Evrenin-en-küçük-ve-yoğun-beyaz-cücesi-keşfedildi

Evrenin En Küçük ve Yoğun Beyaz Cücesi Keşfedildi

Evrenin-en-küçük-ve-yoğun-beyaz-cücesi-keşfedildiBilim insanları Dünya’dan 130 ışık yılı uzaklıktaki Kartal takımyıldızında bilinen en küçük ve yoğun beyaz cüceyi keşfetti. 1,35 Güneş kütlesindeki ZTF J1901+1458 kod adlı beyaz cüce, 450 bin Dünya’dan ağır ve 1,44 Güneş kütlesine eşit olan beyaz cüce ağırlık sınırında bulunuyor. Öyle ki bilinen evrenin en küçük beyaz cücesi sadece Ay boyunda ve her an kendi ağırlığına dayanamayıp çökerek nötron yıldızına dönüşebilir. Üstelik o kadar hızlı dönüyor ki bu kadar ağır bir beyaz cüce bildiğimiz yollarla oluşamaz.

Bu da evrendeki Tip Ia süpernova sayısını ve evrenin genişleme hızını yanlış hesaplamış olabileceğimizi gösteriyor. Evrenin genişleme hızı ve büyüklüğünü Tip Ia süpernovalarla ölçtüğümüz için evren sandığımızdan yavaş genişliyor olabilir. Bu durumda evrenin genişlemesinden sorumlu karanlık enerji miktarı da sandığımızdan az demektir. Peki bu sıra dışı beyaz cüceyle Tip Ia süpernovalar ve evrenin genişlemesi arasında nasıl bir ilişki var? Dahası beyaz cüce nedir ve nasıl oluşur? Kozmoloji teorilerini değiştirmeyi gerektiren beyaz cüceyi görelim. Ne de olsa evrenin genişleme hızında uyuşmazlık var:

İlgili yazı: Natron Gölü Kuşları Nasıl Taşa Çeviriyor?

Yoldaş yıldızdan gaz çeken beyaz cücenin kütlesi artar ve Tip Ia süpernova olarak patlayabilir.

 

ZTF beyaz cücesi

California’daki Zwicky Geçici Gökcisimleri Gözlemevi’ni (ZTF) özellikle parlaklığı zamanla değişen yıldızları ve yıldız kalıntılarını görüntülemekte kullanıyoruz. İşte bu yazıya konu olan beyaz cüceyi de bu gözlemevi keşfetti. Kod adını kullanmamak için artık ZTF beyaz cücesi olarak yazacağım ölü yıldız çekirdeği çok küçük ve yoğun bir cisimdi. Öyle ki 1,35 Güneş kütlesiyle bir beyaz cücenin nötron yıldızına dönüşme eşiği olan 1,44 Güneş kütlesine çok yakındı.

Gerçekten de keşfettiğimiz en ağır yıldız kalıntısı olan bu cisim, aynı zamanda kendi çevresinde saatte 97 bin km’den daha hızlı dönüyordu. Bu da kütlesine göre çok yüksek bir hızdı. Böylece gökbilimciler gördüklerinin beyaz cüce olduğundan emin olmak istediler. Bu kadar hızlı dönen bir cismin nötron yıldızı olma ihtimali de vardı. Sonuç olarak Hale Teleskopundan yardım istediler ve beyaz cüce olduğunu teyit ettiler. Peki bu sıra dışı beyaz cüce nasıl oluştu?

Bunun için genel olarak beyaz cücelerin nasıl oluştuğuna bakalım. Sanılanın aksine yıldızlar genellikle süpernova halinde patlamaz. 8 Güneş kütlesinden hafif olan birçoğu sakin bir şekilde dış katmanlarını uzaya üfleyerek söner. Geriye oksijen–karbon veya en küçük ve sıcak olanlar için de oksijen–neon–magnezyumdan oluşan beyaz cüceler kalır. Beyaz cücelere ayırdığım önceki yazıda anlattığım gibi bunlar yaşlı yıldızların sönmüş çekirdekleridir.

