Yıldızların Oluşumu ve Evrimi
Acaba yıldızlar, insanlar gibi doğar, yaşar ve ölürler mi? Jeolojik kanıtlardan Yer küre nin yaşının 4.5 milyar yıl olduğunu biliyoruz. Demek ki bizim yıldızımız Güneş, en az 4.5 milyar yıldır, Yer küre ye ışık veriyor.
Yeni doğmuş yıldızları tanıyabilir miyiz? Cüce yıldızlar mı önce ortaya çıkar, devler mi?
Bugün bu soruların yanıtlarını oldukça iyi biliyoruz. Bir yıldıza doğumundan ölümüne kadar elbette tanık olmamız olanaksızdır, fakat yıldızları yaş sıralamasına koyabiliriz.
Uzun yılları kapsayan gözlemsel ve kuramsal çalışmalardan sonra; yıldızların oluşumu ve ölümüne ilişkin fiziksel süreçleri, yanıtlanmamış birkaç ayrıntı dışında artık iyi biliyoruz.
Yıldızlar nasıl ve nerede oluşur? Samanyolu na ışık kirliliğinden uzak karanlık bir yerden çıplak gözle bakıldığında ya da fotoğraf çekildiğinde parlak bulutlar ve karanlık bölgeler görülür.
Parlak bulutlar ayrıştırılamayan uzak yıldızların birlikte görünümüdür. Karanlık bölgeler aslında boş değil, yıldızlararası madde arkadaki yıldızların optik ışığını engellediği için karanlık görülmektedir. Bu parlak ve karanlık bölgelerde, binlerce hatta milyonlarca Güneş kütlesine denk kütle içeren soğuk molekül bulutları vardır.
Yıldızların oluşum yerleri bu molekül bulutları, ham maddesi ise bu molekül bulutlarındaki gaz ve tozdur. Yıldızlar arası ortam soğuk gaz (<100K) ve tozdan oluşur. Her 100 atomun 90 ı hidrojen, 9 u helyum; 1 i de daha ağır elementlerdir.
Yoğunluk çok düşüktür. (1atom/cm 3 ) Dünya üzerinde ulaşılan vakum ortamı 10 4 atom/cm 3 dür. Yıldızların oluşumunda ilk adım kendi kütle çekimi altında dağılmadan durabilen yoğun yıldızlararası karanlık molekül bulutlarının varlığıdır. Yüzlerce hatta binlerce güneş kütlesine denk madde içeren onlarca ışık yılı genişliğinde kendi kütle çekimi altında bir arada duran bir bulut ele alalım.
Kütle çekimi her zaman olduğu gibi maddeyi bir araya toplamaya çalışır. Bulutun tümüyle çökmesini iç hareketler, dönme belki de zayıf manyetik alan önler.
Fakat bulut ayrıntıları çok iyi bilinmeyen nedenlerle kararsızlaşır ve kendi kütle çekimi altında çökmeye başlar. Süreç ilerledikçe bulut daha küçük parçalara bölünür.
Yoğunluk yeteri kadar yükselince bölünme durur. Her bir parçaya bölüntü diyelim. Bu bölüntülerin her biri kendi merkezine doğru çökecek, merkez giderek ısınacak ve sonunda özekte çekirdek birleşme (füzyon) tepkimeleri başlayacak ve birkaç on milyon yıl içinde bir yıldıza dönüşecektir.
Bölüntülerin meydana gelme koşullarına bağlı olarak, büyük kütleli onlarca yıldız, ya da güneşten daha büyük ve daha küçük binlerce yıldızdan oluşan bir yıldız kümesi bu şekilde oluşur.
Yıldızların tek başına oluştuğuna ilişkin bir kanıt yoktur. Tek başına ve diğer yıldızlardan uzak olan Güneş belki de başka yıldızın ya da büyük bir molekül bulutun etkisiyle doğum evinden uzaklaşmıştır.
Güneş benzeri bir yıldız oluşturacak bölüntü (güneş bulutsusu) 1-2 güneş kütlesi kadar madde içerir ve güneş sistemimizin bugünkü çapının yaklaşık 100 katı büyüklüktedir. Bölüntüde çökme önce serbest düşme şeklindedir. Yoğunluk az olduğu için içindeki parçacıklar çarpışmaz. Bu nedenle basınç neredeyse sıfırdır.
