Nükleer makarna
Nükleer makarna, astrofizik ve nükleer fizik alanlarında, nötron yıldızının kabuklarında var olduğu varsayılan teorik bir yoz madde türüdür. Eğer gerçekten varsa, teorik olarak nükleer makarna evrendeki en yoğun madde olur.[1]
Bir nötron yıldızının yüzeyi ile çekirdekteki kuark-gluon plazması arasında, yaklaşık 1014 g/cm³ yoğunlukta, nükleer kuvvet ve Coulomb itmesi benzer büyüklüktedir. Bu kuvvetler arasındaki rekabet, nötron ve protonlardan oluşan karmaşık yapıların oluşmasına yol açar. Astrofizikçiler bu yapılara “nükleer makarna” adını verdiler çünkü bu yapıların geometrisi çeşitli makarna türlerine benzemektedir.[2][3]
Yapılar, bilgisayar simülasyonları ve teorik modellerle incelendiğinde farklı fazların geometrileri spagetti, gnocchi ve lazanya gibi makarnayı andıracak şekilde adlandırılmıştır.[4]
Oluşum
[değiştir | kaynağı değiştir]Nötron yıldızları, bir süpernova olayından sonra büyük kütleli yıldızların kalıntıları olarak oluşur. Ata yıldızlarının aksine, nötron yıldızları gaz halinde bir plazmadan oluşmaz. Aksine, kompakt kütlenin yoğun kütleçekimsel etkisi, elektron bozunum basıncını aşar ve yıldız içinde elektron yakalanmasına neden olur. Sonuç, öncü yıldızdan bir kaç bin daha küçük alanı dolduran seyrek proton ve elektronların serpiştirildiği neredeyse saf nötron maddesinden oluşan kompakt bir toptur.[5] Yüzeyde basınç o kadar düşüktür ki helyum ve demir gibi geleneksel çekirdekler birbirlerinden bağımsız olarak var olabilir ve çekirdeklerinin karşılıklı Coulomb itmesi nedeniyle birbirlerine yapışmazlar.[6]
Çekirdekte basınç o kadar büyüktür ki Coulomb itmesi tek tek çekirdekleri ayakta tutamaz ve bunun yerine kuramsal kuark-gluon plazması gibi bir tür aşırı yoğun maddenin var olması gerekir.[kaynak belirtilmeli]
Küçük bir proton nüfusunun varlığı, nükleer makarna oluşumu için olmazsa olmazdır. Protonlar ve nötronlar arasındaki nükleer çekim, iki proton veya iki nötron arasındaki nükleer çekimden daha büyüktür. Nasıl ki sıradan atomların ağır çekirdeklerinde nötronlar protonlar arasındaki Coulomb itmesine karşı denge unsuru oluyorsa aynı şekilde, protonlar da makarna fazlarını dengeler. Protonların elektriksel itmesi, çekirdekler arasındaki çekim kuvveti ve yıldızın farklı derinliklerindeki basınç arasındaki rekabet nükleer makarnanın oluşumuna yol açar.[7]
Fazlar
[değiştir | kaynağı değiştir]Nükleer makarna; henüz doğrudan bir nötron yıldızında gözlemlenememiş olsa da teorik modeller ve bilgisayar simülasyonları, fazlarının nötron yıldızlarının iç kabuğunda mevcut olabileceğini ve yüzeydeki geleneksel madde ile çekirdekteki ultra yoğun madde arasında bir geçiş bölgesi oluşturduğunu göstermektedir. Tüm fazların heterojen bir yük dağılımına sahip amorf yapılar olması beklenmektedir.[2]
Bu geçiş bölgesinde basınç, geleneksel çekirdeklerin büyük kütleli yarı küresel kümelere yoğunlaşmasına yetecek kadar büyüktür. Bu oluşumlar, onlarca ila yüzlerce nükleon arasında değişebilen yüksek nötron içeriği ve boyutları nedeniyle yıldızın dışında kararsızdır.[4]
Gnocchi Fazı
[değiştir | kaynağı değiştir]Geçiş bölgesinin üst kısmında, yarı küresel kümeler halinde düzenlenen yapılar gnocchi fazı olarak adlandırılır. Bu faz, yüksek nötron içeriğine sahip küçük kürelerden oluşur ve dış kabukta kararsızdır.[4]
Spagetti Fazı
[değiştir | kaynağı değiştir]Gnocchi fazı, daha derin kabuk katmanlarında sıkıştırıldığında, protonların elektriksel itmesi bireysel kürelerin varlığını desteklemek için yeterli olmaz. Bunun sonucunda, kümeler uzun çubuklar halinde sıkışır ve spagetti fazını oluşturur. Bu yapılar, binlerce nükleonu içerebilen lineer çubuklar şeklindedir.[7]
Lazanya Fazı
[değiştir | kaynağı değiştir]Spagetti fazındaki çubuklar daha fazla sıkıştırıldığında kaynaşır ve paralel tabakalar şeklinde nükleer madde oluşturur. Bu yapı, lazanya fazı olarak adlandırılır ve dış çekirdeğin düzgün nükleer maddesini verir.[7]