Beyaz cüceler nasıl oluşuyor?

Yıldızlar ömrü boyunca çekirdeğindeki hidrojen ve helyumu nükleer füzyonla sentezleyerek gittikçe daha ağır elementler üretir. Oysa Güneş kütlesinin sekiz katına dek olan yıldızların çekirdeği oksijen, karbon, neon ile magnezyumdan oluşan ağır atomları sentezleyecek kadar yoğun ve sıcak değildir. Öyle ki çekirdeğin ulaşabileceği hidrojen ve helyum stokları bitince nükleer füzyon durur. Çekirdek ısıyla ışık üretmeyi keser ve soğudukça da yerçekimiyle büzülerek kendi içine çöker. Böylece geriye Dünya çapında ama en çok 1,44 Güneş kütlesinde beyaz cüce kalır. Beyaz cücelerinin hızlı dönmesine gelince:

İlgili yazı: Güneş Neden İki Kez Kırmızı Dev Olacak?

Beyaz cücenin içi dev bir elmas gibi kristalizedir.

 

ZTF beyaz cücesi neden gariptir?

Güneşimiz de ömrünün sonunda soğuyarak dış gaz katmanlarını gezegenimsi bulutsu olarak uzaya üfleyecek ve geriye beyaz cüce çekirdeği kalacaktır. Siz de momentumun korunumu yasası gereği beyaz cücelerin kendi çevresinde hızlı dönmesini beklersiniz. Sonuçta momentumu yok edemezsiniz ve kendi çevresinde yavaş dönen bir yıldızın küçülünce daha hızlı dönmesi gerekir. Örneğin 1 milyon 392 bin 700 km çapındaki Güneşimiz kendi çevresinde saatte 7189 km hızla dönüyor.

Oysa beyaz cüce olarak küçülüp sadece 12 bin 742 km çapındaki Dünya boyuna indiğinde çok daha hızlı dönmeye başlayacaktır. Yine de hiçbir beyaz cücenin kendi çevresinde yeni keşfettiğimiz ZTF beyaz cücesi kadar hızlı dönmesini beklemezsiniz. Bu gökcisminin yarıçapı ~1809 km’dir ve 2πr ile hesapladığımızda çevresinin 11 bin 360 km olduğunu görüyoruz. Kendi çevresinde bir turunu 7 dakikada tamamlıyor olmasından hareketle de dönüş hızını +97.000 km/saat olarak buluyoruz.

Dönü hızını özgün yıldız sönüp küçülürken gerçekleşen momentum transferiyle alan hiçbir beyaz cüce bu kadar hızlı dönemez. Sonuçta Güneş kütlesindeki bir yıldız sönerken kütlesinin yarısını gaz halinde uzaya üfler. 8 Güneş kütlesiyle süpernova sınırına yakın olan yıldızlar ise daha fazlasını üfler. Bu da bir beyaz cücenin kendi çevresinde saatte yüz binlerce km hızla dönmesini önler. Karşılaştırma açısından tipik bir beyaz cüce kendi çevresinde birkaç saat ila birkaç günde döner. 7 dakikada dönen bir beyaz cüce ise bu yüksek hızı telafi edecek kadar kütleli olmadığından merkezkaç kuvvetiyle parçalanır. Öyleyse ZTF beyaz cücesinin yüksek dönme hızını nasıl açıklarız?

İlgili yazı: Kodlama İçin En Gerekli 16 Programlama Dili

Süpernova.

