Hiç Gözlenmemiş 10 Tuhaf Yıldız Tipi: Teorik Olarak Var Olabilecek Ama Hiç Gözlenmemiş Yıldızlar Var mı?

Tarihin erken devirlerinden beri yıldızlar insanları etkilemiştir. Modern bilim sayesinde artık yıldızların yapısı ve türleri hakkında çok daha fazla bilgiye sahibiz. Bu alandaki bilgi birikimi gün geçtikçe artıyor ve astrofizikçiler evrende var olabilecek teorik yıldız türleri ileri sürüyorlar.

Teorik yıldızlar esasen yıldız-benzeri yapılar olsa da yıldızların kimyasal yapısı ve füzyon enerjisi kaynağı ile ilgili standart karakteristik özelliklerini taşımaz. Bu listedeki yıldızlar fiziksel araştırmanın en uç noktasındadır ve doğrudan gözlemlenmemiştir. Tabii ki şimdilik... Ama gözleneceklerine dair de bir garanti veremiyoruz. Sadece kağıt üzerinde, fikirlerle var olduklarını düşünebiliriz. Bu fikirler bazen çok mantıklı görünse de, pekala bir gerçeklik ifade etmeyebilir.

Hiç Gözlenmemiş 10 Tuhaf Yıldız Tipi!

10. Kuark Yıldızı

Ömrünün sonuna gelmiş bir yıldız, kendi üstüne çökerek bir beyaz cüce, nötron yıldızı ya da karadeliğe dönüşebilir. Eğer yıldız yeterince yoğunsa süpernova patlamasından önce, yıldızın kalıntıları bir nötron yıldızı oluşturacaktır. Bu durum meydana geldiğinde yıldız aşırı sıcak ve yoğun bir hal alır. Çok fazla madde ve enerjiyle kendi üzerine çökmeye başlar ve bir "tekillik" oluşturur. Ama merkezdeki fermiyonik parçacıklar (bu vakada nötronlar) Pauli dışlama ilkesine boyun eğer. Bu da nötronların aynı kuantum durumu içerisine sıkıştırılamayacağı anlamına gelir. Yani çöken maddeye karşı bir itme kuvveti uygulanarak dengeye ulaşılmış olur.

Grupo Saedal

On yıllar boyunca astronomlar, nötron yıldızının denge halinde kalacağını varsayıyorlardı. Ancak kuantum teorisi daha gelişmiş hale geldiğinde astrofizikçiler nötron çekirdeğinin dejeneratif basıncı başarısız olduğunda ortaya çıkan yeni bir yıldız türü önerdiler. Buna kuark yıldızı adı verildi.

Yıldız kütlesinin basıncı arttıkça nötronlar parçalanarak bileşenleri olan kuarklara ayrılır. Bu parçacıklar, yoğun basınç ve enerji altında eşleşerek proton ve nötron gibi hadronlar oluşturmak yerine, bağımsızca var olabilir. "Tuhaf madde" olarak isimlendirilen bu kuark çorbası inanılmaz derecede (normal nötron yıldızından daha da fazla) yoğun olabilir.

Astrofizikçiler halen bu yıldızların tam olarak nasıl biçimleneceği üzerine tartışıyorlar. Bazı teoriler, çöken yıldızın kütlesinin, karadelik oluşturmak için gerekli kütleyle nötron yıldızı için gerekli kütle arasında olduğunda ortaya çıktıklarını belirtiyor. Diğer araştırmacılar ise daha ilginç mekanizmalar öne sürüyorlar: Öne çıkan bir kurama göre; zayıf etkileşimli büyük kütleli parçacık içerisindeki tuhaf madde bir nötron yıldızı ile çarpıştığında kuark yıldızı oluşuyor. Buradaki çarpışma bir anlamda çekirdeğe tuhaf maddenin tohumunu atmış oluyor ve dönüşümü başlatıyor. Bu durum meydana gelirse, nötron yıldızı, bir yandan tuhaf madde çekirdeğine sahip olurken etkin bir şekilde nötron yıldızı olarak görünmesini sağlayan kabuğundaki nötron yıldızı malzemesini koruyacaktır. Kuark yıldızları bulunamamış olsa da gözlemlenen birçok nötron yıldızı belki gizli birer kuark yıldızı olabilir.

