Kuark yıldızı

Vikipedi, özgür ansiklopedi

Kuark yıldızı, son derece yüksek çekirdek sıcaklığı ve basıncının çekirdek parçacıklarını, başıboş kuarklardan oluşan sürekli bir madde hali olan kuark maddesini oluşturmaya zorladığı, varsayımsal bir sıkışık, egzotik yıldız türüdür.

Temel[değiştir | kaynağı değiştir]

Hem gözlemlendiği hem de kuramsal olarak açıklandığı gibi, bazı büyük kütleli yıldızlar, yaşam döngülerinin sonunda nötron yıldızlarını oluşturmak için çökerler. Nötron yıldızlarının içindeki aşırı sıcaklıklar ve basınçlar altında, nötronlar olağanda bir bozunum basıncıyla ayrı tutulur, bu da yıldızı kararlı bir duruma getirir ve yıldızın daha da içe çökmesini engeller. Bununla birlikte, daha da aşırı sıcaklık ve basınç altında, nötronların bozunma basıncının üstesinden gelindiği ve nötronların, yoğun bir şekilde paketlenmiş kuark maddesine dayalı aşırı yoğun bir kuark maddesi evresi yaratarak, onları oluşturan kuarklara karışmaya ve çözülmeye zorlandığı varsayılmaktadır. Bu durumda, kuarklar arasında yeni bir bozunum basıncı ve itici elektromanyetik kuvvetler oluşacağından ve bu toplam çekimsel çöküşü engelleyeceğinden, yeni bir dengenin ortaya çıkması beklenir.

Bu düşünceler doğruysa, kuark yıldızları evrenin bir yerinde oluşmuş ve gözlemlenebilir olabilir. Kuramsal olarak böyle bir olay bilimsel olarak mantıklı görülse de hem gözlemsel hem de deneysel olarak kanıtlanması olanaksız olmuştur çünkü kuark maddesini kararlılaştırmak için gereken çok aşırı koşullar hiçbir laboratuvarda yaratılamaz ve doğrudan doğada gözlemlenemez. Kuark maddesinin kararlılığı ve dolayısıyla kuark yıldızlarının varlığı bu nedenlerle fizikteki çözülmemiş sorunlar arasındadır.

Kuark yıldızları oluşabiliyorsa, kuark yıldızı maddesini bulmak için en olası yer, kuark yozlaşması için gereken iç basıncı aşan nötron yıldızlarının içi olacaktır - nötronların bir yoğun kuark maddesi biçimine dönüştüğü nokta. Bir yıldızın bir nötron yıldızının ötesine çökecek kadar büyük olması ancak bir kara delik oluşturacak nicelikte büyük olmaması koşuluyla, büyük kütleli bir yıldız ömrünün sonunda çökerse de oluşabilirler.

Eğer varsa, kuark yıldızları nötron yıldızlarına benzer ve kolaylıkla onlarla karıştırılabilir: Tip II süpernovada büyük kütleli bir yıldızın ölümünde oluşurlar, son derece yoğun ve küçük olurlar ve çok yüksek bir kütleçekimsel alana sahip olurlar. Başıboş kuarkların yoz nötron maddesiyle eşleşen özelliklere sahip olması beklenmediğinden, bir nötron maddesi kabuğu da içermedikçe, nötron yıldızlarının bazı özelliklerinden de yoksun olacaklardır. Örneğin, nötron yıldızlarından ayrı olarak radyo-sessiz olabilirler veya alışılmamış boyutlara, elektromanyetik alanlara veya yüzey sıcaklıklarına sahip olabilirler.

Tarihçe[değiştir | kaynağı değiştir]

Kuark yıldızları ile ilgili çözümleme ilk olarak 1965 yılında Sovyet fizikçiler DD Ivanenko ve DF Kurdgelaidze tarafından önerildi.[1][2] Ancak varlıkları doğrulanmadı.

