Halkalı Yıldız mı Olur? Bilinen En Yaşlı Beyaz Cüce Keşfedildi

03 Mar 2019

OSR blog post

NASA ile birlikte çalışan bir bilim insanı, Güneş Sistemi'mizin kaderine dair ipuçları verebilecek eski, soğuk ve ölmekte olan bir cüce yıldız keşfetti

Alman bir bilim insanı olan Melina Thévenot, Avrupa Uzay Ajansı’nın Gaia uzay aracı tarafından toplanan bilgiler üzerinde araştırma yaparken bir anomali keşfetti. Başta uzay aracından gelen dosyaların bozuk olduğunu düşünse de, NASA’nın Kızıl Ötesi Yüzey Kaşifinden gelen fotoğrafların kaynaklarını incelediğinde dosyaların işe yarayabileceğine karar verdi. Ardından fotoğrafları Neptün gezegeninin etrafındaki cüce gezegenleri araştıran bir ekibe teslim etti.

En soğuk beyaz cüce gezegen

Ekibin liderleri, araştırma için Hawaii’de bulunan Keck II teleskobunu kullanmaya karar verdi. Gökyüzündeki bu ufak noktaya odaklanmaları ve teleskoptan gelen raporlarla birlikte dosyaların bozuk olmadığı doğrulanmış oldu. Bu, keşfettikleri en eski, en soğuk beyaz cüce gezegendi ve etrafında toz bulutundan oluşan halkası vardı.

Ekibin sözcülerinden ve aynı zamanda bir gökbilimci olan John Debes verdiği bir röportajda ”Bu beyaz cüce gezegen o kadar eski ki, halkasına güç veren işleyiş milyarlarca yıl önce çalışmaya başlamış olmalı. Bu yıldız, gezegen sistemleri hakkındaki varsayımlarımızı gerçekten zora sokuyor. Özel olan yanı ise, tipik beyaz cüce gezegenlerden çok daha eski olması. Şu an elimizde bulunan teknoloji ile bu işleyişi açıklamak biraz zor fakat doğa ana bir şekilde hallediyor” diyor.

Çıplak gözle gördüğümüz yıldızlar (Güneşimiz gibi sıradan “ana kol” yıldızları ve kırmızı devler) nükleer tepkimelerle enerji üreterek ışıyorlar. “Yıldız Evrimi Nedir?” yazısında gördüğümüz gibi, farklı yıldız türleri farklı tür çekirdekleri “yakarak” çalışıyorlar. Peki bütün yakıtlar tükenince ne oluyor? Yakıt bitince 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.

Pauli ilkesi

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 2 tane elektron bulunabilir. Ondan sonraki en düşük enerji seviyelerinde ikişer ikişer elektronlar yerleşerek en düşük enerjiden yukarıya 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.

Yakıtı tükenen yıldızlar

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 (EF ) deniyor. Çökme ile yoğunluk arttıkça Fermi enerjisi birim hacimdeki elektron sayısı n ile birlikte, EF ~ 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.

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 r ~ 105 gm/cm3 yoğunluklara ulaşınca elektronların Pauli basıncı kütleçekimini dengeliyor. Güneş kadar yani 2 x 1027 ton mertebesinde kütlesi olan bir yıldız gereken r ~ 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.

Daha büyük kütlesi olan yıldızlar daha yüksek yoğunluklara kadar çöküyorlar. r ~ 106 gm/cm3 civarı yoğunluklarda elektronların Fermi enerjileri Einstein’in formülündeki elektron kütle enerjisi E0 = me c2 ‘yi aşıyor (me 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 EF ~ 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. Sonraki ‘Nedir?’ yazılarında ele alacağımız gibi, patlamalardan sonra yıldızın çöken orta kısmında 1,4 Güneş kütlesinden (‘Chandrasekhar kütlesi’) fazla madde kalırsa, bu yıldız kalıntıları sonunda Nötron Yıldızı veya Kara Delik olacaklar.