Bu sitede bulunan yazılar memnuniyetsizliğiniz halınde olursa bizimle iletişime geçiniz ve o yazıyı biz siliriz. saygılarımızla

    küçük kütleli yıldızların yaşam döngüsü

    1 ziyaretçi

    küçük kütleli yıldızların yaşam döngüsü bilgi90'dan bulabilirsiniz

    Yıldızların Yaşam Serüvenleri

    yildizlar_bilim_kapak

    Geceleri gökyüzüne baktığımızda gördüğümüz o ışıklı noktacıklar; yıldızlar… Kimilerine göre küçükken resim defterlerimizi süslediğimiz beş sivri köşeli nesne, kimilerine göre ise bu alemdeki varlığımızı anlamaya giden yolu aydınlatan göğe serpilmiş inci taneleri…

    Yıldızlara varoluşsal anlamda değer verebilmek ve onların doğasını anlayabilmek için öncelikle model yıldızımız Güneş’i tanıyabilmemiz gerekir. Güneş bir yıldızdır ve onu gece gökyüzünde gördüğümüz yıldızlardan ayıran şey Dünya’ya en yakın yıldız olmasıdır. Yakınlıktan kastınız nedir derseniz eğer, yaklaşık olarak 150 milyon km’dir. Bu sayı size yeterince büyük gelebilir ama emin olun ki diğer yıldızlar artık km’lerle ifade edilemeyecek kadar uzak olduğundan ışık yılı ile ifade edilir. Işık yılı, ışığın bir yılda aldığı yoldur ve bu mesafe yaklaşık olarak 10 trilyon km’dir.

    yıldızlar

    (1 ışık yılı=10 trilyon km) Güneş’ten sonra gelen en yakın yıldız Proxima Centauri Dünya’ya 4.2 ışık yılı yani yaklaşık 40 trilyon km uzaklıktadır. Dünya’da insanlar nasıl illerde, şehirlerde, ülkelerde bölümlere ayrılmış bir şekilde yaşıyorlarsa yıldızlar da galaksiler adını verdiğimiz gaz ve toz yapılı gök cisimlerinde kütle çekim etkisiyle bir arada yer alırlar. Galaksiler, evrenin en büyük yapıtaşlarını oluşturan gök cisimlerindendir. Güneş, Samanyolu galaksisinde bulunan en az 200-400 milyar yıldızdan sadece biridir. Peki ya diğer yıldızlar? Onları ne kadar tanıyoruz?

    samanyolu galaksisi

    Geceleri gökyüzünde gördüğümüz yıldızların hepsi Samanyolu galaksisine ait olan yıldızlardır. Hepsinin rengi, kütlesi, yaşı, uzaklığı farklılık gösterir. Hatta bu yıldızların birçoğu çift ya da daha fazla sayıda sistemden oluşarak ortak bir kütle merkezi etrafında ya da birbirlerinin etrafında dönebilirler. Peki bu yıldızlar Güneş’ten büyük müdür? Büyük olanlar da vardır küçük olanlar da. Fakat küçük olanların sayısı daha fazladır. Yıldızlar renk ve kütlelerine göre sınıflandırıldıklarında en büyük kütleli ve mavi renkte olanlar O-B yıldızları, daha küçük, beyaz ve açık mavimsi olanlar A-F yıldızları, sarımsı ve orta kütlede olanlar G yıldızları, ortanın altında bir kütleye, turuncu ve kırmızı renge sahip olanlar ise K ve M yıldızları olarak adlandırılır. Bir yıldızın farklı renkte olması sıcaklığı ile alakalıdır. En sıcak olan yıldızlar mavi renkte olurken soğuk yıldızların rengi kırmızıya doğru kayar.

    Bir yıldızın ne kadar yaşayacağı da ilk oluştuğunda sahip olduğu kütleye bağlıdır. Bu gördüğümüz yıldız tiplerinden en kısa süreli yaşayanlar O tipi, en uzun yaşayanlar ise M tipleridir. Yani, büyük kütleli yıldızlar daha kısa süre, küçük kütleli yıldızlar daha uzun süre yaşarlar. Çünkü yıldızlar bünyesinde barındırdıkları yakıtı harcayarak enerji üretirler. Büyük kütleli olan yıldızlar yakıtını daha hızlı tükettiğinden ömürleri kısa olurken, küçük kütleli yıldızlar yakıtlarını tasarruflu kullanırlar ve ömürleri uzun olur. Güneş G tipinden ortalama kütleye sahip bir yıldızdır. Yaklaşık olarak 10 milyar yıl ömrü vardır ve 4.5 milyar yıl yaşında yani ömrünün yarısındadır muhtemelen bir bu kadar daha yaşayacaktır.

