Yıldızların Yaşamı ve Ölümü

Yıldızları anlamak için baskıyı anlamalısınız. Doğumdan ölüme kadar, bir yıldızın kendi ağırlığının yarattığı iç basınç, yıldızın yaşamındaki en baskın faktördür.

Bir yığın kum aldığınızı ve üzerine daha fazla kum eklediğinizi varsayalım. Yığın büyüyecek. Bunun gezegenler veya yıldızlar için de geçerli olduğu düşünülebilir ve bu – ama sadece bir noktaya kadar. Mesele şu ki, “katı madde” dediğimiz şey, mikroskobik ölçeklerde hiçbir şey değildir. Madde küçük atomlardan oluşur. Bir atomun çekirdeğini bir misket büyüklüğüne genişletebilirseniz, o zaman üç milyar ton ağırlığında ve bir sonraki en yakın çekirdek iki mil uzakta olacaktır. Çekirdekler arasında yalnızca hafif elektron “bulutları” vardır. (Elektron olasılık bulutları hakkında daha fazla bilgi için Levha 1 bakın.)

Milyon tonluk, yarım inçlik mermerler, kilometrelerce aralıklarla dağılmış, katı madde değil, çok fazla boş alana eşittir. Maddeyi “katı” yapan faktör, atomlar arasında işleyen elektromanyetik kuvvettir. Bu kuvvet, artı kuantum mekaniğinin kuralları, atomları, çoğunlukla bizim teknolojimizin taşıyabileceği herhangi bir sıkıştırma kuvvetine direnebildikleri için, insanların “katı” olarak adlandırmaktan memnuniyet duyduğumuz düzenlemelere kilitler. Ama değiller. Yeterince baskı uygularsanız hiçbir şey sağlam olmaz. Daha fazla kütlenin daha büyük bir hacme eşit olması gerektiği fikri yalnızca, ağırlığı çekirdeklerini çok fazla sıkıştırmaya yetmeyen Dünya gezegeni gibi “küçük” nesneler için geçerlidir. (Bununla birlikte, Mars veya Dünya gibi daha küçük gezegenler için bile, merkezi basınçlar hala çok büyüktür. Dünya, kimyasına bağlı olarak, beklenenden yaklaşık% 20 daha az bir hacme sahiptir, çünkü ağırlığı merkezi demirini sıkıştırmıştır. çekirdek, yüzeyde bulunan demirin yaklaşık iki katı yoğunluğa sahiptir.)

Gezegenler daha büyük hale geldikçe, o Jüpiter bir ayinde sonunda kadar yerçekimi sıkıştırma artar eğilimi, kabaca 1.7 kat¹ (540 Dünya kütlesi), bir ulaştığında gezegen giderek şişiyor durur kritik bir nokta! Bu kritik nokta² ötesinde, bir gezegene daha fazla kütle eklemek onu daha da küçültür çünkü fazladan kütlenin yarattığı sıkıştırma, fazladan kütlenin hacminden daha büyüktür. (Levha 2 daha fazla ayrıntı vardır.)

Süper kütleli gezegenler, azalan yarıçapı artan kütle ile birleştirdiğinden, yoğunlukları (kütle bölü hacim), kurşunun birçok katı stratosferiktir. Süper kütleli gezegenlerin merkezi sıcaklıkları ve basınçları o kadar büyüktür ki atomlar birbirine bağlanamaz, yani kayalar, buz ve diğer bileşikler var olamaz. Sahip olabileceğiniz tek şey, etrafta dolaşan bireysel atomlardır. Bu nedenle, süper gezegenleri, etrafına bir atmosfer sarılmış sıvı veya katı bir çekirdek olarak düşünmek yerine, aşırı derecede sıkıştırılmış gaz topları olarak düşünmek daha doğrudur. Çekirdek basınç aynı zamanda bir gezegenin ne kadar büyük olabileceğini de sınırlar: Levha 2 gösterilen çok yoğun, mavimsi gezegen bir soğuk gaz topunu sıkıştırabileceğiniz ve yine de bir soğuk gaz topu gibi davranmasını bekleyebileceğiniz yerin tam kenarında bir kütleye sahiptir. Plakanın sol üst köşesi, bunun ötesine geçerseniz yaklaşık 75 Jüpitere (24.000 Dünya kütlesi) geçerseniz harika sonucu gösterir: hidrojen füzyonu ateşlenir ve “gezegen” parlamaya başlar! Cüce bir yıldız haline geldi.

