Yıldızlar nasıl ölüyor?
Güncelleme Tarihi:
Oluşturulma Tarihi: Haziran 17, 2004 20:58
Yıldızların yazgısı kütlelerine bağlı. ‘Kahverengi cüceler’e dönüşen en küçükleri sönük bir sonla ömürlerini tamamlarken dev yıldızlar nötronlu yıldızlara, giderek kara deliklere dönüşmeden önce kaosta can çekişiyorlar.
Bir okurumuzun Dr. Yanıt’a yönelttiği ‘Yıldızlar nasıl ölüyor’ sorusu, Antik çağlardan beri insanoğlunun kafasını meşgul ediyor.
Binlerce yıl boyunca bilim adamları, mürekkep yalamış insanlar yıldızların ölümünün sırrını çözmeye çalışırken, belli başlı üç teori geliştirdiler: Ayrışma, yavaş ölüm ve ateşle tutuşma.
Ancak yıldızların ölümünün denklemleştirilmesi 30’lu yıllara rastlar. O dönemde, nükleer fizik sayesinde yıldızların merkezinin termonükleer bir füzyon reaktörüne benzediği ortaya konuldu.
1939 yılında, Amerikalı fizikçi Hans Bethe yıldızların temel enerji kaynağının, hidrojenin helyuma termonükleer füzyonu olduğunu, bu süreçte dört hidrojen atomunun bir helyum atomuna ve enerjiye dönüştüğünü gösterdi.
Daha somut bir ifadeyle, yıldızlar milyonlarca hatta milyarlarca yıl boyunca biçimlerini değiştirmiyorlar. Bunları kendi kendilerine çöküşe zorlayan yerçekimiyle, termonükleer tepkimelerin serbest bıraktığı enerjiden kaynaklanan ve maddeyi dışarıya doğru iten basınç dengededir.
Sorunun yanıtını bulduğumuz Science at Vie isimli bilim dergisinin Şubat sayısına göre, ancak yıldızın merkezindeki hidrojen rezervi tükenmeye başladığında her şey daha karmaşık bir hal alıyor. Yıldız dengesini yitiriyor ve kütlesi kaotik yazgısına hükmetmeye başlıyor: Kırmızı dev bir yıldıza, beyaz cüce bir yıldıza, süpernovaya v.s. dönüşüyor.
Ömür tamamlamak
1911 yılında Danimarkalı Ejnar Hertzsprung, her yıldızı türüne ve mutlak manyetizmasına (parlaklığıyla ilgili ölçüm birimi) göre tasnif eden iki boyutlu bir diyagram geliştirerek yıldızları sınıflandıma işlemini daha da geliştirdi. Henry Norris Russell’ın da keşfettiği bu diyagram yıldızların ölümüyle ilgili araştırmaların temel taşı oldu. Bu tarihten itibaren, yıldızların ölümüne yönelik tüm gözlemler ünlü HR diyagramı (Hertzsprung-Russell) çerçevesinde değerlendirildi.
Peki yıldızlar ömürlerini tamamladıklarında neler oluyor? İşte burada işler karışıyor çünkü her şey yıldızın kütlesine bağlı.
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 sağlayan termonükleer füzyonu besleyen yeteri miktarda hidrojen içermediklerinden, ısı yayarak yavaş yavaş kendi kendilerine sönüyorlar.
Kızılötesindeki termik radyasyonlar sönmekte olan yıldıza kahverengimsi bir renk veriyorlar. Bu kahverengi cücelerin parıltısı çok az olduğundan gerektiği gibi gözlemlenemiyor.
20 milyon derece
Ancak yıldızların büyük bir bölümü genelde büyük bir kütleye sahip. Bunlar hidrojenlerinin yaklaşık yüzde 12’sini tükettiklerinde merkezde yakıt sıkıntısı başlıyor. Konsantre katmanlarla, hidrojen ‘kabuğu’ yerçekiminin etkisi altında büzüşüyor ve yeni bir yanma süreci başlayıp merkeze eklenen helyumu oluşturuyor.
