Subrahmanyan Chandrasekhar bir astrofizikçiydi. Devasa yıldızların muazzam ve hatta sonsuz yoğunluklara ulaşmak için kendi kütlelerinin altında çökebileceğini keşfetti. Bugün bu çökmüş yıldızlara nötron yıldızları ve kara delikler diyoruz.
Makale Başlıkları
HAYATIN ERKEN DÖNEMİ VE EĞİTİM
Hindistan
Subrahmanyan Chandrasekhar, 19 Ekim 1910’da Lahore, British India’da doğdu. (Lahor şimdi Pakistan’da.)
İyi eğitimli bir ailede on çocuğun üçüncüsüydü: annesi, çocuklarına okumayı öğreten bir tercümandı; babası ise Northwestern Demiryolları Genel Denetçisi olarak görev yaptı. Nobel Ödülü kazanan fizikçi CV Raman babasının kardeşi idi. Küçük bir çocukken, ebeveynleri ve özel öğretmenleri tarafından evde eğitim gördü.
1922’de Subrahmanyan Chandrasekhar, 1925’e kadar eğitim aldığı Hindu Lisesi, Üçlü, Madras’ta öğrenci oldu. Daha sonra, 14 yaşındayken, Madras’ta, Başkanlık Koleji’nde fizik derecesi için çalışmaya başladı. (Madras şehri şimdi Chennai olarak bilinir.)
1929’da 18 yaşındayken ilk akademik makalesini, Compton Saçılımı ve Yeni İstatistikleri yazdı. Ertesi yıl, lisans derecesiyle mezun oldu. Fizikte onur derecesi.
Cambridge ve Avrupa
Chandrasekhar çoktan fizikte olağanüstü bir potansiyele sahip olarak tanımlanmıştı; Bunun sonucunda doktora yapmak için burs kazandı. Birleşik Krallık’taki Cambridge Üniversitesi’nden mezun oldu.
Cambridge’deki danışmanı fizikçi ve astronom Ralph Fowler idi. 1930’da Hindistan’dan İngiltere’ye gemi ile seyahat ederken, Chandrasekhar, Fowler’s ve diğerlerinin beyaz cüce yıldızlardaki dejenere elektron gazı üzerindeki çalışmalarını gözden geçirdi. Albert Einstein’ın yeni görelilik fiziğini içeren elektronların davranışını anlamak için daha önce kullanılan klasik fiziği güncelledi.
Bu işi yaparken 19 yaşında olmasına rağmen, Nobel Fizik Ödülü’nü aldı.
1931’de Chandrasekhar, yazını gelecekteki Nobel Ödülü kazanan fizikçi Max Born ile birlikte çalışarak geçirmek üzere davet edildiği Almanya’nın Göttingen kentini ziyaret etti.
1932’de, Chandrasekhar, bu kez, Kopenhag’a, Danimarka’da teorik fizik enstitüsünde çalıştığı ve 12 yıl önce Nobel ödüllü fizikçi Niels Bohr tarafından kurulduğu Danimarka’ya taşındı.
1933’te Cambridge’e döndü, 22 yaşında doktorasını aldı. Ayrıca dört yıl daha Cambridge’de araştırmaya devam etmesi için Burs verildi.
ASTROFİZİK ARAŞTIRMA
Chandrasekhar Sınırı ve Yıldızların Kaderi
18 ve 28 yaşları arasında (1929 – 1939) Chandrasekhar, yıldız fiziğine, astrofiziğe yoğun ilgi gösterdi.
Doktora yapmak için 1930 yılında gemi ile seyahat etti. Cambridge’de bir sayı hesapladı. Şerefine bu sayı şimdi The Chandrasekhar Limiti olarak adlandırılıyor . Değeri 1.4.
Bu sayı yıldızların kaderini belirler.
Chandrasekhar, 1931 yılında Astrofizik Dergisi’nde sonucunu yayınladı.
Birkaç milyar yıl içinde güneşimiz beyaz cüce olacak. 1930’da astrofizikçiler bütün yıldızların sonunda beyaz cüceler haline gelmek zorunda kalacağına inanıyorlardı.
Chandrasekhar beyaz bir cücenin sadece kütlesi güneş kütlenizin 1.4 katından küçük veya ona eşitse mevcut olabileceğini keşfetti. Chandrasekhar başlangıçta sınırın yaklaşık 1,7 güneş kütlesi olacağını buldu, ancak zamanla bu değeri iyileştirdi.
Bir yıldızın ömrünün sonunda, eğer kalan kütlesi güneşimizin kütlesinin 1.4 katından büyükse, nihai kaderi oldukça garip olacaktır.
