Olay Ufku Teleskobu (Event Horizon Telescope) dünyanın dört bir yanındaki teleskopların oluşturduğu bir teleskop ağı. İki sene önce yaptıkları gözlemlerin sonunda 10 Nisan 2019’da ilk karadelik fotoğrafını paylaştılar. Bu konuda kafanıza takılabileceğini düşündüğümüz bazı sorulara yanıt vermeye çalıştık (Bu yazı Mart 2019 ve Aralık 2019’da güncellendi).
5 Nisan 2017’de gözlemler yapılırken yayınladığımız soru-cevap yazısı da burada (İmkansızı Başarmak: İlk Karadelik Gözlemi).
Hangi kaynaklar gözlendi?
M87 ve Samanyolu Gökadası merkezindeki dev karadelikler.
Nisan 2019’da paylaşılan görüntü M87’nin merkezindeki karadeliğin görüntüsü. Samanyolu gökadasının merkezindeki karadeliğin gözlem verisi halen (Aralık 2019 itibariyle) analiz ediliyor.
Bu kaynaklar ne kadar uzak?
M87 – 55 Milyon ışık yılı (yani gözlediğimiz ışık yaklaşık 55 milyon yıl önce yola çıktı)
Sgr A* – (Samanyolu merkezi) 26500 ışık yılı
Olay ufku nedir?
Olay ufku (event horizon) karadeliğin çevresinde teorik olarak tanımlanmış bir kapalı bir yüzeydir. Olay ufku teleskobu grubunun çektiği resimlerle varlığı kanıtlanmış oldu. Bir karadeliğin büyüklüğünü olay ufku (event horizon) belirler. Karadeliklerin çekim kuvveti o kadar büyüktür ki olay ufkunu geçen ve ondan sonra oluşan madde veya ışık (radyasyon) bir daha asla olay ufkundan dışarı kaçamaz.
Dönmeyen bir kara delik için olay ufku
$$2 G M / c^2 $$
formülü ile bulunur. Burada $G$ Newton’un Evrensel Çekim Sabiti, $M$ kara deliğin kütlesi, $c$ ışık hızıdır. Kaba bir hesapla 1 Güneş kütlelik kara deliğin olay ufku 3 km’dir [1].
Bu kaynakların tahmini kütleleri ve dolayısıyla olay ufku büyüklükleri nelerdir?
M87 kütle: 6.5 milyar Güneş kütlesi
M87 olay ufku: $2 \times 10^{13}$ m (ışık yılının binde biri)
Sgr* kütle: 4.3 milyon Güneş kütlesi
Sgr* olay ufku: $1.3 \times 10^{10}$ m (Dünya ile Güneş arası mesafenin onda biri)
Bu kaynakların uzayda kapladıkları açısal büyüklükleri nedir?
Bulunduğumuz noktadan kara deliğin olay ufkunun birbirinden en uzak iki noktasına (çap) düz birer çizgi çekseydik, bu çizgilerin yaptığı açı nedir?
İki kaynak için de yaklaşık 50 mikro açı saniyesi. Bir açı saniyesi, 1 derecenin 3600’da biri olduğuna göre bu açı yaklaşık 1 derecenin 72 milyonda birine karşılık gelir. İkisinin açısal büyüklüğünün neredeyse eşit olmasının sebebi, SgrA* bize M87’e göre 1600 kat yakınken, M87’nin kütlesinin SgrA* a göre 1600 kat daha fazla olmasıdır. Ama M87, SgrA* ya göre çok daha parlak bir kaynaktır.
Gözlemler ne zaman yapıldı?
Her ikisinin gözlemleri de 5-11 Nisan 2017 tarihlerinde yani tam iki sene önce yapıldı.
Sonuçlar neden şimdi açıklanıyor?
Gözlemler sonucu elde edilen 5 Petabyte (5 milyon gigabyte) verinin işlenmesi gerekiyordu.
Resimde gördüğümüz ışımanın kaynağı nedir?
Gökada merkezlerindeki dev karadelikler etraflarında bir gaz diski ile beraber oluşurlar. Gazın bir kısmı karadeliğin kütle çekim etkisi ile olay ufkuna doğru yaklaşır ve sürtünme ile ısınır. Diskteki manyetik alanlar ve karadeliğin dönmesinin yarattığı fiziksel bir mekanizma ise gazın bir kısmını karadelikten uzağa doğru ince bir kolon şeklinde fırlatabilir. Bu atımlara jet denir. Jetler, radyodan x-ışınlarına kadar elektromanyetik tayfın her bandında ışıma yapabilir. Olay ufku teleskobu ile gözlenen ışımanın kaynağı, jetleri de ortaya çıkaran manyetik alanda ivmelenen parçacıkların radyo bandında yaptığı ışımadır.