Çöken tüm madde giderek daha küçük hacimde toplandığı için, parçacıklar çarpışmaya başlar. Böylece kütle çekim enerjisi (potansiyel enerji) parçacıkların gelişi güzel kinetik enerjilerine dönüşür; bu sıcaklığın yükselmesi demektir.
Hesaplar gösteriyor ki kütle çekim enerjisinin yarısı bu şekilde bulutun ısınmasına harcanır, diğer yarısı ışınım olarak uzaya yayılır. Kütle çekimi merkezde daha kuvvetli olduğundan merkez daha çabuk büzülür ve dış katmanlardan daha çabuk ısınır. Merkez yayılan ışınımı hapsedecek kadar yoğunlaştığı için de daha çok ısınır. Dış katmanlar ışınımı uzaya kolayca yayıldığı için hala soğuktur.
Çöken bölüntü merkezi artık bir yıldız embriyosu dur. Buna önyıldız denir. Çevreden toplanan maddenin bir kısmı hızlı dönmenin bir sonucu olarak önyıldızın ekvator çevresinde bir disk oluşturur.
Yıldız çöktükçe hacmi küçülür ve ısınır. İdeal gaz yasasına göre içeride basınç artar. PV=nRT Basınç birikince dışa doğru basınç içe doğru kütle çekimine dengelemeye başlar.
Büzülme yavaşlar ancak özeğin sıcaklığı yüzeyden salınan enerjiyi karşılamaya devam eder. Gaz ve tozun sıkışması ile yoğunluk artıp sıcaklık 15 milyon derece civarına ulaşınca, merkezde basınç çok yükselir. Dışarıya doğru olan gaz ve ışınım basıncı içe doğru olan kütle çekimini tam dengeler. Artık bu gaz topu bir anakol yıldızı dır.
Yıldızların yaşamı Ömürleri boyunca yıldızlar içe doğru olan kütle çekimi ile savaşır. Yıldızı dengede tutan, çekirdek tepkimelerinin ürettiği dışa doğru basınçtır.
Bu çekirdek tepkimeleri yakıt ister. Bu yakıt esas olarak hidrojendir. Bu demektir ki kimi uzun yaşar kimi kısa, fakat hepsinin bir sonu vardır. Sonunda hidrojen kaynağı tükenir ve bu yıldız için sonun başlangıcıdır.
Yıldızlar yaşam sürelerinin yaklaşık %90 ını anakol evresinde geçirirler. Bu arada yavaş yavaş evrimleşirler, yaşlanırlar. Bu evreyi, insanların gençlik ve yetişkinlik çağına benzetebiliriz. İhtiyarlık kısa sürelidir, arkasından ölüm çabuk gelir. Yıldızlar fiziğinde iyi bilinen teoreme göre, yıldızın bütün özelliklerini kütlesi ve kimyasal yapısı belirler.
Kimyasal yapıları yaklaşık aynı olduğuna göre bir yıldızın iç yapısını, büyüklüğün, sıcaklığını, ışınım gücünü, evrimini, ömrünü yalnız kütlesi belirler. Yıldızları şu üç gruba ayırabiliriz: I. Küçük kütleli yıldızlar: kütleleri 0.08-0.8 Güneş kütlesi kadar II. Orta kütleli yıldızlar: kütleleri 0.8-8 Güneş kütlesi kadar III. Büyük kütleli yıldızlar: kütleleri 8 Güneş kütlesinden büyük
Bir yıldızın ömrü onun kütlesi ile ters orantılıdır. Yani yıldızın kütlesi büyüdükçe ömrü kısalmaktadır. Güneşin ömrü 10 milyar yıl iken küçük bir yıldızın bir trilyon yıl kadardır.
Yıldızların evrimi Orta kütleli yıldızların evrimi: Özekteki hidrojenin hemen hemen tümü helyuma dönüştüğü zaman anakol evresi son bulur. Daha sonra alt dev evresi gelir. Yıldızın çapı biraz artar, yüzey sıcaklığı düşer. Merkez daha da ısınır. Hidrojeni yakan kabuğun sıcaklığını dolayısıyla enerji üretimini arttırır.
