Çelikten 10 Trilyon Kat Daha Yoğun

karadenizli

14 yıl önce

Fotoğraf bağlantısı: http://www.stsci.edu/~inr/thisweek1/2009/thisweek215.html

Bu bilginin bende özel bir yeri var. Bir gün otobüste yolculuk esnasında yanıma bir doktor oturdu. Ordan, burdan, teknolojiden derken konu nerden geldi bilmiyorum bir nötron yıldızının, çeliğin 10 milyon katı daha yoğun olduğu bilgisini paylaştım. Doktor şöyle bir bakış attı. Bu kadar da abartı olmaz dercesine. O bakışı görünce ben de söylediğime inanmamaya başladım nerdeyse. Yolculuktan sonra eve gelince İlk iş olarak Bilim Teknik Dergisinin eski sayılarında bilgiye rastladığım yazıyı aradım. Bayağı bir aramanın ardından yazıyı buldum. Ancak nötron yıldızının 10 milyon değil, 10 trilyon kat çelikten daha yoğun olduğunu öğrendim. Yani az bile söylemişim.

Hubble Uzay Teleskopu’nun keskin gözleri, sesten hızlı bir jet uçağının 100 katı hızla üzerimize doğru gelen bir nötron yıldızı belirledi. RX J185635-3754 olarak tanımlanan gökcismi, atalarımızın bir milyon yıl kadar önce görmüş olmaları gereken bir süpernova patlamasının kalıntısı. Büyük kütleli ve kısa ömürlü yıldızların ömrünü noktalayan bu patlamadan arta kalan sıkışmış çekirdek, yalnızca New York’un ünlü Manhattan Adası büyüklüğünde ve çelikten 10 trilyon kat daha yoğun. Hesaplamalara göre Dünyamıza en yakın noktaya 300 000 yıl sonra gelecek. Bize en yakın olduğu mesafe de 170 ışık yılı olacak. Güneş’in en yakın komşusu olan Alfa

Centauri’nin uzaklığıysa yaklaşık 4 ışık yılı. Yani 40 trilyon km. kadar.

NASA basın bülteni, 9 Kasım 2000

Kaynak: Bilim Teknik Dergisi Aralık 2000 Sayısı Sayfa 7

Nötron Yıldızı Oluşumu

Bir nötron yıldızı dev bir yıldızın bir süpernova olarak patladıktan sonra geri kalan kısmın kendi içine çökmesiyle oluşur.

Nötron yıldızları, kütlesi Chandrasekhar limitine yakın (Güneş’ in 1,35 ile 2,1 katı arasındaki) yıldızlardan meydana gelmektedir. Bir yıldız, yaşamını yapısında bulunan hidrojenleri birleştirip helyuma dönüştürerek devam ettirir. Normal şartlar altında bu füzyon olayı yıldızın boyutunu sabit tutmaya yeter. Yani içeri doğru olan kütleçekimine karşılık dışarı doğru füzyon tepkimesinin neden olduğu enerji vardır, bu yıldızın boyunu sabit tutar. Fakat yıldız hidrojen kaynağını bitirmeye yakın merkez çekim kuvvetiyle küçülmeye başlar; bu durumda merkezinde kalan son hidrojenlerin tepkimesinin etkisiyle hafif ışık yaymaya devam eder. Daha sonra tamamen yakıtı bitince bu sefer başka bir reaksiyon başlar ki; o da helyum atomlarının birleşip karbon atomlarına dönüşmesidir. Hidrojenin füsyon olayıyla karşılaştırıldığında helyumun füsyonu inanılmaz enerji açığa çıkartır, dolayısıyla bu enerjinin büyüklüğünü merkez çekim kuvveti karşılayamaz ve yıldız inanılmaz bir hızla büyümeye başlar. Öyle ki güneş bu evreye girdiğinde çapı Mars’ ı yutabilecek kadar genişleyecektir.

Bu kızıl dev bir süre bu şekilde genişlemeye devam eder; ta ki yapısındaki helyumu da tüketene kadar. Helyum bitince artık yıldızın enerji elde edebileceği yolları bitmiştir ve dengelenemeyen kendi kütleçekiminin etkisiyle tekrar küçülmeye başlar. Sıkışma evresinde yıldızın kaderini kütlesi belirler. Yıldızın kütlesi ne kadar fazlaysa merkez çekim kuvveti de o kadar fazla, kütlesi ne kadar küçük olursa merkez çekim kuvveti o kadar az olur. Örneğin güneşten daha küçük yıldızlar sıkışarak kahverengi veya kara cüceleri meydana getirir.

Kaynak : http://tr.wikipedia.org/wiki/Nöron_yıldızı

Bunu paylaş: