Yildizlarin Evrimi 2

BÜYÜK YILDIZLARIN EVRİMİ

Geceleri, gökyüzüne baktığımızda, binlerce irili ufaklı parıltılar gözümüze çarpar Gördüğümüz evrenin içerisinde dağılmış olan milyarlarca yıldızdan bazılarıdır Gördüğümüz bu yıldızlar, genellikle yeryüzüne diğerlerine oranla daha yakın, bu nedenle de parlak görünen yıldızlardır Bu parlak noktaların güzelliği ve ulaşılmazlığı, çok eski çağlardan bu güne insanların ilgisini çekmiş; onların oluşturdukları şekilleri, birtakım tanrılara; mitolojik kahramanlara ya da günlük hayatta kullanılan araç- gerece benzetmişlerdir Sadece bununla da kalmayıp, gökyüzünü belirli bölümlere ayırarak, her bölgeye içinde bulunan takımyıldızın ismini vermişlerdir Yıldız katalogları oluşturarak, her bölgedeki gökcisimlerini konumlarına göre isimlendirmişlerdir 19 yüzyılın sonlarına doğru, teleskopların ve gökbilimin gelişmesine bağlı olarak, gökcisimlerinin de yapıları anlaşılmaya başlandı Hertzsprung ve Russell adlı iki astrofizikçi, 20 yüzyılın başında, yıldızların yaydıkları ışımanın şiddetine karşı sıcaklıklarını bir grafik haline getirdiler Hertzsprung ve Russell, bekledikleri gibi bir yıldızın sıcaklığı ve ışıma şiddeti arasında sistematik bir ilişkinin olduğunu gördüler Çıplak gözle gördüğümüz yıldızların hemen hemen hepsi, ana kol adı verilen bir eğri oluşturuyordu Hertzsprung ve Russell'in oluşturdukları bu diyagram, (H-R diyagramı) yıldızların özelliklerinin anlaşılmasında önemli bir role sahip oldu H-R diyagramında, parlaklığı çok az, ancak sıcaklığı çok yüksek olan beyaz cüceler; ya da, parlaklığı çok fazla (Güneş'ten binlerce defa fazla) buna karşın sıcaklığı düşük olan kırmızı devler, ana kolun dışında kalırlar

Bu yazıda Güneş’ten daha büyük kütleye sahip yıldızların evrimlerini inceleyeceğiz
Sınıfları: Yıldızların büyük kısmını, en azından gökadamız Samanyolu'ndakilerin çok büyük kısmını, Güneşimizden oldukça küçük yıldızlar oluşturur Samanyolu'ndaki 100 milyar kadar yıldız arasında Güneş'ten daha büyük (ve daha sıcak) olan yıldızların (O ve B sınıfı mavi dev yıldızlar, A sınıfı beyaz ve F sınıfı sarı-beyaz yıldızlar) oranı yalnızca %1 dir Güneş'in de dahil olduğu G sınıfı sarı yıldızların oranıysa %4 tür Güneş'ten biraz daha küçük olan turuncu yıldızların toplama oranıysa %15 kadardır Güneş'ten çok daha küçük ve oldukça soğuk olan kırmızı cüce yıldızlarsa, toplamın %70'iyle en büyük grubu oluşturmaktadır Geriye kalan %10'luk grubu da kütleleri Güneş'e yakın olan yıldızların, ömürlerinin sonunda dış katmanlarını uzaya saldıktan sonra sıkışıp Dünyamız boyutlarına kadar çökmüş merkezleri olan "beyaz cüce"ler oluşturur Güneş benzeri yıldızların, beyaz cüce haline gelmeden önce uzaya saçtıkları katmanlar, çoğunlukla hidrojen ve az miktarda da yıldızın evrimi sırasında merkezde ya da yakınlarında sentezlenip dışarıya sızmış olan daha ağır bazı elementlerdir Bunlar, tahmin ettiğiniz gibi zaman içinde yıldız kuluçkalıkları olarak görülebilecek dev gaz ve toz bulutlarına karışmakta ve oluşan yeni kuşak yıldızların içeriğine katkıda bulunmaktadır Dolayısıyla, 4,6 milyar yaşında olan Güneşimizin içeriği, 11-12 milyar yıl önce oluşmuş ve neredeyse saf hidrojenden oluşmuş yıldızlarınkinden çok farklıdır Gökbilim dilinde hidrojen ve helyum dışındaki tüm elementler "metal" olarak nitelendiriliyor Yıldızları oluşturan gaz ve toz bulutlarının, evrenin evrimi süresince bu metallerin eklenmesiyle "zenginleşmesi" gezegen ve özellikle Dünya gibi kayaç gezegenler oluşumu için önemlidir Çünkü, genellikle metal bakımından fakir ilk kuşak yıldızlar, gezegen oluşumu için uygun değildi Çünkü bunlar fazla morötesi ışınım yaymakta ve bu ışınım çevrelerindeki gaz ve toz bulutlarını hızla dağıtmaktadır İkincisi, bu yıldızlar çok büyük kütleli olduklarından, bu kütlenin baskısını dengeleyebilmek için merkezlerindeki yakıtı da yalnızca birkaç milyon yılda tüketiyorlar (Karşılaştırmak için Güneş ve benzerlerinin ömrü 10 milyar yıl, kırmızı cücelerin ömrü ise birkaç trilyon yıl olabiliyor) ve sonunda süpernova denen muazzam şiddetteki patlamalarla yok oluyorlar Daha doğrusu merkezleri, birer kara delik ya da yalnızca 10-15 km çaplı küreler olan nötron yıldızı haline geliyorlar Patlamayla uzaya savrulan dış katmanlarsa çevrelerindeki bulutları milyonlarca derecedeki sıcaklıklara ısıtarak dağıtıyor Süpernova patlamalarında oluşan şok dalgaları, dev yıldızın ölümünden önce oluşturduğu ve uzaya savurduğu elementlerin sıkışıp ısınarak daha fazla nötron ve proton yutarak daha ağır elementler haline gelmesini sağlıyor Özetle, gezegenimizi, Güneş Sistemi dışındaki olası benzerlerini, yaşamımızı ve evrende bulunabilecek olası başka canlıları, bu sürekli işleyen "zenginleşme" sürecine borçluyuz


Yıldızların sınıflarına göre ışıma gücü eğrisi ve kütle yaş ilişkisi

Yıldızların Oluşumları:İlk olarak yıldızların oluşumları için gereken materyallere bakalım Bir yıldızın oluşumu için iki şey gereklidir Bunlar; madde ve maddeyi yüksek yoğunluklara sıkıştıracak bir mekanizma Madde uzayda oldukça boldur Bazı yerlerde gaz düzenli bir biçimde dağılmış iken bazı yerlerde yoğunlaşmış durumdadır Uzayda galaksilerin içinde, nebula olarak adlandırılan, soğuk ve karanlık toz bulutları vardır Bunlar az sayıdaki helyum atomları ile hidrojen atomlarından meydana gelen seyrek gazlardır Bu gaz ve toz bulutları, galaksi etrafındaki şok dalgalarının ve gaz bulutlarının kendi gravitasyonel çekiminin neden olduğu etki ile büyük bulut ve küreler halinde yoğunlaşarak, sıkışıp ısınırlar Çünkü bu gaz küresi kendini oluşturan gazların korkunç ağırlığına karşı koyamaz Böylece yıldız taslağı büzülmeyi, merkezdeki basınç ve sıcaklık da artmayı sürdürür (basınçla sıcaklık doğru orantılıdır) Sonunda da yıldız taslağının merkezindeki sıcaklık on milyon dereceye ulaşınca hidrojen yanması başlar Bu sıcaklıkta Hidrojen atomlarının çekirdekleri öylesine büyük hızlarla hareket ederler ki, çarpıştıkları zaman birbirleriyle kaynaşıp bu süreç sonucunda hidrojeni helyuma dönüştürürler Kaynaşan her dört hidrojen çekirdeğine karşılık bir helyum çekirdeği ortaya çıkar Ama daha önemlisi sonuçta açığa çıkan helyum çekirdeğinin ağırlığı, başlangıçtaki dört hidrojen çekirdeğinin ağırlığından daha azdır Burada kaybolan madde, Einstein’ın ünlü E=mc2 formülü uyarınca saf enerjiye dönüşür Hidrojen yanmasından ortaya çıkan bu korkunç enerji, sonunda yıldız taslağının kendi ağırlığını taşımasını sağlayarak büzülmeyi durdurur ve bir yıldızın doğmasına sebep olur