9. Elektrozayıf Yıldız

Kuark yıldızı, bir yıldızın ömrünün ölmeden önceki son aşaması olarak görülüyorken, fizikçiler kuark yıldızı ve karadelik arasında var olabilecek bir başka kuramsal yıldız ileri sürdüler: "Elektrozayıf yıldız" olarak adlandırılan bu kuramsal tür, elektrozayıf kuvvet olarak bilinen; zayıf nükleer kuvvet ve elektromanyetik kuvvet arasındaki karmaşık etkileşimlerden dolayı dengeyi sürdürebilir.

Bir elektrozayıf yıldızda, yıldızın kütlesinden gelen basınç ve enerji, kuark yıldızının tuhaf madde çekirdeğini baskılar. Enerji şiddetlendiğinde elektromanyetik ve zayıf nükleer kuvvetler karışır ve iki kuvvet arasında ayrım kalmaz. Bu enerji seviyesiyle çekirdekteki kuarklar; elektronlar ve nötrinolar gibi leptonlarına parçalanır. Tuhaf maddenin çoğu nötrinolara dönüşür ve açığa çıkan enerji yıldızın çökmesini durduracak yeterli dışa doğru kuvveti sağlar.

Araştırmacılar, bir elektrozayıf yıldız bulma konusunda hevesliler. Çünkü böyle bir yıldızın çekirdek özellikleri, evrenin Büyük Patlama'dan saniyenin milyarda biri kadar sonrasından farksız olur: Evren tarihinin o anında da zayıf nükleer kuvvet ve elektromanyetik kuvvet arasında ayrım yoktu. Üstelik, bahsi geçen zaman dilimiyle ilgili kuram geliştirmenin zorluğu da meşhurdur. Bu yüzden bir elektrozayıf yıldız bulmak, kozmolojik araştırmalar açısından müthiş bir destek olurdu.

Bir elektrozayıf yıldızın evrenin en yoğun nesnelerinden biri olması beklenir. Elektrozayıf yıldızın çekirdeği bir elma büyüklüğünde olabilir ama dünyanın kütlesinin iki katını içerir; bu, bu yıldızları, daha önce gözlenen herhangi bir yıldızdan daha yoğun yapar.

8. Thorne-Zytkow Nesnesi

1977'de Kip Thorne ve Anna Zytkow, "Thorne-Zytkow Nesnesi" (TZN) adlı yeni bir yıldız türünü detaylandıran bir makale yayımladılar. TZN, bir kırmızı süperdev ve küçük, yoğun nötron yıldızının çarpışmasıyla oluşan bir hibrit yıldızdır. Bir kırmızı süperdev aşırı derecede büyük bir yıldız olduğundan bir nötron yıldızının onun iç atmosferine kadar bir gedik açması yüzlerce yıl alır. Yıldızın içine doğru oymaya devam ettikçe ağırlık merkezi denilen iki yıldızın yörünge merkezi, süperdevin merkezine doğru hareket edecektir. Nihayetinde iki yıldız, büyük bir süpernovaya ve sonunda ise bir karadeliğe yol açacak şekilde birleşecektir.

Eğer gözlemlenirse, TZN, başlangıçta tipik bir kırmızı süperdev gibi görülecektir. Bununla birlikte TZN, bir kırmızı süperdeve göre çeşitli olağandışı özellikler taşır. Sadece kimyasal yapısı açıkça farklı olduğu için değil, aynı zamanda nötron yıldızının oyulması içeriden patlayan radyo dalgalarına neden olacağı için...

Bir TZN bulmak aşırı derecede zordur. Çünkü özellikleri normal bir kırmızı süperdevden çok ince çizgilerle ayrılır. Ayrıca yıldızların daha sıkışık şekilde bir arada olduğu Samanyolu'nun merkezine yakın bölgelerde ortaya çıkması beklenmektedir.

Yine de bu durum astronomların bir "yamyam yıldız" bulma konusunda çalışmasına engel olmadı. Ve 2014’te HV 2112 adlı süperdevin muhtemelen bir TZN olduğu duyuruldu. Araştırmacılar HV 2112’nin bir kırmızı süperdevde beklenenden çok daha yüksek miktarda metalik elementler içerdiğini buldular. HV 2112’nin kimyasal tertibi, 1970’lerde Thorne ve Zytkow’un ortaya koyduğu kuramla uyuşuyordu. Bu yüzden astronomlar onu ilk bulunan TZN için güçlü bir aday olarak değerlendiriyorlar. Daha fazla araştırma gerekiyor ancak insanlığın ilk kez bir yamyam yıldız keşfetmiş olması ihtimali heyecan verici.