Hidrojen füzyonunun ne olduğunu ve nasıl bol miktarda nükleer enerji ürettiğini biraz sonra tartışacağız. Burada önemli olan nokta, gezegenin/yıldızın derinliklerinde oluşan ısı oluşumunun onu radikal bir şekilde dönüştürmesidir. Hareketsiz süper gezegenler, daha fazla kütle biriktirdikçe küçülür, ancak bir yıldızdaki ısı, gazlarının basıncını önemli ölçüde artırır ve daha fazla kasılmayı durdurur. Gerçekten de, Güneşimiz gibi daha büyük yıldızların muazzam enerji çıkışı, onların herhangi bir gezegenden çok daha heybetli devasa (hafif ve kabarık olsa da) toplara dönüşmesine neden olur. (Güneş hakkında daha fazla bilgi için Levha 3 bakın.)

Bununla birlikte, Güneş ve diğer yıldızlar, hacimlerini ancak yüksek basınçlı gaz üretecek bir ısı kaynağına sahip oldukları sürece koruyabilirler ve hiçbir ısı kaynağı sonsuza kadar dayanamaz. Yerçekimsel sıkıştırma şu anda ilgilendiğimiz şey olduğundan, ısı oluşumunu geçici bir engel olarak bir kenara bırakıp devam edelim. Isı üretemeyen 75 MJ gezegen/yıldızımız olduğunu varsayalım. Daha fazla kütle ekledikçe bu durumda ne olur?

Elbette küçülmeye devam ediyor. Uzun lafın kısası, devasa nesneler (ısı kaynağı olmayan) daha kütleli büyüdükçe küçülmeyi asla bırakmaz. Ancak 100 Jüpiter kütlesinin alanına girdiklerinde küçülme şekillerini değiştirirler.

Bir yıldızdaki atomlar birbirine daha yakın bastırıldıkça, bitişik çekirdeklerden gelen elektron bulutlarının üst üste gelmeye başladığı bir noktaya ulaşırlar. Bu, yıldızın fiziğinin çok garip bir bölgeye keskin bir dönüş yapmasına neden oluyor, çünkü bu, kuantum mekaniğinin artık klasik fizik yerine atışları çağırdığı anlamına geliyor. Elektronların gerçekten bulut olduğu ve katı nesneler olmadığı gerçeği (bkz. Levha 1), elektronları bir arada sıkıştırmanın kolay olacağına inanmanıza neden olabilir – ve oldukça yanılıyorsunuz. Elektronlar kuantum mekaniği bulutlarıdır, hava üflemeleri değildir ve bu gerçekleştikçe kuantum mekaniği, örtüşen elektron bulutlarını ciddi şekilde onaylamaz. (Bu onaylamama teknik olarak Pauli Hariç Tutma İlkesi olarak bilinir, fizikçi Wolfgang Pauli’den sonra.) Kuantum mekaniği teorisi tartışmasını birkaç paragrafa yoğunlaştırmak kolay değildir, ancak neyse ki, sadece birkaç kilit noktayı ele almamız gerekiyor.

Yıldızların Kuantum Mekaniği Hakkında Bilmeniz Gereken Her Şey

Atomlar protonlardan, nötronlardan ve elektronlardan oluşur. Proton ve nötronlar inanılmaz ağırlığında, atom çekirdeklerini oluşturmak ve daha kaimdir 10¹⁸ kg/m³. (Dünyanın tamamı proton/nötron yoğunluklarına sıkıştırılmış olsaydı, yalnızca yaklaşık 700 fit genişliğinde olurdu.) Bu nedenle atom çekirdeği çok küçük ama çok ağır parçacıklar gibi davranır. Elektronlar farklı bir su ısıtıcısıdır. Protonlar ya da (faktör tarafından nötron çok daha az yoğun 10¹³), elektronlar genellikle fizik toplumda çoğumuz noktası parçacık elektron kavramını dampingli 1927 yılında geri rağmen popüler yazarlar tarafından “yörünge” atom çekirdekleri söylenir Levha 1 detaylandırıldığı gibi elektronlar bu tür parçacıklar değildir. Çoğu zaman dalgalar gibi davranan, ancak sanki parçacıklarmış gibi ayrı kütle ve momentum taşıyan daha karmaşık varlıklardır.

