Yıldız Evrimi: Yıldızların Doğumu, Yaşamı ve Ölümü

Bütün yıldızlar yaşama aynı şekilde başlar, molekül bulutu olarak tanımlanabilecek bir nebula milyonlarca yıllık bir doğum sürecinde kütle çekimi etkisiyle yavaş yavaş öbeklenmeye başlar. Bu öbeklenmeye galaksinin başka köşelerindeki patlama gibi yüksek enerji açığa çıkaran durumların bulutu hareketlendirmesi sebep olur (Havada süzülen bir dumanı elinizi sallayarak rahatsız etmeniz gibi).

eagle-nebula-11174_640

melaba

Öbek kütle çekim potensiyel enerjisine sahiptir ve yavaş ama sürekli bir biçimde nebuladaki maddeleri yutmaya başlar. Yuttukça daha fazla sıkışır ve dönüşünün de etkisiyle sürtünmeden dolayı çok yüksek sıcaklıklara ulaşır. Yıldızın henüz ateşlenmemiş fakat biçim olarak şekillenmiş çoğunlukla helyum moleküllerinin bir araya gelmiş haline protostar (önyıldız) adı verilir. Bir yıldızın protostar hali milyonlarca sürer, bu süre içerisinde madde emmeye ve giderek ısınmaya devam eder. Protostar helyüm füzyonu yapabilecek ısıya ulaştığında yıldız ateşlenir ve doğum süreci bitmiş olur. Eğer hidrojen füzyonu yapacak ısıya ulaşamazsa kahverengi cüce adını alır, bu ışık saçan bir yapı değildir, daha büyük bir Jüpiter olarak hayal edilebilir.

Yıldızlar hidrostatik dengedeki yapılardır. İçeriye doğru muazzam bir kütle çekimi, dışarıya doğru aynı şiddette nükleer tepkimenin itim kuvveti vardır. Bu iki basınç birbirini dengeler ve sıcak gaz öbeği yıldızlar küre şeklinde uzayda dengede dururlar. Eğer kütle ve dolayısıyla kütle çekimi yeterli olmasaydı yıldız çekirdeğinden gelen füzyon patlamalarından dolayı dağılır, ve eğer nükleer tepkime olmasaydı da kütleyi çökmekten tutan bir şey olmadığı için içeri çökerdi. Yıldızların yakıtı bitip tepkimesi durduğunda olan budur, yıldızlar onları dengeleyecek füzyon basıncını kaybettiğinde kütleyi tutan bir şey olmaz ve içeri çöker.

Hidrojen füzyonu yıldızların yaşamının çoğunda ana enerji kaynağıdır. Füzyon iki atomun birleşip yeni bir atom oluşturması anlamına gelir, iki hidrojen birleşip helyum oluşturur ve dışarıya enerji verir. Hidrojenden başlayarak demire kadar füzyon tepkimesi dışarıya enerji verir. Demirden sonra (daha ağır elementlerde) ise dışarıdan enerji alır. Bu durum demirin yıldız yaşamı için ölümcül olmasına yol açar. Hidrojen füzyonu gerçekleştirdiğinde dışarıya enerji vermesinin yanında başlaması için de bir enerjiye ihtiyacı vardır. Çekirdeği 100 milyon dereceye ulaşan protostarlar bu ateşlemeyi gerçekleştirebilir ve hidrojen füzyonu başlamış olur. Böylece yıldız ana dizi (main sequence) yıldızı haline gelirler.

Yıldız ne kadar büyükse o kadar çabuk ölür. Küçük kütleli küçük yıldızlar yakıtlarını çok yavaş yaktıklarından çok uzun süre yaşarlar. Büyük kütleliler ise yakıtlarını çok çabuk tüketirler. Yıldızların yaşamı ve ölümü kütlelerine bağlı olarak değişir. Yıldızlar düşük kütleliyse sadece hidrojen füzyonu yapabilirler, orta kütleliyse helyum füzyonuna ulaşabilirler, yüksek kütlelilerse ise bunun da ötesine geçerler.

my_phone_is_dying

taramalar gözü yoruyor

 