    yıldız evrimi
    Yüzey sıcaklığı ise yaklaşık 5780 santigrat derecedir. Güneş’ten büyük kütlede olan O tipi yıldızların yüzey sıcaklığı 60.000 dereceye kadar ulaşabilirken M tipi yıldızların yüzey sıcaklığı 3.600 santigrat dereceyi geçmez. Yıldızların kütlelerine göre sahip oldukları bir yaşam senaryoları vardır ve astronomik dilde bu durum ‘yıldız evrimi’ olarak adlandırılır.
    Bir yıldızın evrimini kabaca Güneş ve benzeri kütlede olan yıldızlar ile Güneş’ten daha büyük kütlede olan yıldızlar üzerinden işleyelim: Yıldızlar ömürlerinin ilk basamağında yakıt olarak hidrojeni tüketirler. Yani; Hidrojen atomlarının bir araya gelerek helyum atomlarının oluşmasını sağlayan bir çekirdek tepkimesi geçirerek enerji açığa çıkarırlar. Bu süreç ‘AnakolEvresi’ olarak adlandırılır. Bu evrede evrede olan yıldız ‘hidrostatik denge’dedir yani ‘sağlıklı’dır. Hidrostatik denge genel anlamda yıldızın çekirdeğine doğru eğilim gösteren kütle çekim kuvveti ile enerjinin üretilmesinden dolayı yüzeyine doğru yönelen ışınım basıncının dengede kalmasıdır.

    Fakat elde var olan hidrojenler tükendiğinde sağlıksız bir döneme geçiş yapacak, denge bozulacak; kütle çekimine karşı koyabilecek kadar enerji üretemeyecek ve kendisini oluşturan madde içe çökmeye başlayacaktır. Madde çöktükçe basınç ve sıcaklık artarak 100 milyon santigrat dereceye kadar ulaşacaktır. Bunun da etkisiyle anakol evresinde üretmiş olduğu helyumları birleştirerek karbon elementini oluşturmaya başlayacak, adeta paçayı kurtaracak ve kütlesinin çökmesini engelleyecektir. Bu sırada diğer taraftan yıldızın üst katmanları genişleyecek, genişleyince merkezde gerçekleşen element üretimi yavaşlayacak ve tekrar çökecektir. Bu çökme ve genişleme işlemini tekrar eden yıldız ‘zonklayan yıldız’ olarak isimlendirilir ve bu yıldız artık ‘Anakol Evresi’nden çıkmış ‘Kırmızı Dev’ evresine girmiştir. İçerideki sıcaklık 100 milyon santigrat derecenin de üzerine çıkar, yıldız devasa miktarlarda enerji üretmeye devam eder ve yaklaşık 500 kat daha fazla genişler. En sonunda yıldızın ürettiği enerji kütle çekim kuvvetine baskın gelir ve üst katmanları dağılmaya başlar. Yıldız üst katmanlarındaki tüm maddeyi düzgün bir şekilde ‘Gezegenimsi Bulutsu’ oluşturacak şekilde uzaya bırakır. Bulutsunun merkezinde, enerji üretemediği için çökmeye devam eden Güneş’ten geriye yalnızca bir çekirdek kalır. O da ‘beyaz cüce’dir. Güneş kütlesinde bir yıldız beyaz cüce olduğunda yaklaşık olarak Dünya büyüklüğünde bir alana sıkışıp kalacaktır. Yani, Güneş bir beyaz cüceye dönüşerek final oynayacaktır. Aslına bakarsak bu aşamadan önceki kırmızı dev hali bizi daha da heyecanlandırabilir  çünkü Güneş kırmızı dev olup genişlediğinde Merkür’ü, Venüs’ü, Dünya’yı hatta Mars’ı içine alacak kadar genişleyecek ve şuan ki yaydığı enerjiden daha fazla enerji yayacaktır. Muhtemelen o zaman Dünya’da yaşam olmayacaktır. Ne yani yaşamımız bu şekilde mi son bulacak diye endişe etmeyin çünkü Güneş kütlesindeki
    bir yıldızın kırmızı dev evresinde geçireceği süreç milyonlarca, milyarlarca yıldır… Şu anda bu yazıyı okuyan kişiler olarak bu süreci göremeyeceğimiz kesin…

    karadelik
    Gelelim O, B, A gibi tiplere sahip Güneş’ten büyük kütleli yıldızların kaderine…
    Güneş’ten büyük kütleye sahip olanlarsa tıpkı Güneş benzeri yıldızlarda olduğu gibi başlangıçta anakol evresinden ve kırmızı dev evresinden geçerler fakat bu evreyi yukarıda da söylediğimiz gibi daha hızlı atlatırlar. Güneş’ten en az 7-8 kat büyük kütlede olan bu yıldızlar kırmızı dev evresinde daha fazla nükleer reaksiyon geçirmeye devam ederek oksijen, neon, magnezyum, silisyum gibi ağır elementleri üretirler. Çekirdekteki sıcaklık 1milyar santigrat dereceyi aşar ve son olarak silisyum elementi demire dönüşür. Demir atomları kararlı olduğu için artık başka bir elemente dönüşme ihtimali yoktur ve enerji üretimi durur. Bu durumda kütle çekim kuvveti baskın gelir. Ve o evreye kadar genişlemiş olan yıldızın katmanlarını ani bir patlamayla uzay boşluğuna dağıtır. Patlamayı tetikleyen şeyse yıldızın çekirdeğinin çökmeye ve sıkışmaya başlamasıyla ürettiği şok dalgalarıdır. Yıldızın üst katmanları ‘ani ve darmadağınık’ bir halde uzay boşluğuna fırlattığı bu patlama, ‘süpernova patlaması’ olarak adlandırılır. Patlamayla birlikte ısınan ve çok büyük hızlara ulaşan yıldızın dış katmanları ‘süpernova kalıntısı’ oluşturur. Süpernova patlamasında uzaya saçılan yıldızın dış katmanlarındaki elementler çarpışıp birleşerek (demir bile) demirden daha ağır elementleri oluştururlar. Aslında bugün bizim için çok değerli olan altın, kurşun, uranyum gibi elementler demirden ağır olduğu ve yalnızca uzaydaki yıldızların süpernova patlamasıyla gerçekleştiği için çok değerlidir.  Süpernova patlamasının ardından yıldızın oluşturabileceği iki cisim vardır. Bunlardan biri nötron yıldızı ikincisi ise popüler astronominin konularından biri olan karadeliklerdir.