Kütle (Mgüneş) Oluşum (yıl) Anakol (yıl) Dev Evresi (yıl)

1 1x108 9x109 109

5 5x106 6x107 107

10 6x105 1x107 106

Kütlelerine göre yıldızların ömürleri


Büyük Kütleli Yıldızların Yaşamı:

Daha öncede belirttiğimiz gibi yıldızların ömürleri ve yaşamlarına yön veren özellik onların kütlesiydi Güneş’ten daha büyük kütleye sahip yıldızların ömürleri daha küçük kütleye sahip yıldızlarınkinden daha küçük olmakla birlikte ana kol sonrası aşamaları da farklı olacaktır Büyük kütleli yıldızların akıbetine göz attığımızda gözümüze nötron yıldızları ve kara delikler çarpar Aşağıdaki şekil 2, 20 Güneş kütleli bir yıldızın evrimini, tablo 2 ise, yıldızların kütlelerine göre kaderlerini göstermektedir


Güneş kütleli bir yıldızın evrimi




Yıldız Kütlesi


Çökmenin Biçimi


Yarıçap (Km)


Yoğunluk (g/cm3)


Son Ürün


MYıldız < 1MGüneş


Yavaş çekimsel büzülme


---


---

Kahverengi ya da Beyaz Cüce

1MGüneş - ~5MGüneş arası Orta çekirdek büzülmesi

7000 107

Beyaz Cüce

~5MGüneş - 15MGüneş arası Hızlı çekirdek büzülmesi

20 3x1014

Nötron Yıldızı

MYıldız > 15MGüneş Çok hızlı çekirdek büzülmesi

4 10

Kara delik
Yıldızların kütlelerine göre evrimi

Süpernova:Büyük kütleli yıldızlar tıpkı küçük kütleliler gibi, çekirdeğindeki helyum tükendiğinde dev hatta süper dev bir yıldıza dönüşür Bununla birlikte, büyük kütleli yıldızı bekleyen son daha dramatiktir Yüksek kütle çekimi nedeniyle çekirdekteki enerji son damlasına kadar tüketilir Nükleer füzyon, Güneş kütlesi kadar demir oluştuğunda durur Demir tüm termonükleer reaksiyonların sonucunda biriken en kararlı elementtir Demiri sıkıştırarak ve termonükleer füzyon reaksiyonlarına sokarak hiçbir şekilde yeni enerji üretilemez Yıldızın çekirdeği çöker ve enerji stokları bir anda tükenir Sonuç bir nötron yıldızıdır Demir atomlarının çekirdekleri parçalanarak proton ve elektronlara ayrışır Bu parçacıklar kendi aralarında kaynaşarak nötronları oluşturur Bu arada ortaya çıkan fazla enerji de nötrinolar tarafından dışarıya taşınır Nötrinolar merkeze doğru ~01 - 02 c hızlarına ulaşarak düşerler Bu çökme ~1 saniyeden biraz daha fazla zamanda gerçekleşir Pauli İlkesi nötronlar için etkin olmaya başlar ve düşen madde o anda durur Bunun sonucunda nötrinoların bir kısmı bilardo topu gibi dışarıya doğru dağılarak ve birlikteliğinde madde de taşıyarak muhteşem bir patlamayı gerçekleştirirler Artık bir süpernova doğmuştur Bir an içinde çok büyük bir enerji salınmıştır Yıldız, çok hızlı bir şekilde parlaklığını arttıracaktır (bir galaksi parlaklığının tümü kadar!) süpernova patlamaları Tip I ve Tip II olmak üzere iki türdür Tip I süpernovalar; yakın bir eş yıldıza sahip beyaz cüceler bazen eş yıldızından kütle alarak kararsız duruma geçerler Daha sonra da çökerek önce merkezlerinde demir çekirdek oluştururlar Merkezdeki korkunç basınç altında demir çekirdeği elektron, proton ve nötrinoya ayrışır Ansızın çok büyük bir enerji salınır Bu enerjinin büyük bölümü nötrinolar tarafından taşınır Tüm yıldız süpernova olarak patlar Bunlar tip I süpernovalar olarak adlandırılırlar Tip II süpernovalar ise; daha büyük kütleli yıldızların patlaması sonucu oluşan süpernovalardır Tip II süpernovalar sonucunda; çekirdek son derece yoğun bir hale gelir Tip I süpernovanın mutlak parlaklığı -19 iken Tip II süpernovanın mutlak parlaklığı -17 dir