Bucatini / Antispagetti / İsviçre Peyniri Fazları
[değiştir | kaynağı değiştir]İç kabuğun derinliklerinde, nükleer makarnadaki delikler silindirik veya küresel boşluklara dönüşür. Bu yapı, bazı çalışmalarda bucatini veya antispagetti fazı olarak adlandırılırken, daha düzensiz dağınık deliklere sahip yapılar İsviçre peyniri fazı olarak tanımlanmıştır. Çekirdekler, kabuk-çekirdek sınırında kaybolur ve yıldızın sıvı nötron çekirdeğine geçiş yapar.[7]
Fazların Özellikleri
[değiştir | kaynağı değiştir]Topolojik Özellikleri
[değiştir | kaynağı değiştir]Fazlar, homoloji gruplarıyla karakterize edilen karmaşık topolojik özellikler gösterir. Bu özellikler, nötron yıldızının kabuğunun mekanik ve elastik davranışını etkileyebilir.[4]
1,4 güneş kütlesine (M☉) ve 12 km yarıçapa sahip tipik bir nötron yıldızında, kabuktaki nükleer makarna tabakası yaklaşık 100 metre kalınlığında olabilir ve kütlesi yaklaşık 0,01M☉ değerine ulaşabilir. Kütle açısından bu, bir nötron yıldızının kabuğunun önemli bir kısmıdır.[8] [9]
Mekanik Özellikleri
[değiştir | kaynağı değiştir]İç kabukta oluştuğu varsayılan nükleer makarna fazlarının, yalnızca şekilsel değil aynı zamanda mekanik özellikleri açısından da önemli etkileri olduğu teorik çalışmalarla gösterilmiştir. Örneğin, bir simülasyon çalışmasında; makarna fazlarının kırılma gerilmesi, çeliğin yaklaşık 10 milyar katı kadar olabileceği dolayısıyla nötron yıldızlarının kabuğunda dağ benzeri yapılar oluşabileceği ve bu yapıların özellikle dönme hızlarının değişmesinde ve kütleçekim dalgaları üretebilme potansiyelinde kritik rol oynayabileceği öne sürülmüştür.[10]
Bir çalışmada makarna fazlarının üç boyutlu simülasyonlarıyla elastik sabitlerin, simülasyon modeline bağlı olarak yaklaşık 10 kat kadar değişebileceği gösterilmiştir.[11]
Nükleer ve Kuantum Mekaniği Perspektifi
[değiştir | kaynağı değiştir]İç kabukta oluştuğu varsayılan nükleer makarna fazları, yalnızca makroskopik şekilsel yapılardan ibaret olmayıp, aynı zamanda mikroskobik ve kuantum düzeyinde de karakterize edilebilir. Örneğin, bir çalışmada üç boyutlu Skyrme‐Hartree‐Fock kuantum mekaniği modelleri ile yapılan hesaplamalarla, makarna geometrilerinin yer çekimi, yoğunluk ve özellikle nükleer simetri enerjisi değişkenliğine yüksek duyarlılık gösterdiği bulunmuştur.[12]
Simülasyon ve Modelleme Teknikleri
[değiştir | kaynağı değiştir]Yapılan bir çalışmada, büyük ölçekli klasik moleküler dinamik simülasyonları ile nükleer makarna fazlarının kırılma mekanizmaları ve kayma modüllerinin analiz edildiği bildirilmiştir. Bu çalışmada makarna fazlarının kayma modülünün ~10³⁰ erg/cm³ derecesinde olabileceği ve kırılma gerilmesinin 0,1’in üzerinde olduğu öne sürülmüştür.[1]
Bu kuantum mekanik yöntemler, faz geçişlerinin sadece klasik moleküler dinamik modellerle değil, aynı zamanda çok parçacıklı teorileriyle de incelenebileceğini ortaya koymuştur. Örneğin proton oranı arttıkça makarna fazlarının kararlılığı değişmekte, protonların ve nötronların dalga fonksiyonlarının girişimi faz geometrisini etkileyebilmektedir.[13]
Astrofiziksel Önemi
[değiştir | kaynağı değiştir]Nükleer makarna fazları, nötron yıldızlarının gözlemlenebilir özelliklerini etkileyebilir. Teorik modeller, makarna fazlarının yıldızın kabuğunun esnek ve kırılgan davranışını belirlediğini ve pulsar dönme hızlarının sabit kalmasında rol oynayabileceğini öne sürmektedir.[14]
Ayrıca, nötron yıldızı birleşmeleri sırasında ortaya çıkan yerçekimi dalgalarıyla altın ve platin gibi ağır elementlerin oluşumunun anlaşılmasında nükleer makarna fazlarının etkileri araştırılmaktadır.[15]
Ayrıca Bakınız
[değiştir | kaynağı değiştir]Kaynakça
[değiştir | kaynağı değiştir]- ^ a b
Caplan, M. E.; Schneider, A. S.; Horowitz, C. J. (24 Eylül 2018). "Elasticity of Nuclear Pasta". Physical Review Letters. 121 (13). arXiv:1807.02557
. Bibcode:2018PhRvL.121m2701C. doi:10.1103/PhysRevLett.121.132701. PMID 3031206326 Ağustos 2021.
