Yıldızların fiziği

Yıldız nedir? Nasıl yıldız olunur? Yıldız olamayanlara ne olur? Yıldızların yakıtı bitince ne olur? Beyaz cüce, nötron yıldızı nasıl oluşur? sorularına yanıtları bu yazıda bulabilirsiniz. Bu yazının bölümlerini bir dizi halinde 2018’de yayınlamıştık. Yıldızların fiziğini merak eden okurlarımızın rahatça ulaşabilmesi için yazı dizisini bir yazı olarak tekrar yayınlıyoruz. İyi okumalar…

Yıldız nedir?

Yıldız kendi ürettiği enerjiyi kullanarak ışıyan ve bu sayede yüksek sıcaklık ve basınçta kalarak kütle çekimi etkisi ile çökmeden dengede kalan bir gökcismidir.

Evrendeki bütün cisimler Newton’un keşfettiği evrensel kütle çekimi yasasıyla birbirlerini çekerler. Büyük gaz bulutları içinde biraz daha yoğun olan kısımlar kütleçekimi etkisiyle çöker ve çevrelerinden ayrışırlar. Çöken cisim gitgide daha yoğun, daha sıcak olur.

Sıcaklık ortamdaki parçacıkların ortalama enerjisinden başka bir şey değildir. Çöken bir topağın içinde sıcaklık yeterince artarsa hidrojen çekirdeklerinin (yani protonların) enerjileri iki proton arasındaki itici elektrik etkisini aşıp protonların birleşmelerine yetecek kadar yüksek olur. Aslında bu birleşme kuantum mekaniğinin öngördüğü tünelleme olayı sayesinde gerçekleşir. Gereken sıcaklık 10 milyon derece kadardır.

Bu sıcaklıklarda birbirine yaklaşıp birleşebilen Hidrojen çekirdekleri bir dizi tepkime sonucunda Helyuma dönüşürler (termonükleer tepkime). Bu tepkime sonucunda bir miktar enerji açığa çıkar. Bu enerji üretimi ortamı hep aynı sıcaklıkta tutmaya yarar- öyle ki her saniye yıldızın yüzeyinden ışımayla kaybedilen enerji yeni nükleer tepkimelerle üretilen enerjiyle karşılanır. Bu sıcaklığa oranlı olan gaz basıncı da belli kütledeki yıldızı belli bir büyüklükte dengeler. Yıldız bu şartlarda nükleer yakıtı tükeninceye kadar ışıyacaktır. Bu da yüz milyonlarca hatta milyarlarca sürecek bir ömür demektir.

Bizim Güneşimiz de böyle doğal bir termonükleer enerji reaktörü yani bir yıldızdır.

Yıldız olamayanlara ne olur? Gezegen nedir?

Kütleçekimi ile çöken bir gaz topağı çöküp ısınırken atom çekirdeklerinin birbirleriyle birleşip farklı çekirdekler oluşturmalarına yetecek kadar yüksek sıcaklıklara erişebilir demiştik. Eğer bu sıcaklıklara erişirse ve çekirdek tepkimeleri başlarsa bu tepkimelerden açığa çıkan enerji ortamın hep sıcak kalmasını sağlar. Yıldızlar işte böylece kendi enerjisini üreterek sabit sıcaklık, yoğunluk ve hacimde dengede kalan gök cisimleri. Yıldızın içinde devamlı üretilen enerji yüzeyden ışık olarak uzaya salınıyor.

Sıcaklık neye bağlı?