Şimdi, kuantum mekaniği denir kuantum mekaniği elektron gibi temel parçacıkların normalde enerji ve momentum durumları işgal etmek kısıtlı çünkü belirli değerleri kuvantalaması sadece mevcut olur (veya enerji seviyelerini sen eğer). Sadece uzayda serbestçe hareket eden, hiçbir şeyle etkileşime girmeyen temel parçacıklar, otoyoldaki bir arabanın herhangi bir hıza çıkabileceği gibi, herhangi bir enerjiyi alabilir. Bir atomun içindeki bir elektron için, işgal edebileceği olası enerji durumları, bir merdivendeki sandık ayarına benzer. (Bkz.Şekil 1 sağda.) Sandık bir adımda veya sonraki adımda olabilir, ancak arada hiçbir yerde duramaz. Sandık gibi, bir elektron kendiliğinden merdivenden daha düşük bir enerji durumuna “aşağı” sıçrayabilir, ancak dışarıdan bir enerji girişi olmadan asla merdivenlerden “yukarı” çıkamaz. Bununla birlikte, kasanın aksine, elektron her zaman er ya da geç, dışarıdan yardım olsun ya da olmasın aşağı doğru hareket edecektir. Ve sandıktan çok farklı olarak, elektronun bunu ne zaman yapacağını tahmin etmek imkansızdır: Yapabileceğiniz tek şey, ne kadar süreceği için bir olasılık belirlemektir. (Sandık/merdiven benzetmesini aşırı derecede zorlamak isterseniz, içinde telaşlı bir tavşanın kilitlendiği bir sandık hayal edebilirsiniz. Sallanan sandığın sonunda merdivenlerden düşeceğini biliyorsunuz, ancak ne zaman olacağını bilmiyorsunuz.)

Bir elektronun bir kasadan farklı olmasının bir başka yolu da, iki kasanın aynı adıma yerleştirilmesinden memnun olmasıdır, ancak iki elektron değildir. Basitçe söylemek gerekirse, iki elektron asla aynı kuantum durumunda bulunamaz. Aynı alanı işgal edebilirler ve sıklıkla işgal ederler ama bu farklı. (Havada karışan, farklı purolardan iki duman bulutu hayal edin. İki elektronun aynı alanı “işgal edebileceğini” söylediğimde kastettiğim budur. Her ikisinin de aynı noktada olma olasılıkları olabilir.) Hangi elektronlar olmayabilir? do aynı alanı kaplamak ve aynı anda aynı enerji ve momentuma sahip olmaktır. Başka bir deyişle, puro duman bulutları gerçekten elektronlar gibi davranıyorsa, aynı sıcaklık ve renkteki duman bulutlarının karışmak yerine kayalar gibi birbirlerinden sekmesi gerekirdi! Yalnızca farklı sıcaklıklarda olsalar veya farklı renklere sahiplerse karışabilirlerdi. Bu biraz tuhaf görünüyorsa – peki, dedim kuantum mekaniğini birkaç paragrafla açıklamak kolay olmadı. Buradaki ana nokta, elektronların aynı kuantum seviyelerini işgal etmelerini yasaklayan bir dışlama kuralına uymalarıdır.

Ancak normalde, bu dışlama kuralı yalnızca aynı atom içinde bulunan elektronlar için geçerlidir. “Normal” madde için (sizin yaptığınız tür gibi), elektronlar, kilometrelerce uzağa dağılmış pek çok mermer gibi, içinizdeki boşlukta dağılmış olan çekirdeklere bağlanır. Her atomdaki küçük elektron ailesinin en uygun olanı – yani en düşük enerjiyi – kendilerine ait hallere sahip olması için bolca yer vardır. (Bir örnek için bkz. Levha 4.)