    yengeç bulutsusu

    Tıpkı deniz fenerinin yaydığı ışık gibi kutuplarından X-ışınları ve radyo dalgaları yayarak hızlı bir şekilde dönerler. Bundan dolayı ‘pulsar’ olarak adlandırılırlar. Madde sıkışmış ve yoğun olduğundan bir kaşık nötron yıldızı maddesinin ağırlığı milyonlarca ton gelebilir. Bir saniyede yüzlerce kez dönebilen pulsarlar vardır. Güneş’ten en az 15-20 kat büyük kütlede olan yıldızlar ise bahsettiğimiz bu evrelerin sonunda sonsuz bir yoğunluk oluşturacak şekilde çöker. Bu çökme ile birlikte bir karadelik oluşur. Samanyolu galaksisi ve diğer galaksiler binlerce karadeliğe ev sahipliği yaparken bilimsel verilere göre merkezlerinde de devasa kütleli bir karadelik barındırırlar. Samanyolu Galaksisi’nin merkezinde olduğu düşünülen karadelik Sagittarius A‘dır. Bu kara delik, yaklaşık 4 milyon Güneş kütlesine sahiptir. 4 milyon Güneş kütlesindeki bir karadelik yaklaşık Güneş büyüklüğünde çapı olan bir top kadar alan kaplar. Herkesin genelde bildiği bir bilgi vardır; karadelikten ışık bile kaçamaz.

    Karadelikleri teleskopla göremeyiz. O halde varlıklarını nasıl anlarız? Yakın çevreleri ile olan etkileşimlerinden. Karadeliklerin içinde neler olduğunu tam olarak bilemiyoruz ama bildiğimiz tek şey orada tekillik olduğu, yani fizik kurallarının işlemediğidir. Karadeliklerin başka evrenlere açılan kapılar olduğu, solucan delikleri vasıtasıyla beyaz delik denilen başka bir gök cismine bağlandığı konusunda teoriler vardır fakat hiçbirinin doğruluğu kanıtlanmış değildir. Peki karadelikler her şeyi çeker mi? Cevabımız, bunun bir sınır vardır bu sınır teoride karadeliğe yaklaşabileceğimiz en yakın sınırı ifade eder. Schwarzschild Yarıçapı ile belirlenen bu mesafe ‘olay ufku’ olarak adlandırılır. Bir karadeliğin olay ufku, o karadeliğin yıldızken çöküp karadelik oluşturmadan önceki kütlesiyle orantılıdır. Olay ufku sınırının içinde kalan her türlü cisim karadelik tarafından çekilir.

    Birçoğunuz ‘tabi ki de çekerdi’ diyebilirsiniz ama öyle değil. Çekmezdi çünkü Güneş’le aynı kütlede bir karadelik olacağı için bu karadeliğin uygulayacağı kütle çekim kuvveti de aynı olacaktı. Şimdi gelelim en önemli kısma. 7 Aralık 2017’de yapılan açıklamalara göre NASA’nın ‘Geniş Alan Kızılötesi Tarayıcısı’ anlamına gelen WISE isimli aracının elde ettiği verilerin Şili’deki Carnegie Gözlemevinde yer alan Magellan teleskobu tarafından teyit edilmesiyle evrenin çok uzak köşelerinde bir karadelik keşfedildi. NASA’nın bir labaratuvarından yapılan açıklamaya göre de bu karadelik Büyük Patlama’dan yaklaşık olarak 690 milyon yıl sonra oluşmuş ve yaklaşık 800 milyon Güneş kütlesinde. (Güneş’in kütlesini anlayabilmemiz için şu örneği verelim: Güneş’in kütlesi Dünya’nın kütlesinin yaklaşık olarak 333.000 katıdır ve Güneş büyük bir yıldız değildir, şimdi Güneş’in kütlesinin 800 milyon katı büyüklüğünde bir karadeliğin kütlesini hayal edebilmek daha kolay olacaktır.) Ayrıca, evrenin ilk zamanlarında oluşmuş kuasar adı verilen oldukça yaşlı bir galaksinin merkezinde bulunurken civarındaki maddeyi de hızla çekerek tüketiyor. 13 milyar ışık yılı uzaklıkta bulunan bu yaşlı devasa karadelik evrenin 13.8 milyar yıl önce oluştuğu göz önüne alındığında, bizleri oldukça geriye götürüyor. Çünkü astronomide ne kadar uzağa bakarsanız o kadar geçmişi görüyorsunuz demektir…