Bitişik hidrojen katmanları yavaş yavaş harekete geçerken hidrojen füzyonu yayılan ve daha dış katmanların genleşmesine yol açan bir radyasyon basıncı oluşturuyor.Yıldız büyüdükçe yüzey soğuyor. Bu noktada, yıldız kırmızı dev bir kütleye dönüşüyor.
Merkez ise helyum füzyonunu harekete geçirip karbon ve hidrojen üretimini sağlayacak kadar ısınıyor. Enerji debisi, dev yıldızı birkaç yüz milyon yıl boyunca kararlı hale getiriyor, bu sürenin sonunda yıldızın kaderini yeniden kütlesi belirliyor.
8 güneş ağırlığı
Eğer bu kütle 8 güneş ağırlığını geçmiyorsa helyum yanması, karbon ve oksijenden oluşan bir merkez kalıncaya kadar sürüyor. Bu merkezin kütlesi 1.4 güneş kütlesini aşmıyor 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 oluşturuyorlar: Ortalama 100.000 yıl içinde genleşen gaz, uzayda dağılıyor. Yıldızdan arta kalan ise yoğunlaşıp beyaz bir cüce yıldız doğruruyor. Bu ‘kadavra’, yerçekimine karşı çıkan bir basınç oluşturan ‘bozulmuş elektronik madde’yi Ğ buradaki özgül ağırlık o derece ki elektronlar atom çekirdekleri etrafındaki yörüngelerini terk ediyorlar Ğ içeriyor.
Sonuçta, cüce beyaz yıldız kararlı bir hale gelip milyarlarca yıllık bir süreçte soğuyor. İki yıldızlı bir sisteme katılmadığı ve eşinin zarının maddesini ‘içine çekmediği’ sürece parçalanma tehlikesi yok. Aksi takdirde, tip Ia süpernova oluşuyor.
Ağır elementlerin oluşumu
Dev bir yıldız (yaklaşık olarak 8 güneş kütlesinden fazla) kırmızı bir kütle eşiğine geldiğinde neler oluyor? Bu kez, merkezdeki sıcaklık artışı karbonun termonükleer füzyonunu harekete geçiriyor.
Kaotik ve parıldayan bir süreç olan yıldızın can çekişmesi füzyon tepkimelerinin evrelerini değiştirerek daha ağır elementlerin oluşumuna (neon, kobalt, silisyum v.s.), büzüşme ve sıcaklık artışı evrelerine yol açıyor.
Bu noktada yıldız, soğan kabuklarını andıran bir yapıya bürünüyor, ağır maddeler merkezde, hafifler (helyum, hidrojen) ise yüzeyde toplanıyor.
Merkezdeki yakıtın tümü demir ve nikele dönüştüğünde nihai sıçrayış gerçekleşiyor. Artık füzyon olasılığı ortadan kalktığından felaket senaryoları gündeme geliyor. İlk önce, kütle 1.4 güneş kütlesi gibi kritik bir eşiğe geldiğinde saniyeden daha kısa bir sürede her şey 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 (çekrideğin etrafındaki negatif parçacıklar) ele geçiriyor ve nötronlara (nötr parçacıklar) dönüşüyor.
Pulsardan karadeliğe
Bu yoğunlaşma en üst düzeye çıktığında alttaki katmanların çöküşü şok dalgasına neden olan bir sıçrayış gerçekleştiriyor. Bir saniyede, bu katmanlar büyük bir patlamayla üfleniyor ve tip II a süpernova oluşuyor. Geriye küçük yarıçaplı (30 km) ancak son derece yoğun 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 oluşan merkez 3 güneş kütlesinden büyükse kendi üzerinde çöküyor ancak kararlı hale gelmiyor: Sonsuz bir özgül ağırlığa kavuşuncaya kadar yoğunlaşmayı sürdürüyor.
Çekim kuvveti öyle bir hale geliyor ki hiçbir şey hatta ışık bile kaçamıyor. Yıldız, doğrudan gözlenmesi mümkün olmadığı için son derece teorik bir nesne olan ‘kara deliğe’ dönüşüyor.