Kuark maddesinin durum denklemi nötron-bozunma maddesi ile kuark maddesi arasındaki geçiş noktası gibi belirsizdir. Kuramsal belirsizlikler, ilk ilkelerden kestirimlerde bulunmayı engelledi. Deneysel olarak, kuark maddesinin davranışı parçacık çarpıştırıcıları ile etkin olarak incelenmektedir, ancak bu yalnızca çok sıcak (1012 K'nin üzerinde) kuark-gluon plazması oluşumdan hemen sonra bozulan atom çekirdeği büyüklüğündeki damlacıklardır. Son derece yüksek yoğunluklara ve 1012 K'nin çok altında sıcaklıklara sahip yoğun yıldızların içindeki koşullar, "soğuk" kuark maddesini doğrudan kuark yıldızlarının içinde bulunacağı gibi üretmek, saklamak veya incelemek için bilinen hiçbir yöntem olmadığından, yapay olarak yeniden yaratılamaz. Kuram, kuark maddesinin bu koşullar altında bazı tuhaf özelliklere sahip olduğunu öngörüyor.

Oluşum[değiştir | kaynağı değiştir]

TOV çözümü nötron kuark yıldızı kütle yarıçap diyagramı.[3]

Nötron yıldızlarını oluşturan nötron-yoz maddesi, yıldızın kendi kütleçekimi ya da onu oluşturan ilk süpernova tarafından yeterli basınç altına alındığında, bireysel nötronların kendilerini oluşturan kuarklara (yukarı kuarklar ve aşağı kuarklar) ayrıldığı ve kuark maddesi olarak bilinen şeyi oluşturduğu kuramsallaştırılmıştır. Bu dönüşüm, doğal koşullara bağlı olarak, nötron yıldızının özeğiyle sınırlı olabilir ya da tüm yıldızı dönüştürebilir. Böyle bir yıldız, kuark yıldızı olarak bilinir.[4] [5]

Kararlılık ve garip kuark maddesi[değiştir | kaynağı değiştir]

Yukarı ve aşağı kuarklardan oluşan sıradan kuark maddesi, sıradan atomik maddeye karşın çok yüksek bir Fermi enerjisine sahiptir ve yalnızca aşırı sıcaklıklar ve/veya basınçlar altında kararlıdır. Bu, tek kararlı kuark yıldızlarının kuark madde çekirdeğine sahip nötron yıldızları olacağını, oysa bütünüyle sıradan kuark maddesinden oluşan kuark yıldızlarının oldukça kararsız olacağını ve kendiliğinden yeniden düzenleneceğini gösteriyor.[6] [7]

Sıradan kuark maddesini düşük sıcaklıklarda ve basınçlarda kararsız hale getiren yüksek Fermi enerjisinin, yeterli sayıda yukarı ve aşağı kuarkın garip kuarklara dönüştürülmesiyle önemli ölçüde azaltılabileceği gösterilmiştir, çünkü garip kuarklar oranla çok ağırdır. bir tür kuark parçacığı.[6] Bu tür kuark maddesi, özellikle garip kuark maddesi olarak bilinir ve bunun yıldızlararası boşluk koşulları altında (yani sıfıra yakın dış basınç ve sıcaklık) gerçekten kararlı olup olmadığı kestirimlere ve şimdiki bilimsel araştırmalara bağlıdır. Eğer durum buysa (Bodmer-Witten varsayımı olarak bilinir), bütünüyle kuark maddesinden oluşan kuark yıldızları, hızla garip kuark maddesine dönüşürlerse kararlı olurlar.[8]

Garip yıldızlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Garip kuark maddesinden oluşan kuark yıldızları, garip yıldızlar olarak bilinir ve kuark yıldızı ulamı altında bir alt grup oluştururlar.[8]

Kuramsal araştırmalar, kuark yıldızlarının yalnızca nötron yıldızlarından ve güçlü süpernovalardan üretilemeyeceğini, ayrıca Büyük Patlama'yı izleyen erken evrensel evre ayrımlarında da yaratılabileceğini ortaya koydu.[6] Bu ilkel kuark yıldızları, erken evrenin sıcaklık ve basınç koşulları onları kararsız hale getirmeden önce garip kuark maddesine dönüşürse, Bodmer-Witten varsayımı doğruysa, kararlı hale gelebilirler. Bu tür ilkel yıldızlar bugüne dek varlığını sürdürebilirdi.[6]

Özellikler[değiştir | kaynağı değiştir]

Kuark yıldızları, onları sıradan nötron yıldızlarından ayıran bazı niteliklere sahiptir.

