Egzotik yıldız, elektron, proton, nötron ya da müonlardan farklı parçacıklardan oluşan ve kütleçekimsel çökmeye karşı yozluk basıncı ve diğer kuantum özellikleri sayesinde karşı gelebilen kuramsal bir sıkışık yıldızdır. Kuarklardan oluşan kuark yıldızları, belki de yukarı, aşağı ve garip kuarkların yoğuşmasından oluşmuş garip maddeden oluşan garip yıldızlar ve muhtemelen, eğer kuark alt parçacıklara ayrışabilirse onların yapıtaşlarını oluşturacak olan kuramsal preonlardan oluşan preon yıldızlarını içerir.

Egzotik yıldızlar oldukça kuramsaldır çünkü maddenin bu şekillerinin nasıl davrandığını detaylı olarak deneyimlemek çok zordur ve yeni gelişen kütleçekimsel dalga astronomisinin çıkışından önce elektromanyetik ışınım yapmayan ya da bilinen parçacıklar yaymayan kozmik cisimlerin tespit edilebilmesi için yeterli bir yöntem yoktu. Bu tür nesnelere aday olan kozmik cisimler genellikle gözlemlenebilen özelliklerden indirekt kanıtlar yoluyla tanımlanmaya çalışılır.

Kuark yıldızları ve garip yıldızlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Nötronların yeterli miktarda kütleçekimsel basınç uygulandığı zaman yukarı ve aşağı kuarklara ayrışması ile oluşan kuramsal yıldızlara kuark yıldızı adı verilir. Nötron yıldızından daha küçük ve daha yoğun olması beklenir. Yani aslında büyük bir nükleondur. Garip madde içeren kuark yıldızlarına da garip yıldızlar denir.

Elektrozayıf yıldızlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir egzotik starın kütleçekimsel çöküşü elektromanyetik yanma nedeniyle oluşan radyasyon basıncı ile engellendiğinde yani kuarkların leptonlara elektrozayıf etkileşim yolu ile dönüşmesiyle ortaya çıkan kuramsal egzotik yıldızlara da elektrozayıf yıldız adı verilir. Bu süreç yıldızın çekirdeğinde bir elma kadar yer kaplayan iki Dünya kütlesine sahip hacim içinde oluşur.^[1]

Bir yıldızın, elektrozayıf yıldız ürettiği yaşam aşaması teorik olarak süpernova çöküşünden sonra olur. Elektrozayıf yıldızlar, kuark yıldızlarından daha yoğundurlar ve kuark dejenere basıncı kütleçekime karşı koyamayacak durumda oluşurlar, fakat yine de elektrozayıf yanma radyasyon basıncı sayesinde buna karşı koyabilirler. Yıldızın yaşamının bu aşaması 10 milyon yıla kadar dayanabilir.

Preon yıldızları[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir preon yıldızı, preon adı verilen kuramsal atomaltı parçacıklarından oluşan kuramsal bir sıkışık yıldız tipidir. Preon yıldızlarının çok yoğun oldukları ve yoğunluklarının 1023 kg/m³’ü geçtiği düşünülmektedir.kleri umulmaktadır. Kuark ve nötron yıldızlarından daha yoğundurlar, beyaz cüceler ve nötron yıldızlarından daha küçük ama daha ağırdırlar.^[2] Preon yıldızları süpernova patlamalarından veya Büyük Patlamadan sonra ortaya çıkmış olabilirler. Ancak parçacık hızlandırıcılarındaki güncel gözlemler preonların varlığına karşı sonuçlar gösterir.^[3]

Göreliliğin genel kuramına göre, eğer bir yıldız Schwarzschild yarıçapından daha küçük bir boyuta doğru çöküntüye uğrarsa, bu yarıçapta bir olay ufku meydana gelir ve yıldız kara deliğe dönüşür. Bu sebepten dolayı preon yıldızlarının boyu 100 Dünya kütlesi kadar kütleye sahip olan 1 metrelik çaptan, Ay kadar kütleye sahip olan bir bezelye tanesi büyüklüğüne kadar değişir.

Bozon yıldızları[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir bozon yıldızı, bozon denilen parçacıklardan oluşan kuramsal bir astronomik cisimdir. Bu çeşit bir yıldızın var olabilmesi için, küçük bir kütle özelliği gösteren stabil bir tip bozon olması gereklidir. 2002’den beri böyle bir yıldızın varlığına dair kesin bir bulgu yoktur. Fakat kendileri etrafında dönen bir çift bozon yıldızı sayesinde ortaya çıkan çekimsel radyasyon sayesinde saptanmaları mümkün olabilir.

Bozon yıldızları, Büyük Patlamanın ilk aşamaları sırasında çekimsel çöküş sayesinde oluşmuş olabilirler. En azından teoride, aktif galaktik çekirdeklerin gözlemlenmiş birçok özelliğini açıklayabilecek süper kütleli bir bozon yıldızı, bir galaksinin çekirdeğinde mevcut olabilir.

Plank yıldızları[değiştir | kaynağı değiştir]

Döngüsel kuantum kütleçekiminde, bir Planck yıldızı çökmekte olan bir yıldızın enerji yoğunluğu, Planck enerjisi yoğunluğuna ulaştığında oluşan teorik olarak olası bir astronomik cisimdir. Bu koşullar altında, yerçekimi ve uzay-zamanın nicelleştirildiğini varsayarsak, Heisenberg'in belirsizlik ilkesinden türetilen itici bir "kuvvet" ortaya çıkar. Başka bir deyişle, yerçekimi ve uzay-zaman kuantize edilirse, Planck yıldızı içindeki kütle-enerji birikimi, bu sınırın ötesine çökerek kütleçekimsel bir tekillik oluşturamaz, çünkü bu, uzay-zamanın kendisi için belirsizlik ilkesini ihlal eder.^[4]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

Özel[değiştir | kaynağı değiştir]

Genel[değiştir | kaynağı değiştir]

• Johan Hansson, A hierarchy of cosmic compact objects – without black holes29 Nisan 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. Acta Phys.Polon. B38, 91 (2007). PDF
• Johan Hansson and Fredrik Sandin, The observational legacy of preon stars – probing new physics beyond the LHC3 Şubat 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..
• J. E. Horvath, Constraints on superdense preon stars and their formation scenarios3 Nisan 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. Astrophys. Space Sci. 307, 419 (2007).
• Fredrik Sandin, Exotic Phases of Matter in Compact Stars30 Eylül 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. (2007) PDF
• Article in NatureNews : Splitting the quark4 Aralık 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. (Nov. 2007)
• "A New Way To Shine, A New Kind Of Star". SpaceDaily. 16 Aralık 2009. 8 Ekim 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Aralık 2009.