 

ZTF beyaz cücesi ve ıraklık açısı

Gökbilimciler bu gizemi çözmek için dünyanın en büyük gözlemevlerinden biri olan Hawaii’deki W. M. Keck teleskopunu kullanmaya karar verdiler. Keck teleskopu beyaz cüce ışığının tayfını, yani gökkuşağı renklerini çıkaracak kadar güçlüydü. Güçlü derken aynası ışığı soldurmadan bileşenlerine ayıracak kadar büyüktü. Peki ne buldular dersiniz? Beyaz cüceler arasında en güçlü manyetik alana sahip olan cüceyi… ZTF beyaz cücesinin ürettiği alan Dünya’nın manyetik alanından 1 milyar kat güçlüydü.

Yukarıda size beyaz cücenin yarıçapını verdim ki bunu bildikten sonra kütlesiyle dönü hızını hesaplamak çok kolaydır. Buna karşın 130 ışık yılı uzaktaki bir cismin yarıçapını ölçmek zordur. Öte yandan yıldızın parlaklığını bilirseniz yarıçapını da çıkarabilirsiniz. Sonuçta yıldızın parlaklığı yüzey sıcaklığına ve o da kütlesine bağlıdır. Yıldızın kütlesinin yüzde 98’i hidrojen ve helyumdan oluşur. Bunların sıcaklığa bağlı genleşmesi de yıldız çapını yüksek kesinlikle hesaplamanızı sağlar. Tabii bunun için yıldızın mutlak parlaklığını, yani ışınıklığını bilmeniz gerekir; çünkü yıldızın parlaklığı uzaklığına bağlı olarak azalır.

Evrendeki en büyük uzaklıkları ölçmek için kullandığımız standart mumları önceki yazıda anlatmıştım. Oysa Dünya’ya yakın yıldızların uzaklığını ıraklık açısıyla ölçeriz. Dünyamız Güneş çevresinde dönerken konumuyla yıldızlara bakış açısını değiştirir ve yörüngede 1 yılda 940 milyon km yol kat eder. Biz de Dünya’nın yaz ve kış aylarındaki bakış açısı farkını açı saniyesi cinsinden hesaplayarak yıldızların uzaklığını ölçeriz. Gerçi 940 milyon km bize göre büyük uzaklık ama evren için çok kısa mesafedir. Bu yüzden yakın zamana dek ıraklık açısıyla sadece en yakın yıldızların uzaklığını ölçebiliyorduk.

GAIA uzay teleskopu

Buna karşın Avrupa Uzay Dairesi’nin GAIA uzay teleskopu Samanyolu’ndaki 1 milyar yıldızın uzaklığını çok kesin ölçtü. Dünya–Güneş arasındaki L2 noktasında bizden ortalama 484 bin km uzakta dönen GAIA’nın uzaklığını saptadığı yıldızlar arasında ZTF beyaz cücesi de vardı. Biz de cücenin parlaklığına bakarak ne kadar hızlı döndüğünü öğrenip şaşırdık. Uydumuz Ay’dan az büyük olan bu minik beyaz cüce gerçekten de beyaz cüce olmanın sınırlarını zorluyordu. Peki nasıl bu kadar küçük olabilir?

İlgili yazı: Gerçek Adem: ilk insan ne zaman yaşadı?

 

ZTF beyaz cücesi nasıl oluştu?

Normalde bir yıldızın kütlesi arttıkça çapı büyür. Hatta yıldız ne kadar küçükse çapı o kadar hızlı büyür; çünkü kütle artarken yıldızın sıcaklığı artar. Bu da gazın daha çok genleşmesine neden olur. Buna karşın en büyük yıldızların çapı kütlesine göre küçüktür. Bunun nedeni yerçekiminin yıldızı çok şiddetli bir şekilde büzülmeye zorlamasıdır. Özetle evrenin en ağır yıldızları en büyük yıldızlar değildir. Buna karşın beyaz cücelerinin durumu özeldir. Bunlar dejenere elektron basıncıyla büzülür ve çok fazla küçülür.

