Süpernovanın Nasıl Gözlemlendiği ve Anlamı Süpernova daha doğrusu novanın anlamı gökyüzünda birden parlayan yıldız demektir.Latince ...
Süpernovanın Nasıl Gözlemlendiği ve Anlamı
Süpernova daha doğrusu novanın anlamı gökyüzünda birden parlayan yıldız demektir.Latince ismi ise novae olarak bilinmektedir.Danimarkalı Astronom Tycho Brahe(1546-1601) gökyüzü seyirleri sırasında dikkatini çeken bir yıldızı tam 485 gün gözlemledi.Bu gözlemlerinin sonlarına doğru yıldız yavaş yavaş sönükleşmeye başladı.Sonunda ise yıldızı gözlemleyemez oldu yani yıldız görünmüyordu.
Bu yıldız üzerine bazı çalışmalar yapan genç astronom,bunun bir doğa olayı olup olmadığını ya da bilinen bir yıldızla ilişkilerini araştırdı.Danimarkalı Astronom buna benzer çalışmalarını bir kitapta topladı.Kitaba da Yeni Yıldız üzerine ismini verdi.Bu kitabında yıldız üzerine yaptığı bütün çalışmalarını yayımladı.Bu çalışmasıyla da Tycho Avrupa da tanınır bir bilim adamı haline geldi.
Kaynak: Fizikbilim
Süpernova daha doğrusu novanın anlamı gökyüzünda birden parlayan yıldız demektir.Latince ismi ise novae olarak bilinmektedir.Danimarkalı Astronom Tycho Brahe(1546-1601) gökyüzü seyirleri sırasında dikkatini çeken bir yıldızı tam 485 gün gözlemledi.Bu gözlemlerinin sonlarına doğru yıldız yavaş yavaş sönükleşmeye başladı.Sonunda ise yıldızı gözlemleyemez oldu yani yıldız görünmüyordu.
Bu yıldız üzerine bazı çalışmalar yapan genç astronom,bunun bir doğa olayı olup olmadığını ya da bilinen bir yıldızla ilişkilerini araştırdı.Danimarkalı Astronom buna benzer çalışmalarını bir kitapta topladı.Kitaba da Yeni Yıldız üzerine ismini verdi.Bu kitabında yıldız üzerine yaptığı bütün çalışmalarını yayımladı.Bu çalışmasıyla da Tycho Avrupa da tanınır bir bilim adamı haline geldi.
Kaynak: Fizikbilim
Elektron, proton ve nötron nedir?
Türk Yıldızları
Nötron Bombası
Nötron Yıldızları ve Süpernovalar
Güneş'ten 15 kat büyük bir yıldız hidrojen yakıtını bitirip tamamen helyum atomlarından oluşan kırmızı deve 10 milyon yılda ulaşır. Güneş ise 10 milyar yılda bu hale gelir. Yıldızların boyutları büyüdükçe ömürleri azalır. Çünkü o devasa kütlelerinin dağılmaması ve gerekli enerjiyi üretebilmeleri için daha fazla nükleer füzyon gerçekleştirirler.
Kırmızı süper dev haline gelen büyük yıldız çekirdeğindeki sıcaklık 1 milyar dereceye erişinceye kadar yanmaya devam eder. Füzyon reaksiyonları bu esnada ağır elementler üretir ve sonunda yıldızın çekirdeği demire dönüşür. Demir füzyon reaksiyonlarının son halkasıdır ve demirden daha ağır elementlerin üretimi sırasında dışarıya enerji verilmez aksine dışarıdan enerji alınır.
Isı azalırken çekirdeği büzülen yıldızın sıcaklığı bir süre sonra 1 milyar dereceye ulaşır. Büzülen yıldız bu durumda basıncı dengeleyemez ve çöker. Protonlar elektron yakalayarak nötrona dönüşürler. Dönüşüm aşamasında dışarıya nötrino adı verilen parçacıklar yayımlanır. Artık dev yıldız bir nötron yıldızıdır.
Güneş'ten 15 kat büyük olan yıldızımız artık yarıçapı 1 km ancak yoğunluğu 1 santimetreküpte 1 milyar tondur. Buna bir örnek vermek gerekirse, Güneş büyüklüğündeki bir yıldızı bir futbol topu hacmine küçültürseniz, hacmi küçülmesine karşılık kütlesinde bir değişiklik olmaz ve yıldız çok çok yoğunlaşır.Öyle ki nötron yıldızından alınan bir çay kaşığı dolusu parça yaklaşık 1 milyar ton gelir. Yıldız çekirdeğinin çökmesi sonucunda dışa fırlatılan yıldızın dış bölümü süpernovadır.
Süpernovalar çok yüksek nötrino ları olarak bilinirler. Bundan yaklaşık 50 bin yıl önce patlayan bir yıldızın oluşturduğu süpernovayı biz ancak 1987 yılında görebildik. Işığının ve nötrinonun Dünya'ya ulaşması için 50 bin yıl gerekmiştir. Süpernova 1 milyar Güneş'ten daha parlaktır.
