Yıldızların Kara Deliklerde Parçalanması ve Parlama ^{CEFR B2}

Süperkütleli kara delikler genellikle galaksi merkezlerinde bulunur ve kütleleri Güneş'in milyonlarca veya milyarlarca katı olabilir. Samanyolu merkezindeki Sagittarius A*'nın kütlesi yaklaşık dört milyon Güneş olarak verilir. Gökbilimciler, kara deliklerin ışık yaymaması nedeniyle varlıklarını yakın yıldızlar ve gaz üzerindeki etkilerle saptar.

The Astrophysical Journal Letters'ta yayımlanan yeni çalışma, Syracuse Üniversitesi'nden Eric Coughlin ve meslektaşlarının bulgularını aktarıyor. Bir yıldız çok yakına yaklaşınca kara deliğin çekimi yıldızı uzun, ince bir enkaz akımına uzatır ve bu akım zamanla kara deliğin etrafını sarar; bu davranış Newtoncu çekimden ziyade Einstein'in Genel Görelilik Kuramı ile açıklanıyor. Akım parçalarının çarpışması büyük enerji patlamaları üretir ve çarpışmalardan sonra madde akresyonla (akışla) kara deliğe doğru spiralle düşer. Hem çarpışma hem de akresyon o kadar çok radyasyon üretir ki olay, içinde gerçekleştiği galaksiyi kısa süre için tamamen gölgede bırakabilir (yaklaşık 1 trilyon Güneş seviyesinde).

Lucio Mayer liderliğindeki Zürih Üniversitesi takımı, Coughlin'in de dahil olduğu ekipte yumuşatılmış parçacık hidrodinamiği (smoothed particle hydrodynamics) kullanarak yıldızı Navier-Stokes denklemleriyle yönetilen çok sayıda etkileşen parçacığa böldü. Modeller onlarca milyar parçacık ve süperbilgisayarlardaki GPU'lar kullanılarak çalıştırıldı. Yeni yüksek çözünürlüklü simülasyonlar, parçalanmış gazın dar, koherent bir akım oluşturduğunu ve çarpışmadan önce öngörülebilir bir yörünge izlediğini gösteriyor; önceki düşük çözünürlüklü modeller ise daha çok püskürtülmüş bir desen ve fazla akışkan-dinamik disipsiyon üretiyordu.

Bu çalışma uzun süredir var olan teorik öngörüleri destekliyor ve TDE ışık eğrilerindeki geniş çeşitliliğin nedenlerini açıklamaya yardım ediyor. Etkinin bazı ana belirleyicileri şunlardır:

• Kara deliğin kütlesi
• Kara deliğin dönmesi
• Dönüş yönünün enkaz yörüngesine göre yönelimi

Kara delik dönerse düğümsel precesyon (nodal precession) enkazın orijinal düzleminden kaymasına yol açabilir. Akım birkaç yörünge boyunca çarpışmayı ıskalayabilir; bu durumda parlaklık ve patlama zamanlamasında gecikme veya değişiklik olur. Daha iyi simülasyonlar ve daha güçlü teleskoplarla gökbilimciler bu işaretleri daha net okuyabilecektir.