Nötron yıldızları neden kara deliklere dönüşmüyor?
Kara delikler, evrendeki aşırı gök cisimleridir ve teoride, yeterince kütle yeterince küçük bir hacme sıkıştırıldığı sürece, bir kara delik ortaya çıkacaktır. Yüzeyinden kaçmak için gereken hız ışık hızına ulaşacaktır çünkü ışık hızı en yüksek hızdır, bu nedenle kara delikten hiçbir şey kaçamaz.
Teoride kara delikler yapmak kolay olsa da, gerçek normal maddenin bunu yapması zordur. Hidrojen, evrendeki en yaygın elementtir ve karadelik yerine yıldız oluşturmak için yüksek sıcaklık ve yoğunluğun zincirleme reaksiyonunda birleşecektir. Beyaz cüceler ve nötron yıldızları gibi yıldız çekirdekleri de yerçekimsel çöküşe direnebilir ve kara delik olmaktan kaçınabilir. Beyaz cücelerin kütlesi güneşinkinin yalnızca 1,4 katına ulaşabilirken, nötron yıldızlarının kütlesi güneşin kütlesinin iki ila üç katına ulaşabilir. Öyleyse neden böyle bir fark var?
Evrenimizde, bildiğimiz tüm madde temelli nesneler basit bileşenlerden, yani protonlardan, nötronlardan ve elektronlardan oluşur. Her proton ve nötron üç kuarktan oluşur, bir proton iki yukarı kuark ve bir aşağı kuark içerir ve bir nötron bir yukarı kuark ve iki aşağı kuark içerir. Öte yandan, elektronların kendileri de temel parçacıklardır. İki tür parçacık vardır, fermiyonlar ve bozonlar: Kuarklar ve elektronların her ikisi de fermiyondur.
Gerçekler, kara deliklerin oluşumu söz konusu olduğunda bu sınıflandırma özelliklerinin çok önemli olduğunu kanıtladı. Fermiyonlar, bozonların sahip olmadığı bazı özelliklere sahiptir: (1) Fermiyonların yarım tam sayı dönüşleri vardır (örneğin ± 1/2, ± 3/2, ± 5/2, vb.), Bozonlar tam sayı dönüşleridir (0 , ± 1, ± 2, vb.); (2) Fermiyonlar karşılık gelen antiparçacıklara sahiptir, ancak bozonlar yoktur; (3) Fermiyonlar Pauli dışlama ilkesini karşılar; (4) Son özellik, maddenin kara deliklere çökmesini önlemektir. anahtar.
Pauli dışlama ilkesi bozonlara değil, yalnızca fermiyonlara uygulanır Bu ilke, herhangi bir kuantum sisteminde, iki fermiyonun aynı kuantum durumunda bulunamayacağını gösterir. Başka bir deyişle, bir elektron belirli bir konuma yerleştirilirse, bu durumda bir dizi özelliğe sahip olacaktır: enerji seviyesi, açısal momentum vb.
Ancak ikinci elektron sistemde aynı konuma yerleştirilirse aynı kuantum numarasına sahip olması yasaktır. Ya farklı bir enerji seviyesinde olmalı, farklı bir dönüşe sahip olmalı (ilki -1/2 ise, +1/2) veya uzayda farklı bir pozisyonda olmalı.
Bu nedenle atomların farklı özellikleri vardır, atomların neden bu kadar karmaşık kombinasyonlarda birleştirildiği ve periyodik tablodaki her elementin benzersiz olmasının nedeni budur çünkü her atomun elektron dizilimi diğer atomlardan farklıdır.
Protonlar, nötronlara benzer. Üç kuarktan oluşan kompozit parçacıklar olmalarına rağmen tekli fermiyonlar gibi davranırlar. Ayrıca Pauli'nin dışlama ilkesini de izlerler, iki proton veya nötron aynı kuantum durumunda bulunamaz. Elektronlar, beyaz cücelerin kendi yerçekimleri altında çökmesini engelleyen fermiyonlardır; nötronlar ayrıca nötron yıldızlarının daha fazla çökmesini önleyen fermiyonlardır. Pauli dışlama ilkesi, en yoğun nesnelerin kara delik haline gelmesini engelleyen şeydir.