Artan enerji üretimi üst katmanların yaklaşık sabit yüzey sıcaklığında genişlemesine sebep olur. Yarıçap oldukça artar. Yıldız artık kırmızı dev olmuştur. İç yapısı ana kol yıldızınınkinden çok farklıdır. Maddenin çoğu merkezde toplanmış, atmosfer genişlemiştir.
Çekirdek büyüdükçe sıcaklığı da yükselmeyi sürdürür. Yaklaşık 100 milyon dereceye ulaşınca helyum patlamalı bir şekilde ateşlenir. 3He C + E şeklinde özetlenebilecek tepkimelerle karbona dönüşmeye başlar. Burada E açığa çıkan enerjiyi gösterir.
Bu şekilde üretilen karbon çekirdeklerinin bir kısmı He çekirdeği ile birleşip oksijene dönüşür. Kırmızı dev evresinde yıldız, büyük miktarda kütle kaybeder. Birkaç bin yıl içinde yıldız atmosferini tümden kaybeder. Sıcak çekirdek açığa çıkar.
Bu sıcak çekirdeğin ışınımı çevresindeki gazı iyonlaştırır. Genişleyen bu gaza gezegenimsi bulutsu denir. Bulutsu genişlemeyi sürdürür ve zamanla yıldızlararası ortama karışır.
Orta büyüklükte bir yıldız kütlesinin yaklaşık %35 ini uzaya atar. Geriye kalan C ve O dir. Üst katmanlarda ağırlık uygulayan madde de kalmadığı için daha fazla büzülmez ve sıcaklığını yükseltemez. Bu nedenle karbon yanmasını başlatamaz. Yaklaşık yüz bin yıl içinde karbon-oksijen beyaz cücesi olur.
Bütün bunlar Dünya için ne anlama gelir? 5 milyar yıl sonra, yani Güneş hidrojenini tüketince, parlaklığı 2 kat, yarıçapı %75 artmış olacak. Güneş kırmızı dev olunca yarıçapı 1 GB ni biraz aşacak; Yer, kırmızı devin dış atmosferi içerisinde kalacak. Sürtünme ve buharlaşma Yer yörüngesini gittikçe küçültecek ve birkaç yüzyıl içinde Yer, Güneş in içine batacaktır.
Küçük kütleli yıldızların çekirdek sıcaklığı yeteri kadar yükselmez. Helyumu ateşleyip karbon üretemezler. Böyle yıldızlar, evrimlerinin sonunda çoğunlukla helyumdan oluşan beyaz cüce olurlar.
Büyük kütleli bir yıldız çekirdeğinde demire kadar elementleri oluşturabilir. Bir yakıt tükenince çekirdek çöker, sıcaklık yükselir ve tükenen bu yakıtın külü ateşlenir, bu külün kabuğunda eski yakıt yanmaya devam eder.
Böylece helyumdan sonra karbon, oksijen, neon, silisyum, kükürt gibi elementler, son olarak da demir oluşur. Bu elementler bir soğan gibi ardışık kabukların içindedir. Bundan sonrası ise süpernova patlamasıdır.
Süpernova patlamaları Demir en kararlı elementtir. Yıldızların çekirdeklerinde demirden daha ağır element oluşmaz. Çünkü bu işlem dışarıya enerji vermek yerine dışarıdan enerji ister.
Kütle çekimini dengeleyecek enerji kaynağı olmayınca demir katmanı çöker. Bir saniyeden daha kısa sürede bir nötron yıldızı ya da kütle çok büyükse bir karadelik oluşur. Aşırı yüksek yoğunluktaki nötron gazı adeta sıkışmış yay gibi çökmeyi durdurur ve çekirdek geri zıplar. Çekirdekte üretilen nötronlar yüksek enerji katkısı ile bu geri zıplama üst katmanların patlamasına neden olur.
Süpernovanın parlaklığı birkaç hafta boyunca milyarlarca yıldızın toplam parlaklığına denk enerji salar. Süpernova patlamaları karbon, oksijen, neon gibi ağır elementleri yıldızlararası ortama dağıtır. Daha ağır elementler süpernova patlaması sırasında oluşur ve uzaya yayılır. Ağır elementlerce zengin yıldızlararası madde daha sonra oluşacak yıldız ve gezegenlerin ham maddesidir.