Gaz bulutunda kütleçekimi ile çöken topakların ulaşabildikleri sıcaklık kütlelerine bağlı. Çökmeye başlayan topağın kütlesi bizim yıldızımız Güneş’in kütlesinin onda biri kadar veya daha azsa Hidrojeni yakıp Helyum yapmaya yetecek sıcaklığa ulaşamadan içindeki sıvı ve gazın basıncı kütleçekimini dengeleyebilir. Böylece cisim daha fazla çökmeden ve termonükleer enerji üretimini tetiklemeden belli bir yarıçap ve yoğunlukta dengeli bir yapıya kavuşur. Enerji üretemediğinden sıcak kalamaz, oluşumundan itibaren yüzeyinden ışıma yaydıkça mecburen soğuyup durur. Yıldız olamayan bu cisimlere kahverengi cüce denir. Bu cisimlerden yıldızlara göre çok daha fazla sayıda oluşur. Çok sönük olduklarından ve yaşlandıkça büsbütün soğuyup söndüklerinden ancak yakınlardaki kahverengi cüceleri gözleyebiliriz.

Güneş kütlesinin onda birinden fazla kütle ile çökmeye başlayan topaklar nükleer tepkimeleri tetikleyecek kadar ısınıp yıldız olmayı becerirler. Öte uçta ise 100 Güneş kütlesi veya daha fazla kütle ile yola çıkan topaklar çöktükçe o kadar ısınırlar ki içlerindeki ışınımın basıncı bu cisimleri kısa zamanda dağıtır parçalarını uzaya üfleyip atar. 

Demek ki ancak 0,1 – 100 Güneş kütlesi arasındaki cisimler yıldız olabilirler.

Gezegenler

Çoğu zaman bir yıldız oluşturacak olan gaz topağı çökerken bir yandan döndüğü için topağın dış kısımlarındaki gaz ortada çöküp oluşan yıldızın etrafında yassı bir disk oluşturur. Zamanla yıldız parlarken disk soğur, gaz soğudukça toz taneciklerinden oluşur ve yer yer bunların toplaşmasından yeni topaklar ortaya çıkar. Bu topakların kütleleri çok küçük olduğundan hiçbiri yıldız haline gelemez. İçlerindeki sıvı ve gaz basıncıyla kütleçekimini dengede tutan bu cisimler ortadaki yıldızın etrafında dönmeye devam ederler. Bu cisimlere gezegen diyoruz.

Gezegenler kendi enerjilerini üretmediklerinden ışımaları yoktur. Ortadaki yıldızın ışığını yansıtırlar. Güneş sistemindeki gezegenlerin kütleleri Güneş kütlesinin milyonda biri ile binde biri arasındadır. Dünyamız ve Mars gibi bazı gezegenlerin katı kabukları da vardır. Gezegenlerin Ay gibi uyduları, Satürn’ün etrafındaki gibi halkaları olabilir. Ayrıca Güneş sisteminde gezegenlerden ufak, kaya hatta taş parçaları kadar ufak asteroidler, buzlu kuyrukluyıldızlar gibi küçük gökcisimleri de vardır.

1992 de ilk kez yakın yıldızlardan birinin etrafında bir gezegen bulundu. Artık hemen tüm yakın yıldızların etrafında teleskoplarımızla seçebildiğimiz ötegezegen sistemleri var.  Tabii yakın veya uzak tüm yıldızların etrafında gezegen sistemleri olması akla yakın.

Yıldız evrimi nedir? Eski yıldızlara ne olur?

Nasrettin Hoca’nın ‘Eski aylara ne olur? Kırpıp kırpıp yıldız yaparlar’ hikayesindeki gibi, ‘Eski yıldızlara ne olur?’ sorusunu sorabiliriz. Mesela bizim yıldızımız Güneş’e ilerde ne olacak? Güneş sonsuza kadar hep şimdi olduğu gibi kalabilir mi?

Yıldız nedir? sorusunu cevaplarken yıldızların nükleer tepkimelerle enerji ürettiklerini, bir yandan bu ürettikleri enerjiyi yüzeylerinden ışıyarak kaybettikleri halde hep sıcak ve dengede kaldıklarını görmüştük. Yıldızların sıcaklıklarını, parlaklıklarını, büyüklüklerini, yaşlarını ve hangi kimyasal elemanları bulundurduklarını gözlemlerden öğrenebiliyoruz ve tüm bu özelliklerini nükleer tepkimelerle enerji üretimine dayanarak açıklayabiliyoruz.