Kaynaklar;
TüBİTAK Yayınları / Evrenin Kısa Tarihi (Joseph Silk) / Çeviri: Murat Alev
Zamandayolculuk (Çetin Bal)
Güneş'ten 15 kat büyük bir yıldız hidrojen yakıtını bitirip tamamen helyum atomlarından oluşan kırmızı deve 10 milyon yılda ulaşır. Güneş ise 10 milyar yılda bu hale gelir. Yıldızların boyutları büyüdükçe ömürleri azalır. Çünkü o devasa kütlelerinin dağılmaması ve gerekli enerjiyi üretebilmeleri için daha fazla nükleer füzyon gerçekleştirirler.
Kırmızı süper dev haline gelen büyük yıldız çekirdeğindeki sıcaklık 1 milyar dereceye erişinceye kadar yanmaya devam eder. Füzyon reaksiyonları bu esnada ağır elementler üretir ve sonunda yıldızın çekirdeği demire dönüşür. Demir füzyon reaksiyonlarının son halkasıdır ve demirden daha ağır elementlerin üretimi sırasında dışarıya enerji verilmez aksine dışarıdan enerji alınır.
Isı azalırken çekirdeği büzülen yıldızın sıcaklığı bir süre sonra 1 milyar dereceye ulaşır. Büzülen yıldız bu durumda basıncı dengeleyemez ve çöker. Protonlar elektron yakalayarak nötrona dönüşürler. Dönüşüm aşamasında dışarıya nötrino adı verilen parçacıklar yayımlanır. Artık dev yıldız bir nötron yıldızıdır.
Güneş'ten 15 kat büyük olan yıldızımız artık yarıçapı 1 km ancak yoğunluğu 1 santimetreküpte 1 milyar tondur. Buna bir örnek vermek gerekirse, Güneş büyüklüğündeki bir yıldızı bir futbol topu hacmine küçültürseniz, hacmi küçülmesine karşılık kütlesinde bir değişiklik olmaz ve yıldız çok çok yoğunlaşır.Öyle ki nötron yıldızından alınan bir çay kaşığı dolusu parça yaklaşık 1 milyar ton gelir. Yıldız çekirdeğinin çökmesi sonucunda dışa fırlatılan yıldızın dış bölümü süpernovadır.
Süpernovalar çok yüksek nötrino ları olarak bilinirler. Bundan yaklaşık 50 bin yıl önce patlayan bir yıldızın oluşturduğu süpernovayı biz ancak 1987 yılında görebildik. Işığının ve nötrinonun Dünya'ya ulaşması için 50 bin yıl gerekmiştir. Süpernova 1 milyar Güneş'ten daha parlaktır.
Kaynaklar;
TüBİTAK Yayınları / Evrenin Kısa Tarihi (Joseph Silk) / Çeviri: Murat Alev
Zamandayolculuk (Çetin Bal)
Nötron Yıldızları
Uzayın canlı cenazeleri diye adlandırılabilirler. Küçük boyutlarına rağmen içlerine muazzam miktarda madde sığdırırlar. İrice bir yıldız ömrünü göz kamaştırıcı bir patlama ile tamamlar. Yıldızın kütlesi kabaca Güneş'in kütlesinden dört ila sekiz kat büyükse ve şartlar elverişli ise, çekirdek kendi üzerine çökerek madde çok yoğun hale gelir. Bu yoğunluk o kadar fazladır ki, elektronlar protonların içine girerek nötronlara dönüşür. Sonuçta 11 ila 20 km lik bir çap içine 1.4 güneş kütlesini sığdıracak kadar sıkışan yıldız, nötron yıldızı haline gelir. Bu yıldızları oluşturan maddeyi tanımlamak güçtür; zira 5 mililitresinin (bir tatlı kaşığı kadar) ağırlığı 5,000,000,000,000 ton kadardır.
Nötron yıldızları ikili bir sistemin elemanı olabilirler. Eşlik eden yıldız, genellikle düşük kütlelidir ve çok yoğun komşusuna doğru sürekli helyum kaybeder. Nötron yıldızının çevresinde birikmeye başlayan helyum, çok hızlı dönen bir diske dönüşür ve düzenli aralıklarla füzyon tepkimelerine neden olur. Bu tepkimeler sonucunda ortaya çıkan enerji, ABD' nin 100 trilyon yıllık enerji tüketimine eşittir. Bir-iki yıl içinde artan oranlarda helyum, nötron yıldızının etrafını sarar. Helyumun, karbona dönüşme süreci devam ettikçe, basınç ve sıcaklık daha da artar. Sıcaklık, Güneş'in çekirdeğindekine yakın düzeye vardığında karbon füzyonu başlar.