Yıldız Ölümleri Gaz yasalarından bildiğimiz gibi, bir kapalı hacim içindeki gazın sıcaklığı ya da yoğunluğu artarsa, kabın duvarlarına gazın uyguladığı basınç da artar. Örneğin, bir araba lastiğini şişkin tutan içindeki gazın basıncıdır.
Yıldızlar arası bulut kendi kütle çekimi altına girdikten sonra bütün yaşamı, kendini küçük bir hacme sıkıştırmaya çalışan kütle çekimi ile ona karşı koymaya çalışan gaz basıncı arasındaki savaşla geçer. Gök bilimciler, yıldızların dört çeşit sonu olduğuna inanırlar. Bırakılan kalıntıya göre bunlar şunlardır: i. Hiçbir kalıntı yok ii. Beyaz cüceler iii. Nötron yıldızları iv. Karadelikler
Bir yıldızın bunlardan hangisi ile son bulacağını, ölüm aşamasına geldiği andaki kütlesi belirler. Bu kütle ana kol kütlesinden azdır, çünkü kırmızı dev iken, gezegenimsi bulutsu aşamasında ya da süpernova patlaması sırasında aşırı kütle kaybı vardır.
Beyaz cüceler için M<1.4 Güneş kütlesi, nötron yıldızları için 1.4 Güneş kütlesi< M < 3 Güneş kütlesi ve kara delikler için M>3 Güneş kütlesi. Bu sınırlar kuramsal sınırlardır ve çok keskin değildir.
Beyaz Cüceler Güneş gibi bir yıldızda, çekirdekteki sıcaklık karbonu yakacak kadar yükselemez. On binlerce yıl sonra gezegenimsi bulut çevreye yayılır. Sonra ortadaki yıldız açığa çıkar. Sıcak, beyaz ve küçük olduğu için buna beyaz cüce denir.
Beyaz cücelerin kütleleri 1,4 güneş kütlesinden küçük yaklaşık Yer küremiz büyüklüğündedir. Bu ortalama yoğunluğun yaklaşık 10 9 kg/m 3 olması demektir. Yani bir küp şeker boyutlarında beyaz cüce maddesi Yer yüzeyinde 1 ton gelir! Küçük bir yarıçapa sığan bu yoğunluktaki bir beyaz cüceyi özkütle çekimine karşı dengede tutan gaz basıncı değildir.
Beyaz cüce maddesi o kadar sıkıştırır ki elektronlar artık belli bir ortama bağlı değildir, daha fazla sıkıştırılamazlar ve yüksek hızlarda özgürce hareket ederler. Kütle çekimine karşı koyan bu elektron gazının basıncıdır. Sıcak beyaz cüceler, enerji kaynakları olmadığı için, zamanla soğur ve kara cüce olarak gözden kaybolurlar.
Nötron yıldızları Nötron yıldızlarının çoğunlukla süpernova patlamasıyla oluştuğuna inanılmaktadır. Süpernova patlamasından arta kalan merkezdeki yıldızın geleceği onun kütlesine bağlıdır.
Çekirdek kütlesi 3 güneş kütlesinden küçükse nötron yıldızı olur. Ölüm evresine yaklaşan bir yıldızın çekirdek kütlesi 1,4 güneş kütlesinden büyük ise elektron gazının basıncı kütle çekimini dengeleyemez ve yıldız çöker. Hacimce sıkışan elektronlar ve protonlar birleşerek nötronları oluştururlar. Bu nötron gazı kütle çekimini dengeler.
Yıldız artık birkaç on kilometre çapında, yoğunluğu 10 14 g/cm 3 kadar olan bir nötron yıldızıdır. Yani bir küp şeker büyüklüğündeki nötron yıldızı maddesi Dünyamıza getirilirse 100 milyon ton çeker!
1967 de İngiltere de iki gök bilimci, Bell ve Hewis, 1.33 saniye aralıklarla radyo sinyali gönderen bir cisim keşfettiler. Hemen ardından yenileri keşfedildi ve bir de ad kondu: pulsar (atarca). Atarcaların süpernova patlamalarının kalıntıları, bir başka deyişle çöken yıldız çekirdeği olduklarına inanılmaktadır. Bugün atarcaların çok yüksek manyetik alanlı çok hızlı dönen nötron yıldızları oldukları kabul edilmektedir.
