1. Ana Sayfa
  2. Uzay
  3. Bir Nötron Yıldızı Ne Kadar Büyük Olabilir?

Bir Nötron Yıldızı Ne Kadar Büyük Olabilir?

14773475650_72d11fd8dc_b
Abone Ol

Bir zaman eski yıldız öldüğünde , çekirdek ısı ve basınç üretmek için nükleer yakıt biterse. Çekirdeğin kendi ağırlığı altında çökmesini önleyen baskıdır. Büyük yıldızların kütlesi o kadar güçlüdür ki çekirdeğin atomları buna karşı savaşamaz. Güneşimiz gibi yıldızlar için çekirdek o kadar sıkı çöküyor ki atomların elektronları tepe basınca ulaşıyor. Yıldız, elektronların basıncının yıldızın kütleçekimsel basıncını dengelediği beyaz cüce olarak bilinen kararlı bir duruma ulaşır.

Ancak beyaz cüce, Chandrasekhar Limiti olarak bilinen 1,4 Güneş kütlesine kadar stabildir . Eski bir yıldızın çekirdeği bundan daha büyükse, elektron basıncı yerçekimine karşı koyacak kadar güçlü değildir. Elektronlar atomların protonlarına sıkıştırılarak nötronlara dönüştürülür. Yıldız, nötronların basıncının yerçekimine karşı koyduğu noktaya kadar çöküyor. Bu bir nötron yıldızı olarak bilinir.

Elbette, bir nötron yıldızının kütlesinin bir sınırı vardır. Çekirdek bu sınırdan daha büyükse, nötron basıncı yerçekimi tarafından boğulacak ve yıldız kara bir deliğe çökecektir. Ancak bu sınırın ne olduğundan tam olarak emin değiliz.

Bir yıldızın kütle limiti, bir malzemenin basıncının sıcaklık ve yoğunluğuna göre nasıl belirlendiğine bağlıdır. İlişki tipik olarak hal denklemi olarak bilinen bir denklem ile tanımlanır Elektronların hal denklemi, 1930’da Subrahmanyan Chandrasekhar tarafından hesaplandı ve bunun üzerine sabit bir beyaz cüce için kütle sınırını belirledi.

Ancak elektronlar basit basit parçacıklardır. Nötronlar kuarklardan ve etkileşimlerinden oluşan kompleks parçacıklardır. Sonuç olarak, nötronlar için durum denklemi çok daha karmaşıktır. 1939’da Robert Oppenheimer ve George Volkoff, Richard Tolman’ın çalışmasını inşa eden nötronlar için bir devlet denklemi tasarladı. Birlikte bu, Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) limiti olarak bilinen nötron yıldızları için kitlesel bir sınır getirmiştir .

TOV limiti için hesaplamalar o kadar karmaşık ki kesin bir değer elde etmek zor. Orijinal tahminler, nötron kütle sınırını 1,5 ila 3,0 güneş kütlesi arasında bir yere koydu. Daha sonra yapılan tahminler, sınırı 2 güneş kütlesine yaklaştırdı ve nötron yıldızlarının birleştiği yerçekimi dalgası gözlemleri, 2.17 güneş kütlesi limitini önerdi.

Son zamanlarda gökbilimciler bu sınırın hemen kenarında bir nötron yıldızı buldular . PSR J0740 + 6620, Dünya’dan 4.600 ışıkyılı uzaklıkta bir pulsardır. Pulsarlar, manyetik kutuplarından akan güçlü radyo ışınları nedeniyle, radyo sinyallerini yönümüze doğru yönlendiren nötron yıldızlarıdır. PSR J0740 + 6620, saniyede yaklaşık 350 kez darbeler, yani saniyede yaklaşık 350 kez döner. Bir pulsarın radyo darbeleri, nötron yıldızının dönüşünden kaynaklandığı için çok kararlıdır.

Bu pulsarın beyaz cüce ortağı var. İki yörünge birbirlerine ve yörüngelerine beyaz cüce aramızda ve her yörüngede pulsar arasında geçiş yapacak şekilde yönlendiriliyor. Bu bizim için gerçekten büyük bir şans, çünkü onlar hakkında iki şeyi ölçmemize izin veriyor. Birincisi, yıldızların yörünge dönemi, beyaz cücenin bir yörüngeyi yapması ne kadar sürüyor. İkincisi beyaz cücenin kütlesidir. Beyaz cüce pulsarın önüne geçtiğinden, beyaz cüce yerçekimi pulsardan gördüğümüz radyo darbelerinin zamanlamasını bozar. Shapiro Zaman Gecikmesi olarak bilinen bir etki . Gecikme miktarı beyaz cücenin kütlesine bağlıdır, dolayısıyla ölçerek kütleyi buluruz.

Bu önemlidir, çünkü yörünge dönemi her iki yıldızın kütlesine bağlıdır. Beyaz cücenin kütlesini bildiğimiz için nötron yıldızının kütlesini hesaplayabiliriz. Ekip bu hesaplamayı yaptığında, 2.05 ile 2.24 arasında güneş kütlesi elde etti. Bu, henüz gözlemlenen en büyük nötron yıldızı ve mümkün olan en büyük nötron yıldızı olabilir.

Bu keşif önemlidir çünkü TOV limiti konusundaki tahminlerimizi daraltmaktadır. Örneğin, bazı astronomlar nötron yıldız kütle sınırının 2 güneş kütlesinden daha büyük olamayacağını savundu. PSR J0740 + 6620 açıkça bu sınırı aştı. Benzer nötron yıldızları bulursak, daha kesin bir TOV limiti belirleyebilmeliyiz.

Yorum Yap