Yıldızların Oluşumu ve Evrimi - WordPress.com...Yıldızların yaşamı Ömürleri boyunca...
Transcript of Yıldızların Oluşumu ve Evrimi - WordPress.com...Yıldızların yaşamı Ömürleri boyunca...
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/cm3) Dünya
üzerinde ulaşılan vakum ortamı 104 atom/cm3 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 109 kg/m3 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
1014 g/cm3 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/c2
dir.
Burada G evrensel çekim sabiti, c ışık hızıdır.
Buna Schwarzschild yarı çapı denir. Güneş için
Schwarzschild yarıçapı 3 km dir.
Bu yoğunluğun 1016 g/cm3 olması demektir. Yani 1
cm3 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.