Güneş, hidrojeni helyuma dönüştürerek, yani hidrojen tüketerek yaşıyor. Kömür yakan bir sobanın kömürü bitince sönmesi gibi Güneş’in de ‘yakacağı’ hidrojen bitecek bir gün – hesaplara göre 5 milyar yıl sonra. Yakıt bitince sıcaklık ve basınç düşecek. Kütleçekimine karşı duracak basınç kalmayınca Güneş çökecek.  Çökünce yeniden ısınacak, ısınacak ve sonunda bu kez Helyumu nükleer tepkimelerle yakıp karbon ve oksijen oluşturabilecek kadar yüksek sıcaklıklara erişecek. Bu aşamada yeni bir yakıt türünden enerji üreten yeni bir yıldız türü ortaya çıkmış olacak.

İç kısımlarında Güneş’tekinden çok daha fazla enerji üretim gücüne (Watt) sahip bu yeni yıldız tipi yüksek sıcaklık ve basıncın sonucu olarak Güneş’inkinden çok daha büyük bir hacme ulaşana kadar şişecek. Bu tür yıldızlara ‘kırmızı dev’ deniyor. Güneş’in evrimi ile ortaya çıkacak olan kırmızı dev dengeye ulaştığında o kadar şişmiş olacak ki iç gezegenler Merkür ve Venüs’ü yutacak. Dünya’nın yörüngesine de yaklaşmış (hatta belki ulaşmış) olacak, bu aşamada Dünya’nın okyanusları çoktan buharlaşmış Dünya kavrulmuş, hayat bitmiş olacak.

Nazım Hikmet’in ‘Masalların Masalı’ şiirindeki gibi: “Güneş kalacak, sonra o da gidecek.”

Yıldız evrimi, helyum da tükenince başka bir aşamaya geçecek, karbon, nitrojen, oksijen çekirdekleri de nükleer tepkimelerle daha büyük çekirdeklere dönüşecek. Her yakıt türü daha yüksek sıcaklıklarda, daha fazla güç üreten, daha çabuk ilerleyen tepkimelerle yandığı için yıldız evriminin her aşaması bir öncekinden daha çabuk yakıtını tüketiyor.

Güneş gibi hidrojen yakan ‘ana kol yıldızı’ dediğimiz yıldızlar 10 milyar yıl kadar yaşarken, kırmızı dev aşaması 1 milyar yıl daha sonraki aşamalar ise 10 milyon yıl kadar sürüyor.

Demek ki nükleer yakıt tüketerek ışıyan yıldızlar, her bir yakıt türü tükendikçe evrimleşip başka bir yakıt yakan yeni tür bir yıldıza dönüşüyorlar. Ama yakılabilecek yakıt türleri de sonlu, nihayet temel fizik yasalarından dolayı olabilecek çekirdek türleri (yani Periyodik Tablo) sonlu.

Üstelik hafif çekirdeklerin birleşmesi ile enerji veren nükleer reaksiyonlar, demir, nikel ve kobalt çekirdeklerinin üretilmesi ile bitiyor. Çünkü bu elementlerin birleşmesi artık ortama enerji üretmiyor, tersine ortamdan enerji çekmeye ihtiyaç var. Karbon, nitrojen, oksijen yanmasından sonraki aşamalarda yıldız yeni bir denge bulamıyor, nükleer reaksiyonlar patlama hızıyla ilerleyip yıldızın dış katmanlarını uzaya üfürüyor. İç kısımları da giderek çöküyor. Demir, nikel, kobalt ailesinden daha büyük tüm elementler işte bu son patlamalar sırasında ortamdan enerji çeken tepkimelerle oluşuyorlar.

Sözün kısası Büyük Patlama’dan sonra sadece hidrojen ve biraz helyum vardı. Helyum ve daha büyük tüm çekirdekler yani bütün periyodik tablo, çevremizdeki maddeyi ve bizim vücutlarımızı oluşturan neredeyse her şey yıldızlarda yapılmış.

