Yıldızların evrimi (Nazlı Derya Dağtekin yazısı)

Nazlı Derya Dağtekin
Erciyes Üniversitesi
Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü

1.GİRİŞ

Çok daha basit ve yerel meseleler ile ilgilenmekten, bir gezegende yaşadıklarının bile farkında olmayan insanlar içinde yaşarken, evrendeki bu mükemmel sistemin en büyük ve önemli çarkının, uzay boşluğunda asılı duran dev gaz yapıların olduğunu düşünmek kalp atışlarımı hızlandırıyor.

Hele birde beni ben yapan moleküllerin yıldızlar ile aynı atomları içeriyor olması, heyecandan homeostasi dengemi kaybedip atmosfer dışına çıkıp uzaya saçılacakmışım gibi hissettiriyor.

Şuan belki tam anlamıyla değil ama yıldızların içyapısı, atmosferleri, genel anlamda fiziği, kimyası ve evrimi hakkında oldukça bilgimiz var.

Yıldızları anlamanın öneminden bahsettiğimde hep bunun benim okuduğum bölümle ilgisi olduğunu söylüyorlar fakat biraz bakış doğrultumuzu değiştirip kozmik evrimde en önemli rolün yıldızların olduğunu görmeliyiz.

Kozmik evrimde en önemli rol yıldızlar, yıldızların evriminde ise en önemli kıstas kütledir.

En basit durgun bir yıldız modeli küresel simetriye sahip maddesel bir toptur. Kendi çekim kuvveti ile maddesini bir arada tutar ve büzülmeye de iç basıncı ile karşı koyar. Termonükleer reaksiyonlar süresince yıldızın kimyasal bileşiminde oluşan değişikliğin bir sonucu olarak yıldızda gözlenen fiziksel değişimler, yıldızların evriminin temelini oluşturur.

2. YILDIZIN OLUŞUMU VE EVRİMİ

Bütün yıldızlar aşağı yukarı aynı evrim sürecini takip ederler: İlkel yıldız, anakol öncesi, anakol ve anakol sonrası.

Tüm bu süreci takip edebileceğimiz bir diyagram vardır ki bana kalırsa yıldız evrimi konusuna damgasını vurmuştur.

1911 de Hertzprung ve Russel salt parlaklıkları bilinen, dolayısıyla uzaklıkları bilinen yıldızların tayf türleri ile salt parlaklıkları arasında bir bağıntı olup olmadığını araştırdılar. Bunun için apsise tayf türü ordinata salt parlaklıkları koydular. Gördüler ki yıldızlar bu diyagramda gelişigüzel dağılmamışlar, fakat genel olarak iki kol etrafında toplanmışlardır. Bunlardan uzun olanına anakol, yatay olanına da devler kolu denir.

Sonuç olarak Hertzprung & Russel diyagramı (HR diyagramı diye de geçer), özellikleri birbirinden tamamen farklı iki grup yıldızın varlığını ortaya koyuyor.

Daha öncede belirttiğim gibi bir yıldızın evrimini belirleyen temel şey onun kütlesidir. Kimyasal bileşim ikinci plandadır.

Yıldız evriminin 1920'lere kadar bilinen kısmı kabaca şöyleydi: Büyük miktarda gazın, kütlesel çekim kuvvetiyle kendi üzerine çökmesiyle başlar. Çoğunluğu H olan bu gaz kütlesi büzüşür, sıkışır, büyük hızlar ile birbirlerine çarparlar ve oluşan kütle giderek ısınmaya başlar. Sonunda hidrojen atomları çarpışır ve He atomları oluşmaya başlar. Reaksiyon sonucunda salınan ısı yıldıza parlaklık verir ve bu ısı sonucunda gazın basıncı artar. Çekim kuvveti dengelenir ve gazın büzüşmesi durur. Yıldız bu kararlı durumda uzun süre kalır. Giderek yakıtını tüketmeye başlayan yıldız soğur ve tekrar büzüşür.

Fakat yıldızın bundan sonraki aşaması ve aşamaların hangi niceliklere bağlı olduğu 1920'ler den sonra anlaşıldı. Bu konuda ilk olmasa da en doğru çalışmayı 1928!de Subrahmanyan Chandrasekher yapmıştır. Düşündüğü şey bir yıldızın yakıtını kullanıp bitirdikten sonra kendi çekimi ile çökmeden kalabilmesi için ne kadar büyüklükte olması gerektiğidir.

Şuan, Chandrasekher sınırı dediğimiz Güneş kütlesinin bir buçuk katından fazla olan bir yıldızın kendi çekim kütlesine karşı koyamayacağını hesapladı.

Bu çalışmanın günümüze yansımış son haline göre yıldızların olası üç sonu olduğu kabul ediliyor.

Kütlesi, Chandrasekher sınırı olarak kabul edilen bir buçuk Güneş kütlesinden az olan yıldızlar, kütle çekimi az olduğundan bir süre sonra iç basınç, kütle çekimine galip gelir. Yıldızın atmosferi dışarı atılır ve bulutsu şeklinde bir kalıntı kalır. Bu sıcak kalıntı beyaz cüce dediğimiz yıldızdır.

