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.

 

Reklamlar