Elektronlar pozitif yüklü atom çekirdeklerinin çevresinde Coulomb elektrostatik kuvvetle döner. Çekirdekteki pozitif yüklü protonlar negatif yüklü elektronları çeker. Öte yandan Pauli dışarlama ilkesi de elektronların aynı yörüngede aynı kuantum durumunda bulunmasını engeller. Bu da bir yörüngede dönecek elektron sayısını sınırlar. Kendi içine çöken bir beyaz cücede ise atomlar sıkışmaya başlar. Böylece alt yörüngeler ve nihayet üst yörüngeler dolar. Artık bu yörüngelere yeni elektronlar giremez. Böylece sıkışan atomların elektron kabukları birbirini itmeye başlar.

Buna dejenere elektron basıncı deriz; çünkü iki atomun elektronları artık birbirine değecek kadar yakındır. Diğer yandan atom yörüngelerinde elektron alışverişi yapacak boş yer yoktur. Bu da kimyasal reaksiyonların gerçekleşmesini engeller. Zaten bu yüzden dejenere elektron basıncı deriz. Dejenere elektronlar atomların iyice ezilerek çekirdeklerinin birleşmesini önler. Atomların yüzde 99’u boşluk olduğu ve kütlesinin büyük kısmı da çekirdekte toplandığı için elektron basıncı madde yoğunluğunun aşırı artmasını önler. Beyaz cüceler elektron basıncı sayesinde daha fazla çökmekten korunur.

Nötron yıldızları

Böylece nötron yıldızına dönüşmekten kurtulurlar. Dünya çapındaki bir beyaz cüce için bu sınır 1,44 Güneş kütlesidir. Daha ağır beyaz cücelerin yerçekimi elektronları atomlara doğru ezer. Protonlarla birleşen elektronlar da nötronlara dönüşerek bir nötron yıldızı üretir. Özetle bir beyaz cüce kütlesine göre çok fazla büzülür; çünkü dejenere elektron basıncının daha fazla kütleyi çökmeden tutması için maddenin basıncı artıracak kadar sıkışması gerekir. Yine de odak noktamızı kaybetmeyelim. Şimdi ZTF beyaz cücesinin çapına ve kütlesine göre nasıl bu kadar hızlı döndüğünü açıklamak zorundayız:

İlgili yazı: Kuantum Fiziğinde Dolanıklık Nedir ve Nasıl Çalışır?

 

ZTF beyaz cücesi ve tekrarlayan nova

Yine ayrıca yazdığım gibi beyaz cüceler bazen yoldaş yıldızlardan gaz çeker. Bu da zaman zaman termonükleer patlamalarla parlamalarına neden olur. Genellikle periyodik olarak gerçekleşen bu yüzey patlamalarına tekrarlayan nova deriz. Gerçi bunlar beyaz cüceyi patlatacak kadar şiddetli değildir. Öte yandan cismin kütlesi milyonlarca yılda 1,44 Güneş kütlesini aşarsa beyaz cüce Tip Ia süpernova olarak patlar ve yok olur. Neden nötron yıldızına dönüşmez derseniz:

Bir yıldız sönerken geriye kalan çekirdeğin kütlesi Dünya çapına inerken 1,44 Güneş kütlesini aşıyorsa çekirdek çökerek bir nötron yıldızı ya da kara deliğe çökecektir. Buna karşın beyaz cüceler çok nadiren nötron yıldızına dönüşür. Nötron yıldızına dönüşecek kadar ağır olduklarında sıcaklıkları karbon yakmaya başlayacak kadar artar ve bu da şiddetle patlamalarına neden olur. Bu sırada büyük kütle kaybına uğrar ve çökmek yerine tamamen parçalanarak içindekileri uzaya saçarlar.