7. Donmuş Yıldız

Standart bir yıldız, hidrojen yakıtını füzyonla helyuma dönüştürür ve kendisini bu işlemin dışa doğru basıncıyla destekler. Ancak hidrojen sonsuza kadar yetmez ve eninde sonunda yıldızın daha ağır elementleri yakması gerekir. Ne yazık ki bu daha ağır elementlerden açığa çıkan enerji hidrojen kadar fazla değildir. Böylece yıldız soğumaya başlar. Yıldız sonunda süpernova olduğunda evreni yeni yıldızlar ve gezegenlerin oluşmasında rol oynayan metalik elementler ile besler. Evrende zaman ileriye doğru aktıkça, daha fazla yıldız patlar. Astrofizikçiler evren yaşlandıkça toplam metal içeriğinin arttığını göstermişlerdir.

Geçmişte, yıldızlarda neredeyse hiç metal yoktu ancak gelecekte yıldızlar fazlasıyla artan bir metal içeriğine sahip olacaklar. Evren yaşlandıkça, varsayımsal donmuş yıldız da dahil olmak üzere yeni ve alışılmadık türlerde metal yıldızları biçimlenecektir. Bu türde bir yıldız fikri 1990'larda öne sürüldü. Evrende metal bolluğu olursa yeni oluşan yıldızların cüce yıldız olmak için daha düşük bir sıcaklığa ihtiyacı olur. Böyle bir ortamda 0,04 Güneş kütlesi (yaklaşık Jüpiter'in kütlesi kadar) olan en küçük yıldızlar, nükleer füzyonu 0°C'de sürdürerek cüce yıldız olabilir. Bu yıldızlar donmuş ve buz bulutlarıyla kaplanmış olurdu. Uzak gelecekte bu türden donmuş yıldızlar, soğuk ve kasvetli bir evrende çoğu normal yıldızın yerini alacaktır.

6. Manyetosferik Sonsuz Çöken Nesne

Karadeliklerin birçok kafa karıştırıcı özelliği ve paradoksları olması hiç şaşırtıcı değildir. Karadelik matematiğine ilişkin bu problemlerin üstesinden gelmek için kuramcılar, çeşitli yıldız benzeri nesneler öne sürdüler. 2003’te bilim insanları, genel kanının aksine karadeliklerin aslında tekillik olmadığını ama "manyetosferik sonsuz çöken nesne" (veya kısaca "MSÇN") adında bir tür tuhaf yıldız çeşidi olduğunu iddia ettiler. MSÇN, çöken bir karadeliğin ışık hızından daha hızlı hareket ediyor görünmesi kuramsal problemine bir çözüm getirme girişimiydi.

MSÇN, aslında normal bir karadelik şeklindedir. Madde kütleçekimi tarafından alt edilmiştir ve kendi üzerine çökmeye başlamıştır. Ne var ki bir MSÇN’de çarpışan atomaltı parçacıkların yarattığı dışa doğru basınç tarafından üretilen radyasyon, bir yıldız çekirdeğindeki füzyondan kaynaklanan basınç gibi değildir. Bu durum MSÇN’nin nispeten kararlı kalmasını sağlar. Asla dış olay ufku olmaz ve tamamen çökmez. Karadelikler nihayetinde kendi üzerine çöker ve buharlaşır. Ancak bir MSÇN'nin çökmesi sonsuz zaman alır. Böylece ebedi bir çökme durumuna girer.

MSÇN kuramları bilgi dahil karadeliklerin birçok problemini çözüyor. Çünkü bir MSÇN asla çökmez, karadelikler gibi bilgi yok olma problemleri yoktur. MSÇN kuramları heyecan verici olsa da fizik camiası bunlara şüpheci yaklaşıyor.