Genç nötron yıldızları saniyede 10 ila 100 defa döner. Manyetik alanları Dünya'nınkinin birkaç trilyon katı olduğundan ışık, radyo ve diğer türden dalgaları dar demetler haline getirir. Bu demetler, yıldızın manyetik alanı doğrultusuna uygun hale gelerek, biri kuzey kutuptan, diğeri güney kutuptan uzaya yayılan fışkırmaları oluşturur. Nötron yıldızının dönüş ekseni ile manyetik ekseni çakışmazsa bu fışkırmalar bir deniz fenerinin ışığına benzer şekilde uzayı tarar. Dünya, bu fışkırmaların hedefi durumuna girerse yıldızdan lanan radyasyon darbeleri kaydedilir. Bu nedenle bu yıldızlara pulsar - atar yıldız adı verilir.
Kaynak:(Gökbilim)
Uzayın canlı cenazeleri diye adlandırılabilirler. Küçük boyutlarına rağmen içlerine muazzam miktarda madde sığdırırlar. İrice bir yıldız ömrünü göz kamaştırıcı bir patlama ile tamamlar. Yıldızın kütlesi kabaca Güneş'in kütlesinden dört ila sekiz kat büyükse ve şartlar elverişli ise, çekirdek kendi üzerine çökerek madde çok yoğun hale gelir. Bu yoğunluk o kadar fazladır ki, elektronlar protonların içine girerek nötronlara dönüşür. Sonuçta 11 ila 20 km lik bir çap içine 1.4 güneş kütlesini sığdıracak kadar sıkışan yıldız, nötron yıldızı haline gelir. Bu yıldızları oluşturan maddeyi tanımlamak güçtür; zira 5 mililitresinin (bir tatlı kaşığı kadar) ağırlığı 5,000,000,000,000 ton kadardır.
Nötron yıldızları ikili bir sistemin elemanı olabilirler. Eşlik eden yıldız, genellikle düşük kütlelidir ve çok yoğun komşusuna doğru sürekli helyum kaybeder. Nötron yıldızının çevresinde birikmeye başlayan helyum, çok hızlı dönen bir diske dönüşür ve düzenli aralıklarla füzyon tepkimelerine neden olur. Bu tepkimeler sonucunda ortaya çıkan enerji, ABD' nin 100 trilyon yıllık enerji tüketimine eşittir. Bir-iki yıl içinde artan oranlarda helyum, nötron yıldızının etrafını sarar. Helyumun, karbona dönüşme süreci devam ettikçe, basınç ve sıcaklık daha da artar. Sıcaklık, Güneş'in çekirdeğindekine yakın düzeye vardığında karbon füzyonu başlar.
Genç nötron yıldızları saniyede 10 ila 100 defa döner. Manyetik alanları Dünya'nınkinin birkaç trilyon katı olduğundan ışık, radyo ve diğer türden dalgaları dar demetler haline getirir. Bu demetler, yıldızın manyetik alanı doğrultusuna uygun hale gelerek, biri kuzey kutuptan, diğeri güney kutuptan uzaya yayılan fışkırmaları oluşturur. Nötron yıldızının dönüş ekseni ile manyetik ekseni çakışmazsa bu fışkırmalar bir deniz fenerinin ışığına benzer şekilde uzayı tarar. Dünya, bu fışkırmaların hedefi durumuna girerse yıldızdan lanan radyasyon darbeleri kaydedilir. Bu nedenle bu yıldızlara pulsar - atar yıldız adı verilir.
Kaynak:(Gökbilim)
Nötron Yıldızları
Büyük kütleli yıldızlar, galaksinin ana kolu üzerinde, kısmen az zaman geçirirler. Büyük kütleli yıldızların evrimleri, oldukça hızlıdır. Kırmızı dev ve süper kırmızı dev aşamalarından, daha çabuk geçerler. Bu yıldızların çekirdek kütlesi, 1,4Mg(güneş kütlesi) den daha fazla olduğundan, artık yozlaşmış elektron basıncı da, çökmeyi önleyemez. Çekirdeğin çöktüğü, atom çekirdeklerinin sıkıştırıldığı ve maddenin çok daha yoğun olduğu, bir aşamaya gelir. Bu durumda protonlar, elektron yakalayarak nötronlara dönüşürler. Şiddetli nükleer tepkimeler sonucunda, korkunç miktarda enerji açığa çıkar. Bu ise, maddeyle çok zayıf bir şekilde etkileşen, karşı nötrinolar biçiminde, yıldızdan enerji kaçışı demektir. Sonunda, yalnızca nötronlardan meydana gelen, dev bir atom çekirdeği oluşur.
Nötron yıldızı, çekirdek yoğunluğuna kadar sıkıştırılmış olan, yozlaşmış nötron basıncı tarafından, daha fazla çökmesi önlenen, bir gaz küresidir. Yozlaşmış nötron basıncı, nötronların, biri birine değecek kadar sıkışmasından dolayı, ortaya çıkan bir basınçtır. Ortaya çıkan nötron yıldızının yarıçapı, yaklaşık 1km ve yoğunluğu da, yaklaşık olarak, 1cm³ de 1 milyar tondur. Başka bir ifadeyle, yine bir pingpong topunun içi, nötron yıldızının maddesiyle doldurulacak olsaydı, bu top, Mars'ın uydusu Deimos kadar ağır olurdu. Böyle bir nötron yıldızı, yarıçapı 10km olan bir atom çekirdeğidir. Bir nötron yıldızı, karadelik değildir. Karadeliğe giden yolda, bir istasyon, bir durak noktasıdır.