ZTF beyaz cücesi ise iki küçük beyaz cücenin çarpışmasıyla oluşmuştur. Bunlar zaten özgün yıldızların kalıntısı olup kendi çevresinde oldukça yüksek hızda döner. Birleşince de tek bir yıldızın çökmesiyle oluşacak beyaz cüceden çok daha hızlı döner. Bu sebeple anormal ölçüde şiddetli manyetik alan üretir. Oysa bizi asıl beyaz cücelerin Tip Ia süpernova olarak patlaması ilgilendiriyor. ZTF beyaz cücesi çarpışan beyaz cücelerden oluştuğuna için gördüğümüz Tip Ia süpernovaların önemli bir kısmı tek başına gaz çekip kütle kazanan beyaz cücelerden KAYNAKLANMIYOR olabilir!😮

Karanlık enerji

Bu da evrenin büyük patlamadan bu yana olan genişleme hızını yanlış ölçtüğümüz anlamına gelebilir. Neden derseniz… Evrenin son 5–6 milyar yılda gittikçe hızlanarak genişlemesinden sorumlu olan karanlık enerjinin birim uzaydaki miktarını (şiddetini) Tip Ia süpernovalarla ölçüyoruz; ama tek başına patlayan beyaz cüce süpernovalarıyla… Evet, ZTF beyaz cücesini oluşturan beyaz cüceler patlayarak yok olmadı. Buna karşın her beyaz cüce çifti o kadar şanslı değildir. Bunların birçoğu zaten ağırdır ve çarpışınca daha fazla ağırlığa dayanamayarak patlar. Peki bunun karanlık enerjiyle ne ilgisi var?

İlgili yazı: Düz Dünya Teorisini Çürüten 12 Kanıt

Çarpışan beyaz cüceler.

 

Evrenin genişleme hızı nedir?

Bugüne dek Tip Ia süpernovalarının çok büyük oranda tek başına patlayan beyaz cücelerden oluştuğunu sanıyorduk. Bu bağlamda Tip Ia süpernovaların parlaklığı patlayan yıldızın kütlesiyle doğru orantılıdır. Bu da evrendeki uzaklıkları doğru ölçmemizi sağlar. Öte yandan bu süpernovaların bir kısmı beyaz cüce çarpışmalarından kaynaklanıyorsa parlaklığı kütlesiyle doğru orantılı olmayacaktır. Neden derseniz: Tip Ia süpernovaların o kadar standart olmadığını bulduk da ondan!

Yapılan araştırmalar ağır element oranı yüksek olan beyaz cücelerin ürettiği Tip Ia süpernovaların beyaz cüce kütlesine göre normalden soluk olduğunu gösteriyor. Tabii çarpışan beyaz cücelerin ürettiği süpernovaların ağır element oranı daha yüksektir. Işığı da sandığımızdan soluktur. Öyleyse hem tek başına patlayan hem de çarpışan beyaz cücelerin (özellikle de bu ikincisinin) süpernova ışığı beklenenden soluktur. Bu da süpernovaların bize sandığımızdan yakın olduğunu gösterir. Öyleyse evren sandığımızdan küçük, genişleme hızı da sandığımızdan yavaştır.

Bu da karanlık enerji oranının daha az olduğunu gösterir. Nitekim süpernovalara bağlı uzaklık ölçümleriyle evren 1 milyar yaşındayken oluşmuş antik kuasar (hiperaktif süper kütleli kara delik) bazlı uzaklık ölçümleri arasında uyuşmazlık var. (Bildiğimiz kadarıyla evren her 3,26 milyon ışık yılında saniyede yaklaşık 73 km hızla genişliyor). Öyleyse Tip Ia süpernovaların mutlak parlaklığını daha iyi ölçerek süpernova–kuasar uzaklık uyuşmazlığını giderebiliriz. Peki ZTF beyaz cücesinin sonu ne olacak?