Tarih Küme Görünür Parlaklık Uzaklık (Kpc) Gözlenebilen Yerler

1006 Lupus -5 (> Venüs) 3 Birçok yerden

1054 Taurus (Crab Nebula) -5 (> Venüs) 2 Çin Güneybatı Amerika

1572 Cassiopeia (Tycho SN) -4 (< Venüs 5 Birçok yerden

1604 Ophiucus (Kepler SN) -2 (> Sirius) 6 Birçok yerden

1987 LMC +3 (OrtYıldız) 50 Güney Yarıküreden

Son bin yılda gözlenen süpernovalar


Evre


Merkezi Sıcakklık (K)


Merkezi Yoğunluk (g/cm3)


Kalma Süresi


H Füzyonu


40x106


5


9x106


He Füzyonu


170x106


900


106


C Füzyonu


700x106


2x105


106


Ne Füzyonu


15x109


107


1-2 yıl


O Füzyonu


21x109


107


1-2 yıl


Si Füzyonu


35x109


108


Günler


Core Fusion


200x109


2x1014


01-05 sn


Süpernova öncesi evre



Nötron Yıldızı:Büyük kütleli yıldızlar ana kol üzerinde göreceli olarak az zaman geçirirler Kütlesi 15 Güneş kütlesine sahip bir yıldız ana kol üzerinde 10 milyon yıl, kütlesi 30 Güneş kadar olan da bir milyon yıl geçirir Büyük kütleli yıldızın evrimi hızlı olduğundan, helyum çekirdek çökerek yeniden nükleer reaksiyonları başlatıp yıldız yeniden bir kırmızı deve dönüşürken, dış kabukta hidrojen yanması için çok az zaman kalır Helyum tüketildiğinde çekirdek yeniden çöker ve üç helyum çekirdeğinin kaynaşarak bir karbon çekirdeğine dönüştüğü üçlü alfa sürecini başlatır Sonunda çekirdek, karbon yakalayıp oksijene dönüşecek kadar ısınır Bu arada çevrede helyum yakan bir kabukta vardır ve yıldızın dış katmanları genişleyerek bir kırmızı süper dev oluşturur Çekirdek sıcaklığı 1 milyar Kelvin’e ulaşıncaya kadar yanmaya devam eder Füzyon reaksiyonları sonucunda gittikçe daha ağır elementler üretilir ve sonunda çekirdek tümüyle demire dönüşür Isı çıkarken çekirdek büzülür ve sıcaklık 1 milyar Kelvin’i aşar Çekirdeğin kütlesi 1,4 Güneş kütlesini aştığı an, artık dejenere elektron basıncı da çökmeyi engelleyemez Çekirdek çöker ve atomların ötesinde atom çekirdeklerinin sıkıştırıldığı, maddenin çok daha yoğun olduğu bir duruma girer


