Karanlık yıldız (Newton mekaniği)

Karanlık yıldız, devasa kütlesi nedeniyle ışık hızına eşit veya bu hızı aşan bir yüzey kaçış hızına sahip olan Newton mekaniğindeki teorik bir nesnedir. Newton mekaniği altında ışığın yerçekiminden etkilenip etkilenmediği belirsizdir, ancak Atkılarla aynı şekilde hızlandırılmış olsaydı, karanlık yıldızın yüzeyinden yayılan ışıklar yıldızın yerçekimi tarafından hapsolacak ve onu adından anlaşılabileceği gibi karanlık yapacaktır. Karanlık yıldızlar, genel görelilikteki kara deliklere benzerdir.

Karanlık yıldız teorisinin tarihi

John Michell ve karanlık yıldızlar

1783 yılında jeolog John Michell, Henry Cavendish'e karanlık yıldızların beklenen özelliklerini özetleyen ve The Royal Society tarafından 1784 cildinde yayınlanan bir mektup yazdı. Michell; bir yıldızın yüzeyindeki kaçış hızı ışık hızına eşit veya daha yüksek olduğunda, oluşan ışığın kütleçekimsel olarak hapsolacağını ve böylece yıldızın uzaktaki bir astronom tarafından görülemeyeceğini hesapladı.

Michell'in bu tür "görünmez" yıldızların sayısını hesaplama fikri 20. yüzyıl gökbilimcilerinin çalışmasını öngörüyordu: Çift yıldız sistemlerinin belirli bir oranının en az bir "karanlık" yıldız içermesi beklenebileceğinden, yapabildiğimiz kadar çift yıldız sistemleri belirleyip bunların arasından sadece bir görülebilir yıldızlı sistemleri tespit etmeyi önerdi. Bu, daha sonra görünen yıldızlara ek olarak var olabilecek diğer görünmeyen yıldız maddelerinin miktarını hesaplamak için istatistiksel bir temel sağlayacaktı.

Karanlık yıldızlar ve yerçekimi kaymaları

Michell ayrıca; Einstein'ın 1911 yerçekimi kayması argümanının habercisi olarak, gelecekteki gökbilimcilerin uzak yıldızlardaki yüzey yerçekimini hesaplamak için ışıklarının spektrumun zayıf ucuna ne kadar kaydıklarına bakarak hesaplayabileceklerini öne sürdü. Ancak Michell, Newton'un mavi ışığın kırmızıdan daha az enerjik olduğunu söylediğine atıfta bulundu, (Newton, daha büyük parçacıkların daha büyük dalga boylarıyla ilişkili olduğunu düşündü) bu nedenle Michell'in öngördüğü spektral kaymalar yanlış yöndeydi.

Işığın dalga teorisi

1796'da matematikçi Pierre-Simon Laplace, Exposition du système du Monde adlı kitabının birinci ve ikinci baskılarında aynı fikri Michell'den bağımsızca öne sürdü.

Laplace, belki de ışığın dalga teorisinin gelişmesiyle artık ışığın bir kütlesiz dalga olduğu ve bu yüzden yerçekiminden etkilenmeyeceği düşünüldüğünden sonraki baskılardan bu fikri çıkardı.

Kara deliklerle karşılaştırmalar
Dolaylı radyasyon
Karanlık yıldızlar ve kara deliklerin her ikisinin de yüzeyden kaçış hızı ışık hızına eşit veya bundan daha büyük ve kritik yarıçapı r ≤ 2 M.
Bununla birlikte, karanlık yıldız dolaylı radyasyon yayabilir - dışa yönelik ışık ve madde yeniden yakalanmadan önce kısa bir süre r = 2 M yüzeyini terk edebilir ve kritik yüzeyin dışındayken diğer maddelerle etkileşime girebilir ve hatta etkileşimlerle yıldızdan kurtulabilir. Bu nedenle, bir karanlık yıldız, "ziyaret parçacıklarının" seyrek bir atmosferine sahiptir ve madde ve ışığın bu hayalet halesi zayıf da olsa yayılabilir. Ayrıca Newton mekaniğinde ışık hızlarından daha hızlı olması mümkün olduğundan, parçacıkların kaçması mümkündür.
Radyasyon etkileri
Bir karanlık yıldız yukarıda açıklandığı gibi dolaylı radyasyon yayabilir. Kuantum mekaniği ile ilgili mevcut teorilerin tanımladığı gibi kara delikler, ilk olarak 1975'te öne sürülen Hawking radyasyonu olan farklı bir süreçle radyasyon yayarlar. Bir karanlık yıldızın yaydığı radyasyon, onun bileşimine ve yapısına bağlıdır; No-hair teoremine göre ise Hawking radyasyonunun, kara delik bilgi paradoksu bunu tartışmalı hale getirmesine rağmen, genellikle sadece kara deliğin kütlesine, yüküne ve açısal momentumuna bağlı olduğu düşünülmektedir.
Işık bükme efektleri
Eğer Newton fiziği, ışığın kütleçekimsel sapmasına sahipse ( Newton, Cavendish, Soldner ), genel görelilik, Güneş'i sıyıran bir ışık demetinde onun öngördüğünden iki kat daha fazla sapma öngörür. Bu fark, modern teori altında uzayın eğriliğinin ek katkısıyla açıklanabilir: Newton kütleçekimi, genel göreliliğin Riemann eğrilik tensörünün uzay-zaman bileşenlerine benzer iken, eğrilik tensörü yalnızca tamamen uzamsal bileşenleri içerir ancak iki form da toplam sapmaya katkıda bulunur.

Ayrıca bakınız

Kaynakça
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.