Orta Düzeydeki Kara Deliklerin Zor İzleri

Bilgisayar simülasyonları, yıldız kümelerinin içinde gizemli orta kütleli kara deliklerin nasıl oluşabileceğini gösteriyor.

Aralarında Max Planck Astronomi Enstitüsü personelinin de bulunduğu uluslararası bir gökbilimciler konsorsiyumu, bulunması zor orta kütleli kara deliklerin karmaşık oluşum mekanizmalarını başarılı bir şekilde ortaya çıkardı. Bunlar, daha küçük akrabaları olan yıldızsal kara delikler ve galaksilerin merkezlerinde yaşayan süper kütleli devler arasındaki bağlantıyı temsil ediyor olabilirler. Bu başarı, Gran Sasso Bilim Enstitüsü liderliğindeki DRAGON-II simülasyon projesinden kaynaklanmaktadır. Bu çalışmaya katılan bilim insanları, yıldızların, yıldız kara deliklerinin ve yoğun yıldız kümeleri içindeki fiziksel süreçlerin karmaşık etkileşimlerini hesaplayarak, bu ortamlarda birkaç yüz güneş kütlesine kadar kara deliklerin ortaya çıkabileceğini gösterdi.

Kara Deliklerin Beşiği

Orta kütleli kara deliklerin (IMBH’ler) yerini bulma ve kökenlerini anlama arayışı devam eden bir muamma olmaya devam ediyor. Eğer varsalar, iki uç kara delik arasında bağlantı görevi görebilirler. Düşük kütleli uçta, büyük yıldızların yaşamlarının sonundaki süpernova patlamalarının kalıntıları olan yıldız kara deliklerini gözlemliyoruz. Öte yandan galaksilerin merkezlerinde Güneş’ten milyonlarca hatta milyarlarca kat daha büyük kara delikler buluyoruz. Bu nesnelerin oluşumu ve büyümesi, modern astronomi için hâlâ büyüleyici bir gizemi temsil ediyor; bunun temel nedeni, bu tür kara deliklerin varlığını destekleyen kesin bir kanıtın bulunmaması. Gökbilimciler onları yoğun ve kalabalık yıldız kümelerinde bulmayı bekliyor.

Görüntü, Dragon-II simülasyonlarında hesaplanan simüle edilmiş bir yıldız kümesini göstermektedir. Turuncu ve sarı noktalar güneşe benzeyen yıldızları, mavi noktalar ise Güneş’in 20 ila 300 katı kütleye sahip yıldızları temsil ediyor. Merkezdeki büyük beyaz nesne, yaklaşık 350 güneş kütlesi kadar kütleye sahip bir yıldızı temsil ediyor ve bu yıldız kısa sürede çökerek orta kütleli bir kara delik oluşturacak. Katkıda bulunanlar: © M. Arca Sedda (GSSI)

IMBH’leri Gözlemlemenin Zorluğu

İtalya’nın L’Aquila şehrindeki Gran Sasso Bilim Enstitüsü’nden (GSSI) Manuel Arca Sedda ve Royal Astronomical’in Aylık Bildirimleri’nde yayınlanan temel araştırma makalesinin ana yazarı, “Orta kütleli kara deliklerin gözlemlenmesi zordur” diye açıklıyor. Toplum. “Mevcut gözlem sınırları, kütleleri 1.000 ila 10.000 güneş kütlesi arasında olan orta kütleli kara deliklerin popülasyonu hakkında bir şey söylememize izin vermiyor ve aynı zamanda bunların oluşumuna yol açan olası mekanizmalar konusunda da bilim insanları için baş ağrısı oluşturuyor.”