8 MİLYAR YIL İÇİNDE GÜNEŞİMİZİN SONU NEBULA OLACAK
5 milyar yıl önce doğan Güneş ömrünün ortasında. Merkezdeki hidrojen füzyonu yüz milyonlarca ton hidrojeni her saniye helyuma dönüştürüyor. Bu tempo sürerse, yakıtın 7.5 milyar yılda tükenmesi gerekiyor: Böylece Güneş kırmızı bir deve dönüşüp, boyutu Venüs ve Merkür’ün ve de kuşkusuz Dünya’nın Ğancak gezegenimiz çoktan kendi yoğun ışınımının etkisi altında ‘kızarmış’ olacakĞ yörüngesini kaplayacak. Yarım milyar yıl sonra, etrafında bir gezegen nebulası oluşturacak gazlı bir zarı çıkaracak. Geriye, sönmesi milyarlarca yıl sürecek beyaz bir cüce kalacak.
1. Yıldız şişiyor
Yıldız merkezdeki hidrojeni tükettiğinde helyum, karbon, neon gibi başka elementlere saldırıyor. Her aşamada merkezdeki sıcaklık artıyor ve dış katmanlar tutuşuyor. Işınımlı enerjiyle yerçekimi arasındaki denge kesiliyor. Sonuçta, yıldız dev bir kızıl kütleye dönüşüyor...
2. Her şey başlangıçtaki kütleye bağlı
Yıldızın kütlesi 8 güneş kütlesine eşit ya da bu kütlenin üzerindeyse, dev kırmızı yıldız büyüyüp kırmızı bir süpernovaya dönüşüyor. Ancak 8 güneş kütlesinin altında bir ağırlık söz konusuysa, yıldızın zarının maddesi yerçekimi kuvvetinden kurtulup akıntıya kapılıyor: Yıldız bir gezegen nebulasına dönüşüyor.
3. İhtişamlı ya da sönük bir son
Füzyon reaksiyonları bittiğinde radyasyon kuvveti yerçekimi kuvvetine karşı çıkmıyor. Yıldız çöküyor. 8 güneş 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 yoğunsa kara deliğe dönüşüyor. 8 güneş kütlesinden daha küçük bir yıldız beyaz cüce olarak adlandırılan hareketsiz bir nesne meydana getiriyor; bu, daha sonra kahverengi bir cüceye dönüşüyor.
Binlerce yıl boyunca bilim adamları, mürekkep yalamış insanlar yıldızların ölümünün sırrını çözmeye çalışırken, belli başlı üç teori geliştirdiler: Ayrışma, yavaş ölüm ve ateşle tutuşma.
Ancak yıldızların ölümünün denklemleştirilmesi 30’lu yıllara rastlar. O dönemde, nükleer fizik sayesinde yıldızların merkezinin termonükleer bir füzyon reaktörüne benzediği ortaya konuldu.
1939 yılında, Amerikalı fizikçi Hans Bethe yıldızların temel enerji kaynağının, hidrojenin helyuma termonükleer füzyonu olduğunu, bu süreçte dört hidrojen atomunun bir helyum atomuna ve enerjiye dönüştüğünü gösterdi.
Daha somut bir ifadeyle, yıldızlar milyonlarca hatta milyarlarca yıl boyunca biçimlerini değiştirmiyorlar. Bunları kendi kendilerine çöküşe zorlayan yerçekimiyle, termonükleer tepkimelerin serbest bıraktığı enerjiden kaynaklanan ve maddeyi dışarıya doğru iten basınç dengededir.
Sorunun yanıtını bulduğumuz Science at Vie isimli bilim dergisinin Şubat sayısına göre, ancak yıldızın merkezindeki hidrojen rezervi tükenmeye başladığında her şey daha karmaşık bir hal alıyor. Yıldız dengesini yitiriyor ve kütlesi kaotik yazgısına hükmetmeye başlıyor: Kırmızı dev bir yıldıza, beyaz cüce bir yıldıza, süpernovaya v.s. dönüşüyor.
