Yıldızların Doğumu Ve Ölümü

Yıldızların Doğumu Ve Ölümü

Yıldızlar, Samanyolu Gökadası'nın sarmal kollarını kaplayan dev gaz ve toz bulutlarının içinde doğar Temel olarak hidrojen gazından oluşan bu bulutlar kütleçekiminin etkisiyle kendi üzerlerine çökerek büzülürler ve madde kümeleri bir araya toplanır Süreç içinde her kümenin ortasındaki sıcaklık yükselir; ama ortaya çıkan ısı bu kümelerin durmadan artan yoğunluğu nedeniyle dışarı kaçamaz

Sonunda sıcaklık, dışarı doğru etkiyen ısı basıncının içeri doğru etkiyen kütleçekimi basıncına karşı koyabileceği bir düzeye yükselir Çökme sona erer Bu aşamada, başlangıçtaki gaz ve" toz bulutu, ilkel yıldız olarak bilinen çok sayıda kararlı bölge içerir Bundan sonra ne olacağı ilkel yıldızın kütlesine, yani "ağırlığı"na bağlıdır Kütlesi Güneş'inki kadar olan ilkel yıldızların orta kesiminde sıcak bölgeler oluşur Buralarda sıcaklık zamanla artarak 10 milyon kelvin dolayına ulaşır (Kelvin sıcaklık ölçeği, 73°C'ye eşit olan mutlak sıfırı temel alır; kelvin sıcaklığı "K" simgesiyle gösterilir (bak LordKelvin) Bu noktada nükleer tepkimeler başlar

Kütlenin merkezindeki hidrojen, çekirdek kaynaşması sonucunda helyuma dönüşür (bak NÜKLEER ENERJİ) Açığa çıkan enerji kütlenin yüzeyinden ışık ve ısı halinde dışarı yayılır Güneş'le yaklaşık olarak aynı kütledeki yıldızların ortalama ömrü, yani çekirdek kaynaşması yoluyla sürekli enerji üretme süreleri 10 milyar yıl kadardır Daha sonra bu yıldızların hidrojen yakıtları tükenir ve ömürlerinin son evresine girerler Güneş 5 milyar yıldır bu biçimde etkinliğini sürdürmektedir ve bir 5 milyar yıl kadar daha bunu böyle sürdürecektir

Kütleleri Güneş'inkinden daha büyük olan yıldızlar hidrojenlerini daha hızlı tüketirler, bu yüzden bunların ömürleri de çok daha kısadır Kütlesi Güneş'inkinin beş ya da altı katı olan bir yıldız yakıtını yalnızca birkaç 10 milyon yıl içinde bitirebilir Başlangıçtaki kütlesi ne olursa olsun, her yıldız sonunda hidrojen yakıtını tüketir Hidrojen çekirdeklerinin birleşmesi yoluyla helyum üretiminin son aşamalarına ulaşılırken ortadaki bölge de giderek genleşir Sonunda hidrojen tamamen tükenir ve dışa doğru etkiyen ısıl basıncı yaratan nükleer tepkimeler ortadan kalkar




O zaman çekirdek kendi üzerine çöker ve iç sıcaklığı ile basıncı artar Bu noktada bir başka nükleer tepkime dönemi başlar ve helyum karbona dönüşür Yeni oluşan çekirdek basıncı yıldızın dış katmanlarını tekrar genleşmeye zorlar ve yıldız başlangıçtaki halinden kat kat büyük bir kırmızı dev haline gelir Güneş, günümüzden 5 milyar yıl kadar sonra bu aşamaya ulaşacak ve bu sırada iç gezegenler genleşen Güneş tarafından yutulacaktır Astronomlar evrende küresel gaz kabukla-rıyla çevrili çok sayıda sıcak yıldızın bulunduğunu bilmektedirler

Gezegence bulutsular olarak adlandırılan bu yıldızlar, kırmızı dev yıldızlar nükleer tepkimelerinin son aşamasından geçerken oluşur Bu aşamada, içten gelen ışınım basıncı yıldızın dış katmanlarını dışarı doğru püskürterek bir kabuk oluşturmalarına neden olur; bu da alttaki daha sıcak bölgelerin sırayla açığa çıkmasına yol açar Yeni açığa çıkan bölgelerin sıcaklığı 100000 K dolayında olabilir Milyonlarca yıl sürse de, sonunda yıldızın nükleer yakıtı tamamen biter ve nükleer tepkimeler sona erer Dışa doğru etkiyen ısı basıncı bu noktada işlevini bütünüyle yitirir ve yıldız kendi kütleçekiminin etkisiyle kendi üstüne çöker

Hint asıllı astronom Subrah-manyan Chandrasekhar 1930'da gerçekleştirdiği bir araştırma sonucunda, kütlesi Güneş' inkinin 1,4 katından daha küçük olan bir yıldızın çökerek kararlı bir beyaz cüce oluşturacağını ortaya çıkardı İçe doğru etkiyen kütleçekim kuvveti, çökme sırasında yıldızın iç kesimlerindeki atomların parçalanmasına neden olacak kadar büyüktür Yıldız böylece iyice sıkışarak aşırı yoğun bir cisim haline gelir