Küçük Yıldızlar

Küçük yıldızlar çok uzun yaşarlar, 10 milyardan 100 milyara kadar ömürleri olabilir. Az kütleye sahip yıldızların tek enerji kaynakları hidrojen füzyonudur. Hidrojeni yavaş yavaş helyuma çevirirler ve çekirdeklerinde helyum birikmeye başlar. Fakat çekirdeği bu helyumu füzyona sokacak ısıya ulaşamadığından hidrojeni bittiğinde bütün enerjisi de bitmiş olur. 0,5 Güneş kütlesinden küçük yıldızlar bu sınıfa girer ve kırmızı cüce olarak adlandırılırlar, öldüklerinde ve ışık saçması bittiğinde kara cüce adını alırlar fakat bunun için geçmesi gereken süre evrenin yaşından (13.6 milyar yıl) daha fazla olduğu için evrende hiç kara cüce olmadığı düşünülüyor.

 

Orta Yıldızlar

Orta yıldızlar 0,5 Güneş kütlesi ile 10 Güneş kütlesi arasında kalan yıldızlar olarak tanımlanır ve sarı cüce olarak anılırlar. Ömürlerinin sonuna doğru kırmızı dev halini alırlar, ardından ise beyaz cüce olarak ölürler.

Hidrojeni helyuma dönüştüren çekirdeğinde helyum birikmeye başlar. Helyum çekirdeği, üzerindeki maddeyi daha fazla çekmeye başlar. Helyum çekirdeğin etrafındaki hidrojen kabuğu her zaman olduğundan daha fazla sıkışır ve ısınır, bu yüksek ısınma hidrojenin olduğundan daha yüksek şiddette füzyon tepkimesi yapmasına ve dolayısıyla daha çok enerjinin, ısının açığa çıkmasına sebep olur. Kabuktaki çekirdeğin sıkıştırmasından dolayı gerçekleşen bu tepki çok kısa bir sürede olur. Yıldız bir anda çok fazla ısınır ve genişler. Parlaklığı bin ile 100 bin kat arası artar.

Çekirdeğin etrafındaki kabuğun ani tepkimelerle şişirdiği yıldız kırmızı dev formunun ilk aşamasına ulaşmıştır. Hidrojen kabuğunun şişirmesinden dolayı geldiği bu hali yaklaşık bir milyar yıl sürer.

Kırmızı devin helyum çekirdeğinin etrafındaki hidrojen kabuğu çok yüksek şiddette tepkime verdiği için çekirdek gittikçe ısınır. Madde birikmesi olduğu için kabuk daha da sıkıştıracaktır, dolayısıyla çekirdek helyum füzyonu yapacak ısıya ulaşır. Şimdiye kadarki süreçte sadece hidrojen helyuma dönüşüyordu, fakat bu aşamadan sonra helyum karbona dönüşecek ve yıldız daha çok enerji kazanmış olacak. Çekirdekte helyum füzyonu oldukça yıldız daha da şişmeye başlar. Bu durum 100 milyon yıl kadar sürer ve artık çekirdekte karbon vardır, onun etrafında helyum kabuğu, üstlerde ise hidrojen. Karbon çekirdeğinin etrafındaki helyum kabuğu da tıpkı daha önceki hidrojen kabuğu gibi füzyon yapmaya başlar ve kırmızı dev en parlak anına ulaşır. Bu süre 1 milyon yıl kadar sürer. Orta yıldızlar karbon füzyonu başlatamazlar ve helyumlar karbona dönüşünce ölürler.

Öldüklerinde çekirdek beyaz cüce olarak kalır, çoğunlukla elektron dejenere maddeden ve karbondan oluşmuştur. Beyaz cüceler uzaydaki dünya boyutlarında elmaslardır. Çekirdeğin dışındaki gaz ise dağılarak nebula halini alır. 1,4 Güneş kütlesinden küçük kütleye sahiptirler. Buna Chandrasekhar limiti denir. Evrendeki yıldızların yüzde 90’ı bu sona sahip olacak, Güneş de dahil. Dünya’nın atmosferinin dağılmasına ve suyun buharlaşmasına sebep olacak.