Evrendeki beyaz cüceleri gözlemlerken, üst kütle sınırı, Chandrasekah kütle sınırı olan güneş kütlesinin yaklaşık 1,4 katıdır. İki elektron aynı kuantum durumunda olamayacağından, kuantum dejenerasyon basıncı, kara deliklerin sınırı aşana kadar oluşmasını engelleyen nedendir.
Nötron yıldızlarında da benzer bir kütle sınırı vardır: Tolman-Oppenheimer-Wolkov sınırı. Başlangıçta bunun Chandrasekha kütle sınırı ile aynı olması bekleniyordu çünkü temel fizik aynı. Elbette, kuantum dejenerasyon basıncını sağlayan belirli bir elektron değildir, ancak ilke (ve denklem) hemen hemen aynıdır. Gözlemlere göre, nötron yıldızlarının kütlesi güneş kütlesinin 1,4 katından çok daha büyüktür ve güneş kütlesinin 2,3 veya 2,5 katına yükselebilir.
Ancak bu farklılığın nedenleri var. Nötron yıldızlarında, güçlü nükleer kuvvet bir rol oynar Basit fermiyon soğuk gaz modeli ile karşılaştırıldığında, daha etkili bir itme kuvveti yaratır. Geçtiğimiz 20 yılda, nötron yıldızlarının teorik kütle sınırının hesaplama sonuçları büyük ölçüde değişti: Güneş kütlesinin yaklaşık 1,5 katından 3,3 katına. Belirsiz değerin nedeni, son derece yoğun maddenin davranışının bilinmemesidir, tıpkı çekirdekteki yoğunluk gibi bilinmemektedir.
Daha doğrusu, bu bilinmeyen olaylar, geçen ay yeni bir makale her şeyi değiştirene kadar uzun süredir bizi rahatsız etti. Makalenin yazarları V. D. Burkert, L. Elouadrhiri ve F. X. Girod, nötron yıldızlarının içinde neler olup bittiğini anlamada çok önemli bir ilerleme kaydetti.
Geçtiğimiz birkaç on yılda, protonların ve nötronların nükleer modeli büyük ölçüde iyileştirildi ve hesaplama ve deneysel teknikler de geliştirildi. En son araştırma, yapısını tespit etmek için bir protonun iç yapısına elektron yayan Compton saçılması adı verilen eski bir teknik kullanıyor. Bir elektron bir kuarkla etkileşime girdiğinde, yüksek enerjili bir foton ve dağınık bir elektron salar ve bu da nükleer geri tepmeye neden olur. Bu üç ürün ölçülerek çekirdekteki kuarkların yaşadığı basınç dağılımı hesaplanabilir. Sonuçlar şok ediciydi: Proton merkezinin yakınındaki ortalama tepe basıncı, nötron yıldızının iç basıncından daha büyük olan 10 ^ 35 Pascal'a ulaştı.
Başka bir deyişle, tek bir çekirdek içindeki basınç dağılımını bilerek, bu basıncın ne zaman ve hangi koşullar altında aşılabileceğini hesaplayabiliriz. Bu deney sadece protonlar için olmasına rağmen, nötronların sonuçları benzer olmalıdır, bu da gelecekte daha doğru nötron yıldızı kütle limitlerini hesaplayabilmemiz gerektiği anlamına gelir.
Protonun içindeki devasa basıncın ölçüm sonuçları ve basıncın dağılımı bize nötron yıldızının çökmesini önlemenin nedenini gösteriyor. Her proton ve nötronun iç basıncı, nötron yıldızını destekleyen güçlü nükleer kuvvetten gelir. Kalite eşiğini doğru bir şekilde belirlemede büyük ilerleme kaydettik. Astrofizik gözlemlerine güvenmenin yanı sıra, nükleer fizik deneyleri nötron yıldızlarının sınırlarını anlamak için teorik bir rehber sağlayabilir.
İlgili araştırma makaleleri Nature dergisinde yayınlandı.