Kuasarların ışık veren yığılma diski ile çevrelenmiş karadelikler olduğu düşünülür. Bu yüzden astronomlar MSÇN ile aynı manyetik özelliklere sahip bir kuasar bulmaya çalışıyorlar. Sonuç bulunamasa da yeni teleskoplar kuramsal olarak daha fazla ışık tutması gereken karadelikleri gözlüyor. Şimdilik MSÇN karadelik problemleri için ilginç bir çözüm ama en önde geleni değil.

5. Popülasyon III Yıldızı

Evrenin sonunda, sıcak yıldızların oluşamayacağı kadar metalik olacağı zamanlarda ortaya çıkacak donmuş yıldızlardan bahsettik. Peki ama spektrumun diğer tarafındaki yıldızlar? Popülasyon III yıldızları dediğimiz bu yıldızlar, Büyük Patlama'dan arta kalan başlangıçtaki gazlarla oluşmuştur. Yani ilk oluşan yıldızlardır. Bu sebeple metallik içerikleri düşüktür.

Yıldız popülasyon şeması, Walter Baade tarafından 1940’larda kurulmuştur ve bir yıldızın metal içeriği olarak tanımlanmıştır. Aslında uzun bir zaman için sadece iki yıldız popülasyonu (popülasyon I ve popülasyon II) vardı. Ama modern astrofizikçiler Büyük Patlama'dan hemen sonra var olması gereken yıldızlar üzerine ciddi bir araştırmaya başladılar.

Bu yıldızlarda ağır elementler yoktu. Eser miktarda muhtemel lityumun yanında sadece hidrojen ve helyumdan oluşuyorlardı. Popülasyon III yıldızları, absürt derecede parlak ve devasaydı, şimdiki yıldızların çoğundan büyüktü. Çekirdekleri füzyon için sadece normal elementlerden değil karanlık madde yok olma reaksiyonlarından da yararlanıyordu. İki milyon yıl gibi aşırı derece kısa ömre sahiplerdi. Sonunda bu yıldızlar bütün hidrojen ve helyumlarını yakıyor, füzyonla daha ağır elementler üretmeye başlayıp patlıyor, ağır elementleri evrenin dört bir yanına saçıyordu. Evrenin bu erken döneminden kalan bir şey (yıldız) yok.

Eğer geriye kalan yoksa onları neden önemsiyoruz? Astronomlar Popülasyon III yıldızları ile çok ilgililer çünkü onlar, Büyük Patlama'da neler olduğunu ve evrenin erken dönemindeki evrimini daha iyi anlamamızı sağlayabilir. Bu girişimlerde ışık hızı astronomların dostudur. Işık hızının sabit değeri sayesinde astronomların aşırı derecede uzak yıldızları bulmaları mümkün olur aslında bir nevi zamanda geriye doğru bakarlar. Astrofizik ve Uzay Bilimleri Enstitüsü’nden bir grup astronom, şimdiye kadar denenenden çok daha uzak galaksilere bakmaya çalışıyor. Bu galaksilerin ışığının Büyük Patlama'dan birkaç milyon yıl sonrasına ait olması gerekir ve popülasyon III yıldızlarının ışığını içerebilir. Bu yıldızları çalışmak astronomların zamanda geri bakmasını sağlar. Bunun ötesinde bu çalışmalar bize nereden geldiğimizi gösterir. Zira bu erken dönem yıldızlar evrene, insanın varolmasını sağlayan yaşam için gerekli elementleri vermiştir.

Agora Bilim Pazarı

ELEKTRİK MÜHENDİSLİĞİ İLKELER VE UYGULAMALAR

Devamını Göster

₺890.00

Satın Al Tüm Ürünler

• Dış Sitelerde Paylaş

4. Yıldızımsı

Yıldız gibi görünen ama yıldız olmayan kuasarlarla karıştırılmaması gereken yıldızımsı (İng: "quasi-star"), sadece evrenin erken döneminde var olabilecek kuramsal bir yıldız türüdür. Daha önce bahsedilen Thorne-Zytkow Nesnesi gibi, yıldızımsılar da yamyam yıldız özelliği taşıyordu. Ancak ortasında bir yıldız yerine bir karadelik vardı. Yıldızımsılar iri popülasyon III yıldızlarından oluşurdu.

Normal yıldızlar çöktüğünde süpernova olup geride bir karadelik bırakır. Yıldızımsıda ise nükleer maddeden yoğun dış tabaka çöken çekirdekten infilak eden enerjiyi emiyor ve süpernova olmadan kalıyordu. İçeride bir karadelik oluşurken yıldızın dış kabuğu zarar görmeden kalıyordu.