Sirius_A_and_B_Hubble_photo

from russia with love. aman, diamonds are forever.

 

Büyük Yıldızlar

Büyük yıldızlar yakıtlarını çok daha fazla tükettikleri için daha sıcaktırlar ve bundan dolayı mavi rengindedirler. Orta büyüklükteki yıldızlarla başlangıçta aynı süreçten geçerler, fakat sonları farklıdır. Orta yıldızların aksine karbon füzyonu başlatabilirler. Bu süreç demire gelene kadar devam eder, demire geldiği anda demir füzyonu yıldızın bütün enerjisini emmeye başlar ve yıldızı dışarı doğru iterek dengede tutan bir kuvvet olmadığı için yıldız hızla çökmeye başlar.

550px-Evolved_star_fusion_shells.svg

pembiş pembiş

Bu çöküş beyaz cüce oluşumundaki çöküşten farklıdır çünkü Chandrasekhar limitini aşar. Bunun anlamı, elektron basıncının kütle basıncını dengeleyememesidir. Kütle basıncı protonun etrafındaki elektrona dahi basınç uygular ve onu protonun içine doğru iter. Sonunda nötron oluşmuş olur ve proton ile elektronun birleştiği nükleosentez tepkimesinden dolayı çok büyük enerji açığa çıkar ve süpernova patlamasını oluşturur.

Süpernova patlamaları evrendeki en sıcak yerdir, demirden daha ağır bütün maddeler bu süpernovalarda oluşur. Evrendeki bütün maddeler yıldızların içinde hidrojenden üretildi, demirden daha ağırları ise yıldızlarda üretilemediğinden süpernovalarda üredi, füzyonları için gereken enerji sadece süpernovalarda. Süpernovalar olmasaydı demirden daha ağır altın gibi hiçbir element varolamazdı.

SuperNovaCrabNebula_20120621

yengeç nebulası ya da sana süpernova kalıntısı göstereyim mi tatlı kız

Geriye ise nötron yıldızı kalır. Saf nötrondan oluşan bu yıldızlar açısal momentum korunumundan dolayı çok hızlı dönerler, saniyede binlerce devire kadar varabilir. Yüksek manyetik alanlarına sahip olduklarından yaptıkları ışınım sadece kutuplarında dışarıya çıkabilir. Nasıl ki Dünya’ya uzaydan gelen parçacıklar Dünya’nın manyetik alanından dolayı kutuplara gidiyor ve kutup ışıklarına yol açıyorsa, nötron yıldızının yaptığı ışıma kendi manyetik alanı çok daha güçlü olduğundan dışarı kaçamaz ve doğruca kutuplara gider. Kutuplarda manyetik alan çizgileri yüzeye dik olduğu için kurtulabilir. Bu tip nötron yıldızlarına pulsar denir.

Eğer yıldız çok daha fazla kütleye sahipse nötron dejenere basıncı bile kütleyi dengeleyemez. Nötronlar bile birbirinin içine çökmeye başlar ve sıfır hacme kadar çökerler. Böylece kara delikler oluşur. Tek bir noktada yıldızın kütlesine sahiptir. Işığın dahi kurtulamadığı çevresine olay ufku denir.

Not: Yazıda yıldız evrimindeki bazı basamakları basitlik açısından bilerek atladım veya fazla basitleştirdim. İleri bilgi için şunu izleyebilirsiniz.

 

Pulsar Yıldızlarının Aşırı Acıklı Hikayesi

Pulsar yıldızları 1967’de henüz daha 24 yaşında olan Jocelyn Bell Burnell tarafından bulundu fakat Bell genç ve güzel bir kadın olduğu için asla Nobel’i alamadı. Onun yerine keşfi yapmamasına rağmen araştırmanın başında olan Antony Hewish‘e Nobel verildi.

Discovery of Pulsars_detail

Bell 24 yaşındayken. Kedi canını senin.