Süpernova ve Nötrinolar
Yıldız çekirdeğinin çökmesi, kırmızı süper dev evresindeki yıldızın, dış katmanlarını, büyük bir hızla dışarıya fırlatan, bir şok dalgası oluşturur. Bu bir süpernovadır. Süpernovalar, çok verimli nötrino larıdır. Tersine nötrinolar, bir nötron yıldızının oluştuğunun açık kanıtlarıdırlar. Süpernova patlamasındaki enerjinin, %99 u, nötrinolar ve karşı nötrinolar biçiminde yayınlanır.
Pulsarlar ve Atom Saatleri
1967 yılında, gökyüzünde, düzenli radyo dalgası yayınlayan nesneler, fark edilmiştir. Araştırmacılar önce, yıldız kümesindeki bir yabancı uygarlıklarla karşılaştıklarını sanmışlar! Ancak, daha sonra görülmüştür ki, bu düzenli radyo dalgaları, pulsarlar dan gelmektedir. Pulsar adı verilen bu nesneler, gerçekte, manyetik alanlar ve radyo dalgaları yayınlayan, nötron yıldızlarıdır. Kendi etrafında dönen nötron yıldızları, bir radyo ışınımı yayarlar ve bunlar pulsarlardır. Pulsar olarak adlandırılan bu gök cisimleri, bir atom çekirdeğindeki gibi, tümüyle nötronlardan oluşan ve bir fincan kadarı, tonlarca ağırlıkta olan, çökmüş bir yıldızdır.
Bilinen en hızlı pulsarların periyotları, milisaniye mertebesindedir. Periyotları, o denli düzgündür ki, insanoğlunun yaptığı, en duyarlı zaman ölçme araçlarından, daha da hassastır. Yeryüzündeki en iyi atom saatleri ile yarışırlar. Pulsarlar, dönmekte olan mıknatıslara benzerler. Zamanla elektromanyetik ışıma sonucunda, enerji kaybettiklerinden, radyo frekanslarında bile görünmez olurlar. Galaksimiz, uzun zaman önce ölmüş olan pulsarlardan başka bir şey olmayan nötron yıldızlarıyla doludur.Nötron yıldızı, bu aşamada, Chandrasekhar limitine benzer, yeni bir sınırla, karşı karşıyadır. Böyle bir yıldızın çekirdek(yürek ) kütlesi, 2.5Mg (Güneş kütlesi) ni aştığı zaman, kendi kendisinin ağırlığını taşıması imkânsızdır. Artık karadelik sürecinin yolu açılmış demektir.
Kaynak: Evrenin Kısa Tarihi
Büyük kütleli yıldızlar, galaksinin ana kolu üzerinde, kısmen az zaman geçirirler. Büyük kütleli yıldızların evrimleri, oldukça hızlıdır. Kırmızı dev ve süper kırmızı dev aşamalarından, daha çabuk geçerler. Bu yıldızların çekirdek kütlesi, 1,4Mg(güneş kütlesi) den daha fazla olduğundan, artık yozlaşmış elektron basıncı da, çökmeyi önleyemez. Çekirdeğin çöktüğü, atom çekirdeklerinin sıkıştırıldığı ve maddenin çok daha yoğun olduğu, bir aşamaya gelir. Bu durumda protonlar, elektron yakalayarak nötronlara dönüşürler. Şiddetli nükleer tepkimeler sonucunda, korkunç miktarda enerji açığa çıkar. Bu ise, maddeyle çok zayıf bir şekilde etkileşen, karşı nötrinolar biçiminde, yıldızdan enerji kaçışı demektir. Sonunda, yalnızca nötronlardan meydana gelen, dev bir atom çekirdeği oluşur.
Nötron yıldızı, çekirdek yoğunluğuna kadar sıkıştırılmış olan, yozlaşmış nötron basıncı tarafından, daha fazla çökmesi önlenen, bir gaz küresidir. Yozlaşmış nötron basıncı, nötronların, biri birine değecek kadar sıkışmasından dolayı, ortaya çıkan bir basınçtır. Ortaya çıkan nötron yıldızının yarıçapı, yaklaşık 1km ve yoğunluğu da, yaklaşık olarak, 1cm³ de 1 milyar tondur. Başka bir ifadeyle, yine bir pingpong topunun içi, nötron yıldızının maddesiyle doldurulacak olsaydı, bu top, Mars'ın uydusu Deimos kadar ağır olurdu. Böyle bir nötron yıldızı, yarıçapı 10km olan bir atom çekirdeğidir. Bir nötron yıldızı, karadelik değildir. Karadeliğe giden yolda, bir istasyon, bir durak noktasıdır.
