Yıldızlar nasıl ölüyor?

Yıldızların yazgısı kütlelerine baÄŸlı. ‘Kahverengi cüceler’e dönüşen en küçükleri sönük bir sonla ömürlerini tamamlarken dev yıldızlar nötronlu yıldızlara, giderek kara deliklere dönüşmeden önce kaosta can çekiÅŸiyorlar.Bir okurumuzun Dr. Yanıt’a yönelttiÄŸi ‘Yıldızlar nasıl ölüyor’ sorusu, Antik çaÄŸlardan beri insanoÄŸlunun kafasını meÅŸgul ediyor. Binlerce yıl boyunca bilim adamları, mürekkep yalamış insanlar yıldızların ölümünün sırrını çözmeye çalışırken, belli baÅŸlı üç teori geliÅŸtirdiler: Ayrışma, yavaÅŸ ölüm ve ateÅŸle tutuÅŸma. Ancak yıldızların ölümünün denklemleÅŸtirilmesi 30’lu yıllara rastlar. O dönemde, nükleer fizik sayesinde yıldızların merkezinin termonükleer bir füzyon reaktörüne benzediÄŸi ortaya konuldu. 1939 yılında, Amerikalı fizikçi Hans Bethe yıldızların temel enerji kaynağının, hidrojenin helyuma termonükleer füzyonu olduÄŸunu, bu süreçte dört hidrojen atomunun bir helyum atomuna ve enerjiye dönüştüğünü gösterdi. Daha somut bir ifadeyle, yıldızlar milyonlarca hatta milyarlarca yıl boyunca biçimlerini deÄŸiÅŸtirmiyorlar. Bunları kendi kendilerine çöküşe zorlayan yerçekimiyle, termonükleer tepkimelerin serbest bıraktığı enerjiden kaynaklanan ve maddeyi dışarıya doÄŸru iten basınç dengededir. Sorunun yanıtını bulduÄŸumuz Science at Vie isimli bilim dergisinin Åžubat sayısına göre, ancak yıldızın merkezindeki hidrojen rezervi tükenmeye baÅŸladığında her ÅŸey daha karmaşık bir hal alıyor. Yıldız dengesini yitiriyor ve kütlesi kaotik yazgısına hükmetmeye baÅŸlıyor: Kırmızı dev bir yıldıza, beyaz cüce bir yıldıza, süpernovaya v.s. dönüşüyor. Ömür tamamlamak1911 yılında Danimarkalı Ejnar Hertzsprung, her yıldızı türüne ve mutlak manyetizmasına (parlaklığıyla ilgili ölçüm birimi) göre tasnif eden iki boyutlu bir diyagram geliÅŸtirerek yıldızları sınıflandıma iÅŸlemini daha da geliÅŸtirdi. Henry Norris Russell’ın da keÅŸfettiÄŸi bu diyagram yıldızların ölümüyle ilgili araÅŸtırmaların temel taşı oldu. Bu tarihten itibaren, yıldızların ölümüne yönelik tüm gözlemler ünlü HR diyagramı (Hertzsprung-Russell) çerçevesinde deÄŸerlendirildi. Peki yıldızlar ömürlerini tamamladıklarında neler oluyor? Ä°ÅŸte burada iÅŸler karışıyor çünkü her ÅŸey yıldızın kütlesine baÄŸlı. Günümüzde geçerli olan teorilere göre çok hafif kütleli (Güneş’inkinin onda birinden daha az) yıldızları hiç de görkemli olmayan bir son bekliyor. Birkaç milyon yıl sonra, bunlar kendilerine parlaklık saÄŸlayan termonükleer füzyonu besleyen yeteri miktarda hidrojen içermediklerinden, ısı yayarak yavaÅŸ yavaÅŸ kendi kendilerine sönüyorlar. Kızılötesindeki termik radyasyonlar sönmekte olan yıldıza kahverengimsi bir renk veriyorlar. Bu kahverengi cücelerin parıltısı çok az olduÄŸundan gerektiÄŸi gibi gözlemlenemiyor.20 milyon dereceAncak yıldızların büyük bir bölümü genelde büyük bir kütleye sahip. Bunlar hidrojenlerinin yaklaşık yüzde 12’sini tükettiklerinde