Bu durumda protonlar, elektron yakalayarak nötronlara dönüşürler Aynı zamanda nötrinolarla enerji kaybı olur Enerji kaybı sadece nötronlardan meydana gelen dev bir atom çekirdeğinin oluşumunu hızlandırır Nötron yıldızı çekirdek yoğunluğuna kadar sıkıştırılmış olup dejenere nötron basıncı tarafından daha fazla çökmesi önlenen bir gaz küresidir Dejenere nötron basıncı, nötronlar birbirine deyecek kadar sıkıştırıldığında ortaya çıkan kuantum mekaniksel bir basınçtır Ortaya çıkan nötron yıldızının yarıçapı yaklaşık 1 km ve yoğunluğu da yaklaşık santimetreküpte 1 milyar tondur Yıldız çekirdeğinin çökmesi, kırmızı süper dev evresindeki yıldızın dış katmanlarını büyük bir hızla dışarıya fırlatan bir şok dalgası oluşturur Bu bir süpernovadır K nötron yıldızı çok sıcak olup X-ışınları yayar Sıcaklığını koruyacak bir enerji kaynağı olmadığından yavaş yavaş soğur Birkaç milyon yıl sonra en azından termal enerji bakımından gözden kaybolur Karanlık maddeye dönüşür Çöken nötron yıldızının boyutu küçülmeyi sürdürdükçe dönüşü de hızlanır Öyle ki, çapı yaklaşık otuz-otuz beş kilometreye ve bir kaşıklık maddesi de kırk milyar ton gelmeye başlar Bununla birlikte de yıldız , saniyede bir ile on defa dönüş hareketi yaparak radyo dalgaları yayınlar Çünkü zayıf manyetik alana sahip bir yıldız, küçük boyutlara kadar büzülürse, manyetik alanı da orantılı bir biçimde artarBunun nedeni de,önceden milyonlarca, milyarlarca kilometre kareye dağılmış olan alanın çökmesiyle birlikte çok küçük bir yüzeye sıkışmasıdır Sonuçta, nötron yıldızları, güneşte bulunan manyetik alanın bir trilyon katına sahip olur ve yıldızın yüzeyindeki elektronların kuzey ve güney kutuplarındaki bu manyetik alanlarla etkileşmesiyle ivmelenerek Radyo dalgaları yayınlarlar (Manyetik kutuplar dönme ekseniyle aynı doğrultuda değil, belli bir açı altında bulunur ve hızlı dönen bir mıknatıs gibi davranır)İşte bu haldeki nötron yıldızlarına, aralıklı ve düzenli Radyo dalgaları yayan anlamında Pulsar (atarca) ismi verilir