Süpernova ve Nötrinolar
Yıldız çekirdeğinin çökmesi, kırmızı süper dev evresindeki yıldızın, dış katmanlarını, büyük bir hızla dışarıya fırlatan, bir şok dalgası oluşturur. Bu bir süpernovadır. Süpernovalar, çok verimli nötrino larıdır. Tersine nötrinolar, bir nötron yıldızının oluştuğunun açık kanıtlarıdırlar. Süpernova patlamasındaki enerjinin, %99 u, nötrinolar ve karşı nötrinolar biçiminde yayınlanır.
Pulsarlar ve Atom Saatleri
1967 yılında, gökyüzünde, düzenli radyo dalgası yayınlayan nesneler, fark edilmiştir. Araştırmacılar önce, yıldız kümesindeki bir yabancı uygarlıklarla karşılaştıklarını sanmışlar! Ancak, daha sonra görülmüştür ki, bu düzenli radyo dalgaları, pulsarlar dan gelmektedir. Pulsar adı verilen bu nesneler, gerçekte, manyetik alanlar ve radyo dalgaları yayınlayan, nötron yıldızlarıdır. Kendi etrafında dönen nötron yıldızları, bir radyo ışınımı yayarlar ve bunlar pulsarlardır. Pulsar olarak adlandırılan bu gök cisimleri, bir atom çekirdeğindeki gibi, tümüyle nötronlardan oluşan ve bir fincan kadarı, tonlarca ağırlıkta olan, çökmüş bir yıldızdır.
Bilinen en hızlı pulsarların periyotları, milisaniye mertebesindedir. Periyotları, o denli düzgündür ki, insanoğlunun yaptığı, en duyarlı zaman ölçme araçlarından, daha da hassastır. Yeryüzündeki en iyi atom saatleri ile yarışırlar. Pulsarlar, dönmekte olan mıknatıslara benzerler. Zamanla elektromanyetik ışıma sonucunda, enerji kaybettiklerinden, radyo frekanslarında bile görünmez olurlar. Galaksimiz, uzun zaman önce ölmüş olan pulsarlardan başka bir şey olmayan nötron yıldızlarıyla doludur.Nötron yıldızı, bu aşamada, Chandrasekhar limitine benzer, yeni bir sınırla, karşı karşıyadır. Böyle bir yıldızın çekirdek(yürek ) kütlesi, 2.5Mg (Güneş kütlesi) ni aştığı zaman, kendi kendisinin ağırlığını taşıması imkânsızdır. Artık karadelik sürecinin yolu açılmış demektir.
Kaynak: Evrenin Kısa Tarihi
Nötron Yıldızında Süper Sıvı
NASA elektromanyetik tayfın değişik bölgelerinde değişik uydularla uzayın derinliklerini incelemekte. Örneğin çok bilinen Hubble Uzay Teleskobu görünen bölgede gözlem yapmakta. Yani ışığın gözlerimizin gördüğü ve buna yakın dalga boylarında görüntü almakta. Buna karşılık Chandra uydusu X-ışınlarında gözlem yapmakta.
Başka uydular da morötesi, kızılötesi, gama ışınları, mikrodalgalar ve radyo dalgalarında uzayı taramaktalar. Uzayın her hangi bir yerine elektromanyetik tayfın değişik dalga boylarında bakıldığında değişik görüntüler ve dolayısıyla değişik bilgiler alınmakta.
NASA'nın Chandra X-ışınları Gözlem Uydusu, ilk kez bir nötron yıldızının çekirdeğinde bir süpersıvı bulunduğunu gösteren gözlem yaptı. Süpersıvı maddenin katı, sıvı, gaz ve plazma olarak bilinen hallerinin dışında çok değişik özellikleri olan bir hali. Laboratuar koşullarında üretilen süpersıvılar sıfır sürtünme gösteriyorlar, başka bir madde üzerinde yukarı tırmanıyorlar veya tam kapalı kaplardan dışarı çıkabiliyorlar.
Nötron yıldızları ise maddenin bilinen ve gözlemlenen en yoğun hali. Belli büyüklükteki yıldızların yakıtlarını bitirdikten sonra içeri çökmeleri sonucu oluşuyor. Bir tatlı kaşığı nötron yıldızı altı milyar ton ağırlığında. Nötron yıldızının içindeki basınç o kadar yüksek ki atomlar bildiğimiz durumda yaşayamıyor. Bütün elektronlar ve protonlar birbiri içine çökmüş, sıkışmış ve nötrona dönmüş durumdalar.
İki bağımsız astronom araştırmacı takımı 11 bin ışık yılı uzaklıktaki Cassiopeia A, veya kısaca Cas A olarak bilinen süpernova kalıntısını incelediler. Cas A yaklaşık 330 yıl önce patlamıştı. Chandra verileri Cas A sıcaklığının son zamanlarda hızla düştüğünü gösteriyordu.