Sürdürmek için füzyon enerjisinden daha fazlası gerekse de modern füzyon-temelli yıldızlar gibi yıldızımsılar da bir dengeye ulaşırdı. Karadelik çekirdekten yayılan enerji dış basıncın kütle çekimsel çöküşe direnmesini sağlardı. Yıldızımsı, içerideki karadeliğe düşen madde ve açığa çıkan enerjiyle beslenirdi. Açığa çıkan yüksek enerji nedeniyle aşırı derecede parlak ve Güneş'ten 7000 kat civarı daha büyük olurdu.

Bununla birlikte yıldızımsı, bir milyon yıl içerisinde dış çekirdeğini kaybederdi. Ve arkada sadece iri bir karadelik kalırdı. Astrofizikçiler, bizimki dahil birçok galaksinin merkezinde bulunan süper büyük karadeliklerin kaynağının bu antik yıldızımsılar olduğunu belirten bir kuram ortaya koydular. Samanyolu bu tuhaf ve olağandışı yıldızlardan biriyle başlamış olabilir.

3. Preon Yıldızı

Çağlar boyunca filozoflar maddenin en küçük biriminin ne olduğunu tartıştılar. Proton, nötron ve elektronların gözlenmesiyle bilim insanları evrenin temel yapısını bulduklarını düşündüler. Ancak bilim ilerledikçe her birisi evren anlayışımızı yeniden şekillendiren daha küçük parçacıklar buldu. Varsayımsal olarak bu sonsuza kadar gidebilir. Ama bazı kuramcılar preonun evrenin en küçük parçası olduğunu öne sürüyor. Bir preon, uzaysal boyutu olmayan bir nokta parçacıktır. Genelde fizikçiler elektron gibi parçacıkları nokta parçacık olarak tanımlarlar. Ama bu sadece elverişli bir modeldir. Aslında elektronun boyutları vardır. Kuramsal olarak, bir preonun ise yoktur. En temel atomaltı parçacık olabilirler.

Preon araştırması şu anda rağbet görmese de bilim insanları preonlardan oluşan bir yıldızın neye benzeyeceğini tartışmaya devam ediyorlar. Bir preon yıldızının aşırı küçük olması gerekirdi öyle ki bir bezelye ile futbol topu büyüklüğü arasında. Bu küçük cismin Ay’ın kütlesi kadar bir kütleye sahip olmasını beklerdik. Preon yıldızları astronomik standartlar açısından ışık olsa da, gözlenen en yoğun nesne olan nötron yıldızlarından daha yoğun olurdu.

Bu küçük yıldızlar çok çok zor görülebilirdi ve ancak kütle çekimsel kırılma ve gama ışını radyasyonuyla gözlemlenebilirdi. Bazı kuramcılar, preon yıldızlarını tespit edilemez doğalarından dolayı karanlık madde adayı olarak öne sürüyorlar. Bununla birlikte parçacık hızlandırıcı araştırmacıları preonları aramak yerine Higgs bozonu parçacığına odaklanmayı tercih ediyorlar. Bu yüzden preonun varlığını ya da yokluğunu kanıtlamak uzun zaman alabilir. Preonlardan yapılma bir yıldız bulmak için ise muhtemelen çok daha fazla zaman gerekecektir.

2. Planck Yıldızı

Karadelikler hakkında en ilginç sorulardan biri içeriden bakınca neye benzediğidir. Fantastikten yüksek bilimsel bakış açısına kadar; sayısız film, kitap ve makale bu konu üzerinde durmuştur. Fizik camiasında bu konuda bir fikir birliği yoktur. Sıklıkla bir karadeliğin merkezi sonsuz yoğunluğa sahip boyutsuz bir tekillik olarak tanımlanır. Ama bu aslında ne anlama gelir? Modern kuramcılar, bir karadeliğin içerisinde neler olduğunu gerçekten bularak bu belirsiz tanımı açmaya çabalıyorlar. Bütün kuramlar içerisinde en etkileyicisi; karadeliğin merkezinde aslında Planck yıldızı denilen bir yıldızın olduğu kuramı.