Elektron bulutları çökmekte olan bir yıldızın içinde üst üste gelmeye başlayınca bu mutlu düzenleme sona erer. Bunların artan bir yüzdesi birlikte ezildikçe, kuantum mekaniğinin kuralları, bir santimetreküp içindeki trilyon trilyon trilyon itici elektrondan yalnızca birinin orijinal, en düşük enerjili durumunda kalmasını talep ediyor. Bunu kentsel konut gibi düşünün: Nüfus yoğunluğu yeterince düşükse, her aile çiftlik tarzı bir evde yaşayabilir. Ama yoğunluk Manhattan’ınkine ulaştığında, o zaman birisi 62 kat yukarıda yaşamak zorunda. Daha kötüsü dışında elektronlar böyledir. Manhattan’ın kuantum versiyonunda, tüm şehirdeki yalnızca bir elektronun zemin katta yaşamasına izin verilir! Diğer elektronlar daha yüksek enerji durumlarına itilmelidir ve kaç tane elektron olursa olsun, durum başına sadece bir elektron olduğundan, elektronlar hızla şaşırtıcı enerjilere uçarlar. Ortalama olarak, çöken bir yıldızdaki elektronlar 100.000 volt enerji taşır, bu  da elektronları sadece sıcak bir gazdaki parçacıklar olarak düşünürseniz, bir milyar derece Kelvin³ çok üzerinde bir “elektron sıcaklığına” karşılık gelir.⁴  (Yani, 100.000 volt elektronları tek tek çekirdeklerden koparmak için fazlasıyla yeterlidir, bu nedenle elektronlar yıldızın bir tarafından diğerine bir gaz gibi dolaşmakta özgürdür.) Fizikçiler, maddenin yoğunlaştığını söyler. elektron-dejenere madde adı verilen yeni ve özel bir duruma.

Bu noktada yıldızımız, Dünya’nın yarıçapının iki katından fazla olmayan bir hacimde, belki de dörtte bir güneş kütlesine (yaklaşık 80.000 Dünya kütlesi) sahiptir. Şimdi o kadar yoğun ki, yüzeyine yakın elektron-dejenere maddeden bir litrelik şişe 50 ton ağırlığında olacak. Bu tür nesneler hiçbir şekilde teorik değildir: Samanyolu galaksisinde muhtemelen on milyar tane bulunur ve ilki 1862’de görülmüştür. Gökbilimciler onları beyaz cüceler olarak adlandırır çünkü çok küçük ve beyazdırlar. (Gurur beni, Northwestern’in Dearborn Gözlemevi’ndeki teleskobun 1862’deki tarihi gözlemi yapmak için kullanılan alet olduğunu belirtmek zorunda bırakıyor! Dürüstlük beni Northwestern’in 1887’ye kadar teleskopu edinmediğini itiraf etmeye zorluyor; 1862’de teleskop hala Boston’daydı üretildi.)

Normal madde için – gaz, sıvı ya da katı – atomlar, nükleer “güneşleri” çevreleyen “gezegensel” elektron bulutlarıyla birlikte minyatür güneş sistemleri olarak tasavvur edilir. Birkaç elektronun tramvay arabası gibi davranmasına izin verilir ve kimyasal bağlar oluşturmak için komşu atomlar arasında paylaşılabilir, ama hepsi bu. Elektron yozlaşmış madde için, tahmin edebileceğiniz gibi, bu “güneş sistemi” resmi hiç çalışmıyor. Bozulmuş maddedeki elektronlar birbirine o kadar yakın sıkıştırılır ki, az çok tüm yıldız büyük bir kuantum sistemiymiş gibi davranırlar. Bir elektron gazı oluştururlar ve yıldızın içinde yüksek basınçlı bir sıvı gibi davranırlar. Elektron çıplak çekirdekler “güneşler” gibi daha az ve daha çok elektron gazının içinden geçen kurşun atışı gibi davranır.

Şaşırtıcı bir şekilde, çekirdeklerin hareketi elektron çevrelerindeki bu değişiklikten neredeyse tamamen etkilenmez. Hala elektron yozlaşmış gazdan ziyade normal bir gaz içindeymiş gibi hareket ederler. Bunun iki nedeni var. Birincisi, çekirdekler elektron değildir. Rasyon elektron enerjisinin, çekirdekleri oluşturan protonlar5 ve nötronlar6 ile tamamen alakasız olduğuna dair kurallar. (Protonların ve nötronların kendi kuantum durumları vardır, teşekkür ederim.) İkincisi, çekirdekler elektronlardan çok daha yoğun ve daha büyüktür. Çekirdekler hareket ettikçe, elektronların enerji durumlarından, bir top mermisinin atmosferik nemden olduğu kadar habersizdirler.

