Kütle çekimsel çökme

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Gezinti kısmına atla Arama kısmına atla
Bir yıldızın kütleçekimsel çöküşü

Kütleçekimsel çökme astronomik objelerin sahip olduğu kütle çekimi etkisinden dolayı diğer objeleri kendi merkezine doğru çekmesidir. Herhangi bir stabil objede bu kütle çekimi tam tersi yönünde etkileyen iç basınç ile karşılıklı olarak dengelenmektedir. Eğer kütle çekimi dışarı yönde etkiyen iç basınçtan daha fazla olursa bu denge durumu bozulur ve madde içeri doğru çökmeye başlar. Bu çöküş iç basıncı artırıp maddeyi kütle çekimi ile dengeleyecek noktaya gelene kadar devam eder. Bu durum böylece devam eder. (Kara deliklerdeki durum hariç olmak kaydı ile.)

Kütle çekiminin diğer ana güçlerden daha zayıf olması nedeni ile kütleçekimsel çöküş çoğunlukla çokça ağır cisimler veya kütlelerin toplamı ile ilişkilendirilmektedir. Örneğin, yıldızlar (Süpernova patlaması ile oluşan yıldızlar, nötron yıldızları ve kara delikler) ve küresel küme şeklinde olan devasa yıldız koleksiyonları ve galaksiler.

Kütleçekimsel çökme evrendeki maddelerin kalbindeki yapısal formasyondadır. En başta düzgün sıralanmış bir maddeler dizesi bile sonunda çökebilir ve maddelerin hiyerarşisinde karmaşaya sebep olabilir. (Galaksideki küresel kümeler, yıldız kaynaklı gruplar, yıldızlar ve gezegenler.) Örnek vermek gerekecek olursa, yıldızlarasındaki maddelerin kütleçekimsel çöküşlerindeki artış sebebiyle oluşan yıldızlar örnek verilebilir. Kütleçekimsel çökme kuvvetinden dolayı kaynaklanan basınç sıcaklığı artırır ve ve nükleer yakıt yıldızın merkezini ateşler ve yıldız bunun sonrasında bir duruş noktasına gelir. İçeriden dışarıya doğru etki etmekte olan termal basınç kütle çekimi dengeler ve yıldızımız tekrar termal basınç ve kütle çekiminin arasında bulunan dinamik denge kurumuna gelerek stabilleşir.

Bir yıldızın kütleçekimsel çöküşü hayat döngüsünün sonunda gerçekleşir ve bu yıldıza ölmüş yıldız da denilebilir. Yıldızda bulunan tüm enerji tükendiğinde yıldızımız kütle çekimin etkisine girer. Bu sebepten dolayı 'geçici' denge durumunda bulunan yıldız, yıldız doğumlu bir kütleçekimsel çöküş veya bir yıldızın sonu olur.Bu son durumuna sıkışık yıldız veya yıldızsal kalıntı adı verilir.

Sıkışık yıldız Çeşitleri:

  • Beyaz Cüceler; kütleçekim, dejenere elektron basıncı ile dengelenir.
  • Nötron yıldızları; kütleçekim, dejenere nötron basıncı ve güçlü kuvvetlerin aracılık ettiği kısa-menzilli itmeler yani nötron-nötron etkileşimleri ile dengelenir.
  • Kara delikler, merkezindeki fiziksel durum hakkında bir bilgiye sahip değiliz.

Beyaz cüceye çöküş süreci on binlerce yıl sürmektedir ve yıldızı çevrelemekte olan dış yüzeyin gezegenimsi bulut haline dönüşü bu süre içinde gerçekleşmektedir. Eğer sıkışan yıldız, beyaz cüce boyutuna gelir ve Chandasekhar limitine kadar bu madde birleşmeye devam ederse çöküş süreci tekrar sürecini yeniden başlatır. Her ne kadar beyaz cücenin bir sonraki aşama olan nötron yıldızı aşamasına geçeceği öngörülse de bunun yerine kontrolsüz bir karbon füzyon tepkimesi sürecine girebilir ve bir süpernova patlaması gibi patlayabilir.Nötron yıldızları çok güçlü kütleçekimsel çökme kuvveti sonucu oluşan devasa yıldızlardır ve süpernova patlaması kalıntılarıdırlar.

Büyük devasa yıldızlar bile Tolman-Oppenheimer-Volkoff limiti altında bilinen karşıt bir kütleçekim kuvveti olmadan yeni bir dinamik denge durumuna geri dönemez. Bu durumda bile yıldız devam eder ve hiçbir şey onu durduramaz. Schwarzschild yarıçapı ile patladığında ise bir ışık parçacığı bile bu yıldızdan kaçamaz ve yıldızımız Kara Delik haline gelir. Bazı teorilere göre bu kara delik sürecinden sonra patlayan obje maksimum olasılıklı enerji yoğunluğuna ulaşır ve belli bir hacimdeki Plank Özkütlesine ulaşır. (Yani hiçbir şey durduramaz.) İşte bu noktada bilinen kütleçekimsel yasalar bir açıklama oluşturamaz. Her ne kadar bu anı açıklamaya yönelik rekabet halinde teoriler olsa da bu noktadaki durum tam anlamı ile kütleçekimsel çöküş olarak tanımlandırılamaz.[1]

Yeteri kadar büyük olan nötron yıldızının Scwarzschild yarıçapı içinde varolabileceği düşünülmüş ve bir kara delik gibi tüm ağırlığın merkezindeki tekillikte toplanmamış olabileceği öne sürülmüştür fakat bu bir kavram hatasıdır. Olay ufkunda bile bir madde stabil kalabilmek ve merkeze çökmemeyi sağlayabilmek için merkezden dışarı doğru ışık hızından daha yüksek bir değerdeki hıza sahip olmalıdır.Bu sebepten dolayı hiçbir fiziksel güç bir yıldıza tekilliğe çökmekten alıkoyamaz. (En azından en son bildiğimiz genel görelilik prensiplerine göre; bu Einstein-Yang-Mills-Dirac'ın sisteminin yerine geçmemektedir.) Sonrasında maddenin emisyonunu ve kütleçekimsel dalgaları içeren ortak bir küresel olmayan çarpışma modeli yayınlanmıştır.[2]

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ http://astroreview.com/issue/2012/article/black-hole-horizons-and-how-they-begin
  2. ^ Bedran, ML et al.(1996)."Model for nonspherical collapse and formation of black holes by emission of neutrinos, strings and gravitational waves", Phys. Rev. D 54(6),3826.