Son derece yüksek yoğunluklara sahip ancak sıcaklıkları 1012 K'nin çok altında olan nötron yıldızlarının içinde bulunan doğal koşullar altında, kuark maddesinin bazı tuhaf özellikler sergilediği kestirilmektedir. Bir Fermi sıvısı gibi davranması ve "renk"in iki yük yerine güçlü etkileşimde sergilenen altı "yükü" ifade ettiği renk süperiletkenliğinin renk-çeşni-kilitli (CFL) evresine girmesi bekleniyor -elektromanyetizmadaki iki yük (artı ve eksi) yerine. Yoğun yıldızın yüzeyine daha yakın olan daha yüksek katmanlara karşılık gelen biraz daha düşük yoğunluklarda, kuark maddesi CFL olmayan bir kuark sıvısı gibi davranacaktır; bu evre, CFL'den bile daha gizemlidir ve renk iletkenliği ve/veya birkaç ek henüz keşfedilmemiş evreler içerebilir. Bu aşırı koşulların hiçbiri şu anda laboratuvarlarda yeniden oluşturulamaz, bu nedenle doğrudan deneylerden bu evreler hakkında hiçbir şey çıkarılamaz.[9]

Nötron-bozunma maddesinin (garip) kuark maddesine dönüşümü toplam ise, bir kuark yıldızı bir dereceye kadar tek bir devasa hadron olarak imgelenebilir edilebilir. Ancak bu "hadron", sıradan hadronları bağlayan güçlü kuvvet yerine kütleçekim ile bağlanacaktır.

Gözlemlenen aşırı yoğun nötron yıldızları[değiştir | kaynağı değiştir]

En azından yukarıda belirtilen varsayımlar altında, belirli bir nötron yıldızının kuark yıldızı olma olasılığı düşüktür,  bu nedenle Samanyolu'nda yalnızca küçük bir kuark yıldızı topluluğu olacaktır. Bununla birlikte, aşırı yoğun nötron yıldızlarının kuark yıldızlarına dönüşebileceği doğruysa, bu, olası kuark yıldızı sayısını başlangıçta düşünülenden daha çok yapar, çünkü gözlemciler yanlış türde bir yıldız arıyor olacaklardır. 

Kuarklara ve daha yüksek yoğunluklara sınır tanımayan bir nötron yıldızı, bir milisaniyeden daha kısa bir dönme döngüsüne (periyot) sahip olamaz; böylesine yoğun bir nesne imgelenemeyecek kütleçekimine sahip olsa bile, hızlı dönmesi nedeniyle merkezkaç kuvvet maddeyi yüzeyden dışarı atacaktır, bu nedenle milisaniye veya daha kısa süreli döngüye sahip bir atarcanın saptanması bir kuark yıldızının güçlü kanıtı olacaktır.

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ Ivanenko (1965). "Hypothesis concerning quark stars". Astrophysics. 1 (4): 251-252. doi:10.1007/BF01042830. 
  2. ^ Ivanenko (1969). "Remarks on quark stars". Lettere al Nuovo Cimento. 2: 13-16. doi:10.1007/BF02753988. 
  3. ^ F. Douchin, P. Haensel, A unified equation of state of dense matter and neutron star structure, "Astron. Astrophys." 380, 151 (2001).
  4. ^ Black Holes, White Dwarfs and Neutron Stars: The Physics of Compact Objects. Wiley. 2008. ISBN 978-0471873167. 
  5. ^ Physics of neutron star interiors. Lecture Notes in Physics. 578. Springer-Verlag. 2001. doi:10.1007/3-540-44578-1. ISBN 978-3-540-42340-9. 
  6. ^ a b c d Witten (1984). "Cosmic separation of phases". Physical Review D. 30 (2): 272-285. doi:10.1103/PhysRevD.30.272. 
  7. ^ Farhi (1984). "Strange matter". Physical Review D. 30 (11): 2379. doi:10.1103/PhysRevD.30.2379. 
  8. ^ a b Weber. "Strange-matter Stars". 22 Mart 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Mart 2020.  in International Symposium on Strangeness and Quark Matter, Kolymbari, Greece, 1-5 Sep 1994. Singapore: World Scientific. ss. 308-317. 
  9. ^ Alford (2008). "Color superconductivity in dense quark matter". Reviews of Modern Physics. 80 (4): 1455-1515. arXiv:0709.4635 $2. doi:10.1103/RevModPhys.80.1455. 

Kaynaklar ve ek okuma[değiştir | kaynağı değiştir]

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]