin metalikliği ve çevresel ortamı hakkında ipuçları sağlar.

4.2 Kütleçekim Dalgası Sinyalleri

LIGO ve VIRGO gibi gelişmiş dedektörlerin ortaya çıkmasıyla, kara delik birleşmeleri yıldız kütlesi ölçeklerinde gözlemlenmiştir. Yeni nesil kütleçekim dalgası gözlemevleri (örneğin, LISA) daha düşük frekans rejimlerini inceleyerek, yüksek kırmızıya kaymada büyük tohum BH birleşmelerini tespit edebilir ve erken kara delik büyüme yollarına doğrudan içgörü sunabilir.

4.3 Galaksi Oluşumundan Kısıtlamalar

Galaksiler merkezlerinde SMBH'ler barındırır ve bu genellikle galaksinin çıkıntı kütlesiyle ( MBH – σ ilişkisi) korelasyon gösterir. Bu ilişkinin yüksek kırmızıya kaymalardaki evrimini incelemek, kara deliklerin mi yoksa galaksilerin mi önce ya da birlikte oluştuğuna ışık tutabilir.

5. Mevcut Görüş Birliği ve Açık Sorular

Baskın tohum oluşum kanalı konusunda mutlak bir görüş birliği olmamakla birlikte, birçok astrofizikçi “daha düşük kütleli” tohum kanalı için Popülasyon III kalıntıları ve “daha yüksek kütleli” tohum kanalı için özel ortamlarda doğrudan çöküş kara delikleri kombinasyonunu şüphelenmektedir. Gerçek evrende birden fazla yolun bir arada bulunması, kara delik kütlelerindeki ve büyüme geçmişlerindeki çeşitliliği açıklayabilir.

Başlıca açık sorular şunlardır:

  1. Yaygınlık: Erken evrende doğrudan çöküş olayları normal yıldız çöküşü tohumlarına kıyasla ne kadar yaygındı?
  2. Akresyon Fiziği: Süper-Eddington akresyon hangi koşullar altında gerçekleşir ve ne kadar süre devam ettirilebilir?
  3. Geri Bildirim ve Çevre: Yıldızlar ve aktif kara deliklerden gelen geri bildirim etkileri, tohum oluşumunu nasıl şekillendirir, daha fazla gazın düşmesini engeller veya artırır mı?
  4. Gözlemsel Kanıt: Gelecekteki teleskoplar (örneğin, JWST, Roman Uzay Teleskobu, yeni nesil yer tabanlı son derece büyük teleskoplar) veya kütleçekim dalgası gözlemevleri, yüksek kırmızıya kaymalarda doğrudan çöküş veya ağır tohum oluşumunun izlerini tespit edebilir mi?

6. Sonuç

Dev kütleli kara delik “tohumları”nın anlaşılması, kuasarların Büyük Patlama'dan sonra neden bu kadar hızlı ortaya çıktığını ve bugün neredeyse her büyük galaksinin merkezinde bir kara delik barındırmasının nedenini açıklamak için çok önemlidir. Geleneksel yıldız çöküşü senaryoları daha küçük tohumlar için doğrudan bir yol sağlasa da, erken dönemlerde parlak kuasarların varlığı, en azından erken evrenin belirli bölgelerinde, doğrudan çöküş gibi daha büyük tohum kanallarının önemli bir rol oynamış olabileceğine işaret etmektedir.

Elektromanyetik ve kütleçekim dalgası astronomisini kapsayan devam eden ve gelecekteki gözlemler, kara delik tohumlanması ve evrimi modellerini geliştirecektir. Kozmik şafağa daha derinlemesine baktıkça, bu esrarengiz nesnelerin galaksi merkezlerinde nasıl şekillendiğine ve kozmik geri bildirim, galaksi birleşmeleri ve evrendeki en parlak işaretçilerden bazıları olan kuasarların bir destanını başlattığına dair yeni ayrıntılar ortaya çıkarmayı bekliyoruz.

Kaynaklar ve Daha Fazla Okuma

  1. Fan, X., et al. (2006). “Kozmik Yeniden İyonlaşma Üzerine Gözlemsel Kısıtlamalar.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 415–462.
  2. Bañados, E., et al. (2018). “7.5 Kırmızıya Kaymada Önemli Derecede Nötr Bir Evren İçinde 800 Milyon Güneş Kütleli Bir Kara Delik.” Nature, 553, 473–476.
  3. Bromm, V., & Loeb, A. (2003). “İlk Süper Kütleli Kara Deliklerin Oluşumu.” The Astrophysical Journal, 596, 34–46.
  4. Hosokawa, T., et al. (2013). “Hızlı Kütle Akışıyla İlkel Süper Kütleli Yıldızların Oluşumu.” The Astrophysical Journal, 778, 178.
  5. Volonteri, M., & Rees, M. J. (2005). “Yüksek Kırmızıya Kayma Kara Deliklerin Hızlı Büyümesi.” The Astrophysical Journal Letters, 633, L5–L8.
  6. Inayoshi, K., Visbal, E., & Haiman, Z. (2020). “İlk Süper Kütleli Kara Deliklerin Oluşumu.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 58, 27–97.

 

← Önceki makale                    Sonraki makale →

 

 

Başa dön

Blog'a geri dön