Kütleçekimsel Çöküş
Kütleçekimsel çöküş, iç basıncın artık destekleyemediği durumlarda, büyük bir cismin kendi kütleçekimi altında kontrolsüz bir şekilde büzülmesidir; bu süreç beyaz cüceleri, nötron yıldızlarını ve kara delikleri oluşturmaktadır.
Tanım
Kütleçekimsel çöküş, basınç desteğinin yetersiz kaldığı durumlarda, kendi kütleçekimi altında bulunan bir cismin dinamik olarak büzülmesidir; bu durum ya beyaz cüce veya nötron yıldızı gibi kararlı bir kompakt kalıntıya ya da kritik bir kütlenin üzerinde, bir kara delik olay ufku ve tekilliğinin oluşumuna yol açmaktadır.
Kapsam
Bu konu, kompakt nesnelerin denge ve kararlılığını, statik bir konfigürasyonun var olmadığı Chandrasekhar ve Tolman-Oppenheimer-Volkoff kütle limitlerini, basınçsız çöküşün idealize edilmiş Oppenheimer-Snyder modelini, hapsolmuş yüzeylerin ortaya çıkışını ve ufuk oluşumunu, düşen ve uzaktaki gözlemciler tarafından görülen çöküş arasındaki farkı ve süpernovaların ve yıldız kütleli kara delik oluşumunun astrofiziksel ortamlarını kapsamaktadır.
Temel sorular
- Çöken bir yıldızın nötron yıldızı mı yoksa kara delik mi olacağını ne belirler?
- Çöküş, düşen bir gözlemciye ve uzaktaki bir gözlemciye nasıl farklı görünür?
- Kararlı kompakt nesnelerin varlığını hangi kütle limitleri sınırlar?
Anahtar kavramlar
- Chandrasekhar limiti
- Tolman-Oppenheimer-Volkoff limiti
- Dejenere basıncı
- Hapsolmuş yüzey oluşumu
- Ufukta görünen donma
- Süpernova çekirdek çöküşü
Temel kuramlar
- Oppenheimer-Snyder çöküşü
- Tekdüze, basınçsız bir kürenin idealize edilmiş çöküşü, yüzeyin sonlu öz zamanda Schwarzschild yarıçapını geçtiğini ve bir olay ufku oluşturduğunu göstermektedir; uzaktaki bir gözlemci ise çöküşün ufukta donmuş ve kırmızıya kaymış gibi göründüğünü izlemektedir.
- Kompakt nesneler için kütle limitleri
- Dejenere basıncı, bir beyaz cüceyi yalnızca Chandrasekhar limitine kadar ve bir nötron yıldızını yalnızca Tolman-Oppenheimer-Volkoff limitine kadar destekleyebilir; bu limitlerin ötesinde statik bir denge mevcut değildir ve bir kara deliğe çöküş kaçınılmazdır.
Klinik önem
Kütleçekimsel çöküş, çekirdek çöküşü süpernovalarının, nötron yıldızlarının ve yıldız kütleli kara deliklerin oluşumunun ve kütleçekimsel dalgalar olarak tespit edilen kompakt nesne birleşmelerinin arkasındaki itici güçtür; belirlediği kütle limitleri, gözlemlenen nötron yıldızları ve kara delikler için çıkarılan kütleleri yorumlamak amacıyla kullanılmaktadır.
Tarihçe
Chandrasekhar, beyaz cüce kütle limitini 1931'de bulmuştur; 1939'da Oppenheimer ve Volkoff nötron yıldızı limitini türetmiş ve Oppenheimer ile Snyder, bir kara deliğe doğru sürekli çöküşün ilk göreceli modelini yayımlamışlardır. Bu sonuçlar, genel göreliliğin 1960'lardaki yeniden doğuşuna kadar büyük ölçüde bir kenara bırakılmıştır.
Öne çıkan isimler
- J. Robert Oppenheimer
- Hartland Snyder
- Subrahmanyan Chandrasekhar
- Richard Tolman
İlgili konular
Temel eserler
- oppenheimer1939
- shapiroteukolsky1983
Sıkça sorulan sorular
- Uzaktaki bir gözlemci neden yıldızın ufku geçtiğini asla görmez?
- Çöken yüzeyden gelen ışık, ufka yakın yerden yükselirken giderek daha fazla kırmızıya kayar ve gecikir; bu nedenle uzaktaki bir gözlemci, yüzeyin kendisi sonlu öz zamanda ufku geçse bile, yüzeyin yavaşladığını ve solduğunu, donmuş gibi göründüğünü izlemektedir.
- Her büyük kütleli yıldız bir kara delik olarak mı sonlanır?
- Hayır. Sonuç, kalıntı kütlesine bağlıdır: daha hafif çekirdekler beyaz cüceler oluşturur, orta kütleli olanlar nötron yıldızları oluşturur ve yalnızca nötron yıldızı kütle limitini aşan çekirdekler kara deliklere çöker; yıldızın yaşamı boyunca kütle kaybı sonucu güçlü bir şekilde etkilemektedir.