Planck yıldızı önerisinin ardındaki motivasyon, karadelik bilgi paradoksunu çözme gerekliliği. Karadeliği sadece tekillik noktası olarak düşünürsek o zaman bunun talihsiz yan etkisi karadeliğe giren bilginin yok olması olur ki bu durum korunum yasasını ihlal eder. Ancak karadeliğin ortasında bir yıldızın varlığı bu problemi çözebilir ve karadeliğin olay ufku üzerine problemlerin üstesinden gelmekte yardımcı olabilir.

Planck yıldızı nükleer füzyonla desteklense de, tahmin edebileceğiniz gibi tuhaf bir canavardır. İsmi Planck yoğunluğuna yakın bir yoğunluğa sahip olmasından gelir. Enerji yoğunluğu, uzayın bir bölgesinin içerdiği enerjinin ölçüsüdür. Planck yoğunluğu metreküp başına 5,15x10⁹⁶ kilogram gibi büyük bir miktardır. Bu çok fazla enerji demektir. Kuramsal olarak Büyük Patlama'dan hemen sonra evrenin içerdiği enerji kadardır. Maalesef bir karadeliğin içerisinde Planck yıldızı olsa bile onu göremeyiz ancak çeşitli astronomik paradoksların çözümü için ilginç bir fikirdir.

1. Tüytopu

Fizikçiler karmaşık fikirlere eğlenceli isimler takmayı severler. Tüytopu, uzayın sizi anında öldürebilecek bir bölgesine verilebilecek en hoş isim olsa gerek. Tüytopu kuramı, karadeliği sicim kuramının kavramlarını kullanarak açıklamaya yönelik bir girişimdir. Aslında Tüytopu, termonükleer füzyonla desteklenen akkor plazma atmosferi anlamında bir yıldız değildir. Daha ziyade, kendi iç enerjisiyle desteklenen bir karışık enerji sicimleri bölgesidir.

Yukarıda belirtildiği üzere karadelikler ile alakalı esas problem içerisinde ne olduğunu çözmektir. Bu derin problem hem gözlemsel hem de kuramsal olarak bir gizemdir. Standart karadelik kuramları çeşitli çelişkilere yol açar. Stephen Hawking karadeliklerin buharlaştığını göstermiştir ki bu da içerisindeki bilginin sonsuza dek kaybolması anlamına gelir. Karadelik modelleri yüzeyi, içeri giren parçacıkları buharlaştıran yüksek enerjili bir güvenlik duvarı olacak şekilde gösterir. En önemlisi kuantum mekaniği kuramları karadelik tekilliğine uygulandığında çalışmaz.

Tüytopu bu endişelere yöneliktir. Bir tüytopunun ne olduğunu anlamak için bir kağıt parçası gibi iki boyutlu bir dünyada yaşadığınızı hayal edin. Biri kağıdın üzerine bir silindir koyarsa bunu üç boyutta var olsa bile iki boyutlu bir çember olarak algılardık. Evrenimizde daha yüksek boyutlarda yapılar olduğunu hayal edebiliriz. Sicim teorisinde bunlara brane adı verilir. Daha yüksek boyutlu bir brane varsa biz bunu dört boyutlu duyularımız ve matematikle idrak ederiz. Sicim kuramcıları, karadelik dediğimiz şeyin aslında dört boyutlu uzay zamanımızla kesişen daha yüksek boyutlu bir sicim yapısını daha düşük boyutlu algımızla duyumsamamız olduğunu ileri sürdüler. Böylece karadelik gerçekte bir tekillik olmak yerine sadece uzay zamanımızın daha yüksek boyutlu sicimlerle kesişimi olur. İşte bu kesişim tüytopudur.

Bu biraz ezoterik görünebilir ama hala hevesle tartışılmaktadır. Bununla beraber karadelikler aslında tüytopu dediğimiz yapılarsa bu birçok paradoksu çözer. Karadeliklerden çok az farklılıkları vardır. Tek boyutlu tekillik yerine tüytopu belli bir hacme sahiptir. Ancak belli bir hacmi olsa da köşeleri saçaklı yapacak belirli bir olay ufku yoktur. Aynı zamanda fizikçilere karadeliği kuantum mekaniği ilkelerini kullanarak tanımlama fırsatı sağlar. Artı olarak tüytopu, bilimsel dilde sahip olduğumuz eğlenceli bir isimdir.