    Reyhan Çelik / Astronom
    Tohum Sayı 160 / Kış 2018

    Yazı kaynağı : www.tohumdergisi.com

    Çocuklar İçin Astronomi: Yıldızların Yaşam Döngüsü

    Çocuklar İçin Astronomi: Yıldızların Yaşam Döngüsü

    Bir yıldız ne kadar yüksek kütleye sahipse, ömrü de ne yazık ki o kadar kısadır. Çünkü büyük kütleli yıldızlar, küçük kütleli yıldızlara göre yakıtlarını daha hızlı tüketirler. Kısa ömürlü dediğimize bakmayın, birkaç bin yıl yaşındaki bir yıldız bile insan ömrüne kıyasla henüz bebek sayılır. Bir yıldızın kütlesini ise yıldızların doğduğu gaz ve tozdan oluşan bulutsuların içindeki madde miktarı belirler.

    Zamanla, kütle çekiminin etkisiyle çekilen hidrojen gazı bulutsuyla birlikte dönmeye başlar. Dönme gittikçe hızlanır, ısı artar ve önyıldız ya da ilkel yıldız olarak da bildiğimiz bebek yıldız oluşur. Dönme ile sıcaklık nihayetinde 15.000.000 santigrat dereceye kadar ulaşır ve bulutun çekirdeğinde iki ağır elementin bir araya gelerek daha ağır bir elementi oluşturduğu nükleer füzyon ya da bir diğer adıyla çekirdek tepkimesi meydana gelir. Bu aşamada önyıldızların, yıldız statüsünü koruyabilmek için sabit bir dengeye ulaşabilmeleri gereklidir. Bu denge, yıldızı sürekli kendi merkezine çekip, çökmeye zorlayan kütle çekim kuvveti ile ısı ve ışığı merkezden uzağa iten gaz basıncı arasındadır. Bu iki inatçı güç arasındaki dengeyi kurabilen ve binlerce, milyonlarca, belki de milyarlarca yıl yaşamak üzere nükleer tepkimelerle açığa çıkan devasa enerjilerle ışıldamaya başlayan yıldızlar, anakol adını verdiğimiz genç ve sağlıklı evrelerine ulaşırlar.

    Anakol evresindeki yıldız parladığında aslında çekirdekteki hidrojen, helyuma dönüştürülür. Çekirdekteki hidrojen kaynağı tükendikçe, çekirdek kararsız hale gelir ve daralmaya başlar. Yıldızın çoğunlukla hidrojenden oluşan dış kabuğu ise genişler ve yıldız artık kırmızı renkte parlar. Kırmızı dev adını verdiğimiz evreye ulaşan yıldızın kırmızı renkte olmasının sebebi anakol evresine kıyasla daha düşük sıcaklığa sahip olmasıyken, dev dememizin sebebi ise dış kabuğunun dışa doğru genişlemiş olmasıdır. Bu evreden sonra ne olacağına ise yıldızın kütlesi karar verir.

    Güneş gibi orta kütleli yıldızların ölümü, yüksek kütleli yıldızlara kıyasla daha sakin gerçekleşir. Kırmızı cüce yıldızlar haricindeki tüm yıldızlar kırmızı dev aşamasına girerler (gökyüzünde çıplak gözle görülebilen yıldızların hiçbiri kırmızı cüce değildir. Kırmızı cüce yıldızları iyi bir dürbün veya teleskopla görebilirsiniz). Kırmızı dev evresindeyken dış kabuktaki hidrojen gazı ve çekirdekteki ısı artmaya devam eder.

    O kadar yüksek miktarda enerji açığa çıkar ki yıldız dış katmanlarını, yıldız rüzgârlarıyla uzaya savurur. Geriye ise genişlemekte olan iyonlaşmış bir gaz bulutuyla çevrelenmiş karbon çekirdek kalır. Bu gaz bulutuna “gezegenimsi bulutsu” adı verilir. Kütle çekimi, yıldızda kalan son maddelerin içe doğru çökmesine ve sıkışmasına neden olur. Çekirdek artık son kalan gazlarını da uzaya üfler. Bu aşama “beyaz cüce” aşamasıdır. Bu aşamadan sonra tüm enerjisi tükenen ve artık soğuyup ısı ve ışık yayamayacak ve katrilyonlarca yıl böyle kalacak olan yıldız kalıntılarına ise “kara cüce” denir.