1967’de 4 dönümlük bir araziye 2 yılda inşa edilmiş dev radyo teleskopları kuasarları gözlemlemek için inşa edilmişti ve bu araştırmaya katılan ve henüz doktorasını yapmakta olan Bell gökyüzündeki bir noktadan eşit zaman aralıklarıyla radyo sinyali geldiğini fark etti. Kasım ayında yaptığı ilk keşifte 1.33 saniyede bir atım gözlemledi ve keşfini araştırmayı yürüten Hewish’e söylemesinin ardından aynı noktaya farklı teleskoplarla bakıp teyit ettiler, ilk akıllarına gelen o noktada insan yapımı bir uydu olduğu ve ondan sinyal gözledikleri oldu fakat o noktada hiçbir insan yapımı cisim yoktu. Bunun akabinde gökyüzünün farklı bölgelerinde de bu atımlardan aramaya başladılar ve çok geçmeden galaksinin her tarafında atım yapan bu cisimlerden buldular. Belirli kesin aralıklarla radyo dalgası yayması akıllı bir yaşam formunun iletişim çabasını andırdığından buldukları atıma LGM 1, yani Little Green Men (küçük yeşil adamlar) adını taktılar.

s.o.s.

Bulgularını yayınlamadan önce toplanan araştırmacılardan bir tanesinin “Neyle karşı karşıya olduğumuzu bilmiyoruz, belgeleri yok edip her şeyi unutalım.”  diyerek belirttiği gibi araştırma ekibindeki hemen herkes durumun oldukça tuhaf ve anlaşılmaz olduğunun farkındaydı. Bell ve Hewish daha sonra akıllarından “uzaylı” fikri geçse de ciddi olarak bu ihtimale inanmadıklarını söylediler, yaptıkları kontroller ve yayınlamaktan kaçınmalarının sebebi durumun fazla ilginç olmasıydı. Nihayetinde 1968 yılında bulduklarını yayınladılar ve büyük sansasyona yol açtılar.

Pulsar yıldızları bir nötron yıldızı çeşididir. Yıldızlar çekirdeğe doğru kütle çekimi ile dışarıya doğru nükleer tepkimeden doğan gaz basıncının birbirine eşit olduğu hidrostatik dengedeki yapılardır. Yıldızın içine çökmemesini sağlayan, kütle çekimini tutan nükleer tepkimelerdir. Füzyon tepkimesi iki adet hafif elementin birleşerek daha ağır bir elementi oluşturması ve bu birleşme sırasında dışarıya enerji verilmesidir. Yıldızlar ömürlerinin neredeyse tamamını hidrojeni daha ağır helyuma dönüştürerek geçirir. Hidrojenler helyum olarak birleşir ve dışarıya enerji verilir. Hidrojenleri birleştirip helyuma dönüştürecek tepkimenin gerçekleşmesi için belli bir ısıya ihtiyaç vardır ve yıldızlar bu ısıyı doğumları sırasında henüz dev gaz yığınlarıyken kütlesi sayesinde çekirdeğini sıkıştırıp ısıtmasına borçludur. Yeterince ısınan gaz toplarının çekirdeğinde füzyon tepkimesi başlar ve yıldız böylece ateşlenmiş olur. Hidrojeni biten yıldızlar yeterince kütlesi varsa helyumları birleştirmeye başlar. Helyumlar oksijene, oksijenler karbona, karbonlar silikona ve en nihayetinde silikonlar demire dönüşür. İş demire geldiğinde durum değişmiştir, daha önceki füzyon tepkimelerinin hepsi dışarıya enerji verirken demir füzyonu dışarıdan enerji alır. Demir eşiğine gelindiği an yıldızı dengede tutan gaz basıncı hızla düşmeye başlar. Gazdaki mevcut enerjiyi emen demir füzyonu, gazın basıncını azaltarak kütle çekimine karşı koyan kuvveti yok etmiş olur. Kütleçekiminin karşısında duracak kuvvette bir gaz basıncı kalmadığı için de yıldız hızla çökmeye başlar.

