Aslında üçlü “ölü yıldız” sistemiyle demek daha doğru; çünkü, ünlü fizikçinin şimdiye kadar her testi tam notla geçen genel görelilik kuramını bir kez daha sınayacak olanlar, farklı kütlelerdeki yıldızların ölüm artıkları olan bir “atarca” ve iki “beyaz cüce”.
Nötron yıldızlarının özel bir türünün örneği olan atarca PSR J0337+1715, gökbilim dilinde Güneş benzeri yıldız ölüleri demek olan iki “beyaz cüce” ile bir sistem oluşturuyor. Nötron yıldızları da, Güneş’ten çok daha büyük olan yıldızların süpernova patlamalarıyla noktalanan yaşamlarından arta kalan, küçük bir kent büyüklüğüne kadar sıkışmış, yoğun merkezleri. Varlıklarını son derece düzenli radyo dalgası atımlarıyla belli eden atarcaların sinyallerinde çok küçük ama düzenli tekrarlayan değişimler oluyorsa, bu onların bir eş yıldızla ikili bir sistem oluşturduğunu ve birbirlerinin çevresinde dolandıklarını gösteriyor.
PSR J0337+1715, ilk kez 2007 yılında, Halen ABD Ulusal Radyo Astronomisi Gözlemevi’nde bir gökbilimci olan Scott Ransom tarafından Robert C. Byrd Green Bank radyo teleskopuyla keşfedilmiş. Ancak, ünlü Arecibo radyo teleskopu da dahil öteki büyük teleskoplarla yapılan sürekli gözlemler, atarcanın radyo sinyallerindeki düzensizliği çözememiş. Tâ ki, Montreal’deki (Kanada) Mc Gill Üniversitesi’ndeki yüksek lisans öğrencisi Anne Archibald olanı biteni ortaya koyana kadar!
NÖTRON YILDIZI VE ATARCA Güneş’ten çok daha büyük kütlede yıldızların kısa ömürlerinin sonları bir süpernova patlamasıyla geliyor. Yıldızın, ardışık süreçlerle hafif elementleri birleştirip daha ağırlarını sentezleyerek, dış katmanların muazzam kütleçekim baskısını dengeleyen enerjiyi üreten merkezi sonunda demirle dolup daha fazla enerji üretemez hale gelince kendi üzerine çöküyor ve bir nötron yıldızına (ya da yıldız daha da ağırsa, bir karadeliğe) dönüşüyor. Çökmenin oluşturduğu şok dalgası da “süpernova” denen çok şiddetli bir patlamayla dış katmanları uzaya savuruyor. Bizim güneşimizinkinden daha büyük bir kütlenin yaklaşık 15 km çaplı bir küre içine sıkışmış hali olan merkezine nötron yıldızı denmesinin nedeni, atom çekirdeklerinde elektrik yükü taşımayan nötronların yanısıra bulunan artı elektrik yüklü protonların, çökmenin basıncıyla çekirdek etrafındaki eksi elektrik yüklü elektronlarla birleşerek nötrona dönüşmeleri . Böylece çökmüş merkez, neredeyse tümüyle nötronlardan oluşan, 1 santimetre küpünün ağırlığının milyarlarca ton olduğu bir küreye dönüşmüş oluyor. Daha fazla çöküp bir karadeliğe dönüşmelerini, kuantum mekaniğinin “Pauli dışlama ilkesi “ denen ve aynı kuantum durumunda bulunan ikimadde parçacığının aynı konumda bulunmasını yasaklayan bir mekanizma önlüyor. “Nötron dejenere basıncı” denen olgu, nötronların birbirlerine daha fazla sokulup sıkışmalarını önlediği için nötron yıldızı kütlesinin baskısına direnebiliyor. Bu arada çökmenin iki etkisi daha oluyor. Yıldızın hacminin ve yüzey alanının küçülmesiyle manyetik alanın şiddeti de artıyor ve Dünya’nınkinin trilyonlarca katına yükseliyor. İkinci etkiyse, orijinal yıldızın kendi çevresindeki dönüşünün, çökmeyle birlikte çok büyük oranda hızlanması. Öyle ki, nötron yıldızı kendi çevresindeki bir dönüşünü saniyeler, hatta saniyenin kesirleri kadar bir sürede tamamlıyor. Hatta, eğer yakınlarında üzerinden madde çaldığı bir eş yıldızı varsa, üzerine düşen madde dönüş süresini saniyenin yüzlerde birine kadar indiriyor. Bunlara “milisaniye nötron yıldızları” deniyor. Nötron yıldızları kutuplarından X-ışınları ya da radyo dalgaları biçiminde bir elektromanyetik ışınım yayıyorlar. Bu ışınımın kaynağı, yıldızın dönüş enerjisi. Yıldızın çok güçlü manyetik alanı, büyük bir hızla döndüğünden bir elektrik alanı ortaya çıkıyor ve yüzeyindeki elektrik yüklü proton ve elektronları hızlandırıyor; böylece kutuplarından ters yönlerde çıkan güçlü birer