Bunun anlamı, elektron yozlaşmış maddeyi ısıtır veya soğutursanız, çekirdekler normal bir gazda olduğu gibi daha hızlı veya daha yavaş hareket eder. Ancak normal bir gazın aksine, elektronlar umursamıyor ve buna uymuyor. Artık belirli bir çekirdeğe bağlı değiller ve aslında, üzerlerinde herhangi bir etkisi olan tek faktör, kendilerini daha da uzaklaştırma ve dışlama kuralından kaçınma mücadelesidir. Bu mücadele, beyaz cücenin muazzam yerçekiminin yarattığı muazzam sıkıştırmadan kaynaklanır ve yerçekiminin sıcaklıkla hiçbir ilgisi yoktur. Böylece, elektron gazı yalnızca kütledeki değişikliklere yanıt verir. Beyaz cücenin (yani yerçekimindeki değişikliklerin) ve sıcaklığındaki değişikliklerin değil, bu da beyaz cücenin ısıtıldığında veya soğutulduğunda boyutunun hiç değişmediği anlamına gelir.

Bu son gerçek, daha sonra göreceğimiz gibi çok kritiktir. Normal gazlar ısıtıldığında veya soğutulduğunda hacim değiştirir, bu nedenle sıcak hava yükselir ve daha soğuk gaz düşer. Ancak elektron-dejenere madde, bir gazdan çok egzotik, fevkalade yoğun bir sıvı gibi davranır ve sıvılar ısıtıldıklarında çok fazla hacim değiştirmezler. Sadece daha da ısınıyorlar. Bu nedenle elektron yozlaşmış maddenin sıkıştırılması normal maddeden çok daha zordur. (Bir elektronu daha yüksek bir seviyeye çıkarmak enerji gerektirir ve bir yıldızın kütlesine sahip bir şeydeki tüm elektronları yükseltmek çok fazla enerji gerektirir.)

Kısacası, artan basınca veya sıcaklığa nasıl tepki verdiklerine gelince, beyaz cüceler Jüpiter veya Güneş gibi gazlı cisimlerden çok Dünya gibi “katı” cisimler gibi davranırlar. Büyük bedenler konusundaki tartışmamızda neredeyse tam bir dönüm noktasına geldik.

Neredeyse.

1931’de, teorik astrofizikçi Subrahmanyan Chandrasekhar (o zamanlar sadece 21 yaşındaydı) elektron yozlaşmış madde üzerine üç şaşırtıcı makale yayınladı. Hesaplamaları, bir beyaz cüce daha büyük hale geldikçe, kaçınılmaz olarak kritik bir noktaya yaklaşması gerektiğini gösterdi. Bu, Einstein’ın görelilik teorisinin bir sonucu olduğu ortaya çıktı. ve göreliliği bir paragrafta açıklayamadığım için, sadece gerçekleri özetleyeceğim: Beyaz cücedeki elektronlar daha yüksek enerji seviyelerine yükseldikçe, daha hızlı hareket ederler. Bununla birlikte, göreliliğin en temel yasalarından biri, hiçbir şeyin ışık hızından (saniyede 186,282 mil) daha hızlı hareket edemeyeceğidir. Parçacıklar bu hıza yaklaştıkça hızlanmaları imkansız hale gelir çünkü onları iten enerjiden kütle kazanmaya başlarlar! Bu, ünlü denklemde somutlaştırılmıştır, E = mc², enerjinin kütleye dönüştürülebileceğini ve bunun tersi olduğunu belirtir. Yaklaşık olarak, ışık hızına yakın parçacıklar enerjiden ziyade kütle kazanır veya başka bir deyişle, ağırlaşırlar, ancak onlara enerji eklediğinizde daha hızlı gitmezler. (Biri düşünüp şişman bir domuz düşünülemez, çok fazla besin enerjisi doldurur, ancak daha hızlı ve daha güçlü olmaktansa daha şişman ve yavaş olur.) Bu gerçeği kullanan Chandrasekhar, beyaz bir cücedeki elektron basıncının mutlak bir sınırı olması gerektiğini belirtti. Sonsuz yoğunluğa ezilse bile, göreliliğin dayattığı hız sınırı, uygulayabilecekleri herhangi bir baskıyı yine de kesmeye zorlayacaktır.

