Minik Kara Delikler Everest Dağı’nı Bir Atom Boyutuna Sıkıştırabilir

Einstein’ın genel görelilik kuramının en ilgi çekici tahminlerinden biri, karadeliklerin varlığıdır: kütleçekim alanları o kadar güçlüdür ki, ışık bile onlardan kaçamaz.

Yeterince büyük bir yıldızın yakıtı bittiğinde patlar ve kalan çekirdek çökerek bir yıldız kara deliğinin oluşmasına yol açar (3 ila 100 güneş kütlesi arasında değişir).

Çoğu galaksinin merkezinde süper kütleli kara delikler de bulunur. Bunlar, Güneşimizden yüz bin ila on milyar kat daha fazla kütle içeren en büyük kara delik türüdür.

Şimdiye kadar, gökbilimciler iki süper kütleli kara deliğin görüntülerini yakaladılar: biri galaksi M87’nin merkezinde ve en yenisi Samanyolu’muzda (Yay A*).

Ancak ilkel veya ilkel kara delikler (PBH’ler) olarak başka bir tür kara deliğin var olduğuna inanılıyor. Bunlar, erken evrende son derece yoğun bölgelerin yerçekimsel çöküşüyle oluşan diğer kara deliklerden farklı bir kökene sahiptir.

Teorik olarak, bu ilkel kara delikler herhangi bir kütleye sahip olabilir ve boyutları atom altı bir parçacıktan birkaç yüz kilometreye kadar değişebilir. Örneğin, Everest Dağı’na eşdeğer bir kütleye sahip bir PBH, bir atomun boyutuna sahip olabilir.

Bu küçük kara delikler, sonunda buharlaşana kadar sözde Hawking radyasyonu yayarak, büyük emsallerinden daha hızlı kütle kaybederler.

Şimdiye kadar, gökbilimciler PBH’leri gözlemleyemediler. Bu ultra kompakt nesnelerin, evrenin uzun zamandır aranan karanlık maddesinin bir parçası olabileceği varsayıldığından, bu devam eden bir araştırma konusudur. Yakın tarihli bir yayında, atom büyüklüğündeki ilkel kara delikleri tespit etmek için alternatif bir senaryo önerildi. Bu araştırmada, bu küçük karadeliklerden biri ile evrendeki en yoğun nesnelerden biri (bir nötron yıldızı) arasındaki etkileşimin karakteristik sinyali inceleniyor. Bu yeni astrofiziksel modele geçmeden önce, bu büyüleyici yıldızların temel özelliklerini yorumlayalım.

Evrendeki En Yoğun Nesnelerden Biri

Daha önce bahsedildiği gibi, devasa bir yıldızın yakıtı bittiğinde patlar ve çekirdeği çökerek bir yıldız karadeliği oluşturur. Bunun her senaryoda böyle olmadığı vurgulanmalıdır: örneğin, çökmekte olan çekirdek yaklaşık üç güneş kütlesinden daha az kütleye sahipse, bir nötron yıldızı oluşturulmuştur.

Bunlar çok küçük ve son derece yoğun nesnelerdir. Örneğin, yalnızca 20 kilometre çapında (Manhattan adası büyüklüğünde) bir küreye sıkıştırılmış 1,5 güneş kütlesine sahip bir yıldız düşünün.

Bir nötron yıldızının yoğunluğu son derece yüksektir: bir çorba kaşığı yıldız malzemesi milyonlarca ton ağırlığındadır!

En genç nötron yıldızları, Pulsarlar adı verilen son derece yüksek hızlarda dönen (bir mutfak blenderinden bile daha hızlı) bir alt sınıfa aittir. Bu pulsarlar, periyodik olarak Dünya’ya ulaşan dar ışınlar şeklinde radyasyon yayarlar.

Zamanla, bu nesneler soğur ve dönme hızlarını kaybeder, tespit edilmesi zordur (yalnızca en enerjik pulsarlar gözlemlenmiştir).

Atom Boyutunda Bir PBH’nin Bir Nötron Yıldızı ile Etkileşimi

İlkel kara delikler, karanlık madde konsantrasyonunun oldukça yüksek olduğu galaktik bölgelerde bulunabilir. Böylece Evrende dolaşabilirler (farklı hızlarda ve yönlerde hareket ederek) ve sonunda diğer astronomik nesnelerle (kara delikler veya nötron yıldızları gibi) etkileşime girebilirler.

Bu anlamda, atom büyüklüğündeki bir PBH, eski bir nötron yıldızıyla karşılaşabilir (sıcaklığı oldukça düşüktür ve neredeyse tüm dönme hızını kaybetmiştir). Bu son araştırmaya göre, bu karşılaşmaların sıklığı yılda 20 olay olacaktır. Bununla birlikte, bu etkileşimlerin çoğunu gözlemlemek zor olacaktır (çok büyük mesafeler ve Dünya’dan uygun bir yönelim nedeniyle).

İki olası senaryo göz önünde bulundurulur: birincisi, PBH nötron yıldızı tarafından yakalandığında ve ikincisi, küçücük karadelik uzun mesafelerden gelip NS’nin etrafından dolanıp tekrar “sonsuza” doğru hareket ettiğinde (yani, bir saçılma olayı). Spesifik yörüngeye bağlı olarak (yakalama veya saçılma), karakteristik ve benzersiz bir sinyal üretilir.

Belirli Bir GRB Türü

Bu yüksek enerjili geçici emisyonlar milisaniyelerden birkaç saate kadar sürer ve kaynakları Dünya’dan milyarlarca ışıkyılı uzaklıkta bulunur. Çok dar ışınlar halinde büyük miktarda enerji açığa çıkar.

Daha kısa GRB’ler, nötron yıldızlarının veya kara deliklerin birleşmesinden kaynaklanırken, daha uzun patlamaların kaynağı, büyük kütleli yıldızların (sözde süpernovalar) ölümüdür.

Bizim özel durumumuzda, GRB’nin süresi yaklaşık 35 saniyedir ve çok özel bir koşul vardır: saniyenin yalnızca birkaç yüzde biri içinde ani ve hızlı bir düşüşün ardından gelen düzgün ve sürekli bir emisyon. Atom boyutunda PBH tespiti: imkansız bir görev mi?

Böylesine küçük karadelikleri aramanın karmaşıklığı göz önüne alındığında, bu, yanıtlaması kolay bir soru değil.

Bununla birlikte, eğer böyle özel bir GRB modern teleskoplarla ölçülürse (ve bu araştırmada bildirilen özel imzayla eşleşirse), erken Evren’de eski bir PBH – nötron yıldızı etkileşiminin meydana geldiği iddia edilebilir.

Başka bir deyişle, Stephen Hawking’in temel tahminlerinden biri olan bu tür düşük kütleli ilkel kara deliklerin deneysel kanıtlarını sağlayacaktır.

Bu kolay bir iş olmayacak (belki bu tür GRB’ler hiçbir zaman bulunamayabilir), ancak böyle bir olasılığı tamamen göz ardı edemeyiz: bunu yalnızca zaman gösterecek.