Physical Review Letters dergisinin 25 Şubat 2011 sayısında çıkan makalenin yazarı ve bir ekibin Meksika Otonom üniversitesi'nden lideri Dany Page'e göre bu dramatik sıcaklık düşüşü şaşırtıcıydı ve yıldızın içinde olağanüstü olayların varlığına işaret ediyordu. Ayni araştırmayı yürüten diğer ekibin başkanı Rusyanın St Petersburg Ioffe Enstitüsünden Peter Shternin Royal Astronomical Society dergisinde yayımlanan yazısında gözlemi ve açıklamaları doğrulamakta.
Her iki ekibin de açıklamaları yıldızın içinde süpersıvı bulunduğuna dayanıyor. Süpersıvılar eğer elektriksel yük içeriyorsa aynı zamanda süper iletkendirler. Gözlemler yıldızın çekirdeğinde kalan protonların süpersıvı halinde bulundukları ve süper iletken olarak enerji kaybetmeden hareket edebildiklerine işaret ediyor.
Dünya'dan görüldüğü kadarıyla yıldızın içinde son 100 yılda süpersıvı oluştu ve bunun sonucunda yıldız hızla soğumakta. Her iki ekip de gözlemlerin tam bu soğuma dönemine rast gelmesini büyük bir şans olarak nitelemekteler.
Süpersıvılar dünyadaki laboratuarlarda mutlak sıfır (-2730 C) dereceye yakın oluşmakta. Ancak bu süpersıvılar nötron yıldızlarındaki basınç altında ise 1 milyar dereceye yakın sıcaklıkta oluşuyor.
Araştırma sonuçları başka bulgulara da yol açacağa benzer. Nötron yıldızları diğer hareket ve özellikleri yanında doğadaki dört kuvvetten biri olan güçlü nükleer kuvveti (strong nuclear force) açıklama modellerinde de gelişme sağlayacak.
Kaynak:,,
NASA elektromanyetik tayfın değişik bölgelerinde değişik uydularla uzayın derinliklerini incelemekte. Örneğin çok bilinen Hubble Uzay Teleskobu görünen bölgede gözlem yapmakta. Yani ışığın gözlerimizin gördüğü ve buna yakın dalga boylarında görüntü almakta. Buna karşılık Chandra uydusu X-ışınlarında gözlem yapmakta.
Başka uydular da morötesi, kızılötesi, gama ışınları, mikrodalgalar ve radyo dalgalarında uzayı taramaktalar. Uzayın her hangi bir yerine elektromanyetik tayfın değişik dalga boylarında bakıldığında değişik görüntüler ve dolayısıyla değişik bilgiler alınmakta.
NASA'nın Chandra X-ışınları Gözlem Uydusu, ilk kez bir nötron yıldızının çekirdeğinde bir süpersıvı bulunduğunu gösteren gözlem yaptı. Süpersıvı maddenin katı, sıvı, gaz ve plazma olarak bilinen hallerinin dışında çok değişik özellikleri olan bir hali. Laboratuar koşullarında üretilen süpersıvılar sıfır sürtünme gösteriyorlar, başka bir madde üzerinde yukarı tırmanıyorlar veya tam kapalı kaplardan dışarı çıkabiliyorlar.
Nötron yıldızları ise maddenin bilinen ve gözlemlenen en yoğun hali. Belli büyüklükteki yıldızların yakıtlarını bitirdikten sonra içeri çökmeleri sonucu oluşuyor. Bir tatlı kaşığı nötron yıldızı altı milyar ton ağırlığında. Nötron yıldızının içindeki basınç o kadar yüksek ki atomlar bildiğimiz durumda yaşayamıyor. Bütün elektronlar ve protonlar birbiri içine çökmüş, sıkışmış ve nötrona dönmüş durumdalar.
İki bağımsız astronom araştırmacı takımı 11 bin ışık yılı uzaklıktaki Cassiopeia A, veya kısaca Cas A olarak bilinen süpernova kalıntısını incelediler. Cas A yaklaşık 330 yıl önce patlamıştı. Chandra verileri Cas A sıcaklığının son zamanlarda hızla düştüğünü gösteriyordu.
Physical Review Letters dergisinin 25 Şubat 2011 sayısında çıkan makalenin yazarı ve bir ekibin Meksika Otonom üniversitesi'nden lideri Dany Page'e göre bu dramatik sıcaklık düşüşü şaşırtıcıydı ve yıldızın içinde olağanüstü olayların varlığına işaret ediyordu. Ayni araştırmayı yürüten diğer ekibin başkanı Rusyanın St Petersburg Ioffe Enstitüsünden Peter Shternin Royal Astronomical Society dergisinde yayımlanan yazısında gözlemi ve açıklamaları doğrulamakta.