Aynı zamanda, endişe verici bir şekilde, beyaz bir cüceye ne kadar kütle yığabileceğinizin bir sınırı yoktur. Daha da kötüsü, kişiyi ne kadar ağır yaparsanız, yüzeyindeki çekim kuvveti de o kadar güçlü olur. Isaac Newton’un ünlü Evrensel Çekim Yasası, yerçekimi kuvvetinin 1/r² ile orantılı olduğunu belirtir; bu, bir gezegenin yarıçapı iki kat küçülürse, yüzeyindeki yerçekimi kuvvetinin dört kat artması gerektiği anlamına gelir.

Chandrasekhar, artan kütle ve azalan yarıçapın sınırsız ilerlemesinin artık sürdürülemeyeceği bir nokta olduğunu gösterdi. Bir devenin sırtını kıran bir saman gibi, bu noktada beyaz bir cüceye daha fazla kütle eklemek, cücenin yerçekimi sıkıştırmasının elektron basıncındaki olası herhangi bir artışı aşmasına neden olur. Böylece cüce küçülür, ancak öncekinden daha da kötü bir yerçekimi dengesizliği ile baş başa kalır. Artan dengesizlik, onu daha da küçültecek ve böylece yerçekimi krizini daha da kötüleştirecektir. . .

Kısacası, Chandrasekhar’ın hesaplamaları, bir beyaz cücenin kritik bir kütlenin ötesine geçmesi durumunda, felaket bir şekilde çökeceğini öngörüyordu! Bu kritik kütlenin Güneş’in kütlesinin yaklaşık 1,4 katı olduğunu hesapladı ve zamanla Chandrasekhar’ın Sınırı olarak bilinmeye başladı.

Bu haberin 1931’de oldukça karışık bir tepki aldığını söylemek doğru olur. Kuantum mekaniği o zamanlar hala çok genç bir konuydu (sadece dört yaşındaydı) ve birçok astrofizikçinin kuantum mekaniğinin tüm teorisi hakkında hâlâ ciddi şüpheleri vardı, asla Bu özel tahminin inandırıcılığına dikkat edin. Güneş’in yarısı kadar büyük olan ve şimdiden neredeyse düşünülemez bir yoğunluğa sıkıştırılmış bir cisim, sadece “çöküş” şeklinde nasıl olur da alay ederlerdi? Neye çökecek? Tamamen mantıksızdı. Mantıksal sonucuna götürülürse, Chandrasekhar’ın çalışması, sınırın üzerine itilen bir beyaz cücenin kelimenin tam anlamıyla ortadan kaybolacağını veya daha doğrusu, anında sonsuz küçük bir noktaya sıkıştırılacağını gösterdi. Hafifçe söylemek gerekirse, bu fikre şüpheyle yaklaşan gökbilimciler eksikliği yoktu. Einstein’ın Güneş’in yerçekiminin yıldız ışığını bükebileceğine dair tahminini doğrulayan ilk gökbilimci ve muhtemelen zamanının en saygın gökbilimcisi Sör Arthur Eddington, bu tahmini elden reddetti. Gerçekten de, Eddington’ın teoriye yönelik sesli eleştirisi, teorinin on yılın büyük bir bölümünde neredeyse göz ardı edilmesine neden oldu.

Yine de, bu zamana kadar gökbilimciler düzinelerce beyaz cüce yıldız keşfettiler. . . ve belirlenebildiği kadarıyla hiçbirinin 1.4 güneş kütlesinin üzerinde bir kütlesi yoktu. Bunun Chandrasekhar’ın Sınırı’na çok ürkütücü bir şekilde uyduğunu düşünen birkaç kişi vardı ki, tüm fikir reddedilemezdi. Daha sonra göreceğimiz gibi, bir beyaz cüce 1,4 güneş kütlesinin ötesine götürüldüğünde ne olduğuna dair tüm hikaye harika ve karmaşık hale geliyor, ancak bu hikayeyi anlatmadan önce dikkatimizi yapacağımız yıldız doğumuna çevirmeliyiz sonraki bölümde.