- ^ a b
Pons, José A.; Viganò, Daniele; Rea, Nanda (2013). "Too much "pasta" for pulsars to spin down". Nature Physics. 9 (7): 431–434. arXiv:1304.6546 . Bibcode:2013NatPh...9..431P. doi:10.1038/nphys2640.
- ^ Reagan, David. "Visualizations of Nuclear Pasta". Advanced Visualization Lab, Research Technologies, Indiana University. 4 Nisan 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Haziran 2013.
- ^ a b c d
Kycia, Radosław A.; Kubis, Sebastian; Wójcik, Włodzimierz (14 Ağustos 2017). "Topological analysis of nuclear pasta phases". Physical Review C (İngilizce). 96 (2). arXiv:1709.07521 . Bibcode:2017PhRvC..96b5803K. doi:10.1103/PhysRevC.96.025803.
- ^ Nuclear Physics Panel; Physics Survey Committee; Board on Physics and Astronomy; Commission on Physical Sciences, Mathematics, and Applications, Division on Engineering and Physical Sciences (1 Ocak 1986). Nuclear Physics. National Academies Press. ss. 111–. ISBN 978-0-309-03547-7.
- ^
Vasilii S. Beskin (1999). "Radio pulsars". Physics-Uspekhi. 42 (11): 1173–1174. Bibcode:1999PhyU...42.1071B. doi:10.1070/pu1999v042n11ABEH000665 .
- ^ a b c d
A. S. Schneider, C. J. Horowitz, J. Hughto, D. K. Berry (2013). "Nuclear Pasta Formation". Physical Review C. 88 (6). arXiv:1307.1678 . Bibcode:2013PhRvC..88f5807S. doi:10.1103/PhysRevC.88.065807. ISSN 0556-2813.
- ^ Peter Höflich, Pawan Kumar, J. Craig Wheeler (2004). Cosmic Explosions in Three Dimensions: Asymmetries in Supernovae and Gamma-Ray Bursts (İngilizce). Cambridge University Press. s. 288. ISBN 978-1-139-45661-6.
- ^
Yakovlev, D. G. (2015). "Electron transport through nuclear pasta in magnetized neutron stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 453 (1): 581–590. arXiv:1508.02603 . doi:10.1093/mnras/stv1642 .
- ^ "Nuclear pasta, the hardest known substance in the universe" (İngilizce). McGill University Newsroom. Erişim tarihi: 2025-11-08.
- ^ "INSPIRE". inspirehep.net. Erişim tarihi: 2025-11-08.
- ^ F. J. Fattoyev; C. J. Horowitz; B. Schuetrumpf (2017-05-11). "Quantum nuclear pasta and nuclear symmetry energy". Physical Review C. 95 (5): 055804. doi:10.1103/PhysRevC.95.055804.
- ^ Bao-An Li (2021-01-14). "Tasting nuclear pasta made with classical molecular dynamics simulations". Frontiers of Physics. 16 (2): 24302. doi:10.1007/s11467-020-1043-8. ISSN 2095-0470.
- ^ C. J. Horowitz; Kai Kadau (2009-05-13). "Breaking Strain of Neutron Star Crust and Gravitational Waves". Physical Review Letters. 102 (19): 191102. doi:10.1103/PhysRevLett.102.191102.
- ^ M. E. Caplan; C. J. Horowitz (2017-10-23). "Colloquium: Astromaterial science and nuclear pasta". Reviews of Modern Physics. 89 (4): 041002. doi:10.1103/RevModPhys.89.041002.