Ömür tamamlamak
1911 yılında Danimarkalı Ejnar Hertzsprung, her yıldızı türüne ve mutlak manyetizmasına (parlaklığıyla ilgili ölçüm birimi) göre tasnif eden iki boyutlu bir diyagram geliştirerek yıldızları sınıflandıma işlemini daha da geliştirdi. Henry Norris Russell’ın da keşfettiği bu diyagram yıldızların ölümüyle ilgili araştırmaların temel taşı oldu. Bu tarihten itibaren, yıldızların ölümüne yönelik tüm gözlemler ünlü HR diyagramı (Hertzsprung-Russell) çerçevesinde değerlendirildi.
Peki yıldızlar ömürlerini tamamladıklarında neler oluyor? İşte burada işler karışıyor çünkü her şey yıldızın kütlesine bağlı.
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 sağlayan termonükleer füzyonu besleyen yeteri miktarda hidrojen içermediklerinden, ısı yayarak yavaş yavaş kendi kendilerine sönüyorlar.
Kızılötesindeki termik radyasyonlar sönmekte olan yıldıza kahverengimsi bir renk veriyorlar. Bu kahverengi cücelerin parıltısı çok az olduğundan gerektiği gibi gözlemlenemiyor.
20 milyon derece
Ancak yıldızların büyük bir bölümü genelde büyük bir kütleye sahip. Bunlar hidrojenlerinin yaklaşık yüzde 12’sini tükettiklerinde merkezde yakıt sıkıntısı başlıyor. Konsantre katmanlarla, hidrojen ‘kabuğu’ yerçekiminin etkisi altında büzüşüyor ve yeni bir yanma süreci başlayıp merkeze eklenen helyumu oluşturuyor.
Bitişik hidrojen katmanları yavaş yavaş harekete geçerken hidrojen füzyonu yayılan ve daha dış katmanların genleşmesine yol açan bir radyasyon basıncı oluşturuyor.Yıldız büyüdükçe yüzey soğuyor. Bu noktada, yıldız kırmızı dev bir kütleye dönüşüyor.
Merkez ise helyum füzyonunu harekete geçirip karbon ve hidrojen üretimini sağlayacak kadar ısınıyor. Enerji debisi, dev yıldızı birkaç yüz milyon yıl boyunca kararlı hale getiriyor, bu sürenin sonunda yıldızın kaderini yeniden kütlesi belirliyor.
8 güneş ağırlığı
Eğer bu kütle 8 güneş ağırlığını geçmiyorsa helyum yanması, karbon ve oksijenden oluşan bir merkez kalıncaya kadar sürüyor. Bu merkezin kütlesi 1.4 güneş kütlesini aşmıyor 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 oluşturuyorlar: Ortalama 100.000 yıl içinde genleşen gaz, uzayda dağılıyor. Yıldızdan arta kalan ise yoğunlaşıp beyaz bir cüce yıldız doğruruyor. Bu ‘kadavra’, yerçekimine karşı çıkan bir basınç oluşturan ‘bozulmuş elektronik madde’yi Ğ buradaki özgül ağırlık o derece ki elektronlar atom çekirdekleri etrafındaki yörüngelerini terk ediyorlar Ğ içeriyor.
Sonuçta, cüce beyaz yıldız kararlı bir hale gelip milyarlarca yıllık bir süreçte soğuyor. İki yıldızlı bir sisteme katılmadığı ve eşinin zarının maddesini ‘içine çekmediği’ sürece parçalanma tehlikesi yok. Aksi takdirde, tip Ia süpernova oluşuyor.
Ağır elementlerin oluşumu
Dev bir yıldız (yaklaşık olarak 8 güneş kütlesinden fazla) kırmızı bir kütle eşiğine geldiğinde neler oluyor? Bu kez, merkezdeki sıcaklık artışı karbonun termonükleer füzyonunu harekete geçiriyor.
Kaotik ve parıldayan bir süreç olan yıldızın can çekişmesi füzyon tepkimelerinin evrelerini değiştirerek daha ağır elementlerin oluşumuna (neon, kobalt, silisyum v.s.), büzüşme ve sıcaklık artışı evrelerine yol açıyor.
