•1930’larda Subrahmanyan Chandrasekhar, gökdizilerin kütlesi için bir sınır koydu. Görelilik ve kuantum teorisinden yola çıkan Chandrasekhar, beyaz cücelerin kütlesinin asla 1,44 güneş kütlesini aşamayacağını gösterdi. Yıldızların nasıl oluştuğunun veya çoğunlukla hidrojen mi yoksa karbon mu içerdiği önemli değildi; fizik yasaları daha büyük bir kütleye izin vermiyordu.
ライト cüceler, Güneş gibi küçük yıldızların arta kalanlarıdır. Böyle bir yıldız yakılabileceği hidrojeni tükettiğinde, daha ağır elementleri yanmak için çılgınca şişer ve kırmızı dev olur. Ancak bunu güvenilir şekilde gerçekleştirecek yeterli kütlesi olmadığında, yıldız hızla nükleer bir kabuğa çöker. Yerçekimi kazanır ve yıldız artık yanamaz. Nükleer basınç olmadan çekirdek kendi ağırlığı altında çökerek elektronların kuantum basıncının geri itmesine kadar ulaşır. Yerçekimi ile elektronlar arasındaki bu dengeli durum, yıldızın nötron yıldıza çökmesini engeller.
Chandrasekhar, görelistik elektron basıncının yalnızca 1,44 güneş kütlesine kadar yerçekimini dengeleyebileceğini kanıtlayan ilk kişi oldu. Bu da Chandrasekhar limiti olarak bilindi.
Son yıllarda bu sınırın sağlam olduğu düşünülüyordu. Limitlerle sürekli uğraşan kuramcılar, beyaz cücelerin bu sınırı nasıl aşabileceğine dair yollar hayal etseler de gözlemsel kanıtlar Chandrasekhar’ı destekliyordu. Bu durumun bir nedeni de Tip Ia süpernovaları standart mum olarak kullanabilmemizdi; çünkü bunlar iki beyaz cücenin çarpışmasıyla tetikleniyor.
Ancak 2003’te Süpernova 研究論文ı Anketi (Supernova Legacy Survey), Chandrasekhar limitini ihlal eden bir süpernovayı gözlemledi. Belki de patlayan yıldızın hızla dönmesi ya da tamamen çökmemiş olması söz konusuydu. Benzer şekilde limiti ihlal eden süpernovalar gözlenmeye başlayınca, kanıtlar Chandrasekhar’ın sağlam öngörüsünü yavaş yavaş sarmaya başladı.
Peki bir super-Chandrasekhar beyaz cüce nasıl oluşabilir? Bu soru, yakın zamanda yayımlanan ve The Astrophysical Journal Letters’te yayınlanan yeni bir çalışmada inceleniyor.
Çalışma, beyaz cücelerin limiti kırmanın bir yoluna odaklanıyor: manyetik alanlar. Eğer bir beyaz cüce çok güçlü şekilde manyetikleşmişse, elektronlar manyetik alan etkileşimiyle ekstra bir güç kazanır. Manyetik alan onların sakinleşmesini engeller ve böylece yerçekimine karşı daha kolay geri itebilirler. Kuramsal olarak böyle bir beyaz cüce çökmeden önce neredeyse 3 güneş kütlesine ulaşabilir.
Nötron yıldızlarin magnetarlar gibi çok güçlü manyetikleşebildiğini biliyoruz, ancak bunlar çok daha büyük yıldızlardan oluşuyor. Asıl soru, Güneş benzeri bir yıldızın bu kadar güçlü bir manyetik alana sahip olup beyaz cüceye çöküp alamayacağı.
Bu soruyu yanıtlamak için ekip, birçok araştırmacının yıldız evrimini çalışmak için kullandığı STARS’ın değiştirilmiş bir sürümünü simülasyonlarda kullandı. Manyetik alan etkilerini hesaba katıp manyetik bir yıldızın ana diziden beyaz cüceye evrilmesini modellediler.
Sonuç olarak, Güneş benzeri bir yıldızın başından itibaren çok güçlü şekilde manyetikleşmesi gerekmediğini buldular. Ölen bir yıldız kırmızı dev olurken dış katmanlarının çoğunu uzatırken bile manyetik alan yıldıza bağlı kalır. Çirdek beyaz cüceye çökerken manyetik alan da çekirdekle yoğunlaşır. Bu nedenle oldukça sıradan bir yıldızdan güçlü manyetikleşmiş bir beyaz cüce oluşabilir.
Çalışma, manyetikleşmiş beyaz cücelerin biz düşündüğümüzden daha yaygın olabileceğini gösteriyor. Bu çalışma, bazı beyaz cücelerin kütleleri beklenenden büyük görünmesinin nedenini açıklayabilir; çünkü manyetik alanlar yıldızı ölçülebilir şekilde şişirir. Aynı zamanda 2003’teki super-Chandrasekhar süpernovası gibi olayları da açıklayabilir.
[…] Çekebilir: Yeni Çalışma: Chandrasekhar’ın ライト Cücelere İlişkin Kütle Limiti Mutlak Değil → 出典： Universe Today […]