elektromanyetik ışınım demeti oluşuyor. Nötron yıldızlarının dönüş eksenleriyle manyetik kutupları üst üste çakışmayabiliyor. Böyle olunca da nötron yıldızı kendi çevresinde dönerken manyetik kutuplardaki ışınım fıskiyeleri de gökyüzünde daireler çiziyor. Bu ışınım demetlerinden biri bizim görüş doğrultumuza yönelmişse, çizdiği dairenin bir noktası görüş alanımıza her girişinde onu bir radyo dalgası atımı (ya da X-ışını parlaması) olarak algılıyoruz. Dönen bir deniz feneri gibi “göz kırpan” bu nötron yıldızlarına “atarca” (pulsar) deniyor. Nötron yıldızları elektromanyetik enerji yaydıkları için kendi çevrelerindeki her dönüşün süresi biraz uzuyor. Ancak bu uzama diğer bir deyişle dönüşün yavaşlaması öylesine ağır oluyor ki, bugün kendi çevresindeki bir dönüşünü 1 saniyede tamamlayan bir nötron yıldızı, 1 milyon yıl sonra 1 dönüşü 1.03 saniyede tamamlayacaktır. Dolayısıyla atarcalar, atom saatlerinden bile daha güvenli zaman ölçüm araçları olarak uzay araçlarının kalibrasyonlarında, rota izleme ve düzeltme operasyonlarında ve astronomik ölçümlerde giderek daha yaygın olarak kullanılıyorlar.
Sözü edilen üçlü sistemde 3.2 Güneş kütlesinde olan ve kendi çevresinde saniyede 366 kez dönen “süper yoğun” PSR J0377+1715 ve 0.20 Güneş kütlesindeki bir beyaz cüce, birbirlerinin çevresinde 1.6 günlük bir periyodla dolanıyorlar. Güneş’in %41 kütlesindeki bir başka beyaz cüce de 327 günlük bir periyodla bu ikilinin çevresinde dolanıyor.
Bu üçlünün, gökbilim camiasının yanısıra fizik camiasını da heyecanlandırmasının nedeni, Einstein’ın ünlü “eşleniklik ilkesi” nin en duyarlı biçimde sınanmasına izin vermesi. Science dergisi yazarı Adrian Cho, bunu şöyle açıklıyor: “İlke iki farklı kütle kavramıyla ilgili. Bir cismin ‘atıl kütlesi’, harekete geçirilmeye ne kadar dirençli olduğunu belirliyor. Örneğin daha az atıl kütlesi olan bir bebek arabasını iterek harekete geçirmek, bir otomobile göre daha kolaydır. Bir şeyin ‘kütleçekimsel kütlesiyse’, kütleçekiminin ona ne kadar etki ettiğini belirler. Örneğin, daha fazla kütleçekimsel kütlesi olduğu için bir halter, bir tüyden daha ağırdır.”
Eşleniklik ilkesinin basit biçimine göre atıl kütleyle kütleçekimsel kütle birbirine eşittir ve sıradan cisimlerin aynı hızda düştüklerini açıklar.
İlkenin “güçlü eşleniklik” denen bir türü ise “kendi kendine çekim” (self gravitation) denen ve gökcisimlerinin, örneğin ayların, gezegenlerin, yıldızların dağılmayıp tek bir cisim halinde bulundukları olgusunu açıklıyor.
Fizikçilere göre, Einstein’ın kütleçekim kuramı olan genel görelilik bu ilkeye uyarken, başka kütleçekim kuramları uymuyor. Dolayısıyla ilkenin geçerliliği kanıtlanamazsa, genel göreliliğin de kütleçekimi tam olarak açıklayamadığı ortaya çıkacak.
BEYAZ CÜCE Beyaz cüceler, Kütleleri Güneş’inkine yakın yıldızların ömürlerinin sonunda açığa çıkan, sıkışmış, sıcak merkezlerine deniyor. Yıldızın merkezindeki termonükleer tepkimelerle önce hidrojeni helyuma çevirdikten sonra yıldız bu kez helyum “yakarak” şişip ”kırmızı dev” aşamasın geldikten sonra dışkatmanlarını yavaşça uzaya salıyor ve artık karbon ve oksijenle dolmuş, ama karbonları birleştirip daha ağır elementlere dönüştürecek sıcaklığa erişemediği için artık enerji üretemeyen merkez açığa çıkıyor. Tipik olarak Güneşimiz kütlesinin yarısının dünyamız boyutlarına kadar sıkışmış olduğu beyaz cücenin daha fazla çökmesini nötron yıldızlarındaki gibi Pauli dışlama ilkesi uyarınca bu kez birbirlerine daha fazla yaklaşamayan elektronların dejenere basıncı önlüyor. Beyaz cüceler, başlangıçta yaklaşık 100.000 derece olan sıcaklıklarını çok ağır biçimde yitiriyorlar ve kurama göre sonunda artık tamamen soğumuş, ışık yaymayan “kara cüce”lere dönüşüyorlar. Ancak, bu soğumanın süresi evrenin 13.8 milyar yıllık ömrünü geçtiği için, henüz bir kara cücenin oluşmadığı düşünülüyor.