Bu noktada yıldız, soğan kabuklarını andıran bir yapıya bürünüyor, ağır maddeler merkezde, hafifler (helyum, hidrojen) ise yüzeyde toplanıyor.
Merkezdeki yakıtın tümü demir ve nikele dönüştüğünde nihai sıçrayış gerçekleşiyor. Artık füzyon olasılığı ortadan kalktığından felaket senaryoları gündeme geliyor. İlk önce, kütle 1.4 güneş kütlesi gibi kritik bir eşiğe geldiğinde saniyeden daha kısa bir sürede her şey 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 (çekrideğin etrafındaki negatif parçacıklar) ele geçiriyor ve nötronlara (nötr parçacıklar) dönüşüyor.
Pulsardan karadeliğe
Bu yoğunlaşma en üst düzeye çıktığında alttaki katmanların çöküşü şok dalgasına neden olan bir sıçrayış gerçekleştiriyor. Bir saniyede, bu katmanlar büyük bir patlamayla üfleniyor ve tip II a süpernova oluşuyor. Geriye küçük yarıçaplı (30 km) ancak son derece yoğun 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 oluşan merkez 3 güneş kütlesinden büyükse kendi üzerinde çöküyor ancak kararlı hale gelmiyor: Sonsuz bir özgül ağırlığa kavuşuncaya kadar yoğunlaşmayı sürdürüyor.
Çekim kuvveti öyle bir hale geliyor ki hiçbir şey hatta ışık bile kaçamıyor. Yıldız, doğrudan gözlenmesi mümkün olmadığı için son derece teorik bir nesne olan ‘kara deliğe’ dönüşüyor.
8 MİLYAR YIL İÇİNDE GÜNEŞİMİZİN SONU NEBULA OLACAK
5 milyar yıl önce doğan Güneş ömrünün ortasında. Merkezdeki hidrojen füzyonu yüz milyonlarca ton hidrojeni her saniye helyuma dönüştürüyor. Bu tempo sürerse, yakıtın 7.5 milyar yılda tükenmesi gerekiyor: Böylece Güneş kırmızı bir deve dönüşüp, boyutu Venüs ve Merkür’ün ve de kuşkusuz Dünya’nın Ğancak gezegenimiz çoktan kendi yoğun ışınımının etkisi altında ‘kızarmış’ olacakĞ yörüngesini kaplayacak. Yarım milyar yıl sonra, etrafında bir gezegen nebulası oluşturacak gazlı bir zarı çıkaracak. Geriye, sönmesi milyarlarca yıl sürecek beyaz bir cüce kalacak.
1. Yıldız şişiyor
Yıldız merkezdeki hidrojeni tükettiğinde helyum, karbon, neon gibi başka elementlere saldırıyor. Her aşamada merkezdeki sıcaklık artıyor ve dış katmanlar tutuşuyor. Işınımlı enerjiyle yerçekimi arasındaki denge kesiliyor. Sonuçta, yıldız dev bir kızıl kütleye dönüşüyor...
2. Her şey başlangıçtaki kütleye bağlı
Yıldızın kütlesi 8 güneş kütlesine eşit ya da bu kütlenin üzerindeyse, dev kırmızı yıldız büyüyüp kırmızı bir süpernovaya dönüşüyor. Ancak 8 güneş kütlesinin altında bir ağırlık söz konusuysa, yıldızın zarının maddesi yerçekimi kuvvetinden kurtulup akıntıya kapılıyor: Yıldız bir gezegen nebulasına dönüşüyor.
3. İhtişamlı ya da sönük bir son
Füzyon reaksiyonları bittiğinde radyasyon kuvveti yerçekimi kuvvetine karşı çıkmıyor. Yıldız çöküyor. 8 güneş 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 yoğunsa kara deliğe dönüşüyor. 8 güneş kütlesinden daha küçük bir yıldız beyaz cüce olarak adlandırılan hareketsiz bir nesne meydana getiriyor; bu, daha sonra kahverengi bir cüceye dönüşüyor.