İlginizi Çekebilir
  1. Ana Sayfa
  2. Fizik
  3. Chandrasekhar Sınırı: Neden Sadece Bazı Yıldızlarda Süpernova Olur?

Chandrasekhar Sınırı: Neden Sadece Bazı Yıldızlarda Süpernova Olur?

featured

Chandrasekhar sınırı, bir yıldızın için için yanan bir beyaz cüce olarak yaşamını mı sonlandıracağını yoksa bir süpernovada bir nötron yıldızı mı yoksa kara delik mi olacağını belirler.

Chandrasekhar sınırı, bir yıldızın beyaz cüce olarak ölmesini veya kütlesinin bunu aşmasını, bir kara delik veya nötron yıldızı oluşturmak için bir süpernova başlatmasını belirler.

Yıldızlar kendi yerçekimlerine karşı savaşlarda kilitli kalırlar ve sonunda hepsi kaybedilecek ve ana dizi yaşamlarının sonunu belirleyen şiddetli ve radikal değişikliklere yol açacaktır.

Bu yıldızlardan bazıları hayatlarını beyaz cüceler olarak bilinen, yavaş yavaş soğuyan yıldız korları olarak sonlandıracaklar, ancak diğer yıldızlar için bu aşama sadece bir geçişi işaret ediyor. Bir nötron yıldızı ve hatta bir kara delik yaratan süpernova adı verilen devasa kozmik patlamalarda patlamaya devam edecekler .

Chandrasekhar Sınırı Nedir?

The SAO Encyclopedia of Astronomy’ye  göre beyaz cüce yıldızın Chandrasekhar değeri genellikle 1,4 güneş kütlesi olarak kabul edilir – yani güneşin kütlesinin 1.4 katıdır . İlk olarak 1931’de Subrahmanyan Chandrasekhar tarafından tahmin edilen Chandrasekhar sınır kütlesi şimdiye kadar gözlemlerle iyi bir şekilde örtüşmüştür, çünkü henüz 1.4 güneş kütlesinin üzerinde bir kütleye sahip beyaz bir cüce bulamamaktayız.

Beyaz cüce durumuna ulaşmadan önce , yıldızlar dış katmanlarını dökerek kütlelerini kaybederler. Bu, 1.4 güneş kütlesinin genellikle geride kalan yıldız çekirdeğini temsil ettiği anlamına gelir. 

Swinburne Üniversitesi’ne göre , beyaz cüce olarak kalan yıldızların başlangıç ​​kütlesi 8 güneş kütlesidir, ancak diğer tahminler bir yıldızın Chandrasekhar sınırını aşmaya yetecek kütleye sahip bir çekirdek bırakabilmesi için güneşin kütlesinin on katı olması gerektiğini öne sürer.

Ancak ikili bir sistemdeyse, bir yıldız çekirdeğinin Chandrasekhar sınırını aşmak için yeterli kütle ile başlaması gerekmez. İkili partneri olan beyaz cüceler için bu kütle sınırını aşmanın başka bir yolu daha var.

Chandrasekhar sınırının kenarındaki bir beyaz cüce, donör yıldız olarak adlandırılan eşinden kütle alıyorsa, bu onu Chandrasekhar sınırının ötesine itebilir. Bu, genellikle karbon ve oksijenin füzyonu olan daha fazla termonükleer yanma ile sonuçlanır ve beyaz cüceyi bir süpernova patlamasına doğru iter.

Bu koşullar, çekirdek çökmesinin neden olduğu süpernovalardan farklı olarak Tip Ia süpernova adı verilen çok özel bir süpernova türüne yol açar.

Güneş Süpernova Olarak Mı Patlayacak?

Yaklaşık 4,5 milyar yıl içinde, Güneş’in çekirdeğindeki hidrojen tükenecek, bu da artık nükleer füzyonu sürdüremeyeceği anlamına geliyor. Bu, çekirdeğinin yerçekimi altında çökmesini engelleyen dışa doğru basıncın sona erdiğinin sinyalini verecektir.