İlgili yazı: Dört Boyutlu Madde Bulundu: Zaman Kristalleri

 

ZTF beyaz cücesi için sonsöz

Normal bir beyaz cüce Ay değil, Dünya çapında olup santimetreküpte 1 ton madde içerir. ZTF beyaz cücesi ise 1000 ton madde içeriyor! Peki daha fazla ağırlaşırsa ne olur? Dediğimiz gibi patlayarak yok olur. Oysa ZTF büyük olasılıkla daha fazla ağırlaşmadan nötron yıldızına dönüşmeyi başaracak. Bir yıldız kalıntısı kütlesi artamadan nasıl nötron yıldızı olarak çöker derseniz bunun sebebi göreli ağırlığın, yani yoğunluğun artmasıdır. ZTF beyaz cücesinin içerdiği ağır elementler zamanla çekirdeğine çökecektir.

Bu elementler protonlardan daha çok sayıda nötron içerir. Öte yandan ZTF’nin elektronları zaten aşırı sıkışıktır. Bunların atom çekirdeklerine çöküp elektron yakalama yoluyla protonlarla birleşerek nötrona dönüşmesine ramak kalmıştır. Ağır elementler ise nötron sayısı fazla olduğundan elektron yakalamaya daha müsaittir. Öyle ki uzak gelecekte ZTF’nin çekirdeğindeki ağır elementler nötronlara dönüşmeye başlayabilir. Nötronlar ise elektrik açısından nötrdür. Atomların yörüngesindeki elektronlar sebebiyle bunların yüzde 99’u boşluktur. Diğer yandan nötronlar hiç boşluk bırakmadan yan yana dizilebilir!

Demek ki ZTF beyaz cücesi yavaşça 100 kat fazla sıkışarak ve nispeten zayıf bir patlamayla, parçalanmadan nötron yıldızına dönüşebilir. Siz de Dünya’ya yakın bir süpernova patlarsa ne olur diye sorabilir ve neden yeşil yıldız olmadığını merak edebilirsiniz. Samanyolu’nda antimadde yıldızları olup olmadığını inceleyip Güneş’in neden iki kez kırmızı dev olacağını sorgulayabilirsiniz. Bir nötron yıldızının kalbine yolculuk ederek evrende yıldız oluşum hızının neden azaldığını da araştırabilirsiniz. Sıcaklarda kendinize dikkat ederek bilimle ve sağlıcakla kalın.

Beyaz cücelerin oluşumu


1On the dependence of Type Ia SNe luminosities on the metallicity of their host galaxies
2A highly magnetised and rapidly rotating white dwarf as small as the Moon
3A White Dwarf with Transiting Circumstellar Material Far Outside the Roche Limit

“Evrenin En Küçük ve Yoğun Beyaz Cücesi Keşfedildi” üzerine bir yorum

  1. Beyaz cüceler oksijen, karbon ve diğer ağır elementlerden oluşur diye biliriz çocukluğumuzdan beri. Yazının konusu bu değil hiç akşıma gelmemiş olan bir soruya neden oldunuz. Güneşin 8 katı kütleye kadar olan yıldızlarda hidrojen ve helyum bitince füzyon durur demişsiniz. Sonrasında da beyaz cücelerin oksijen, karbon vs içerdiğini belirtmişsiniz. Bu durumda bu ağır elementleri füzyonun durmasından sonraki büzüşme mi oluşturuyor yoksa yıldız henüz aktif füzyonla hayattayken sırayla yakılan, azalan ve tükenen hidrojen, helyum, lityum… sıralaması ile çekirdekte içten dışa doğru, en içteki daha ağır olacak şekilde (demir hariç elbette) ağır element birikimi oluyor mu? Yıldızın kendinden uzaklaştırdığı, hala üzerinde taşıdığı ve beyaz cüceye bıraktığı malzemenin büyük kısmı hidrojen ve helyum tabi ki. Tükenme diye tabir ettiğimiz füzyonun gerçekleşebildiği katmanlarda bitmiş olması. Bunu bildiğimi de belirteyim bu arada 🙂

Bir cevap yazın

E-posta hesabınız yayımlanmayacak. Gerekli alanlar * ile işaretlenmişlerdir