    Öte yandan, büyük kütleli yıldızlarda süreç çok farklı şekillenir. Kütle çekiminin ve yüksek sıcaklığın etkisiyle karbon atomları yıldızın çekirdeğinde birikmeye başlarlar ve bu sürecin ardından sırasıyla oksijen, neon, magnezyum, silisyum ve nihayetinde demir gibi giderek ağırlaşan element atomları oluşur. Evrendeki en kararlı element olması nedeniyle yüksek sıcaklığa ve kütle çekimine rağmen demir atomları birleşemezler. Bu nedenle sıkışmanın devamı halinde “süpernova” olarak adlandırılan yüksek enerjili bir patlama meydana gelir. Dünyamız da bir süpernova patlaması sonucunda oluşmuştur.  Eğer yıldız çekirdeğinin kütlesi Güneş’ten biraz daha büyükse patlamanın ardından toz bulutlarının gerisinde neredeyse tüm kütlesinin nötronlardan oluşan “nötron yıldızı” kalır. Aşırı sıcak ve manyetiklerdir. Tipik bir nötron yıldızının kütlesi Güneş’in yaklaşık olarak 2 katıdır. Eğer ölmekte olan yıldızın kütlesi Güneş’in 8 katından daha büyükse kendi kütle çekimi tarafından yutulur. Yıldız bu noktada sonsuz kütle çekimine sahip bir “kara delik” formuna kavuşmuştur.

    Nötron yıldızları zamanla yavaşlar ve milyarlarca yıl sonra sönüp giderken, kara delikler ise buharlaşırlar. Ancak tüm bunların gerçekleşmesi ise tahmini olarak evrenimizin yaşının birkaç katı kadar uzun bir zaman dilimi içinde gerçekleşir.

    Özetlemek ve yıldızların yaşam döngüsünü insan ömrü ile kıyaslamak gerekirse; önyıldız; fetüs dönemi, nükleer füzyon ve anakol; bebeklik ve yetişkinlik öncesi dönem, kırmızı dev; orta yaş dönemi, beyaz cüce ve kara delik dönemi için ise yaşlılık ve ölüm diyebiliriz.

    Yazan: Gizem Yıldız Çetin
    Düzenleyen: Kemal Cihat Toprakçı

    Kaynak ve Referanslar:

    Yazı kaynağı : www.kozmikanafor.com

    Yıldızlar Ne Kadar Yaşar ve Nasıl Ölür?

    Yıldızlar-ne-kadar-yaşar-ve-nasıl-ölürGüneş’in 5 milyar yıllık ömrü kaldı ve toplam ömrü 10 milyar yıl. Oysa kırmızı cüceler 100 trilyon yıl yaşayabiliyor ve Güneş’ten 25 kat kütleli en ağır yıldızlar da 8 milyon yılda ömrünü tamamlıyor. Peki neden bazı yıldızlar uzun yaşıyor ve sakince sönüp beyaz cüceye dönüşürken en büyük yıldızlar süpernova halinde patlayarak yok oluyor? Yıldızlar neden ölüyor ve vücudumuzla Dünya’yı oluşturan ağır elementler nereden geliyor? Yıldızların yaşam döngüsünü görelim.

    Yıldızlar nasıl doğar ve yaşlanır?

    Yıldızlararası gaz ve toz bulutları (bulutsular) kendi ağırlığıyla sıkışıp çöktüğü zaman bulutun merkezindeki sıcaklık ve basınç artar. Çekirdek sıcaklığı basıncın da yardımıyla 15 milyon dereceye ulaştığında hidrojen atomları birleşerek helyum atomlarına dönüşmeye başlar. Buna nükleer füzyon deriz ve bir yıldız çekirdeğindeki nükleer füzyon reaksiyonlarıyla tutuşup yanmaya başlar. Kısacası yıldızların ısı ve ışık saçmasını sağlayan yakıt evrendeki en bol ve en hafif element olan hidrojendir.

    Yıldızlar yüzde 75 oranında hidrojen, yüzde 25 helyum ve yüzde 1’den az miktarda diğer elementlerden oluşur. Oysa bir yıldızın kaderi başlangıçta ne kadar ağır, yani teknik ifadesiyle ne kadar kütleli olduğuna bağlıdır. Yıldızlar ne kadar kütleliyse çekirdekleri o kadar çok sıkışır, o kadar sıcak yanar ve hidrojeni o kadar hızlı tüketir. Hidrojen tükenince yıldız hidrojenden sentezlenen helyumu yakmaya başlar. Helyum hidrojenden daha sıcak yanar ve yıldızı genleştirir. Böylece yıldızlar sıcaklık ve çapının kararlı olduğu ana sıralamadan çıkıp ömrünün sonunda kırmızı dev evresine girer.

    Dahası bir yıldız ne kadar sıcaksa hidrojen yakıtını o kadar hızlı tüketir. Dolayısıyla ağır yıldızların ömrü kısa olur. Küçük yıldızlar ise çok daha uzun yaşar. Örneğin Güneşimiz ana sıralama üzerinde orta boy bir yıldız olarak 5 milyar yıl daha yaşayacak. Sonra sakince sönerek dış katmanlarını uzaya üfleyip sönmüş bir çekirdeğe, Dünya boyunda ama yaklaşık Güneş kütlesinde bir beyaz cüceye dönüşecek. Siz de herhangi bir astronomi kitabında yıldızların yaşam döngüsüyle ilgili bu özet bilgileri bulabilirsiniz.