Çekirdek çökerken, güneşin dış katmanları, yıldızımız için kısa ömürlü bir kırmızı dev evresini başlatan bir dizi patlamayla şişecek. Hidrojenin füzyonu tarafından oluşturulan çekirdekte helyum, karbona dönüşmeye başlayacaktır.

Dökülen dış katmanlar Mars’ın yörüngesine yayılacak , Dünya dahil iç gezegenleri tüketecek ve sonunda beyaz cüce olarak bilinen yıldız çekirdeğini yavaş yavaş soğusa da kavurucu bir sıcak çevreleyen gezegenimsi bir bulutsuya dönüşecek.

Güneşimiz ve diğer düşük ila orta kütleli yıldızlar bu şekilde trilyonlarca yıl kalacak, yani güneş patlamayacak. 

Ancak bu, tüm yıldızların sonu değil. Bazıları, bu beyaz cüce evresini geçmek ve daha fazla nükleer füzyon, bir süpernova ve egzotik bir yıldız kalıntısına dönüşümü başlatmak için yeterli kütleye sahiptir. 

Bu kaderler arasındaki ayrım çizgisi Chandrasekhar sınırıdır.

Chandrasekhar Kütle Yıldızını Daha Fazla Çküşe Karşı Koruyan Nedir?

Ana dizinin sonunda tükenen bir yıldız çekirdeğinin tüm hidrojeni ile geriye kalan beyaz cüce, kırmızı dev aşamasında helyumun füzyonuyla yaratılan esas olarak karbondan oluşur. 

1.4 güneş kütlesi veya daha az kütleye sahip bir beyaz cüce, karbon yanmasını başlatamaz, ancak elektron dejenerasyon basıncı tarafından durdurulana kadar büzülmeye devam eder.

Bu, iki elektronun aynı kuantum durumunu işgal etmesini önleyen ve esasen beyaz cüceyi kendi yerçekimine karşı desteklemek için baskı sağlayarak birbirine çok yakın sıkışmalarını önleyen kuantum fiziğinin ilkesidir. Ancak bu sınır bile aşılabilir.

CHANDRASEKHAR SINIRININ ÖTESİNDE

The SAO Encyclopedia of Astronomy’ye göre, kütlesi güneşin 1,4 katından daha büyük olan yıldız çekirdeklerinde, neon oluşturarak karbon yanması başlatılabilir . Bu, çekirdek büzülmesinin daha ileri aşamalarına ve yıldızlarda sentezlenebilen en ağır element olan demir, çekirdeği doldurana kadar art arda daha ağır elementlerin yanmasına yol açar.

Daha fazla füzyon mümkün olmadığı için yıldız çekirdeği son bir kez çöker. Çekirdeğin kütlesi güneşin 3 katının altındaysa, nötron basıncı onu bir nötron yıldızının oluşumuna yol açan tam bir çöküşten korur. Bu, bir şehrin yarıçapına sıkıştırılmış güneş büyüklüğündeki bir yıldıza eşdeğer maddenin en yoğun halidir.

Güneş kütlesinin 10 ila 24 katı ile yıldız olarak başladığı tahmin edilen 3 güneş kütlesinin üzerindeki yıldız kalıntıları için, karadelik olarak son aşamaya giden tam bir çöküş meydana gelir. 

Chandrasekhar sınırını aşmak, kara delikler ve nötron yıldızlarındaki en büyüleyici ve gizemli kozmik nesnelerden bazılarını yaratmakla kalmaz, aynı zamanda onların doğumunu işaret eden süpernova, evrenin evriminin hayati bir parçasıdır .

Bunun nedeni, bu kozmik patlamaların, devasa yıldızların yaşamları boyunca sentezlenen ağır elementleri alması ve onları kozmosa yaymasıdır. Bu, yeni nesil yıldızları ve gezegenlerini oluşturan yapı taşlarını sağlar.

Bize Katılın!
Yeni yazılarımızdan, etkinliklerden ve her şeyden ilk siz haberdar olun.