1 milyona kadar yıldız içeren yoğun yıldız kümelerini modelleyen DRAGON-II simülasyonlarından birinden alınan anlık görüntünün yakınlaştırılmış hali. Turuncu ve sarı noktalar güneşe benzeyen yıldızları, mavi noktalar ise Güneş’in 20 ila 300 katı kütleye sahip yıldızları temsil ediyor. Merkezdeki büyük beyaz nesne, yaklaşık 350 güneş kütlesi kadar kütleye sahip bir yıldızı temsil ediyor ve bu yıldız kısa sürede çökerek bir ara kütle oluşturacak. Kara delik. Kredi bilgileri: M. Arca Sedda (GSSI)

Simülasyon Yoluyla Keşif

Bu dezavantajın üstesinden gelmek için, Arca Sedda liderliğindeki ve Heidelberg, Almanya’daki Max Planck Astronomi Enstitüsü’nden (MPIA) Albrecht Kamlah’ın da dahil olduğu uluslararası bir ekip, EJDERHA olarak bilinen yıldız kümelerinin yenilikçi bir dizi yüksek çözünürlüklü sayısal simülasyonunu gerçekleştirdi. II küme veritabanı. Bu çabada gökbilimciler genç, yoğun nüfuslu ve büyük kütleli yıldız kümelerinde orta kütleli kara deliklerin oluşumuna yönelik potansiyel bir yolu ortaya çıkardılar.

Bu çığır açan simülasyonların, normal tek ve ikili yıldızlar arasındaki, çarpışmalara yol açan ve sonunda IMBH’lere dönüşecek giderek daha büyük kütleli yıldızlar oluşturan bir dizi karmaşık etkileşimi hesaplaması gerekiyordu. Bu aşamada, bu kara delikler ek büyük yıldızları ve kara delikleri bünyesine katmaya devam edebilir ve bu da birkaç yüz güneş kütlesine ulaşan bir büyümeye yol açabilir. Görünen o ki orta kütleli bir kara deliğe giden tek bir yol yok. Bunun yerine, gökbilimciler karmaşık bir dizi etkileşim ve birleşme olayı buluyorlar.

Bu diyagram, büyük kütleli küme yıldızlarını (1-5) yaklaşık 6 milyon yıl içinde orta kütleli bir kara deliğe (IMBH) dönüştüren mekanizmayı göstermektedir. Dizi, üç normal yıldızla başlar; ikisi birbirinin etrafında dönen bir ikili oluşturur (1a, 1b, 2). Bir süre sonra bu yıldız üçlüsü bir birleşme olayına uğrar ve geriye yalnızca iki yıldız (1a, 3) kalır, bunlar da yine büyük bir küme yıldızını (4) yakalar. Son olarak, iki yıldız birleşerek (1a, 3) 300’den fazla güneş kütlesi sergileyen çok büyük kütleli yıldız (VMS) adı verilen bir yıldız üretir. Bu aşamada VMS, arkadaşından (4) materyal çekerek daha da büyüyebilir. VMS artık bir IMBH’ye dönüşecek kadar büyüktür. Ek yıldızları (5) yakalayarak büyümeye devam ediyor ve sonunda 350 güneş kütlesilik bir IMBH’ye yol açıyor. Katkıda bulunanlar: © M. Arca Sedda ve diğerleri. / MPIA

Gerçekçi Yıldız Kümelerinin Simülasyonu

%10 ile %30 arasında değişen bir ikili yıldız oranı sergileyen simüle edilmiş yıldız kümelerinde bir milyona kadar yıldız yer aldı. “Simüle edilmiş kümeler, gözlemlenen gerçek dünyadaki benzerlerini yakından yansıtıyor SamanyoluMacellan Bulutları ve yerel evrenimizdeki çeşitli galaksiler,” diye belirtiyor Kamlah.

Bu simülasyonlarda orta kütleli bir kara deliğin daha sonraki kaderini takip eden gökbilimciler, diğer yıldızlar ve yıldızsal kara deliklerle şiddetli etkileşimlerin damgasını vurduğu, tipik olarak birkaç yıl içinde ana kümesinden hızlı bir şekilde atılmasına yol açabilecek çalkantılı bir dönem belirlediler. yüz milyon yıl. Bu fırlatma, arka deliğin daha fazla büyümesini etkili bir şekilde sınırlandırır. Hesaplamalı modeller, IMBH tohumlarının doğal olarak yıldız kümeleri içindeki enerjik yıldız etkileşimlerinden kaynaklandığını, ancak birkaç yüz güneş kütlesini aşan daha büyük kütlelere ulaşma eğilimlerinin, ortamın olağanüstü yoğunluğuna veya kütleselliğine bağlı olduğunu ortaya koyuyor.