Maddenin yapı taşları olan atom çekirdekleri yıldız evriminin ürünleridir.

Astronomlar, yıldız evriminin değişik safhalarındaki yıldızları tam da nükleer reaksiyonlara göre hesap edilen özellikleriyle gözlüyor. Bu hikâyenin bütün safhaları gözlemlerle doğrulanmış. Yıldız yapısının ve evriminin böylece anlaşılması çağdaş fiziğin büyük başarılarından biri.

Yıldızın yakıtı bitince ne olacak? Yıldız çöküp yitecek mi?

Kütleçekimini yakıt kullanmadan dengeleyebilecek bir temel fizik yasası var: İki elektronun ‘üstüste gelemeyeceğini’ söyleyen Pauli İlkesi, farklı elemanların atom yapılarını dolayısıyla Periyodik Tabloyu ve kimyayı belirleyen temel fizik yasası.

Kuantum mekaniği ve Pauli İlkesi

Şimdi Pauli İlkesini konuşalım: Kuantum mekaniği tüm parçacıkların aynı zamanda dalga özellikleri taşıdıklarını söylüyor. Günlük hayatımızda hiç farkında olmadığımız bu dalga özelliği atomların yapısını dolayısıyla maddenin özelliklerini belirliyor. Hem dünyada çevremizde gördüğümüz maddeyi hem de gökcisimlerini ancak kuantum mekaniği ile, dalga özellikleriyle anlayabiliyoruz.

Her parçacık bir dalga olarak parçacık boyutlarından çok daha fazla yer kaplıyor.

Peki birçok parçacığın birlikte bulunduğu bir ortamda bu dalgalar aynı yerleri işgal edecek şekilde üstüste gelebilir mi?

Parçacığın türüne göre iki seçenek var. Kimi parçacıklar için dalga durumlarının aynı olması üstüste gelmesi tercih ediliyor. Bu özellikteki parçacıklara ‘bozon’ deniyor. Işığın taneciği olan fotonlar bozon, belli şartlar sağlanırsa hepsi aynı duruma aynı yöne yoğuşmayı tercih ediyorlar. Lazerler buna göre tasarlanıyor.

Diğer seçenek ise iki parçacığın aynı dalga durumunda bulunamaması. Pauli İlkesi denen bu özelliğe elektronlar, protonlar ve nötronlar uyuyorlar, bu özellikteki parçacıklara  ‘fermiyon’ deniyor. Elektronlar, protonlar ve nötronlar maddenin kararlı yani kendiliğinden bozulup yok olmayan temel yapıtaşları olduğundan Pauli İlkesi maddenin yapısını belirliyor.

Her parçacığın spin adı verilen kendi iç (özgül) açısal momentumu var. Kuantum mekaniğine göre spin temel açısal momentum kuantumu ℏ’nin tam sayı veya buçuk katlarını alabiliyor (ℏ ≈ 10^-34 kg.m²/s  Planck sabiti). Deneyler elektron, proton ve nötronların ½ ℏ kadar spin taşıdıklarını gösteriyor.  Bir yöndeki spin sadece +½ ℏ ve  – ½ ℏ gibi iki farklı değer alabiliyor.  Buçuk spinli bütün parçacıklar gibi elektronlar da “fermiyon”. Yani Pauli İlkesi’ne göre iki elektron bütün özellikleri olan bir dalga durumunda bulunamıyor. Aynı dalga durumunda, aynı yerlerde sadece biri +½ ℏ diğeri – ½ ℏ spin değerli iki elektron bulunabiliyor.

Şimdi birden çok sayıda elektronun bulunduğu bir sistem düşünelim. Tümünün toplam enerjisinin olabildiğince düşük olması için elektronların en düşük enerjili dalga durumlarında bulunmaları gerekir. Ama en düşük enerjili dalga durumunda sadece farklı spin taşıyan iki tane elektron bulunabilir. Ondan sonraki en düşük enerji seviyelerinde ikişer ikişer elektronlar yerleşerek en düşük enerjiden yukarıya doğru enerji seviyelerini doldururlar. Böylece sistemdeki elektron sayısına göre ulaşılacak en yüksek bir enerji seviyesi vardır.