Her iki ekibin de açıklamaları yıldızın içinde süpersıvı bulunduğuna dayanıyor. Süpersıvılar eğer elektriksel yük içeriyorsa aynı zamanda süper iletkendirler. Gözlemler yıldızın çekirdeğinde kalan protonların süpersıvı halinde bulundukları ve süper iletken olarak enerji kaybetmeden hareket edebildiklerine işaret ediyor.
Dünya'dan görüldüğü kadarıyla yıldızın içinde son 100 yılda süpersıvı oluştu ve bunun sonucunda yıldız hızla soğumakta. Her iki ekip de gözlemlerin tam bu soğuma dönemine rast gelmesini büyük bir şans olarak nitelemekteler.
Süpersıvılar dünyadaki laboratuarlarda mutlak sıfır (-2730 C) dereceye yakın oluşmakta. Ancak bu süpersıvılar nötron yıldızlarındaki basınç altında ise 1 milyar dereceye yakın sıcaklıkta oluşuyor.
Araştırma sonuçları başka bulgulara da yol açacağa benzer. Nötron yıldızları diğer hareket ve özellikleri yanında doğadaki dört kuvvetten biri olan güçlü nükleer kuvveti (strong nuclear force) açıklama modellerinde de gelişme sağlayacak.
Kaynak:,,
Nötron Yıldızı Nedir?
Oysa atomu mini Güneş Sistemi olarak resmeden, onun ne derece boş olduğunu gözden kaçırır. Atomun %99,9999999999'u boş alandır.
Dünya'nın tüm insanlarının içindeki tüm atomların boş alanını sıkıştırabilsek, insanlık gerçekten de tek bir küp şekere sığardı.
Sadece çılgın bir teori değil bu. Uzayda gerçekten de atomlarının tüm boşlukları sıkıştırılmış cisimler vardır. Nötron yıldızları.
Nötron yıldızı süpernova ile patlamış büyük kütleli yıldızdan (içe çöken çekirdek) kalan kısımdır. Bir dağ hacmine sıkıştırılmış Güneş gibi.
Bir nötron yıldızına gidip kaşıkla küp şeker boyutunda bir hacim alabilseniz, ağırlığı gerçekten de tüm insanlığın ağırlığı kadar olurdu.
Bir yıldız büzüşerek nötron yıldızı olduğunda, kollarını kapatan buz patencisi gibi hızlanır ve haykırırcasına “Ben burdayım!†der . :O
Bunlara “atımlı nötron yıldızı†yani pulsar (atarca) dendi. Nötron yıldızının yüzeyinde kütleçekim Dünya'nın 100 milyar katıdır.
Derleme
- Akıl almaz bir gerçek: Tüm insanlığı tek bir küp şekerin içine sığdırabilirsiniz. Neden mi? Maddenin için inanılmaz derecede boştur da ondan.
Oysa atomu mini Güneş Sistemi olarak resmeden, onun ne derece boş olduğunu gözden kaçırır. Atomun %99,9999999999'u boş alandır.
Dünya'nın tüm insanlarının içindeki tüm atomların boş alanını sıkıştırabilsek, insanlık gerçekten de tek bir küp şekere sığardı.
Sadece çılgın bir teori değil bu. Uzayda gerçekten de atomlarının tüm boşlukları sıkıştırılmış cisimler vardır. Nötron yıldızları.
Nötron yıldızı süpernova ile patlamış büyük kütleli yıldızdan (içe çöken çekirdek) kalan kısımdır. Bir dağ hacmine sıkıştırılmış Güneş gibi.
Bir nötron yıldızına gidip kaşıkla küp şeker boyutunda bir hacim alabilseniz, ağırlığı gerçekten de tüm insanlığın ağırlığı kadar olurdu.
Bir yıldız büzüşerek nötron yıldızı olduğunda, kollarını kapatan buz patencisi gibi hızlanır ve haykırırcasına “Ben burdayım!†der . :O
- 1967'de, 24 yaşındaki öğrenci Jocelyn Bell, Cambridge'de radyo teleskop kullanıyordu. CP1919 cisminden düzenli atımlı radyo dalgaları aldı.
- Bell kısa sürede böyle birkaç daha buldu. İlk başta uzaylıların sinyal gönderdiği sanıldı ve bunlara LGM (Küçük Yeşil Adamlar) dendi.
Bunlara “atımlı nötron yıldızı†yani pulsar (atarca) dendi. Nötron yıldızının yüzeyinde kütleçekim Dünya'nın 100 milyar katıdır.
Derleme
Sebep: KIRIK BAĞLANTI!
İki Komşu Süpernova Kalıntısı
Kütleli yıldızlar yaşamlarını süpernova patlamasıyla çevresine büyük miktarda enerji ve madde bırakarak bitirir. Patlayan yıldızdan geriye küçük ama son derece yoğun kalıntısı kalır: nötron yıldızı ya da karadelik.Nötron yıldızları yaşları, manyetik kuvvetleri veya başka yıldızların yakınında olması gibi özelliklerle belirlenir. Nötron yıldızlarının çevresindeki oldukça enerjik süreçler ESA'nın XMM-Newton gibi bazı X-ışını teleskopları ile araştırılabilir.