    Ancak bu yazıda farklı yapacağım:

    İlgili yazı: Gerçek Adem: ilk insan ne zaman yaşadı?

    Yıldızlar-ne-kadar-yaşar-ve-nasıl-ölür

    Yıldızlar neden ölür?

    Hidrojen efsanesini çürütmek için bir yıldızın ve ana sıralama üzerinde olmasının ne demek olduğunu kısaca görelim: Yıldızlar nükleer ateşle yanan dev gaz toplarıdır. Bunlar o kadar ağırdır ki hepsi kendi içine çökerek nötron yıldızı ve kara delik olma eğilimi gösterir. Ancak, yıldız çekirdeğinin ısısı yıldızı oluşturan gazları ısıtarak genleştirir. Böylece yıldız bir yandan kendi içine çökmek isterken diğer yandan da genişleyerek uzaya seyrek bir bulut halinde dağılmak ister.

    Sıcaklığa bağlı genleşme ile yerçekimine bağlı çökme arasındaki dengeyi tutturan yıldızlar… yaşarlar. Güneşimiz de onlardan biridir ve biz bu denge haline ana sıralama üzerinde olmak deriz. Güneşimiz 5 milyar yıl daha ana sıralama üzerinde kalacak ve yukarıda dediğimin tersine çöküp nötron yıldızı olmayacak; çünkü ana sıralamadan çıktığında kırmızı deve dönüşecek:

    Özetle çapı genişleyecek ve yüzey alanı arttığı için yüzey sıcaklığı azalacak. Işığı kırmızıya kayacak ve iri cüssesiyle birlikte kırmızı dev adını bundan alıyor olacak. Dahası balon gibi şiştiği için bir anlamda içi boşalacak. Gaz yoğunluğu azalırken yerçekimi zayıflayacak ve helyum yakan çekirdeğin sağladığı yüksek sıcaklığın genleşme basıncı sayesinde dış gaz katmanlarına artık tutunamıyor olacak. Ölmek üzere olan şişkin Güneş gaz kaçırmaya başlayacak ve dış katmanlarını zamanla uzaya salarak küçülecek.

    Füzyonun durması

    Sonuçta yaşlanan çekirdek helyumdan sonra karbon ve oksijen atomlarını sentezleyecek; ama Güneş’in başlangıç kütlesi yeterli olmadığı için oksijenden daha ağır atomlar sentezleyemeyecek ve nükleer füzyon durunca sönecek.

    İlgili yazı: İnternetinizi Uçuracak En İyi 10 Modem

    Buraya kadar sorun yok

    Ancak, biz yıldızların hidrojen yakıtını tüketmesini yanlış anlıyoruz. Aslında bütün yıldızlarda 100 trilyon yıl yetecek kadar hidrojen vardır. Unuttunuz mu? Yıldızların yüzde 75’i hidrojenden oluşuyor. Öyleyse yıldız çekirdeği neden yıldızın tamamını yakamıyor? Bunun sebebi Güneş kütlesinin binde 8’i ila yüzde 60’ı kadar olan kırmızı cüceler dışındaki yıldızların içyapısının, tıpkı Dünya’nın içinin kat kat olması gibi ısıl olarak farklılaşmış olmasıdır ki yıldızlar şu şekilde yanarlar:

    Çekirdek en dipteki hidrojeni yakar fakat dış hidrojen katmanlarının basıncı nükleer füzyon için gerekenden düşük olduğu için söner. Sönünce büzülür ve yerçekimi artar. Böylece dışta kalan bir miktar hidrojeni daha çekip yakmaya başlar. Bu nedenle yıldızlar yaşlandıkça sıcaklığı ve parlaklığı artar, aynı zamanda gittikçe büyümeye başlarlar. Nitekim Güneşimiz 1 milyar yıl sonra Dünya’nın okyanuslarını buharlaştırıp hayatı yok edecek kadar sıcak olacak (yüzde 10 daha parlak olacak).

    Oysa Güneşimizin iç katmanları arasında kesin sıcaklık farkları vardır. Bu da yaşlandıkça küçülen çekirdeğin dıştaki bütün hidrojene erişmesini engeller. Kırmızı cücelerden büyük olan yıldızlar sahip olduğu hidrojenin ancak küçük bir miktarını yakabilirler ve ne kadar kütleliyseler (süpernova adayı mavi süper devler gibi) çekirdeğin erişebileceği hidrojeni o kadar hızlı yakarlar. Bu yüzden 100 trilyon yıl yetecek hidrojeni olsa bile bunu yakamayarak söner ya da birkaç milyon yılda patlarlar.