İşte Pauli İlkesine göre elektronların, atomların enerji seviyelerine dağılımı bu şekilde belirlenir. Bir elementin elektronları ikişer ikişer her dalga durumuna yerleşir, elektron sayısına göre enerji seviyelerinin doluluğu belirlenir. Bu da o atomun elektron alma verme yetkinliklerini yani kimyayı ve periyodik tabloyu belirler.

Ortamın sıcaklığı her bir atoma düşen ortalama enerji demektir. Yeterince yüksek sıcaklıklarda elektronlar daha yüksek enerji seviyelerinde bulunabilir, hatta atomlardan kopup serbest kalabilirler. Düşük sıcaklıklarda ise elektronlar Pauli İlkesi ile belirlenen şekilde atomun en alttan itibaren düşük enerjili seviyelerinde bulunurlar.

Beyaz Cüceler

Yakıtı tükenen yıldızlar dengesiz duruma girip patlamalarla dış katmanlarını uzaya üfürürken orta kısımları kütle çekimi altında çöküyor. Yoğunluk arttıkça elektronlar atomlardan ayrışıp serbest dalgalar oluşturuyorlar. Birim hacimdeki elektron sayısı en düşük enerjiden başlayarak ikişer ikişer düşük enerjili dalga durumlarına yerleşince ulaşılan en son enerji seviyesine Fermi enerjisi (E_F ) deniyor. Çökme ile yoğunluk arttıkça Fermi enerjisi birim hacimdeki elektron sayısı n ile birlikte, E_F ~ n ^2/3  şeklinde artıyor. Sıcaklık da artıyor ama  Fermi enerjisi daha çok artıyor. Bu durumda sıcaklık etkisiz kalıyor ve elektronlar 0 enerji ile Fermi enerjisi arasındaki enerji seviyelerini dolduruyorlar.

Bir gaz sıkıştırılıp yoğunluğu arttıkça basıncı da artar. Basınç doğrudan enerji yoğunluğuna yani birim hacimde elektronların ne kadar enerji taşıdığına, yani n kere E_F ye oranlıdır. P basınç ve ρ (mesela gm/cm³ birimleriyle) kütle yoğunluğu olduğunda,  Pauli ilkesi P ~ n E_F ~ n ^5/3 ~ ρ ^5/3 gibi yoğunlukla artan bir basınca yol açar.

Bu basınç sıcaklıktan bağımsız; yoğunluk yeterince yüksekse basınç oluşacak.

Demek ki Pauli basıncını sağlamak için yakıt tüketerek yıldızı sıcak tutmak gerekmiyor!

Yakıtını tüketip de çöken bir yıldız yaklaşık ρ~10⁵ gm/cm³ yoğunluklara ulaşınca elektronların Pauli basıncı kütleçekimini dengeliyor. Güneş kadar yani 2 x 10²⁷ ton mertebesinde kütlesi olan bir yıldız gereken ρ~10⁵ gm/cm³ yoğunluklara birkaç bin kilometre yarıçaplı yani gezegen gibi bir boyuta indiğinde ulaşıyor; kütleçekimi dengeleniyor, çökme duruyor. Oluşan yeni yıldıza Beyaz Cüce deniyor.

Yakıt kullanmadan kütleçekimine karşı denge kuran Pauli basıncı acaba her kütledeki yıldızı kütleçekimine karşı dengede tutabilir mi?

