Belirsizlik ve Yıldızlar

Yıldız, kendi kütle çekimsel kuvvetiyle bir arada duran büyük bir gaz topudur. Bu çekim gücü sürekli olarak yıldızı büzmeye çalışır ve kendisine engel olacak bir başka kuvvetle karşılaşmadığı takdirde, yıldızın çok kısa bir sürede kendi içine çökmesini, yani bir kara deliğe dönüşmesini sağlayabilir. Güneş için konuşacak olursak, bunun gerçekleşmesi için yarım saatten kısa bir süre yeterli olacaktır. Öte taraftan güneşin, küçücük bir noktaya dönüşecek şekilde büzülmediği bilindiğinden dolayı, kütle çekimine karşı gelen bir başka kuvvet olmalıdır. Vardır da. Bu kuvvet, çekirdekteki sıcak maddeden gelir. Diğer tüm normal yıldızlar gibi, güneş de çok hassas bir denge durumundadır. Kütle çekiminin içeri doğru yüklenen kuvveti, sıcak maddenin dışa doğru yüklenen kuvvetiyle tam bir denklik içindedir.

Fakat bu denge geçicidir. Dışa doğru yüklenecek kuvvet ancak yanarak yıldızın sıcaklığını korumasını sağlayacak yakıt olduğu sürece sağlanabilir. Ve önünde sonunda bu yakıt bitecektir. Güneş için bu durum beş milyar yıl sonra gerçekleşecek. Bu olduğunda, kütleçekimi güneşin tek hakimi olacak ve artık kendisine karşı koyacak bir kuvvet kalmadığından ötürü, yıldızın sürekli olarak büzülmesini sağlayacak.

Ancak bu noktada her şey kaybedilmiş değil. Yıldızın içindeki sıcak ve yoğun ortamda, yüksek hızlı atomlar arasında gerçekleşen sürekli ve şiddetli çarpışmalar, bu atomların elektronlarından soyunmasına neden olur ve elektronlardan oluşan gaz ile atom çekirdeklerinden oluşan gazın birleşmesinden bir plazma oluşur. Hızla büzülmekte olan yıldızın umulmadık bir şekilde imdadına koşan, işte bu küçük elektronlardır. Yıldızı oluşturan maddenin elektronları yakınlaşarak birbirlerine karıştıkça, Heisenberg belirsizlik ilkesine göre daha da hız kazanır ve kendilerini sınırlamak isteyen her şeye çarparak dışa doğru muazzam bir kuvvet oluştururlar. Son kertede bu kuvvet yıldızın büzülmesini yavaşlatmak ve durdurmak için yeterlidir.

Kütleçekiminin içe doğru uyguladığı kuvvet, yıldızı oluşturan sıcak maddenin değil, ancak elektronlarının çıplak gücüyle dengelendiğinde yıldızda yeni bir denge kurulmuş olur. Fizikçiler buna bozunum basıncı (degeneracy pressure) demektedir. Aslında bu, elektronların birbirlerlerine çok yakınlaşıp sıkışmaya karşı gösterdikleri direnç için kullanılan süslü bir terimdir. Elektron basıncıyla kütleçekimine karşı koyan yıldızlar “beyaz cüce” olarak adlandırılır. Dünyanın boyutundan biraz daha büyük olan ve yıldızın asıl hacminin milyonda birine sahip olan beyaz cüce, çok yoğun bir nesnedir. Beyaz cücenin küpşeker büyüklüğündeki bir parçası, bir otomobilin ağırlığına eşdeğer olabilir.

Bir gün güneş de bir beyaz cüceye dönüşecek. Bu türden yıldızların, kaybettikleri ısıyı yenileme şansı bulunmuyor. Beyaz cüceler, esasen, önlenemez bir hızla soğuyan ve yavaş yavaş görüntüden kaybolan birer közden başka bir şey değildir. Ancak beyaz cüceleri kendi kütle çekim kuvvetleriyle içe çökmekten koruyan elektron basıncının da bir sınırı vardır. Bir yıldızın kütlesi ne kadar büyükse, kütle çekimi de aynı ölçüde kuvvetlidir. Yıldız yeteri kadar kütleye sahipse, kütle çekimi elektronların katı direncini aşacak bir noktaya gelecektir.