Devam etmeden önce, 1937’de Eddington ve diğer İngiliz gökbilimcilerden gelen teorilerine düşmanlıktan bıkan Chandrasekhar’ın, hayatının geri kalanında kaldığı Chicago Üniversitesi’nde bir fakülte pozisyonu için Cambridge’den ayrıldığını not edeceğim. 1983’te, öncelikle beyaz cüceler üzerine yaptığı çalışmalardan dolayı Nobel Fizik Ödülü’ne layık görüldü.

Levha 1

Levha 2

1 – Jüpiter, Güneş’ten beşinci gezegendir. Güneş Sistemindeki Güneş dışındaki en büyük nesnedir ve aslında hem Jüpiter hem de Güneş neredeyse tamamen hidrojen ve helyum gazından oluştuğu için Jüpiter, Güneş’e Dünya’dan çok daha fazla benzer. Dünya çapının on katı olan ve 318 Dünya kütlesi ağırlığındaki Jüpiter, Güneş Sistemindeki diğer tüm gezegenlerin ve uyduların toplamından 2,4 kat daha büyüktür. Yazar Isaac Asimov bir keresinde “Güneş Sistemi Güneş, Jüpiter ve küçük bir enkazdan oluşur” demişti.

2 – Püristler için bu teorik maksimum, gezegenin çoğunlukla hidrojen ve helyumdan oluşup oluşmadığı gibi birkaç varsayıma bağlıdır. Amaçlarımız için, 1,7 Jüpiter kütlesi tahmini yeterince iyidir.

Levha 3

10¹⁸ gösterimi sadece bir tane ve ardından 18 sıfırınız olduğu anlamına gelir. Benzer şekilde, 10^–18, sıfır, ondalık nokta, ardından 17 sıfır ve bire sahip olduğunuz anlamına gelir.

Levha 4

3 – Kelvin derecesi, Celsius derecesiyle aynıdır, ancak sıfır C°, saf suyun donma noktasına karşılık gelirken, sıfır K°, mümkün olan en soğuk sıcaklık olan mutlak sıfıra karşılık gelir. Mutlak sıfır, tüm hareketin, hatta atomik hareketin bile durduğu teorik sıcaklıktır. Kelvin ölçeği bu nedenle bazen mutlak sıcaklık ölçeği olarak da adlandırılır. Mutlak sıfır, tercihinize göre 0 K° ‘de veya -459.69 F°’ de oluşur.

4 – Isı, basitçe küçük parçacıkların rastgele hareketidir. Tek tek parçacıkların hareketi ne kadar enerjik olursa, bütünün sıcaklığı o kadar yüksek olur.

5 – Proton pozitif yüklüdür ve bir elektrondan 1836 kat daha büyüktür. Elektronlar, negatif işaret dışında, protonlarla aynı yükü taşırlar, bu nedenle bir çekirdeği çevreleyen elektronların sayısı, protonların sayısına eşit olmalıdır. Paylaşılan elektronlar kimyayı oluşturur, bu nedenle bir çekirdeğin proton sayısı doğrudan kimyasını belirler. Periyodik tablodaki her element, eşleşen bir proton numarasına sahip bir çekirdeğe karşılık gelir: element #8 (oksijen) sekiz protona sahiptir, vb.

6 – Nötronlar, protonlarla neredeyse tamamen aynı kütleye sahiptir (nötronlar% 0,06 daha büyüktür) ancak elektrik yükleri yoktur, dolayısıyla adı da buradan gelir. Sıradan madde yaklaşık % 50 proton ve % 50 nötrondan oluşur, bu nedenle çekirdeklerin içinde kilitli olan nötronlar Evrendeki normal maddenin yaklaşık yarısını oluşturur. Bununla birlikte, protonlardan çok farklı olarak, serbest nötronlar kararlı değildir. Çekirdeğin dışında, nötronlar yaklaşık 10.6 dakika içinde bir protona, bir elektrona ve anti-nötrino denilen bir şeye bozunur. Serbest nötronlar 1932’ye kadar tespit edilmedi.

Subrahmanyan Chandrasekhar

Arthur Eddington