Bu yıldız başlangıçta Güneş'inki kadar çok maddeyi içermiş olsa bile, çökmenin getirdiği sıkışma sonunda çapı yalnızca birkaç bin kilometre olan bir küre biçimini alabilir Merkezinde hiçbir nükleer tepkime yoktur, ama çökme sırasında açığa çıkan enerji ısıya dönüşür ve beyaz cüce soluk bir biçimde ışımayı sürdürür Bu enerji yavaş yavaş uzaya dağılır, yıldız soğuk ve görünmeyen bir siyah cüce olarak yaşamını sona erdirir Kütleleri Güneş'inkinin 1,4 ile 3 katı arasında olan yıldızlarda kütleçekiminin neden olduğu çökme beyaz cüce aşamasından öteye geçer

Bu tür yıldızların çökmesi sırasında proton ve elektronların birlikte ezilmeleri sonucunda nötronlar oluşur Böylece ortaya çıkan cisme nötron yıldızı denir Nötron yıldızları inanılmayacak kadar yoğundur; nitekim nötron yıldızını oluşturan maddenin bir santimetre küpü yaklaşık 1 milyon ton gelir Eğer Güneş'teki madde bir nötron yıldızı ölçeğinde yoğunlaştırılabilse, oluşacak cismin çapı yalnızca 30 km olurdu 1960'ların sonlarına kadar nötron yıldızları yalnızca kuramsal bir kavramdı 1967'de rad-yoastronomlar gökyüzünün görünürde boş olan bir bölgesinden son derece şiddetli radyo dalgalarının yayıldığını belirlediler

Bu sinyaller son derece düzenli bir biçimde gönderilmekteydi ve astronomlar başlangıçta bunların radyo vuruları salan bir yıldızdan gelmekte olduğunu düşündüler Böylece bu cisimlere, "vuru" anlamına gelen İngilizce sözcükten türetilen pulsar adı verildi Daha sonra ortaya çıkarılan pulsarlardan biri de, Boğa takımyıl-dızındaki Yengeç bulutsusunun tam ortasında yer alır Yengeç bulutsusu, süpernova patlaması denen bir süreçten geçmiş çok iri kütleli bir yıldızın çevreye saçılan kalıntılarından oluşur Süpernovalara, yıldızın kütleçekiminin yol açtığı çökme neden olur; çökme kuvveti o kadar büyüktür ki, kütlenin iç sıcaklığı hızla artmaya başlar

Ardından gelen son derece şiddetli nükleer tepkimeler yıldızın patlamasına ve dış katmanlarının uzaya saçılmasına neden olur Bu sırada yıldızın parlaklığı bir süre için Güneş'inkinin 1 milyar katı düzeyine çıkabilir Yengeç bulutsusunun doğmasına neden olan süpernova patlamasını 1054'te Çinli astronomlar gözlemlemişlerdi Bu patlama sonucunda yıldızın çekirdeği çökerek bir nötron yıldızının oluşmasına yol açmıştı Astronomlar ortaya çıkan bu yeni cismin kendi ekseni çevresinde hızla döndüğünü ve bu dönüşe uygun bir tempoda (saniyede 30 kez) radyo vurulan saldığını keşfettiler Bu pulsar, radyo sarımlarının yanı sıra Optik olarak da varlığı belirlenebilen az sayıdaki pulsardan biridir Optik olarak gözlemlenen pulsarların, radyo vurulanyla aynı tempoda düzenli olarak par-ladıkları da saptarımıştır Yıldızların kendi üstlerine çökerek beyaz cüceler ya da nötron yıldızlan oluşturmaları insana inanılmaz gibi gelebilir, ama kütlesi Güneş'inkinin üç katı ya da daha fazla olan yıldızların kuramsal sonu daha da şaşırtıcıdır

Bunların çökme süreçlerinin beyaz cüce ve nötron yıldızı oluşumuyla sonuçlarımayıp daha da ileri gittiği sanılmaktadır Kütleçekim-sel büzülmesi yıldızın iyice ezilmesine ve büyüklüğü hızla azalırken yoğunluğunun da hızla artmasına yol açar Cismin yoğunluğu sonunda o kadar büyür ki, kurtulma hızı (cismin kütleçekim kuvvetini yenmek için gerekli hız) ışık hızını aşar Bu nokta bir kez aşıldı mı, bu cisimden artık ışık da kurtulamaz (yansıyamaz) ve cisim görünmez duruma gelir Çökme, sonunda durur Kütleçekim kuvveti, çöken yıldıza olan uzaklığın artmasıyla giderek azalır ve sonunda ışığın kurtulabileceği bir noktaya ulaşılır Bu noktaya "olay ufku" denir Dış gözlemciler için görünmez olan, olay ufkunun ardındaki bölgeye kara delik denir Henüz herhangi bir kara delik bulunabilmiş değildir, ama çeşitli X ışını kaynaklarının kara delik olma olasılığı oldukça yüksek gözükmektedir {