Dönme ekseni ile manyetik eksen arasında belli bir açı vardır.
Işınım manyetik kutuplardan ve manyetik eksen doğrultusunda yayıldığı için gözlemci, atarcayı ancak manyetik eksen kendisine doğru yöneldiği zaman görebilir. Deniz fenerinde olduğu gibidir.
Kara delikler Bütün nükleer enerjisini tüketmiş ve çökmekte olan bir yıldız çekirdeğinde nötron gazının basıncı kütle çekimini dengelemeye yetmez ise ne olur? Fizik yasalarına göre süpernova patlamasından geriye kalan çekirdek kütlesi eğer yaklaşık 3 Güneş kütlesinden büyük ise onun çökmesini durduracak fizikte bilinen hiçbir kuvvet yoktur.
Hacim gittikçe küçülür, yoğunluk artar öyle bir yarıçapa ulaşır ki ışık dahil hiçbir madde artık bu cismin kütle çekimini yenip onu terk edemez. Bildiğimiz klasik fizik yasaları bu yarıçapın içerisinde geçersizdir.
Kütlesi M olan bir kara deliğin yarıçapı R=2GM/c 2 dir. Burada G evrensel çekim sabiti, c ışık hızıdır. Buna Schwarzschild yarı çapı denir. Güneş için Schwarzschild yarıçapı 3 km dir. Bu yoğunluğun 10 16 g/cm 3 olması demektir. Yani 1 cm 3 karadelik maddesi Yer yüzeyinde 10 milyar ton gelir!
Yarıçapı Schwarzschild yarıçapına eşit küre yüzeyine olay ufku denir. Olay ufku yakınlarında uzay-zaman ikilisi karmaşık bir yapı sergiler. Bunu anlamak için şu düş yolculuğunu yapalım:
Güneş in yerinde 10 Güneş kütlesinde bir karadelik olsun. Bunun olay ufku yarıçapı 30 km dir. Dünya yı da bir uzay gemisi kabul edelim. Diyelim ki elinizde bir saat ve bir de lazer ile gemiden karadeliğe doğru atladınız. Amacınız karadeliğe yaklaştıkça gemiye sinyal göndermek olsun.
Karadeliğe doğru düşerken uzun süre bir şey olmaz. Karadeliğe yaklaştıkça kendinizi batıyor hissedersiniz. Daha yaklaştıkça karadeliğin ayağınıza uyguladığı kütle çekimi, başınıza uyguladığından farklı olacağından sizi ip gibi uzatacaktır. Olay ufkuna 3000 km kala sizi parçalara ayıracaktır
Eğer parçalanmadan olay ufkunun 15 km yakınına gidebilseydiniz, tam ileri baktığınızda ensenizi görürdünüz! Çünkü ensenizden çıkan fotonlar karadelik çevresinde dolanıp gözünüze ulaşırdı. Eğer aşağıya karadeliğe bakarsanız hiçbir şey göremezsiniz, çünkü karadeliği ışık bile terk edemez.
Bu arada sizin yok olduğunuzu uzay gemisi kaptanı göremez. Ona göre siz olay ufkuna yaklaştıkça düşmeniz yavaşlar. Olay ufkunu geçerken gönderdiğiniz lazer sinyalinin uzay gemisine ulaşması sonsuz zaman alır.
Karadeliklerin Gözlenmesi Peki bir karadelik gerçekten varsa ve biz onu doğrudan göremeyeceğimize göre, onun varlığını gözlemlerle nasıl anlarız?
Bunun yolu bir karadeliği olay ufku yakınındaki maddeyi yutarken yakalamaktır. Karadeliğin çevresinde dolanan bir kırmızı dev olsun. Bunun uzaya attığı madde, karadeliğin kuvvetli çekimi ile sarmal hareket yaparak karadelik etrafında bir disk oluşturur.
Hubble uzay teleskopuyla yapılan gözlemler, Samanyolu gökadamızın ve Andromeda gibi diğer gökadaların çoğunun merkezinde milyonlarca Güneş kütlesine denk kütleli karadelik olabileceğini göstermektedir.