    Uzun ömür

    Kırmızı cüceler ise çekirdek ısısının kesintisiz olarak bütün yıldıza yayılacağı kadar küçüktür. Üstelik çekirdekleri düşük sıcaklıkta yanar. Böylece hem hidrojeni 1 km’de 4 litre benzin yakan tasarruflu bir araba gibi koklayarak tüketir hem de zamanla yıldızın tamamını nükleer füzyonla yakar. Bu sayede kırmızı cüceler 1 trilyon ile 100 trilyon yıl yaşarlar. Bizim de soyumuz tükenmezse uzak gelecekte evrende soğuktan dönüp ölmemek için kırmızı cücelerin yörüngesindeki gezegenlerde yaşayacağız.

    İlgili yazı: Kodlama İçin En Gerekli 16 Programlama Dili

    Peki yıldızlar neden patlıyor?

    Bir yıldız ne kadar kütleliyse çekirdeği de o kadar ağırdır ve sönünce kendi içine daha fazla çökmek ister. Aslında çekirdek büzülüp küçülürken yerçekimi artar ve çekirdeğin üstüne daha çok madde çekip büzülmesini sağlayan pozitif besleme etkisi yaratabilir. Beyaz cücelerin çöküp nötron yıldızına dönüşmesini önleyen şey atomları saran elektronların basıncıdır:

    Çekirdek plazması o kadar sıcaktır ki bütün elektronlar atomlardan kopmuş ve atom çekirdekleri çıplak kalmıştır. Elektronlar çekirdeklerin çevresinde serbestçe yüzer ama eş yükler birbirini ittiğinden daha fazla sıkışıp çökmeye de direnç gösterirler. İşte bu beyaz cücelerin nötron yıldızına dönüşmesini önler.

    Bu durumda elektronlar sıkışarak atom çekirdeklerinin üstüne çöker, protonlarla birleşip nötronları oluşturur. En azından nötron yıldızının dış çekirdeği neredeyse tamamen nötronlardan oluşur. Bu sebeple nötron yıldızları 10 km çapa kadar küçülebilir, bir yıldız kalıntısı inanılmaz derecede küçük olur.

    Yıldızlar nasıl kara delik oluyor?

    Yıldız 30 Güneş kütlesinde veya daha ağırsa nötronlar ve yüksek basınçta ezilirler. Çekirdeğin çökmesini artık hiçbir şey durduramaz ve yıldız kara deliğe dönüşür. Genellikle yıldızlar süpernova halinde patlayarak nötron yıldızı veya kara deliğe dönüşürler ama bazıları o kadar ağırdır ki patlamadan direkt çökerek kara delik olurlar. Peki yıldızlar nasıl patlar?

    İlgili yazı: 5 Soruda Paralel Evrenler

    Yıldızlar aslında patlayamazdı

    Yukarıda hidrojen okul efsanesini çürüttük. Şimdi de yıldızlar süpernova halinde patlar efsanesini çürütelim. Tabii ki yıldızlar patlar! Ancak, neden patladıkları okullarda yanlış öğretiliyor; çünkü bunun sebebini anlamak için üniversite seviyesini beklemek gerekiyor. Aşırı basitleştirme başa bela oluyor.

    Yıldızların neden patladığını anlamak için 25 Güneş kütlesindeki bir yıldızı ele alalım. Süpernova patlamasının ardından bu yıldızın çekirdeği büyük olasılıkla bir nötron yıldızına dönüşecektir. 25 Güneş kütlesindeki yıldız yaklaşık 5 milyon yıllık ömrünü tamamladığında tıpkı Güneş gibi çekirdeğinde karbon ve oksijen sentezlemiş olacaktır. Oysa yıldız o kadar ağırdır ki çekirdek Güneş’ten çok daha fazla sıkışarak daha ağır elementler sentezlemeye devam eder.

    Böyle bir yıldız 600 yılda karbon yakmayı bitirir. 1 yıl neon yakar ve 6 ay içinde oksijen yakmayı durdurur. Her seferinde çekirdek daha da büzülür ve sıcaklığı artar. Çekirdek sıcaklığı 3 milyar dereceye ulaştığında silisyum yakarak bundan demir atomları sentezler. Demir füzyonu da mümkündür ama demir daha büyük atomlara dönüşürken enerji üretmez, enerji tüketir. Böylece çekirdekteki füzyon birden durur ve çekirdek soğuyarak gittikçe büzülmeye başlayıp çekirdek çökmeli süpernova üretir.

    İlgili yazı: Virüsler Canlı mı ve RNA Yaşamın kökeni mi?

    Yıldızlar-ne-kadar-yaşar-ve-nasıl-ölür

    Yıldızlar ne kadar hızlı çöker?

    Demir çok kararlı bir atomdur ve bu yüzden demir füzyonu için gereken enerji demir füzyonunun üreteceği enerjiden fazladır. Sonuçta enerji üretimi durur, çekirdek söner ve neredeyse ışık hızında çökmeye başlar. 1500 Güneş çapındaki bir yıldızın sadece 8000 km çapındaki demir çekirdeğinin, ışık hızının yüzde 99’u ile saniyenin milyarda birinde 20 km çapına indiğini düşünün. Bu sırada atomlar o kadar sıkışır ki sıcaklık 100 milyar dereceye çıkar ve bu da yıldızı patlatır.