İki nötron yıldızı bir arada (ESA/XMM-Newton/ Ping Zhou, Nanjing University, China).
Bu görüntü XMM-Newton ile keşfedilen iki farklı nötron yıldızını gösteriyor. Yeşil ve pembe balonlarıyla görüntüye hakim olan Kesteven 79, 23.000 ışık yılı uzaklıkta olan bir süpernova patlamasının sonucunu gözler önüne seriyor.Kesteven 79'u saran büyük sıcak gazın 5000 ile 7000 yıl yaşında olduğu sanılıyor. Işığının Dünya'ya gelme süresi göz önüne alındığında süpernovanın yaklaşık 30.000 yıl önce oluştuğu düşünülüyor. Patlama sonrasında merkezinde zayıf bir manyetik alan olan mavi renkte bir nötron yıldızı olan Kesteven 79'u bıraktı.
Görüntünün ve Kesteven 79'un altındaki ise tamamen farklı bir canavarı gösteriyor: Son derece güçlü manyetik alana sahip nötron yıldızı tiplerinden bir magnetar. Gökbilimcilerin 3XMM J185246.6+003317 olarak adlandırdığı magnetar 2008, 2009 ve 2013 yıllarında alınan görüntülerle incelenmiştir. 2008'den önceki görüntülerde bölgede bir magnetarın izine rastlanmamıştı. Bu ise magnetarın yaydığı x-ışınlarının miktarında manyetik alanında gerçekleşen önemli bir değişme nedeniyle artışı işaret etmektedir.
Bu bilgi daha yaşlı olan Kesteven 79 ile magnetar arasında en az bir milyon yıl yaş farkı olduğunu akla getirir.XMM Newton görüntüsü 2004 ile 2009 yılları arasında EPIC MOS kamerasıyla alınan 15 görüntüyle elde edildi. Görüntü 0,3-1,2 keV (kırmızı), 1,2-2 keV (yeşil) ve 2-7 keV (mavi) dalga boylarındaki verilerle oluşturulmuştur.
Kaynak: (01 Eylül 2014)
Kütleli yıldızlar yaşamlarını süpernova patlamasıyla çevresine büyük miktarda enerji ve madde bırakarak bitirir. Patlayan yıldızdan geriye küçük ama son derece yoğun kalıntısı kalır: nötron yıldızı ya da karadelik.Nötron yıldızları yaşları, manyetik kuvvetleri veya başka yıldızların yakınında olması gibi özelliklerle belirlenir. Nötron yıldızlarının çevresindeki oldukça enerjik süreçler ESA'nın XMM-Newton gibi bazı X-ışını teleskopları ile araştırılabilir.
İki nötron yıldızı bir arada (ESA/XMM-Newton/ Ping Zhou, Nanjing University, China).
Bu görüntü XMM-Newton ile keşfedilen iki farklı nötron yıldızını gösteriyor. Yeşil ve pembe balonlarıyla görüntüye hakim olan Kesteven 79, 23.000 ışık yılı uzaklıkta olan bir süpernova patlamasının sonucunu gözler önüne seriyor.Kesteven 79'u saran büyük sıcak gazın 5000 ile 7000 yıl yaşında olduğu sanılıyor. Işığının Dünya'ya gelme süresi göz önüne alındığında süpernovanın yaklaşık 30.000 yıl önce oluştuğu düşünülüyor. Patlama sonrasında merkezinde zayıf bir manyetik alan olan mavi renkte bir nötron yıldızı olan Kesteven 79'u bıraktı.
Görüntünün ve Kesteven 79'un altındaki ise tamamen farklı bir canavarı gösteriyor: Son derece güçlü manyetik alana sahip nötron yıldızı tiplerinden bir magnetar. Gökbilimcilerin 3XMM J185246.6+003317 olarak adlandırdığı magnetar 2008, 2009 ve 2013 yıllarında alınan görüntülerle incelenmiştir. 2008'den önceki görüntülerde bölgede bir magnetarın izine rastlanmamıştı. Bu ise magnetarın yaydığı x-ışınlarının miktarında manyetik alanında gerçekleşen önemli bir değişme nedeniyle artışı işaret etmektedir.
Bu bilgi daha yaşlı olan Kesteven 79 ile magnetar arasında en az bir milyon yıl yaş farkı olduğunu akla getirir.XMM Newton görüntüsü 2004 ile 2009 yılları arasında EPIC MOS kamerasıyla alınan 15 görüntüyle elde edildi. Görüntü 0,3-1,2 keV (kırmızı), 1,2-2 keV (yeşil) ve 2-7 keV (mavi) dalga boylarındaki verilerle oluşturulmuştur.
Kaynak: (01 Eylül 2014)
Elektron, proton ve nötron nedir?
Türk Yıldızları
Nötron Bombası
YORUMLAR