merkezde yakıt sıkıntısı baÅŸlıyor. Konsantre katmanlarla, hidrojen ‘kabuÄŸu’ yerçekiminin etkisi altında büzüşüyor ve yeni bir yanma süreci baÅŸlayıp merkeze eklenen helyumu oluÅŸturuyor. BitiÅŸik hidrojen katmanları yavaÅŸ yavaÅŸ harekete geçerken hidrojen füzyonu yayılan ve daha dış katmanların genleÅŸmesine yol açan bir radyasyon basıncı oluÅŸturuyor.Yıldız büyüdükçe yüzey soÄŸuyor. Bu noktada, yıldız kırmızı dev bir kütleye dönüşüyor. Merkez ise helyum füzyonunu harekete geçirip karbon ve hidrojen üretimini saÄŸlayacak kadar ısınıyor. Enerji debisi, dev yıldızı birkaç yüz milyon yıl boyunca kararlı hale getiriyor, bu sürenin sonunda yıldızın kaderini yeniden kütlesi belirliyor. 8 güneÅŸ ağırlığıEÄŸer bu kütle 8 güneÅŸ ağırlığını geçmiyorsa helyum yanması, karbon ve oksijenden oluÅŸan bir merkez kalıncaya kadar sürüyor. Bu merkezin kütlesi 1.4 güneÅŸ kütlesini aÅŸmıyor ve sıcaklık karbonun yanacağı bir düzeyde kalıyor. Bu durumda yıldız, etkili yıldız fırtınalarının (parçacık akışı) yüzeysel katmanları söktükleri bir dengesizlik sürecinden geçiyor. Bu kopan katmanlar kaçıp ışımalarla yıkanan, son derece çarpıcı ancak kısa ömürlü bir gezegen nebulası oluÅŸturuyorlar: Ortalama 100.000 yıl içinde genleÅŸen gaz, uzayda dağılıyor. Yıldızdan arta kalan ise yoÄŸunlaşıp beyaz bir cüce yıldız doÄŸruruyor. Bu ‘kadavra’, yerçekimine karşı çıkan bir basınç oluÅŸturan ‘bozulmuÅŸ elektronik madde’yi Äž buradaki özgül ağırlık o derece ki elektronlar atom çekirdekleri etrafındaki yörüngelerini terk ediyorlar Äž içeriyor. Sonuçta, cüce beyaz yıldız kararlı bir hale gelip milyarlarca yıllık bir süreçte soÄŸuyor. Ä°ki yıldızlı bir sisteme katılmadığı ve eÅŸinin zarının maddesini ‘içine çekmediÄŸi’ sürece parçalanma tehlikesi yok. Aksi takdirde, tip Ia süpernova oluÅŸuyor. Ağır elementlerin oluÅŸumuDev bir yıldız (yaklaşık olarak 8 güneÅŸ kütlesinden fazla) kırmızı bir kütle eÅŸiÄŸine geldiÄŸinde neler oluyor? Bu kez, merkezdeki sıcaklık artışı karbonun termonükleer füzyonunu harekete geçiriyor. Kaotik ve parıldayan bir süreç olan yıldızın can çekiÅŸmesi füzyon tepkimelerinin evrelerini deÄŸiÅŸtirerek daha ağır elementlerin oluÅŸumuna (neon, kobalt, silisyum v.s.), büzüşme ve sıcaklık artışı evrelerine yol açıyor. Bu noktada yıldız, soÄŸan kabuklarını andıran bir yapıya bürünüyor, ağır maddeler merkezde, hafifler (helyum, hidrojen) ise yüzeyde toplanıyor.Merkezdeki yakıtın tümü demir ve nikele dönüştüğünde nihai sıçrayış gerçekleÅŸiyor. Artık füzyon olasılığı ortadan kalktığından felaket senaryoları gündeme geliyor. Ä°lk önce, kütle 1.4 güneÅŸ kütlesi gibi kritik bir eÅŸiÄŸe geldiÄŸinde saniyeden daha kısa bir sürede her ÅŸey altüst oluyor: İç katmanlar çöküp üst katmanları da beraberinde sürüklüyor. Merkez o kadar komprime ki atom çekirdekleri arasındaki uzaklık yok oluyor, protonlar (çekirdekteki pozitif parçacıklar) elektronları (çekrideÄŸin etrafındaki negatif