Bir yıldızın demir füzyonuna ulaşabilmesi için çok büyük kütlede olması gerekir. Güneş gibi sıradan yıldızlar buna asla ulaşamayacaklar. Füzyonun karbon aşamasındayken güçleri tükenecek ve karbonların birleşme tepkimesini ateşleyecek enerjiyi asla kendilerinde bulamayacaklar. Güneş gibi sıradan yıldızlar karbondan bir çekirdeğe sahip olarak beyaz cücelere dönüşerek ölecekler. Kalan katmanları da uzaya nova olarak dağılacak; geriye ise karbondan, yani elmastan Dünya büyüklüğünde bir top kalacak.

Yüksek kütleli yıldızlar ise  kendi içlerine çökmeyle sonuçlanacak demir füzyonuna kadar gelebilirler. Çökme başladıktan sonra geri dönüşü yoktur. Milyar kere milyar kere milyar ton hızla kendi içinde çökmeye başlar. Bu o kadar büyük bir kütledir ki, çökme sonucu geriye beyaz cücelerdeki gibi kristal yapıda çok sıkışmış atomik madde kalmaz. Kütle çekimi o kadar korkunç boyuttadır ki atomları o kadar kuvvetli itmektedir ki elektronlar protonların içine itilirler. Normalde protonun bir hayli uzağında süzülmekte olan elektronlar gelen baskıya dayanamayıp protona itilirler ve proton elektron ile birleşerek nötronu oluşturur. Nötronun oluşma tepkimesinde çok büyük enerji açığa çıkar ve süpernova patlaması oluşur. Sıkışmış saf nötrondan oluşan çekirdeğin dışındaki katmanlar süpernova ile dışarıya saçılır ve geriye nötron yıldızı kalır.

The Starway to Heaven Nebula Stone Nebula

kabooom

Süpernovalar evrendeki en büyük enerji kaynağıdır, evrende daha sıcak hiçbir yer yoktur. Demire kadar olan bütün elementler yıldızların içinde üretilmiştir. Demirden daha ağır olan elementler ise oluşmaları için gereken enerjiyi asla yıldızlarda bulamazlar zira bir yıldızın enerjisi asla buna yetmeyecektir, demir son duraktır. Daha ağır elementlerin oluşması için gereken enerji ise süpernovalarda bulunur. Altın, gümüş gibi günlük yaşamda yaygın olan ağır elementler süpernovalarda oluşmuştur.

Lightsmall-optimisedPulsarlar kısaca Dünya’dan bakıldığında atım yapıyormuş gibi gözüken bir nötron yıldızı çeşididir. Nötron yıldızlarının manyetik alanı o kadar kuvvetlidir ki, yaptığı ışıma sıradan bir cismin ışımasına benzemez. Sıcak bir cisim her yöne ışıma yapar. Fakat manyetik alanı pulsarlar kadar güçlü ise bu mümkün olmaz, ışık (ışık elektromanyetik dalganın gözle görülen spektrumuna verilen addır ve radyo dalgası, mikrodalga, kızılötesi ile ışık aynı şeyin farklı enerjideki halleridir, hepsi elektromanyetik dalgadır) dışarıya kaçamaz. Pulsarın yaydığı ışıma manyetik alana yakalanır ve kutuplara çekilir ve sadece manyetik alanın yüzeye dik olduğu kutuplarda dışarıya kaçabilir. Bu sebeple sadece kutuplarından ışıma yapar.

Pulsarın ışıması atımlar halinde değildir, süreklidir. Fakat deniz feneri etkisi adı verilen durum sebebiyle Dünya’dan bakıldığında atımlar halindeymiş gibi algılanır. Tıpkı Dünya gibi pulsarlar da kutupları hizasında dönmezler. Eksen eğikliği sebebiyle kutuplarından gelen ışıma tıpkı deniz fenerindeki gibi belli aralıklarla bize doğru döner, bu sebeple belli aralıklarla dalga yakalarız.

Pulsarlar oldukça korkunç cisimlerdir ve onları keşfeden Bell’e haksızlık yapılmıştır. Bell daha sonraları durumu tevazuyla karşılamıştır ve bölüme ilk başladığım sene kendisiyle konuştuğumda kendisini rahat anlamam için aksansız konuşmaya çalışacak kadar da ince bir insandır. Güncel astrofizik ders kitaplarında kendisinin trajedisini anlatan bölümler mevcuttur.