Aslına bakılacak olursa, yıldız hem dıştan hem de içten sabote edilmiştir. Bir yıldızın kütle çekimi kuvvetlendikçe, içeri doğru sıkıştırılan gaz miktarı da artar. Ve gaz sıkıştıkça da, bisiklet pompası kullanan herkesin bildiği gibi, sıcaklık artar. Isı, maddenin mikroskobik titreşimlerinden başka bir şey olmadığından ötürü, yıldız içindeki elektronlar da daha hızlı bir şekilde uçuşmaya başlar bu hız öylesine bir düzeye ulaşır ki, göreliliğin etkileri önemli hale gelir. Elektronlar hızlanacakları yere, daha kütleli hale gelirler ve bu yüzden de hücrelerinin duvarlarına eskisi kadar etkili bir şekilde çarpamazlar.

Yıldız iki yönden darbe almıştır. Bir yandan kütle çekimi daha fazla kuvvet kazanmış; diğer bir yandan ise buna karşı koyma gücü elinden alınmıştır. Bu etkiler yüzünden, bir beyaz cüce en fazla güneşten yüzde 40 daha ağır olabilir. Eğer ki bir yıldız bu “Chandrasekhar sınırı”ndan daha ağırsa, elektron basıncının gücü yıldızın paldır küldür çöküşünü engellemeye yetmez ve yıldız büzülmeye devam eder.

Ancak bir kez daha, her şeyin sonuna gelmiş değiliz. En sonunda yıldız o kadar çok büzülür ki, elektronları, küçük bir alana kapatılmaya karşı gösterdikleri inanılmaz dirence rağmen, atom çekirdeğine dek sıkışırlar. Burada elektronlar protonlarla tepkimeye girerek nötrona dönüşür ve tüm yıldız büyük bir nötron kütlesi haline gelir.

Heisenberg belirsizlik ilkesine göre, yalnızca elektronlar değil, maddenin tüm parçacıklarının bir yere kapatılmaya karşı direnç gösterdiğini hatırlayın. Nötronlar elektronlardan binlerce kat daha kütlelidir. Bu nedenden ötürü, yeterli bir direnç gösterebilmeleri için, binlerce kat daha küçük bir hacme sıkıştırılmaları gerekir. Aslında en sonunda yıldızın büzülmesinin önüne geçmeden önce, birbirlerine neredeyse dokunacak kadar sıkıştırılmaları gerekmektedir.

Kütle çekimine karşı nötron bozunum basıncı tarafından desteklenen yıldızlar, nötron yıldızlan olarak bilinmektedir. Ortaya çıkan şey, içinden tüm boşluğu çıkartılmış devasa bir atom çekirdeğidir. Atomlar çoğunlukla boşluktan oluştuğundan ve çekirdeği, yörüngesindeki elektronlardan 100.000 kat daha küçük olduğundan, nötron yıldızları da normal yıldızlardan 100.000 kat daha küçüktür. Bir uçtan diğer uca yaklaşık 15 kilometre genişliğindedirler. Everest Dağı’ndan çok da büyük değil yani. Fakat nötron yıldızı öylesine yoğundur ki, küp şeker büyüklüğündeki parçasının ağırlığı, tüm insan ırkının ağırlığı kadardır. (Bu elbette ki, hepimizin içinde ne kadar çok boşluk olduğunun bir işaretidir; bu boşluğun tümünü çekip aldığınız takdirde, insanlığın tamamı avcunuzun içine sığacaktır.)

Bu türden yıldızların şiddetli süpernova patlamalarıyla oluştuğu düşünülüyor. Yıldızın dış katmanları uzaya dağılırken, iç çekirdeği büzülerek bir nötron yıldızına dönüşür. Küçük ve soğuk nötron yıldızlarını görmenin zor olması gerektiğini düşünebiliriz. Fakat bu yıldızlar çok hızlı dönerek oluşur ve gökyüzünde parıldayan elektromanyetik dalgalar üretir. Nabız gibi atan bu türden nötron yıldızları -ya da pulsarlar- varlıklarını astronomlara bu şekilde iletmektedir.