Evrim Ağacı

Chandrasekhar Limiti: Neden Gezegenler De Yıldızlar Gibi Kendi Üzerlerine Çökmüyorlar?

Chandrasekhar Limiti: Neden Gezegenler De Yıldızlar Gibi Kendi Üzerlerine Çökmüyorlar? Chandra X-Ray Observatory
Tavsiye Makale

Bu yazı, Evrim Ağacı'na ait, özgün bir içeriktir. Konu akışı, anlatım ve detaylar, Evrim Ağacı yazarı/yazarları tarafından hazırlanmış ve/veya derlenmiştir. Bu içerik için kullanılan kaynaklar, yazının sonunda gösterilmiştir. Bu içerik, diğer tüm içeriklerimiz gibi, İçerik Kullanım İzinleri'ne tabidir.

Evren'de süregelen madde döngüsünün en büyük parçası yıldızlardır. Yıldızlar, ömürlerini doldurup yakıtlarını tükettiklerinde, kütleçekiminin etkisi altında "kendi içine çökme" denen bir süreçten geçerler ve süpernova adı verilen bir patlamayla malzemelerini etrafa saçarlar. Bu maddeler, süpernova patlaması sonucu oluşan yeni gök cisminin (yıldız, karadelik, vs.) etrafında oluşacak olan diğer gök cisimlerinin (başka yıldızlar, gezegenler, vs.) hammaddesini oluşturur. Bu durumda, sizi veya bizi oluşturan her bir atom, bu şekilde patlamış bir yıldızdan saçılan malzemelerdir! 

Peki ya gezegenler, örneğin Dünya ya da Jüpiter neden bu tip bir "kendi içine çökme" sürecinden geçmezler? 

Çünkü gezegenler, yıldızlara göre çok ama çok daha hafiftirler. Aslında "kendi içine çökme" olayı, yıldızlara özgü bir olay olmak zorunda değildir; zira kütleyle, dolayısıyla da kütleçekimi ile ilgilidir. Ancak Chandrasekhar Limiti olarak da bilinen, Güneş'imizin kütlesinin 1.4 katına (kabaca 2.784.488.001.602.417.000.000.000.000.000 kilogram veya 2.7 nonilyon kilogram) eşit olan bir limit, cisimlerin kendi içine çöküp çökmeyecek kadar bir kütleye sahip olup olmadıklarını belirlemekte kullanılmaktadır. Daha bilimsel tabiriyle ifade etmek gerekise, Chandrasekhar Limiti şöyle hesaplanır:

Mlimit=ω303π2(ℏcG)321(μemH)2\LARGE{M_\text{limit}=\frac{{\omega_3^0}\sqrt{3\pi}}{2}(\frac{\hbar{c}}{G})^{\frac{3}{2}}\frac{1}{(\mu_e{m_H})^2}}

Bu denklemde ℏ\hbar indirgenmiş Planck sabiti, cc ışık hızı, GG kütleçekim sabiti, μe\mu_e elektron başına ortalama moleküler ağırlık (bu, yıldızın kimyasal kompozisyonu ile belirlenir), mHm_H hidrojen atomunun kütlesi veω30≈2.018236\omega_3^0\approx{2.018236} (bu sabit, Lane-Emden denkleminin çözümünden gelir) olarak hesaplanır. Denklemde ℏcG\frac{\hbar{c}}{G} ifadesi Planck kütlesi olduğu için, Chandrasekhar Limiti de aşağıdaki ifadenin katları şeklindedir:

MPl3mH2\LARGE{\frac{M_{Pl}^3}{m_H^2}}

Tabii ki bu, kısmen basitleştirilmiş bir limittir ve gerçekte yapılan hesaplamalarda elektronlar ve çekirdek arasındaki elektrostatik etkileşimler ve sıfır olmayan sıcaklığın etkileri gibi faktörler de hesaba katılmak zorundadır.

Ama nihayetinde söyleyebileceğimiz şudur: Eğer ki bir cisim Chandrasekhar Limiti'nden daha düşük kütleye sahipse, "elektron bozulma basıncı" denen bir basınç, kütleçekiminden kaynaklı kendi içine çökme olayına karşı koyabilir. Bu nedenle Dünya ve hatta Jüpiter gibi "ufacık" gezegenlerin hiçbiri, hiçbir zaman kendi içlerine çökemeyeceklerdir. Zira Dünya, Güneş'in kütlesinin 0.000003 katına, Jüpiter ise Güneş'in kütlesinin 0.0009 katına eşittir.

Bu elektron bozunma basıncı nedir? Bu basınç, atomların etraflarında bulunan elektronlardan kaynaklanmaktadır. Yakıtı biten yıldızlar, daha fazla füzyon tepkimesi yapamayarak, devasa kütleyi oluşturan atomların birbirine "yapışma" eğilimini yenememeye başlar (normalde bir yıldızı belli bir büyüklükte sabitleyen şey, yıldızı "dışarı doğru iten" bu tepkimenin, "içe doğru çökmeye" zorlayan kütleçekimine karşı gelebilmesidir). Buna bağlı olarak yıldız kendi içine doğru çökmeye başlar. Yani yıldızı oluşturan atomlar arasındaki boşluklar hızla azalır. Ancak eğer ki yeterince kütle yoksa (ki o "yeterli kütle", Güneş'in 1.4 katı kadar bir kütledir), elektronların birbirini itme kuvveti, kütleçekimini yenmeye yetecek kadar güçlüdür. Bu nedenle cisim kendi içine çökemez!