Fizikçiler güçlü kütleçekim ilkesini daha önce de Güneş’in kütleçekim alanındaki Dünya ve Ay’ın hareketleri, ve Samanyolu’nun kütleçekim alanında atarca-beyaz cüce sistemleriyle de denemişler, ancak ilkinde Dünya’nın kendi kendine çekim oranının çok düşük, ikincisindeyse gökadanın kütleçekiminin atarca-beyaz cüce sistemindekine göre çok düşük olması nedeniyle güçlü eşleniklik ilkesinin geçerliliği yalnızca binde birkaç duyarlılığında ölçülebilmiş. PSR J0337+1715 ve iki beyaz cücenin oluşturduğu sistemse, fizikçilere göre aranıp da bulunamayacak bir laboratuar olma niteliğinde. Çünkü, sistemin dinamiği, çok daha güçlü bir kütleçekim ortamı sağlıyor. Şöyle ki:
Nötron yıldızı, sahip olduğu büyük kütleyi ve kendi çevresindeki muazzam hızda dönüşünü büyük olasılıkla şöyle kazanmış. Biri Güneş’ten çok daha büyük, diğeri yaklaşık Güneş kadar kütlede, birbirlerinin çevresinde dolanan iki yıldızdan oluşan bir ikili sistemdeki dev yıldız, kısa ömrünü bir süpernova patlamasıyla tamamlıyor ve bu süreçte Güneş’ten daha büyük kütlede olan ancak, kendi üzerine çökerek yaklaşık 20 km çaplı bir küreye sıkışan merkezi, çöküş sırasında büyük bir dönme hızı kazanıyor. Ardından Güneş benzeri yıldız çok daha uzun ömrünün sonunda “kırmızı dev” aşamasına geldiğinde çapı yüzlerce kat artıyor ve nötron yıldızı da bu şişmiş dış katmanlardan kütle (gaz) çalıyor. Nasıl ki siz bir başkasını salıncakta sallarken her dokunuşunuzda salıncak daha uzağa gider, çaldığı kütle de nötron yıldızında aynı etkiyi yaparak dönüşünü daha da hızlandırıyor. Einstein’ın E=mc2 formülü uyarınca enerji ve kütle eşittir. Yani bir sistem ya da nesnenin kütlesi, sistemde varolan kütleçekim alanlardaki enerji yle oluşturulabilir. Örneğin, kendi çevresinde dönen bir gezegenin dönüş enerjisi gezegene, dönmeyen bir gezegene kıyasla daha güçlü bir kütleçekim alanı sağlar. Dolayısıyla nötron yıldızı, hızlı dönüşü sayesinde çok daha güçlü bir kütleçekim alanına kavuşmuş oluyor.
Ayrıca, üçlü sistemdeki atarcanın yüksek frekanslı ve olağanüstü düzgünlükteki atımları üzerinde beyaz cücelerin yaptığı etkiler, sistemin bileşenlerinin kütlelerinin ve aralarındaki uzaklığın son derece duyarlı olarak hesaplanmasını sağlamış. İkincisi, atarcanın kendi kendine uyguladığı kütleçekimi, kütlesinin yüzde 10’u gibi yüksek bir değere ulaşırken, yakın beyaz cüceninki yüzde 0.001 olarak hesaplanmış. Dahası, her ikisi de uzak beyaz cücenin gökadanınkinden çok daha güçlü olarak hissettikleri kütleçekim alanında hareket ettiklerinden, ölçümlerin en az 100 kat daha duyarlı olması bekleniyor.
Genel göreliliğin sınanması şu şekilde olacak: Güçlü kütleçekimsel ilkeye göre cisimler arasındaki kütleçekiminin etkisi, cisimlerin yapıları ve özelliklerinden bağımsızdır. Dolayısıyla atarca ve yakınındaki beyaz cücenin, genel görelilik uyarınca uzak cücenin kütleçekimini aynı ölçüde duymaları gerekiyor. Bu durumda gözlemciler atarcanın ve beyaz cücenin dıştaki beyaz cüceye doğru aynı hızla çekilip çekilmediğine bakacaklar. Bu hızda belirlenecek bir farklılık, kuantum mekaniğiyle zaten uyuşmayan genel göreliliğin ekstrem koşullarda da geçerli olmayabileceği yolunda fizikçilerin kuşkularına da yanıt getirecek.
REFERENCES
- 1. “Pulsar in stellar triple system makes unique gravitational laboratory”, National Radio Astronomy Observatory, 5 Ocak 2014
- 2. “Stellar Trio Could Put Einstein’s Theory of Gravity to the Test”, ScienceNOW, 5 Ocak 2014 http://en.wikipedia.org/wiki/Equivalence_principle