Daha büyük kütlesi olan yıldızlar daha yüksek yoğunluklara kadar çöküyorlar. ρ ~ 10⁶ gm/cm³ civarı yoğunluklarda elektronların Fermi enerjileri Einstein’in formülündeki elektron kütle enerjisi E₀ = m_e c² ‘yi aşıyor (m_e elektron kütlesi, c ise ışık hızı). Bu şartlarda elektronların hızları ışık hızına yaklaşıyor. Bu rölativistik elektronlar için dalga enerji seviyeleri farklı. Sonuç olarak basıncın yoğunluğa bağımlılığı P ~ n E_F ~ n ^4/3 ~ r ^4/3 haline geliyor. Ortam daha yoğun ama daha yumuşak: basınç yukardaki ilk formüle göre daha düşük. Büyük Hintli astrofizikçi Chandrasekhar’ın (1983 Nobel Fizik Ödülü) ilk kez farkettiği gibi 1,4 Güneş kütlesinden daha ağır olup çöken yıldızları elektron Pauli basıncıyla dengelemek mümkün değil. Demek ki onlar Beyaz Cüce olamayacaklar. Patlamalardan sonra yıldızın çöken orta kısmında 1,4 Güneş kütlesinden (‘Chandrasekhar kütlesi’) fazla madde kalırsa, bu yıldız kalıntıları sonunda nötron yıldızı veya karadelik olacaklar.

Peki beyaz cüce nasıl bir şey? Neden ‘beyaz’? Neden ‘cüce’?

‘Cüce’ çünkü elektron dalgalarının birbirine değip, üst üste gelmeye direnip de Pauli basıncı üretmeleri yukarda gördüğümüz gibi her santimetre küpünde birkaç yüz kilo – bir ton gibi yüksek yoğunluklar gerektiriyor. Bunun için de yıldız birkaç bin km ile 10.000 km arasındaki gezegen boyutlarına kadar çökmeli. Oysa Güneş gibi yıldızlarda aynı miktarda kütle yüzbin-milyon km yarıçaplı bir hacimde, yoğunluklarsa sadece 1-10 gm/cm³. Beyaz cüceler bildik yıldızlardan çok çok daha küçük ve yoğun.

Bir beyaz cüce bir kez oluştuktan sonra yapısı çok kararlı. Ve hep böyle kalacak, çünkü bu yapıda kalabilmek için yakıt tüketmesi sıcak kalması gerekmiyor.

Oluşumunda daha sıcakken gitgide yavaş yavaş yüzeyinden ışıyarak enerji kaybedip soğuyor.  Bir sobayı ısıttıkça önce kırmızı sonra akkor halinde ışıması gibi cisimlerin renkleri yüzey sıcaklığına bağlı. Sıcaklık arttıkça renk mavi-beyaza kayıyor. Beyaz cücelerin ışımaları az, toplam ışıma güçleri düşük, onun için parlaklıkta da cüce yıldızlar bunlar. İlk oluşumlarında yeterince sıcak olduklarından ve çok da yavaş, yüz milyonlarca yılda soğuduklarından ömürlerinin büyük kısmında yüzeyleri akkor sıcaklığında. Onun için beyaz cüceler.

Böyle beyaz ve cüce yıldızlardan çok var. Yakın olanlarını astronomlar 18. yüzyıldan beri biliyorlar.  Ama yapılarının, neden beyaz ve cüce olduklarının anlaşılması 20. yüzyılda rölativite ve kuantum mekaniğinin gelişmesinin ardından özellikle Chandrasekhar’ın katkıları ile oldu.

Nötron yıldızları

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 basıncı çok daha yüksek yoğunluklarda etkin oluyor. Bu yüksek yoğunluklara gelindiğinde ise maddenin içinde proton sayısı çok azalmış, protonların çoğu nötrona dönüşmüş oluyor.

Protonlar neden nötrona dönüşür?

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 kütleçekimini 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 keşfinden (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 göz önüne 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 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 süpernovanın, sıradan bir yıldızın bir nötron yıldızına dönüşmesi olduğu görüşünü öne sürüyoruz.”

Gerçekten de 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 fark etmişler.

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. Ta ki 1967’de pulsarlar keşfedilene kadar…

Pulsarların keşfi ve fiziği üzerine Pulsar (atarca) nedir? yazımızı okuyabilirsiniz.

Ali Alpar
Bilim Akademisi üyesi
Sabancı Üniversitesi Mühendislik ve Doğa Bilimleri Fakültesi