Kara Delik:Eğer bir yıldızın kütlesi güneşin kütlesinden en az kırk-elli kat büyük olursa, yaşamının sonunda bir süpernova patlaması ile gazlarının büyük bir kısmını püskürtemeyecek ve kütlesi güneşten iki buçuk kat daha büyük olan bir yıldız ksına dönüşecektirBu durumdaki kütle, yoz elektron ve nötron basıncı tarafından dengeleyemeyeceğinden her yönden basınç yapan trilyonlarca ton ağırlığındaki bu k maddesi, yıldızı gittikçe küçülterek, tüm varlığını Tek bir noktada yitirmesine neden olur(Doğada güneşin kütlesinin iki buçuk katından daha büyük kütlelerin basıncını dengeleyebilecek hiçbir kuvvet yoktur) Çekim kuvveti,yıldızın hacmini küçülttükçe yıldızın çevresindeki uzay-zaman eğriliğini de gittikçe artırır Bunun sonucu olarak da yıldız yüzeyinden ayrılan ışınlar giderek daha büyük oranda eğilmeye başlarlar Bu bükülme sonunda öyle bir kritik aşamaya gelinir ki, tüm ışınlar tekrar yıldız yüzeyine geri dönmek durumunda kalırYıldızdan çıkan ışınlar ne yönden olursa olsun eğri uzay zaman tarafından hapsedilip dışarı yayınlamayacağından, yıldız simsiyah kesilir ve hiçbir cisim ışıktan hızlı hareket edemeyeceği için (fakat bu, algıladığımız evren için geçerlidir) artık yıldızdan dış evrene hiçbir şey kaçamaz olur Böylece, çekim öylesine güçlü hale gelir ki, yıldız tam anlamıyla evrenden yok olur Işığın artık kaçamayacağı kritik yarıçapa, Olay Ufku; yıldızın çökerek bir kara delik oluşturması için meydana gelecek büyüklüğe de “Schwarzchild yarıçapı” denir Bu nedenle bu cisimlere “kara delik” adı verilir Hiç ışık yaymadığı ve yansıtmadığı için, bir kara deliği doğrudan gözlemek mümkün değildir; ancak, çeşitli yöntemlerle, varlığını anlamak hatta kütlesini ölçmek mümkün olabiliyor Yöntemlerden birisi şudur: Eğer, bir ikili yıldız sisteminin üyelerinden birisi kara delikse ve eğer yıldızdan kara deliğe bir madde akışı oluyorsa, kara deliğin etrafında dönerek, içerisine düşen madde güçlü x - ışınları yayar Bu güçlü ışınım, bir kara deliğin varlığının göstergesi olabilir Diğer bir yöntem, “kütle çekimsel mercek” olarak bilinen etkiden yararlanılmasıdır Kara deliğin yarattığı çok güçlü kütle çekimi, yakınından geçen ışık ışınlarının bükülmesine neden olur Yani kara delik, bir mercek gibi davranır Eğer bir kara delik, uzaktaki bir ışık kaynağıyla Dünya’nın arasına girerse, bu cismin görüntüsü, mercek etkisinden dolayı bozulmalara uğrar Bugüne kadar, Samanyolu içerisinde, bir kütle çekimsel mercek etkisine rastlanmadı Buna karşın, çok uzaklarda bulunan kuasarlarla aramıza giren kara delikler tespit edildi Olay ufkunun ardında ne olup bittiğini anlamanın hiçbir yolu yoktur Bu ufkun ardında kimseyle haberleşemezsiniz (mesaj gider; ama oradaki mesaj asla gelmez) Çünkü, orası bizim uzay zamanımızdan soyutlanarak evrenimizin bir parçası olmaktan artık çıkmıştır ve yıldız da olay ufkunun altında tüm kütlesini merkezdeki sıfır hacimde ve sonsuz yoğunluktaki Zümrütü Anka misali bir Düşsel Tekillik noktasında toplamaya yönelik çökmesine devam eder Schwarzchild Yarıçapı bir cismin KARADELİK olabilmesi için gerekli olan yarıçaptır

Rs = 3xMGüneş Rs Km biriminde verilir Aşağıdaki tablo 5’te kara deliklerin boyutları verilmiştir



Cisim Kütle (MGüneş) Rs

Yıldız 10 30 Km

Yıldız 3 9 Km

Güneş 1 3 Km

Dünya 3x10-6 3 mm


Kara deliklerin boyutları:Karadelik, uydusu olan yıldızın yakınından her geçişinde, ondan bir miktar gaz koparır Bu gaz karadelik çevresine sarılarak bir akresyon diski oluşturur (1) Bu dönen diskin dış bölümleri sürekli olarak iç bölümlerini gazla besler (2) Belli aralarla akresyon diskinin iç bölümleri karadelikçe yutulur (3) (kırmızı oklar); bunlar olay ufkunun altında kaybolur Bununla birlikte, tam bilinemeyen miktarda madde karadeliğin çekici etkisinden kurtulur ve karadeliğin kutuplarına gelir (3) (sarı oklar) Birkaç dakika sonra bu madde iki kuvvetli plazma fışkırması şeklinde, ışık hızına yakın bir hızla uzaya püskürtülür (4) Bu plazma bulutları karadelikten uzaklaştıkça genişler Bu bulutlar önce X-ışınları, sonra enfraruj ışınları ve en sonra radyo dalgaları saçar


Olay ufkunun 14 Km çapında olmasından, yıldızın kütlesinin Güneş'inkinin birkaç katı olduğu söylenebilir Buna benzer bir ikili yıldız sistemi de 146 IY uzaklıktaki GROJ 1655-40'tır; bu teleskopla görülebilir; bir Amerikalı ekip tarafından kütlesinin Güneş'inkinin 7 katı olduğu hesaplanmıştır