Kara Yıldız (Yarıklasik Gravite) (black star - semiclassical gravity)

Kara bir yıldız, maddeden oluşan gravitasyonal bir objedir. Genel görelilikten kara delik kavramına teorik bir alternatiftir. Teorik yapı, yarıklasik gravite teorisi kullanılarak oluşturuldu. Kuantum elektrodinamiğinin klasik sınırı olan Einstein–Maxwell–Dirac denklem sistemi ve standart modelin klasik sınırı olan Einstein–Yang–Mills–Dirac sistemi için de benzer bir yapı bulunmalıdır.

Kara bir yıldızın bir olay ufkuna sahip olması gerekmez, çökmekte olan bir yıldız ile tekillik arasında bir geçiş aşaması olabilir veya olmayabilir.

Madde, yıldızının merkezine düşen varsayımsal bir partikülün serbest düşme hızından önemli ölçüde daha düşük bir oranda sıkıştırıldığında kara bir yıldız oluşur; çünkü kuantum prosesleri, uzay zamanının (ve içinde tutulan parçacıkların) aynı zamanda aynı alanı işgal etmesini önleyen bir dejenerasyon basıncı oluşturan vakum polarizasyonu yaratır. Bu vakum enerjisi teorik olarak sınırsızdır, yeterince hızlı bir şekilde oluşturulursa, gravitasyonal çöküşün tekillik yaratmasını durduracaktır. Bu durum, sonsuz bir çökme süresine yol açan veya asimptotik olarak sıfırdan büyük bir yarıçapa yaklaşan, sürekli azalan bir çökme oranına neden olabilir.

Eşdeğer kütleli bir kara delik için tahmin edilen olay ufkundan biraz daha büyük yarıçapı olan bir kara yıldız çok karanlık olacaktır; çünkü üretilen ışığın neredeyse tamamı yıldıza geri çekilecek ve kaçan herhangi bir ışık ciddi şekilde gravitasyonal olarak kırmızıya kayacaktır ve neredeyse tam olarak bir kara delik gibi görünecektir. Çevresinde yaratılan sanal partikül çiftleri, biri kaçarken diğeri tuzağa düşecek şekilde hala bölünebileceğinden, Hawking radyasyonunu içerecek ve eşdeğer bir kara deliğin beklenen Hawking radyasyonuna çok benzeyen termal Planck radyasyonu yaratacaktır.

Kara bir yıldızın tahmin edilen iç kısmı, uzay-zamanın bu garip durumundan oluşacaktır; derinlikteki her uzunluk içe doğru ilerleyerek, eşdeğer kütleli ve yarıçaplı kara bir yıldızla aynı görünecektir. Merkeze doğru sıcaklıklar derinlikle artar.

Yarıklaşik gravite, kuantum gravite teorisine bir yaklaşımdır; madde alanlarını kuantum olarak ve gravitasyonal alanı klasik olarak ele alır.

Yarıklasik gravitede madde, kavisli uzay-zamandaki kuantum alanları teorisine göre yayılan kuantum madde alanları ile temsil edilir. Alanların yayıldığı uzay-zaman klasik ama dinamiktir. Uzay zamanının eğriliği, Einstein tensörü (Gmn) tarafından verilen uzay zamanının eğriliğini, madde alanlarının enerji–momentum tensör operatörünün (Tmn) beklenti değeri ile ilişkilendiren yarı klasik Einstein denklemleriyle verilir:

           8pG

Gmn = ¾¾¾ áTmnñy
            c4

G: gravitasyonal sabit, ψ: madde alanlarının kuantum halidir.

 

Kara bir yıldızın aşağıdaki aşamalardan sonra oluştuğu düşünülebilir:

Bazı maddeler kendi ağırlığı altında çöktüğünde bir kara delik oluşur ve hiçbir kuvvet onu durduramaz. Fizikçiler, kuantum etkilerinin böyle bir çöküşü durduracak kadar büyük olamayacağı görüşündedir.

Hızlı Çöküş Durdurulmaz (Şekil-1)

Vakum polarizasyonu, madde bir olay ufku oluşturmak ve bir kara delik haline gelmek için yeterince yoğunlaştığında bile, serbest düşen madde için önemsizdir.


Şekil-1

 

Daha Yavaş Çökmeler Sonsuza Kadar Ertelenebilir (Şekil-2)

Maddenin düşüşü yavaşlarsa, vakum polarizasyonu büyüyebilir ve itme üretebilir

İtme, polarizasyonun yoğunlaşmasına izin veren çöküşü daha da yavaşlatır

Çöküş, bir olay ufku oluşturmaktan ertelenir
Şekil 2


Kara Yıldız (Şekil-3)

Sonuç bir kara yıldızdır.

Etrafındaki gravitasyonal alan bir kara deliğin etrafındaki ile aynıdır, ancak yıldızın içi madde ile doludur ve hiçbir olay ufku oluşmaz. Kara bir yıldız Hawking benzeri radyasyon yayabilir, ancak bu radyasyon tekliği koruyarak kara yıldıza giden bilgiyi taşır.

Kara bir yıldız, bir soğan gibi katman katman soyulabilseydi, her aşamada kalan çekirdek, radyasyon yayan daha küçük bir kara yıldız olurdu. Küçük kara delikler daha fazla radyasyon yayar ve daha büyük olanlardan daha yüksek sıcaklıklara sahiptir ve bu nedenle kara bir yıldız merkezine doğru fazla ısınır.


Şekil-3
(https://physics.ucf.edu/~britt/AST2002/R9-Barcelo-Black%20stars,%20not%20holes.pdf)


 

https://en.wikipedia.org/wiki/Black_star_(semiclassical_gravity)

14 Mayıs 2021

 

GERİ (yıldız)
GERİ (varsayımsal yıldız)
GERİ (kara delikler)