Her şey ölür. Bu durum yıldızlar için bile geçerlidir. Yıldızlar, çekirdeklerindeki nükleer füzyon reaktörlerini ayakta tutan yakıt olan hidrojeni bitirdiğinde, kararsız hale gelirler ve kendi içlerine çökerler. Ancak tüm yıldızlar aynı şekilde çökmez. Bazıları bir süpernovaya dönüşür ve ardından nötron yıldızlarına veya karadeliklere dönüşür. Tüm bunları astrofizikçi Subrahmanyan Chandrasekhar’ın çalışmasından biliyoruz.
Chandrasekhar, çalışmaları için 1983 Nobel Fizik Ödülü’nün yarısını kazandı. Çalışmaları kara delikleri ve nötron yıldızlarını anlamamızı sağlayan ilk ve önemli adımlardan birini temsil ediyordu. Detaylara geçmeden önce kendisini kısaca tanıyalım
Subrahmanyan Chandrasekhar Kimdir?
19 Ekim 1910’da Lahor’da doğan Subrahmanyan Chandrasekhar (kısaca: Chandra), iyi eğitimli bir ailenin on çocuğundan üçüncüsüydü. Annesi çevirmenlik yapıyor, çocuklarına okumayı öğretiyordu. Babası ise Kuzeybatı Demiryolları’nda Genel Denetçi Yardımcısı olarak görev yapıyordu.
Nobel ödüllü fizikçi C. V. Raman, Chandra’nın amcasıydı. Chandra 12 yaşına kadar evde, ailesi ve özel öğretmenleri tarafından eğitim aldı. 14 yaşında Hindistan’ın Madras kentinde fizik öğrenimine başladı.
Fizikte olağanüstü bir yeteneğe sahip olduğu kısa sürede fark edildi. Bu yeteneği sayesinde 1930 yılında, henüz 19 yaşındayken, Cambridge Üniversitesi’nde astrofizik alanında doktora yapmak üzere burs kazandı. Nobel ödülüne uzanan yolculuğundaki ilk büyük adımı ise, İngiltere’ye giderken yaptığı bir hesapla attı. Beyaz cücelerin taşıyabileceği maksimum kütleyi — sonradan kendi adıyla anılacak olan sınırı — daha tekne yolculuğundayken belirledi.
Sir Arthur Eddington, günümüzde çoğunlukla Eddington Deneyi ile hatırlanır. Bu deney, Einstein’ın genel görelilik kuramının öngördüğü gibi, ışığın Güneş’in kütleçekimi nedeniyle büküldüğünü deneysel olarak doğrulayan ilk çalışmaydı. Ancak Eddington’ın bilime en büyük katkısı yalnızca bu gözlem değildi. Yıldızların evrimi üzerine yaptığı çalışmalar da son derece önemliydi. Ayrıca genç Subrahmanyan Chandrasekhar’ı fark eden ilk bilim insanı da oydu.
1930’ların başında Chandrasekhar, Cambridge’de yüksek lisans öğrencisiydi. Danışmanı R.H. Fowler, yıldız evrimini kuantum kuramı çerçevesinde açıklamaya çalışan ilk fizikçilerden biriydi. Chandrasekhar, yıldızların kütlesi yeterince büyük olduğunda, çekirdeklerindeki elektronların ışık hızına yakın hızlara ulaşabileceğini fark etti.
Bunun üzerine, sadece kuantum teorisini değil, ışık hızına yakın hareketleri açıklayan Einstein’ın özel görelilik kuramını da işin içine katarak Fowler’ın çalışmalarını baştan sona yeniden ele aldı. Ve şu sonuca ulaştı. Eğer yıldızın kütlesi belirli bir eşiği — günümüzde “Chandrasekhar limiti” olarak bilinen değeri — aşarsa, yıldız artık Fowler’ın öngördüğü nihai denge hâline ulaşamaz. Bu durumda yıldız, çökmeye devam eder. Sonucunda da nötron yıldızı ya da kara delik gibi çok daha yoğun yapılar oluşur.abilir.
Subrahmanyan Chandrasekhar’ın Nobel Ödülünü Almasına Neden Olan Keşfi
Eddington da yıldızların yapısıyla ilgileniyordu ve bu konuyu Subrahmanyan Chandrasekhar ile sık sık tartışıyordu. Ancak Chandrasekhar’ın ortaya koyduğu sonuç, Eddington için kabul etmesi zor bir fikirdi. Bu nedenle, bu genç yüksek lisans öğrencisinin hata yaptığını düşünmeyi tercih etti. Fakat yanılan kendisi olacaktı.
Chandrasekhar’ın teorisini Londra’daki Royal Society toplantısında sunması planlanmıştı. Eddington, toplantı başkanıyla anlaşarak kendi konuşmasını Chandra’nın hemen ardından yapacak şekilde düzenledi. Amacı, Chandrasekhar’ın fikirlerinin geçersiz ve mantıksız olduğunu göstermekti. Benzer bir durum, Paris’te düzenlenen büyük bir uluslararası konferansta da yaşandı.
