Sıkışık yıldız
Sıkışık yıldız[1] veya sıkışık nesne (İngilizce: compact object), gökbiliminde beyaz cüceleri, nötron yıldızlarını ve karadelikleri toplu olarak tanımlamak için kullanılır. Ayrıca, varsayımsal yoğun cisimlerin varlığı doğrulanırsa egzotik yıldızları da içerebilir. Tüm sıkışık nesneler yarıçaplarına oranla daha büyük bir kütleye sahiptir ve bu da onlara, sıradan atomik maddeye kıyasla çok yüksek bir yoğunluk kazandırır.
Sıkışık nesneler genellikle yıldız evriminin son aşamalarıdır ve yıldız kalıntıları olarak da adlandırılırlar. Bir yıldız kalıntısının durumu ve tipi öncelikle, oluştuğu yıldızın kütlesine bağlıdır. Belirsiz bir terim olan sıkışık nesne, genellikle yıldızın niteliği tam olarak bilinmediğinde kullanılır. Kanıtlar bu tür cisimlerin alışılmış yıldızlara göre çok daha küçük bir yarıçapa sahip olduklarını göstermektedir. Karadelik olmayan bir sıkışık nesne, dejenere yıldız olarak adlandırılabilir.
1 Haziran 2020 tarihinde gökbilimciler, hızlı radyo patlamalarının (FRB'ler) kaynağını sınırlandırdıklarını ve bunun artık "normal çekirdek çöküşü ile oluşan süpernovalardan kaynaklanan sıkışık nesne birleşmeleri ve manyetarları" da kapsayabileceğini belirttiler.[2][3]
Oluşum
değiştirYıldız evriminin olağan son aşaması sıkışık yıldızların oluşumudur.
Bütün aktif yıldızlar evrimlerinin bir noktasında içlerindeki nükleer füzyondan kaynaklanan ve dışa doğru gerçekleşen radyasyon basıncının, var olan kütle çekim kuvvetine karşı koyamayacağı bir noktaya gelirler. Bu durum gerçekleştiğinde yıldız kendi ağırlığı altında çöker ve ölüm süreci başlar. Yıldızların büyük bir kısmı için bu durum, sıkışık yıldız olarak da bilinen çok yoğun ve sıkı bir yıldız kalıntısının oluşumuyla sonuçlanır.
Sıkışık yıldızlarda içsel enerji üretecek bir mekanizma bulunmamaktadır. Karadelikler hariç olmak üzere, genellikle milyonlarca yıl boyunca çökme sonrasında kalan ısıyı yayarak soğuma sürecine girerler.[4]
Güncel anlayışa göre, Büyük Patlamadan sonra evren oluşumunun ilk aşamaları sırasında da (hadron dönemi) sıkışık yıldızların oluşmuş olma olasılığı vardır.[5] Bilinen sıkışık yıldızların ilkel kökenleri kesin olarak belirlenmemiştir.
Yaşam Süreleri
değiştirSıkışık nesneler ışınım yaparken soğuyup enerji kaybetseler de yapılarını korumak için sıradan yıldızlar gibi yüksek sıcaklıklara ihtiyaç duymazlar. Dış etkenler ve proton bozunması dışında varlıklarını neredeyse sonsuza kadar koruyabilirler. Ancak karadeliklerin genel olarak trilyonlarca yıl sonra Hawking radyasyonu sonucu yok olacağına inanılıyor. Günümüzdeki standart fiziksel kozmolojiye göre, evrenin çok uzak bir geleceğinde yozlaşmış çağ olarak söz edilen bir zamanda tüm yıldızlar karanlık sıkışık yıldızlara dönüşecektir.[6]
Ayrıca bakınız
değiştirKaynakça
değiştir- ^ Prof. Dr. M. Türker ÖZKAN (Kasım 2004). "YÜKSEK ENERJİ ASTROFİZİĞİ" (pdf). astronomi.istanbul.edu.tr. 22 Aralık 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 11 Şubat 2024.
- ^ Starr, Michelle (1 Haziran 2020). "Astronomers Just Narrowed Down The Source of Those Powerful Radio Signals From Space". ScienceAlert.com. 3 Haziran 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Şubat 2024.
- ^ Bhandan, Shivani (1 Haziran 2020). "The Host Galaxies and Progenitors of Fast Radio Bursts Localized with the Australian Square Kilometre Array Pathfinder". The Astrophysical Journal Letters. 895 (2): L37. arXiv:2005.13160 $2. Bibcode:2020ApJ...895L..37B. doi:10.3847/2041-8213/ab672e.
- ^ Tauris, T. M.; J. van den Heuvel, E. P. (20 Mart 2003). Formation and Evolution of Compact Stellar X-ray Sources. arXiv:astro-ph/0303456 $2. Bibcode:2006csxs.book..623T.
- ^ Khlopov, Maxim Yu. (June 2010). "Primordial black holes". Research in Astronomy and Astrophysics. 10 (6): 495-528. arXiv:0801.0116 $2. Bibcode:2010RAA....10..495K. doi:10.1088/1674-4527/10/6/001.
- ^ Fred Adams, Greg Laughlin. "The Degenerate Era". deepblue.lib.umich.edu. Erişim tarihi: 12 Şubat 2024.