Karadelik fotoğrafında tam olarak ne görüyoruz?
M87 karadeliğin 6 değişik lokasyondaki 8 adet radyo teleskobu ile günler boyunca gözlemlerinin işlenmiş hali. Renkler kabaca ışımanın parlaklığına karşılık geliyor, yani siyah bölgelerden hiç radyo ışıması gelmiyor, kırmızı bölgelerden biraz, sarı bölgelerden çok radyo ışıması geliyor.[2]
Kuvvetli çekimden dolayı, karadeliklerde olay ufkuna varmadan kütleli ve kütlesiz parçacıkların (örneğin ışımayı oluşturan fotonların) yörüngelerinde kuvvetli sapmalar olur. Olay ufkuna yaklaştıkca bu sapmalar o kadar kuvvetlenir ki parçacıklar karadelik olay ufkunu içine alan bir yüzey üzerinde hareket ederler.
Dönmeyen karadelikte kütlesiz parçacıklar için bu yüzeye foton küre denir ve olay ufkunun 1.5 katı kadar yarıçapa sahiptir. Dönen karadelikte ise bu yüzey farklıdır: Dönme yön ve büyüklüklerine göre (hem kara deliğin dönmesi hem de kara deliğe düşen nesnelerin ya da ışığın dönmesi rol oynar) sonuç değişir. EHT’nin çektiği resimdeki karanlık sınır bu yüzeydir ve olay ufkundan epey sonradır.
Olay ufkunu sarmalayan ışımanın bir tarafının daha parlak olmasının sebebi ise Doppler etkisi. Karadeliğin etrafında dönen gazın bir kısmı bize doğru yönelmişken, bir kısmı bizden uzaklaşır. Bize doğru gelen maddenin yaptığı ışımanın dalgaboyu küçülürken (maviye kayma) enerjisi ve parlaklığı artıyor. Bizden uzaklaşan maddenin ışıması ise daha sönük oluyor. Bu resim Einstein’in genel görelilik kuramının beklentilerine tam olarak uyuyor ve bilim insanlarının daha önce yaptıkları simülasyonlarla tam uyum içinde.
Olay Ufku Teleskobu nasıl çalışır?
Dünya’nın değişik noktalarındaki 8 ayrı radyo teleskobunun birleşiminden oluşur. Teleskoplar arası mesafe ne kadar büyükse, teleskobun çözünürlüğü o kadar iyi olur. Dünya döndüğü için kaynağı, aynı anda o yöne bakan 2 ya da 3 tane teleskop görebilir. Değişik zamanlarda birden fazla teleskopla alınan veriler sonradan birleştirilerek görüntü oluşturulur. Teleskobun şu anki çözünürlüğü 20 mikro açı saniyesidir. Olay Ufku Teleskobu websitesinde bu çözünürlüğe örnek olarak New York’taki bir kişinin Paris’te bir kafede oturan başka birisinin gazetesini okuyabileceğini belirtiliyor.
Olay Ufku Teleskobu ile daha da iyi çözünürlük elde edilebilir mi?
Çözünürlüğü belirleyen en büyük etken teleskoplar arasındaki uzaklık olduğu için dünyanın boyutuyla sınırlıyız ve sınıra yaklaşmış durumdayız. Daha fazla teleskop resmi çok az daha netleştirebilir. Görüntü işleme teknikleri ile biraz daha iyileşme bekleniyor. Ayrıca şu anda kullanılan radyo frekansına göre biraz daha yüksek bir frekansla veri alınırsa çözünürlük iyileşebilir. Çok daha anlamlı bir iyileşme uzaya gönderilecek ya da Ay yüzeyine konumlanacak bir radyo teleskobu ile gerçekleştirilebilir.
Emrah Kalemci
Sabancı Üniversitesi Mühendislik ve Doğa Bilimleri Fakültesi öğretim üyesi
Katkıları için Ayşe Erzan, Metin Gürses ve Bayram Tekin’e teşekkürler.
Notlar:
[1] Uzay zaman eğri olduğu için bu 3 km, kara deliğin merkezinden olay ufkuna kadar olan mesafe ile tam aynı değildir.
[2] Teknik olarak resimdeki renkler radyo teleskoplarında ölçülen parlaklık sıcaklığına karşılık geliyor (brightness temperature).