parçacıklar) ele geçiriyor ve nötronlara (nötr parçacıklar) dönüşüyor.Pulsardan karadeliÄŸeBu yoÄŸunlaÅŸma en üst düzeye çıktığında alttaki katmanların çöküşü ÅŸok dalgasına neden olan bir sıçrayış gerçekleÅŸtiriyor. Bir saniyede, bu katmanlar büyük bir patlamayla üfleniyor ve tip II a süpernova oluÅŸuyor. Geriye küçük yarıçaplı (30 km) ancak son derece yoÄŸun ve hızlı rotasyonlu, nötronlu bir yıldız kalıyor. Bu yıldız manyetik alanının ekseninde, kendisiyle aynı zamanda dönen ve uzayı tarayan bir ışınım demeti yayıyor. Bu fenomen de pulsar olarak adlandırılıyor.Ancak teoride daha devasa kütleli yıldızlar için daha farklı bir yazgı öngörülüyor. Süpernovanın patlamasının ardından, demir ve arta kalan nikelden oluÅŸan merkez 3 güneÅŸ kütlesinden büyükse kendi üzerinde çöküyor ancak kararlı hale gelmiyor: Sonsuz bir özgül ağırlığa kavuÅŸuncaya kadar yoÄŸunlaÅŸmayı sürdürüyor. Çekim kuvveti öyle bir hale geliyor ki hiçbir ÅŸey hatta ışık bile kaçamıyor. Yıldız, doÄŸrudan gözlenmesi mümkün olmadığı için son derece teorik bir nesne olan ‘kara deliÄŸe’ dönüşüyor.8 MÄ°LYAR YIL İÇİNDE GÃœNEŞİMÄ°ZÄ°N SONU NEBULA OLACAK5 milyar yıl önce doÄŸan GüneÅŸ ömrünün ortasında. Merkezdeki hidrojen füzyonu yüz milyonlarca ton hidrojeni her saniye helyuma dönüştürüyor. Bu tempo sürerse, yakıtın 7.5 milyar yılda tükenmesi gerekiyor: Böylece GüneÅŸ kırmızı bir deve dönüşüp, boyutu Venüs ve Merkür’ün ve de kuÅŸkusuz Dünya’nın Äžancak gezegenimiz çoktan kendi yoÄŸun ışınımının etkisi altında ‘kızarmış’ olacakÄž yörüngesini kaplayacak. Yarım milyar yıl sonra, etrafında bir gezegen nebulası oluÅŸturacak gazlı bir zarı çıkaracak. Geriye, sönmesi milyarlarca yıl sürecek beyaz bir cüce kalacak. 1. Yıldız ÅŸiÅŸiyorYıldız merkezdeki hidrojeni tükettiÄŸinde helyum, karbon, neon gibi baÅŸka elementlere saldırıyor. Her aÅŸamada merkezdeki sıcaklık artıyor ve dış katmanlar tutuÅŸuyor. Işınımlı enerjiyle yerçekimi arasındaki denge kesiliyor. Sonuçta, yıldız dev bir kızıl kütleye dönüşüyor...2. Her ÅŸey baÅŸlangıçtaki kütleye baÄŸlıYıldızın kütlesi 8 güneÅŸ kütlesine eÅŸit ya da bu kütlenin üzerindeyse, dev kırmızı yıldız büyüyüp kırmızı bir süpernovaya dönüşüyor. Ancak 8 güneÅŸ kütlesinin altında bir ağırlık söz konusuysa, yıldızın zarının maddesi yerçekimi kuvvetinden kurtulup akıntıya kapılıyor: Yıldız bir gezegen nebulasına dönüşüyor.3. Ä°htiÅŸamlı ya da sönük bir sonFüzyon reaksiyonları bittiÄŸinde radyasyon kuvveti yerçekimi kuvvetine karşı çıkmıyor. Yıldız çöküyor. 8 güneÅŸ kütlesinin üzerinde bir kütle söz konusuysa zarf hızla büzüşüp merkezde yeniden alevleniyor: Bu, süpernova olarak tanımlanıyor. Merkez ışımaya yol açan (pulsar) nötronlu bir yıldıza dönüşerek kararlı hale geliyor, çok yoÄŸunsa kara deliÄŸe dönüşüyor. 8 güneÅŸ kütlesinden daha küçük bir yıldız beyaz cüce olarak adlandırılan hareketsiz bir nesne meydana getiriyor; bu, daha sonra kahverengi bir cüceye dönüşüyor.Â