Bu süreç Chandrasekhar için moral bozucuydu. Avrupa’da bilimsel bir gelecek kuramayacağını anlayınca, rotasını değiştirdi ve Chicago Üniversitesi’ne gitmeye karar verdi. Zamanla 1931’de yaptığı keşfin doğruluğu bilim dünyasında net biçimde kabul edildi. 1983 yılında, bu çalışmaları nedeniyle Nobel Fizik Ödülü’ne layık görüldü. Böylece fizik alanında Nobel kazanan ikinci Hintli oldu. İlki, 1930 yılında ödülü kazanan amcası C. V. Raman’dı.
Beyaz Cüce Nedir?
Chandrasekhar’dan önce, bilim insanları tüm yıldızların yaşamlarının sonunda beyaz cüceye dönüşeceğini varsayıyordu. Ancak Chandrasekhar bu varsayımı sorguladı ve bazı yıldızların çok daha dramatik bir sona ulaşabileceğini gösterdi.
Bir yıldız, yaşamı boyunca birbirine zıt iki temel kuvvetin dengesiyle ayakta kalır. Bunlardan biri, yıldızın kütlesinden kaynaklanan ve maddeyi merkeze çeken kütleçekimidir. Diğeri ise, çekirdekte gerçekleşen nükleer tepkimeler sonucu ortaya çıkan yüksek sıcaklığın yarattığı gaz basıncıdır. Bu iki kuvvet dengede kaldığı sürece yıldız istikrarlı biçimde parlar.
Ancak yıldızın yakıtı sınırlıdır. Çekirdekteki hidrojen zamanla helyuma dönüşür. Hidrojen azaldıkça, çekirdekteki helyum oranı artar ve çekirdek giderek daha yoğun hale gelir. Bu artan yoğunluk, kütleçekimini baskın duruma getirir. Gaz basıncı bu kuvvete karşı koyamaz hale geldiğinde, yıldızın çekirdeği içe doğru çökmeye başlar. Bu, yıldızın son evrelerine geçişini başlatır.
Bu süreçte, çekirdeğin etrafındaki hidrojen yakan katmanlar daha da sıkışır. Artan basınçla birlikte nükleer yanma hızlanır ve yıldızın dış katmanları şişer. Bu genişleme, gazın soğumasına ve yıldızın yüzey sıcaklığının düşmesine neden olur. Böylece yıldız, kırmızı bir renge bürünür. Ancak yüzey alanı büyüdüğü için, ışıma gücü önemli ölçüde artar—yaklaşık bin kat.
Aynı anda çekirdekteki helyum tepkimeye girerek karbona dönüşmeye başlar. Işınım basıncının etkisiyle, çekirdeğin üzerindeki katmanlar daha da genişler ve yıldız “kırmızı dev” halini alır. Çekirdek çökmeye devam ettikçe, dış katmanlar uzaya savrulur. Geride kalan çekirdek ise artık nükleer yakıtını tüketmiştir ve yoğun, sıcak ama ışığını yalnızca bir süre daha koruyabilen bir beyaz cüceye dönüşür.
Chandrasekhar Limiti Nedir?
Yıldızların bir kısmı yaşamlarının sonunda beyaz cüceye dönüşürken, bazıları ise süpernova adı verilen devasa kozmik patlamalarla son bulur ve ardından nötron yıldızına ya da kara deliğe dönüşür. Bir yıldızın beyaz cüce olabilmesi için, ömrünün sonunda geride kalan çekirdeğinin kütlesi, Güneş’in kütlesinin 1,4 katına eşit ya da daha küçük olmalıdır.
Bu kritik eşik, Chandrasekhar Limiti olarak bilinir. Eğer yıldızın çekirdek kütlesi bu sınırı aşarsa, beyaz cüce olarak dengede kalamaz. Bu durumda yıldızın kaderi çok daha sıra dışı bir biçimde devam eder—ya yoğun bir nötron yıldızına ya da tümüyle çökerek kara deliğe dönüşür.
Dolayısıyla Chandrasekhar Limiti, Güneş de dahil olmak üzere tüm yıldızların kaderini belirleyen sınır çizgisidir. Bu limitin altında kalanlar beyaz cüce olur, üzerinde kalanlarsa evrenin en uç yapılarından birine dönüşür.
Sonuç Olarak;
Chandrasekhar, hayatının son yıllarında bilim tarihinin en önemli eserlerinden biri olarak kabul edilen Isaac Newton’un Philosophiae Naturalis Principia Mathematica adlı çalışmasına yöneldi. Bu eserdeki detaylı geometrik argümanları derinlemesine inceledi ve yorumladı. Yaşamı boyunca hem kuramsal hem tarihsel fizik çalışmalarına büyük katkılar sunan Chandrasekhar, 21 Ağustos 1995’te geçirdiği kalp krizi sonucu hayatını kaybetti.
1979 yılında NASA, dört Büyük Gözlemevi’nden üçüncüsüne onun adını verdi. Bugün Chandra X-ışını Gözlemevi, Dünya yörüngesinde dönüyor ve Chandrasekhar’ın hayatını adadığı yıldızları gözlemliyor—bu kez, onun yerine.
Kaynaklar ve ileri okumalar
- Subrahmanyan Chandrasekhar explained what happens when humongous stars die. Bağlantı: https://www.vox.com/
- The Chandrasekhar limit: Why only some stars become supernovas. Yayınlanma tarihi: 12 Mayıs 2022; Bağlantı: https://www.space.com/chandrasekhar-limit
Matematiksel