Hele ki yıldız Güneş'in 1.4 katı değil de, 3 katı veya daha iriyse, o zaman daha da ilginç bir şey olur. Güneş'in 1.4-3 katı arasında kütleye sahip cisimlerde, elektron bozunma basıncı aslında kütleçekimini yenmeye yetecek kadar güçlü değildir; ancak nötronların bu kadar yüksek kütlenin basıncı altında kalması sonucu atom çekirdeğinden kopması sonucu doğan kuvvet, kütleçekimini yenmeyi başarır. Ne zaman ki yıldızın kütlesi yaklaşık 3 Güneş kütlesinin ötesine geçer, işte o zaman kütleçekimi her türlü üstün gelmeyi başarır ve yıldız, kimi zaman bir karadeliğe dönüşecek biçimde kendi içine çöker.

Bu İçerik Size Ne Hissettirdi?
  • Muhteşem! 9
  • Tebrikler! 11
  • Bilim Budur! 7
  • Mmm... Çok sapyoseksüel! 3
  • Güldürdü 1
  • İnanılmaz 5
  • Umut Verici! 2
  • Merak Uyandırıcı! 4
  • Üzücü! 0
  • Grrr... *@$# 0
  • İğrenç! 0
  • Korkutucu! 0
Kaynaklar ve İleri Okuma

Evrim Ağacı'na her ay sadece 1 kahve ısmarlayarak destek olmak ister misiniz?

Şu iki siteden birini kullanarak şimdi destek olabilirsiniz:

kreosus.com/evrimagaci | patreon.com/evrimagaci

Çıktı Bilgisi: Bu sayfa, Evrim Ağacı yazdırma aracı kullanılarak 26/05/2020 00:50:54 tarihinde oluşturulmuştur. Evrim Ağacı'ndaki içeriklerin tamamı, birden fazla editör tarafından, durmaksızın elden geçirilmekte, güncellenmekte ve geliştirilmektedir. Dolayısıyla bu çıktının alındığı tarihten sonra yapılan güncellemeleri görmek ve bu içeriğin en güncel halini okumak için lütfen şu adrese gidiniz: https://evrimagaci.org/s/5001

İçerik Kullanım İzinleri: Evrim Ağacı'ndaki yazılı içerikler orijinallerine hiçbir şekilde dokunulmadığı müddetçe izin alınmaksızın paylaşılabilir, kopyalanabilir, yapıştırılabilir, çoğaltılabilir, basılabilir, dağıtılabilir, yayılabilir, alıntılanabilir. Ancak bu içeriklerin hiçbiri izin alınmaksızın değiştirilemez ve değiştirilmiş halleri Evrim Ağacı'na aitmiş gibi sunulamaz. Benzer şekilde, içeriklerin hiçbiri, söz konusu içeriğin açıkça belirtilmiş yazarlarından ve Evrim Ağacı'ndan başkasına aitmiş gibi sunulamaz. Bu sayfa izin alınmaksızın düzenlenemez, Evrim Ağacı logosu, yazar/editör bilgileri ve içeriğin diğer kısımları izin alınmaksızın değiştirilemez veya kaldırılamaz.

Evrim Ağacı %100 okur destekli bir bilim platformudur. Maddi destekte bulunarak Türkiye'de modern bilimin gelişmesine güç katmak ister misiniz?
Destek Ol
Gizle
Güncel
Sağlık Personeli
Zehirli Mantar
Molekül
İhtiyoloji
Kedi
Zehir
Yaşlılık
Homeostasis
Anatomi
Lgbt
Kanıt
Gezegen
Dinozorlar
Beslenme
Hastalık Yayılımı
Tehlike
Etimoloji
Bilim Tarihi
Virüs
Kuyrukluyıldız
Balık
Kromozom
Kanser
Film
2019-Ncov
Daha Fazla İçerik Göster
Daha Fazla İçerik Göster
Türkiye'deki bilimseverlerin buluşma noktasına hoşgeldiniz!

Göster

Şifrenizi mi unuttunuz? Lütfen e-posta adresinizi giriniz. E-posta adresinize şifrenizi sıfırlamak için bir bağlantı gönderilecektir.

Geri dön

Eğer aktivasyon kodunu almadıysanız lütfen e-posta adresinizi giriniz. Üyeliğinizi aktive etmek için e-posta adresinize bir bağlantı gönderilecektir.

Geri dön

Close
“Herkes öğrenmek ister; ancak kimse bunun bedelini ödemek istemez.”
Juvenal
Geri Bildirim Gönder