Çözülmemiş Bilimsel Bulmaca

Bununla birlikte, çok önemli bir bilimsel bilmece hala çözülmemiş durumda: Orta kütleli kara deliklerin, daha küçük yıldız benzerleri ile devasa süper kütleli kara delikler arasındaki eksik halka olup olmadığı. Bu soru şimdilik cevapsız kalıyor ancak çalışma bilinçli varsayımlara yer açıyor.

Arca Sedda, “Daha iyi bir açıklama için iki bileşene ihtiyacımız var” diye açıklıyor, “orta kütleli kara delikler oluşturabilen bir veya daha fazla süreç ve bunları ev sahibi ortamda tutma olasılığı.” Çalışma, ilk bileşene katı kısıtlamalar getirerek IMBH’lerin oluşumuna hangi süreçlerin katkıda bulunabileceğine dair net bir genel bakış sunuyor. Daha fazla ikili yıldız içeren daha büyük kümelerin dikkate alınması, gelecekte ikinci bileşenin elde edilmesine yardımcı olabilir; ancak bu, sonraki simülasyonlar için zorlu gereksinimler doğurur.

Gelecekteki Araştırma Yönergeleri

İlginçtir ki, erken evrende oluşan yıldız kümeleri IMBH büyümesini sürdürmek için uygun niteliklere sahip olabilir. Bu tür eski yıldız kümelerinin, örneğin James Webb Uzay Teleskobu’nun (JWST) yardımıyla ve yeni teorik modellerin geliştirilmesiyle gelecekte gözlemlenmesi, orta kütleli ve süper kütleli kara delikler arasındaki ilişkinin çözülmesine yardımcı olabilir.

Referans: “Ejderha-II simülasyonları – II. 1 milyona kadar yıldız içeren yıldız kümelerindeki orta kütleli kara deliklerin oluşum mekanizmaları, kütlesi ve dönüşü” Yazan Manuel Arca Sedda, Albrecht WH Kamlah, Rainer Spurzem, Francesco Paolo Rizzuto, Thorsten Naab, Mirek Giersz ve Peter Berczik, 25 Eylül 2023, Kraliyet Astronomi Topluluğunun Aylık Bildirimleri.
DOI: 10.1093/mnras/stad2292

Bu araştırmaya katılan MPIA bilim insanı Albrecht Kamlah’tır (aynı zamanda Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg).

DRAGON-II simülasyonları hakkındaki yayın, Rainer Spurzem’in (Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum fur) öncülüğünü yaptığı uzun vadeli DRAGON simülasyon projesinin bir parçası olan üç makalelik bir serinin (geriye kalan ikisi incelemede) bir parçasıdır. Astronomie der Universität Heidelberg ve Kavli Astronomi ve Astrofizik Enstitüsü, Pekin Üniversitesi; Ulusal Astronomi Gözlemevleri, Çin Bilimler Akademisi, Pekin) ve ekipler çoğunlukla Almanya, Çin, Polonya ve İtalya’da yoğunlaştı. Bu proje, büyük yıldız kümelerinin kozmik zaman içindeki dinamik evrimini mevcut en doğru yöntemleri kullanarak çözmeyi amaçlamaktadır.

Projenin başarılı bir şekilde yürütülmesi, Yüksek Performanslı Bilgi İşlem (HPC) sistemi Raven ve Jülich Süper Bilgi İşlem Merkezi’nin (JSC) JUWELS-Booster sistemi gibi GPU ile hızlandırılmış devasa paralel bilgi işlem sistemlerinin kapsamlı bir şekilde konuşlandırılmasını gerektiriyor. Yayınlarda yer alan DRAGON-II projesinin simülasyonlarının tümü JUWELS-Booster üzerinde gerçekleştirildi. Raven’ın Max Planck Bilgi İşlem ve Veri Tesisi’nde (MPCDF) mevcut olan hesaplama kaynaklarının kapsamlı kullanımı, gerekli birçok test ortamı sağlarken, seri boyunca sunulan milyon gövde simülasyonlarının titizlikle değerlendirilmesi ve karşılaştırılmasının da ayrılmaz bir parçası olmuştur. kod güncellemeleri.