Yıldızlar Dengelerini Kaybediyor
Chandrasekhar limiti kararlı bir beyaz cücenin sahip olabileceği en büyük kütledir. Bu limiti ilk defa Wilhelm Anderson ve E. C. Stoner hesaplamış, ancak adını bu hesapları 1930 yılında (henüz 19 yaşındayken) daha hassas olarak yapan Hintli-Amerikan astrofizikçi Subrahmanyan Chandrasekhar’dan almıştır. Büyük bir yıldız patladığında, arkasında kalan ışık yaymayan ama başka ışınları yansıtabilen beyaz cüceler içindeki atomlar, muazzam kütleden dolayı sıkışırlar, bu sıkışma atom bazında, elektronların atom çekirdeğine yaklaşmasına neden olur. Yaklaştıkça elektronların teorik olarak ışık hızına yakın hızlarda haraket etmesi gerektiğinden görelilik kuramı kullanılması gerekir. Hintli fizikçi Subrahmanyan Chandrasekhar 1930’da yaptığı çalışmalarında durumu Fermi Gazları üzerinde inceleyerek Elektronların çekirdeğe düşmesi noktasını tanımlamıştır. Teorik olarak bu nokta karadeliklerin mümkün olduğunu, elektronların çekirdeğe düşebileceği bir kütlenin tamamen kendi içine çöktüğünü ortaya çıkarmıştır.
Evren’de süregelen madde döngüsünün en büyük parçası yıldızlardır. Yıldızlar, ömürlerini doldurup yakıtlarını tükettiklerinde, kütleçekiminin etkisi altında “kendi içine çökme” denen bir süreçten geçerler ve süpernova adı verilen bir patlamayla malzemelerini etrafa saçarlar. Bu maddeler, süpernova patlaması sonucu oluşan yeni gök cisminin (yıldız, karadelik, vs.) etrafında oluşacak olan diğer gök cisimlerinin (başka yıldızlar, gezegenler, vs.) hammaddesini oluşturur. Bu durumda, sizi veya bizi oluşturan her bir atom, bu şekilde patlamış bir yıldızdan saçılan malzemelerdir!
Bir yıldızın bütün hayatı, merkezcil çekim kuvvetlerine karşı sürekli bir mücadelenin özüdür. Şu anda, örneğin, Güneş’in çekirdeğindeki termonükleer reaksiyonlar gerçekleşir, bu süre boyunca, Güneş’i oluşturan maddenin sıcaklığını, ideal bir gaz gibi davranmaya başlayacak kadar yüksek bir seviyeye çıkarır.. İdeal bir gazın durumunun yasasına göre, sabit bir hacimde sıcaklıktaki bir artış basınçta orantılı bir artışa yol açar, bunun sonucunda Güneş’in çekirdeğindeki basınç sürekli artar, yerçekimi kuvveti karşısındadır ve Güneş’in dış katmanlarını korur. yerçekimi çöküşü – Yıldızın merkezine hızlı düşüş.
Termonükleer fırını için yakıt rezervleri Güneş’in derinliklerinde tükendiğinde ve yaklaşık 11 milyar yıl süren mücadeleden sonra çekim gücünün çekim gücü kazanacağı zaman (yaklaşık 6,5 milyar yıl) gelecek.Güneş, yerçekimi kuvvetleri bir kez daha (yenilgiye uğratılmış termonükleer sonra) savunma hattına çarpıncaya kadar hızla küçülmeye başlayacak, bu da sıkıştırma kuvvetlerini tekrar bir basınç düşürmeye zorluyor. Yıldız içindeki Güneşsiz elektronların yıldızının yıldızları böyle bir bariyer haline gelir. Elektronlar, iki elektronun herhangi bir yörüngede aynı durumda olamayacağı Pauli dışlama prensibine uyar. Bu pozisyon, herhangi bir elektronun “yaşam alanı” na ihtiyaç duyduğunu ve sadece belirli bir sınıra yaklaşabileceğini ima eder.
Bir yıldızın güneşe yakın bir kütleye sahip kütleçekimsel çöküşü sırasında, Dünya’nın boyutlarının sırasına göre küçülmekte, daha sonra, daha yakınlaşmak için “hiçbir yere sahip olmayan” elektronların çekilmesi nedeniyle çöküş durmaktadır. Bu aşamada bir yıldız artık enerji üretemez (yakıt yoktur), ancak bir süre daha parıldar ve soğumaya devam eder. Bu yıldızlar denir beyaz cüceler ve gece gökyüzünde görünen yıldızlar arasında oldukça az. Gerçekte, beyaz cüce, iki güç dengesi – yerçekimsel çekim ve içten bir tür elektron basıncı – tam çöküşten korunur.Astrofizikte ikincisi denir dejenere elektron gazının basıncı. (Daha büyük yıldızlar, bir süpernova flaşında patlayana kadar küçülmeye devam ediyor – cm’dir. Yıldızların evrimi.)
Kaynak
Wikipedia.com
sciencenetnews.com