    Gerçi bu bile tek başına yıldızı patlatmaya yetmez ama çekirdek çökerken yerçekimi artar ve üstten gelen dış gaz katmanları da çekirdeğe eklenmeye çalışır. Oysa bu imkansızdır. Üstten gelen gaz alttaki gaza o kadar hızlı çarpar ki yüksekten düşünce suyun beton etkisi yapması gibi bir şok dalgası oluşur. Gazın geri tepmesi 100 milyar derecelik sıcaklığa eklenerek yıldızı patlatır.

    Yıldızın dış katmanları bizimki gibi yeni güneş sistemleri oluşturmak üzere uzaya saçılır. Kısacası vücudumuz ile Dünyamızı oluşturan ağır elementleri patlayan yıldızlar çekirdeklerinde ve patlama sırasında üretir. Bu yüzden bizler kozmos belgeselinin sunucu Carl Sagan’ın dediği gibi yıldız tozuyuz. Güzel hikaye, bizi var eden hikaye, evrenin en azından kimyasal olarak 9,7 milyar yıldır hayata elverişli olmasını sağlayan bir hikaye ama hiç gerçekleşmemesi gerekiyor!

    Neden patlıyor o zaman?

    Normalde neon çok kararlı bir elementtir. Başka atomlarla kaynaşarak daha ağır atomlar üretmemesi beklenir ama neon Dünya’da hemen hemen her şeyle reaksiyona giren çok aktif bir elementtir. Aslında 8 Güneş kütleli bir yıldızın çekirdeği 1,4 Güneş kütlesine eriştiği zaman (Chandrasekhar limiti) yeni bir süreç başlıyor. Buna elektron yakalama süreci diyoruz. Yamyam elektronlar ölmekte olan yıldızları içten içe kemirip tüketiyor. Kuantum fiziği gariplikleri sayesinde:

    İlgili yazı: Yapay Zeka Nedir ve Nasıl Çalışır?

    esi benzeri gorulmemis bir supernova patlamasi kesfedildi 1565980622

    Yıldız yiyen elektronlar

    Yıldız çekirdeğindeki neon atomları daha büyük atomlar halinde kaynaşmak için elektronları kullanmıyor. Elektronları kullanarak atomik yapısını tümüyle değiştiriyor! Yıldız çekirdeğindeki yüksek sıcaklık ve basınç elektron yakalamayı başlatıyor. Peki elektron yakalama ne demek?

    Nasıl ki yıldızların çekirdeği asla nükleer füzyon başlatacak kadar yüksek sıcaklık ve basınç üretemez ama kuantum tünelleme füzyonu başlatır, yaşlı yıldızların neondan ağır elementler üretebilmesinin sebebi de elektron yakalamadır. Bu kez kuantum fiziği garipliği olarak zayıf nükleer kuvvetten kaynaklanan radyoaktif bozunum devreye girer. Adı ters gelebilir ama elektron yakalama bir tür radyoaktif bozunmadır. Şöyle ki neon atomları füzyona 10 proton ve 10 nötronla başlar:

    Çökmeyle sıcaklık, basınç, yerçekimi artar ve çekirdeğin daha ağır elementler sentezlemesinin önü açılır. Kısacası orta boy yıldızların (8-10 Güneş kütleli) patlamasının sebebi elektron yakalamadır. Daha ağır yıldızlar muazzam yüksek basınç oluşturan çekirdekleriyle neon engelini zaten aşarlar. Yine de orta boy yıldızların patlaması çok önemlidir! Yoksa daha az sayıda süpernova yaşanır ve bu da hem yeni yıldız sistemlerinin oluşumunu yavaşlatır hem de evrende daha az ağır element üretilmesini sağlardı. O zaman da yaşama elverişli kayalık gezegenler nadir olur ve yaşam ortaya çıkmazdı.

    Sonsöz

    Peki Dünya’da hayat nasıl ortaya çıktı? Onu da şimdi görebilir ve yıldızların ölümü derken kelimesi kelimesine evrenin en garip yıldızları olan nötron yıldızlarına bakabilirsiniz. Bilinen en büyük yıldız UY Scuti’ye göz atarak süper kırmızı dev Antares yüzeyindeki detayları nasıl fotoğrafladığımızı inceleyebilirsiniz. Kırmızı dev Betelgeuse yıldızı nasıl patlayacak diye sorarak yıldız depremlerinin uzaydaki üç gizemi nasıl çözdüğünü öğrenebilirsiniz. Peki ya sürekli patlayan beyaz cüce yıldız ve uzaya yıldız fırlatmanın en ilginç 3 yolu? En iyisi merakınızı kendi hızınızda giderin. İyi bayramlar!

    Süpernova nasıl patlar?


    1Evolution of ONeMg Core in Super-AGB Stars toward Electron-capture Supernovae: Effects of Updated Electron-capture Rate
    2The Crab Nebula’s progenitor

    Yazı kaynağı : khosann.com

    Yorumların yanıtı sitenin aşağı kısmında

    Ali : bilmiyorum, keşke arkadaşlar yorumlarda yanıt versinler.

    Yazının devamını okumak istermisiniz?
    Yorum yap