Chandrasekhar sınırı

Chandrasekhar sınırı, kararlı bir beyaz cücenin sahip olabileceği en büyük kütledir. Değeri yıldızın bileşimine bağlıdır; tipik bir beyaz cüce için yaklaşık 1,44 Güneş kütlesi olarak hesaplanır ve çoğu zaman yuvarlanarak 1,4 diye anılır. Sınıra adını veren Hint asıllı astrofizikçi Subrahmanyan Chandrasekhar, yıldızların yapısı ve evrimi üzerine çalışmalarıyla 1983 Nobel Fizik Ödülü'nü William Fowler ile paylaştı.

Nasıl işler?

Güneş gibi yıldızlar çökmeye karşı, çekirdeklerindeki füzyonun ürettiği ısı basıncıyla direnir. Yakıtı biten bir yıldızın geride kalan sıcak çekirdeğinde bu destek yoktur; onu ayakta tutan şey kuantum mekaniğinden gelen "elektron yozlaşma basıncı"dır. Pauli dışarlama ilkesine göre iki elektron aynı kuantum durumunu paylaşamaz. Madde sıkıştıkça elektronlar giderek daha yüksek enerji düzeylerine zorlanır ve bu durum sıkışmaya direnen bir basınç yaratır.

Kütle arttıkça elektronların hızı ışık hızına yaklaşır ve özel görelilik hesaba katılmak zorunda kalır. Bu durumda basınç, artan kütleçekimine yetişemez. Görelilik dahil edildiğinde beyaz cücenin yarıçapı kütle arttıkça küçülür ve belirli bir kütlede sıfıra iner. İşte bu kütle Chandrasekhar sınırıdır.

Örnekler

Chandrasekhar hesabını 1930'da Hindistan'dan İngiltere'ye giden bir gemide yaptı ve sonuçlarını 1931-1935 arasında yayımladı. Edmund Stoner ve Wilhelm Anderson da 1929'da benzer bir sınır bulmuştu. 1935'teki bir toplantıda dönemin ünlü astrofizikçisi Arthur Eddington bu fikre sert biçimde karşı çıktı; bu tartışma Chandrasekhar'ın çalışmasının yıllarca gölgede kalmasına yol açtı.

Eddington, bir yıldızın kütleçekimi ışığı bile tutacak kadar güçlenene dek büzülmesinin saçma olduğunu, doğada bunu engelleyen bir yasa bulunması gerektiğini söylemişti. Niels Bohr, Ralph Fowler ve Wolfgang Pauli gibi fizikçiler Chandrasekhar'ın analizine katılsa da Eddington'ın saygınlığı nedeniyle bunu açıkça dile getirmedi. Sovyet fizikçi Lev Landau da aynı değeri 1932'de hesaplamış, ama beyaz cücelere uygulamamıştı. Chandrasekhar sonunda bu alanı bırakıp yıldız dinamiği üzerine çalışmaya yöneldi.

Bugün gözlenen beyaz cücelerin kütleleri yaklaşık 0,17 ile 1,33 Güneş kütlesi arasındadır; çoğu 0,6 civarında yoğunlaşır. En yakın beyaz cüce olan Sirius B yaklaşık 1 Güneş kütlesindedir. Bir yakın eşinden madde çeken karbon-oksijen beyaz cücesi sınıra yaklaştığında merkezi ısınır, karbon kontrolsüzce tutuşur ve yıldız bir Tip Ia süpernova ile parçalanır.

Neden önemli?

Chandrasekhar sınırı, yıldızların nasıl öleceğini belirleyen eşiklerden biridir. Yaklaşık 8 Güneş kütlesinden küçük yıldızlar sonunda sınırın altında kalan bir beyaz cüceye dönüşür; daha büyük yıldızların çekirdeği ise nötron yıldızına ya da kara deliğe çöker. Tip Ia süpernovaların hep benzer kütlede patlaması, onları neredeyse aynı parlaklığa ulaştırır; bu özellik bu patlamaları evrendeki uzaklıkları ölçmek için "standart mum" yapar. Yine de 2003'ten beri, sınırı aşmış gibi görünen çok parlak süpernovalar da gözlendi; bunlar hızlı dönen ya da birleşen beyaz cücelerle açıklanmaya çalışılıyor. İlki, 2003'te yaklaşık 4 milyar ışık yılı uzaklıkta görülen ve patlamadan önce Güneş'in iki katı kütleye ulaşmış bir beyaz cüceden doğduğu düşünülen SNLS-03D3bb'ydi. SN 2006gz, SN 2007if ve SN 2009dc gibi sonraki örneklerde bu kütlenin 2,4-2,8 Güneş kütlesine kadar çıkmış olabileceği hesaplandı. Bu sonuçlar Tip Ia süpernovaların standart mum olarak kullanımını da sınamaktadır.

İlgili terimler

• Beyaz cüce
• Elektron yozlaşma basıncı
• Tip Ia süpernova
• Nötron yıldızı
• Süpernova