“Yıldız Evrimi Nedir?” yazısında gördüğümüz gibi, farklı yıldız türleri farklı tür çekirdekleri “yakarak” çalışıyorlar. Peki bütün yakıtlar tükenince ne oluyor?
Yakıt bitince yıldızın sıcaklığı ve basıncı düşüyor, çökmeye karşı duracak yeterli basınç olmayınca da kütleçekimi etkisiyle yıldız çökmeye başlıyor. Yıldız yeterince çöktüğünde Pauli ilkesinden, yani elektronların aynı yerde ve durumda bulunamamalarından dolayı yeni bir basınç kaynağı devreye giriyor. Bu sayede dengelenen yıldızlara Beyaz Cüce deniyor (Eski Yıldızlara Ne olur? Beyaz Cüce Nedir?). Artık yakıt tüketmek gerekmediği için Beyaz Cüceler kalıcı, evrimleşmiyorlar, başka bir yıldız türüne dönüşmüyorlar. Belli yarıçapta ve kütlede dengeye oturmuş bir gök cismi olarak varlıklarını sürdürüyorlar.
Çöken yıldızın kütlesi 1.4 Güneş kütlesinden daha büyükse elektronların Pauli basıncı çöküşü durdurmaya yetmiyor. Bu durumda ne olacak?
Nötronlaşma
Doğada Pauli ilkesine uyan yani aynı yere aynı durumda sıkıştırılamayan 3 dengeli parçacık türü var: maddenin temel yapıtaşları olan elektron, proton ve nötron. Proton ve nötronun parçacık kütleleri elektronunkinden yaklaşık iki bin defa daha büyük olduğu için bu parçacıkların Pauli özelliğinden kaynaklanan basınç çok daha yüksek yoğunluklarda etkin oluyor. Bu yüksek yoğunluklara gelindiğinde ise maddenin içinde proton sayısı çok azalmış, protonların çoğu nötrona dönüşmüş oluyor. Bunun sebebi yüksek yoğunluklarda elektronların basınç ve enerjilerinin artması: Nötronun kütlesi protonun kütlesinden birazcık daha yüksek. Boşlukta tek başına bir nötron beta çözünmesi denen bir tepkime ile protona dönüşür. E = mc2 formülüne göre nötronun kütlesiyle birlikte enerjisi de protonunkinden biraz fazladır. Bu fazla enerji bir elektron ve bir tane de anti-nötrino denen parçacık oluşturur. Bu tepkimenin tersi, yani bir elektron ile bir protonun birleşip (bir de nötrino salarak) nötron yapmaları için elektronun proton ile nötron arasındaki 1.3 MeV kütle-enerji farkını karşılayacak kadar yüksek enerjide olması gerekir. Bu enerji farkı elektronun kütle enerjisinin iki katından fazla olduğundan protonları nötrona dönüştürmak için ortamdaki elektronların çok yüksek, rölativistik enerjilere sahip olmaları gerekir. Bu da ancak çok yoğun ortamlarda doğal olarak gerçekleşir.
Öyleyse Beyaz Cüce olamayıp çökmeye devam eden bir yıldızı Pauli basıncıyla durdurmaya aday tek bir parçacık türü var: yüksek yoğunluklarda ortamdaki parçacıkları çoğunluğunu oluşturan nötronlar. Nötron Pauli basıncının kütle çekimini dengelemesi için ortamın yoğunluğunun bir santimetreküpte yüzmilyonlarca ton madde bulunacak kadar artmış olması gerekiyor. Bu kadar yüksek yoğunluklarda Pauli basıncının yanı sıra nötronlar arasındaki güçlü nükleer etkileşme de kütle çekimine karşı basınca etkin katkı yapıyor.
Nötronun laboratuvarda keşifinden (1931) hemen sonra başta Landau olmak üzere zamanın önde gelen fizikçileri, bu yeni parçaçığın da Pauli etkisi ve nükleer kuvvetler sayesinde, yakıt olmaksızın bir yıldızı dengede tutabileceğini öne sürmüşler. Güneş kütlesi mertebesinde kütlesi olan bir yıldızı kütleçekimine karşı nötronların Pauli basıncıyla dengelemek için gereken yoğunluklar dünyada sadece atom çekirdeklerinin içinde ulaşılan yoğunluklar kadar hatta biraz daha fazla; santimetreküpte yüzmilyonlarca ton gibi yoğunluklar gerekiyor. Bu yoğunluklar gözönüne alınınca Güneş kütlesi mertebesinde bir nötron yıldızının 10 km yarıçapı olacağı kestiriliyor. Nötron yıldızlarının hem kütle hem de yarıçaplarının ölçülmesi bunların dengesine katkıda bulunan güçlü nükleer etkileşmenin anlaşılmasına yol açacağı için bilimin günümüzdeki önemli uğraş alanlarından biri. Bu yolla CERN’de cevabını henüz bulamadığımız sorularımıza gökyüzünden cevap arıyoruz.
Teorik fizikçilerin nötron yıldızı olasılığını tahmin etmelerinin hemen ardından Walter Baade ve Fritz Zwicky adlı iki astronom da yazının başındaki resimde görülen Crab (Yengeç ) Bulutsusunun ardında bir nötron yıldızı bırakan bir supernova patlaması olduğunu öne sürmüşler. Zamanında çığır açmış olan bu saptamayı yazarlar şu şekilde ifade etmişler:
“Haddimizi aşmadığımızı umarak, Süpernova’nın sıradan bir yıldızın bir nötron yıldızına dönüşmesi olduğu görüşünü öne sürüyoruz.”
Yengeç bulutsusu, tarihi kayıtlara göre dünyada 1054 yılında gözlenen bu patlamanın, neredeyse bin yıldır uzaya dağılmakta olan süpernova artığıdır.
Eski bir yıldız tüm yakıtlarını tüketip dengesiz hale geldiğinde dış katmanlarını patlamayla uzaya üfürürken orta kısmı çöküyor. Baade ve Zwicky dağılan gazın hareket ve ışıma enerjisini hesaplayarak bunun tam da bir Güneş kütlesi mertebesinde kütlenin 10 km boyutlarına çökmesiyle açığa çıkan enerjiye denk olduğunu farketmişler.
Bu kadar küçük bir yıldız eğer 1930’larda var olan teleskoplarla, yıldızın yüzeyinden salınan bildiğimiz ışık alınarak gözlemlenecekse Güneşimizin neredeyse burnunun dibinde olması gerekir. Oysa Güneşe en yakın yıldız 4 ışık yılı uzakta, Güneş gibi bir yıldız olan Alfa Centauri. Böylece o zamanki bilim insanları nötron yıldızlarının gözlenemeyeceğini düşünmüşler. Ancak sonradan 1967’de radyo teleskoplar sayesinde atışlı radyo dalgaları salan gökcisimleri – “pulsarlar”- keşfedildi ve bunların doğal dinamolar olarak çalışan nötron yıldızları olduğu anlaşıldı. “ Pulsar Nedir ?” konusunu bir sonraki Nedir? Yazısında ele alacağım.
Ali Alpar
Bilim Akademisi üyesi
Sabancı Üniversitesi Mühendislik ve Doğa Bilimleri Fakültesi öğretim üyesi