Kütleleri Güneş'in yaklaşık bir buçuk katından fazla olan, üç katından az olan yıldızlar, kütleleri büyük olduğundan, kütle çekimine karşı koyamazlar ve çökme sürer. Yoğunluk artar ve protonlar elektronlar ile birleşerek nötronlara dönüşürler. Bir süre iç basınç kütle çekimini dengeler ve yarıçapı yaklaşık 10 km. olan nötron yıldızına dönüşür.

Kütlesi, Chandrasekher sınırı olan Güneş kütlesinin yaklaşık üç katı ve daha büyük olan yıldızlar da ise basınç kütle çekimini dengeleyemez ve çökme sonunda yıldız süpernova patlaması geçirir yada karadelik dediğimiz küçük hacimli fakat büyük kütleli, ışığın bile kaçamayacağı, fizik yasalarının geçerliliğini yitireceği bir cisme dönüşür.

Şimdi bu yapıları ayrıntılı tanıyalım.

2.1. BEYAZ CÜCELER

Beyaz cücelerin tamamı, yıldızın kütlesine bağlı olmak şartıyla, kırmızı dev yıldızlardan evrimleşirler. Güneş'e benzeyen bir yıldız için karbon çekirdeğin büzülmesi, karbonu yakacak kadar yeterince yüksek sıcaklık sağlamaz. Çekirdek yüksek derecede sıkışmış bir hale gelinceye kadar büzülecek ve artan sıcaklık kabukta helyum yanma oranını artıracaktır. Yıldız dıştaki katmanlarını atana kadar pulsasyon yapar. Zarf, çekirdekten ince bir katman olarak ayrılmaya başlar, genişler ve soğur.

Bu süreç gezegenimsi bulutsu meydana getirir. Zarfını kaybeden çekirdek, artık sıcak yoğun bir yıldız bir beyaz cüce olarak ortada kalır.

Gözlemsel veriler kütlesi 7 güneş kütlesinden küçük eşit olan anakol yıldızlarının yaşamlarını beyaz cüceler olarak bitirdiklerini göstermektedir. Fakat hidrostatik denge ve yozlaşmış elektron gazın doğasına bağlı olan yıldız yapısının getirdiği sınırlamalardan dolayı sadece kütlesi 1.4 güneş kütlesinden (Chandrasekar limiti) daha küçük olan yıldızlar kararlı beyaz cüceler olabilirler.

2.2. SÜPERNOVALAR

Süpernovalar, yaşamlarının sonunda son derece şiddetli bir şekilde patlayan yıldızlardır.böylesi patlamalar çekirdeğin çökmesini gerektirir ki bu çöküş büyük kütleli yıldızların patlamasıyla meydana gelir. Bu patlama ile kütlenin çoğu uzaya fırlatılır. Süpernovaların mutlak parlaklıkları -16 ile -20 kadire kadar ulaşır. Süpernovalar tayflarında ve ışık eğrilerinde sahip oldukları özelliklere göre iki türe ayrılmıştır.

Tür I, hem eliptik hem de spiral galaksilerde gözlenirler.

Tür II ise sadece spiral galaksilerde oluşurlar. Tür I süpernovaları küçük ve orta kütleli evrimleşmiş yıldızlarla, tür II süpernovaları ise daha büyük kütleli yıldızlarla ilişkilidir.

Tür II süpernovaları, O ve B tayf türünden 10 – 100 Güneş kütleli yıldızların evrimleşmesiyle oluşur. Teorik hesaplara göre tür II süpernovalarındaki patlama, kırmızı süperdev yıldızın çekirdeğinde gerçekleşir Kırmızı süperdev yıldızın atmosferi yaklaşık sabit bir yoğunluğa sahiptir, böylece şok dalgası atmosferde sabit hızla hareket ederek enerjiyi etkin bir şekilde yıldız yüzeyine taşıyabilir. Yapılan modellere göre maksimum parlaklıktayken süpernovanın fotosferik sıcaklığı 10000 K, yüzeydeki dikine hızı 5000 km/sn ve maximum yarıçapı birkaç 10 10 km ye kadar ulaşmaktadır. Tür II süpenovalarının iç kısımlarıyla ilgili modellere göre yıldızın merkezi kısmı çökerek bir nötron yıldızı oluşturur. Böyle bir çökmenin olabilmesi için kütle 10 güneş kütlesi olmalıdır.

2.3. NÖTRON YILDIZLARI

Kütleleri 1.4 güneş kütlesinden daha büyük olan yıldızların ölürken büzülmeleri sırasında yozlaşmış elektron gaz basıncı gravitasyonel çökmeye karşı koyamaz. Madde o kadar büyük yoğunluklara erişir ki ters beta bozunması meydana gelir. Protonlar ve elektronlar nötronların arasına sıkışıp girerler, böylece nötrondan oluşmuş bir gaz yapı meydana gelir. Nötron yıldızları kütlelerine bağlı olarak birkaç on kilometrelik çaplara sahiptirler. İç katmanlarının büyük kısmı böylesi yüksek yoğunluklarda akışkan bir nötron gazından oluşmaktadır. Çok küçük hacimde bu kadar yoğun olduğundan çok büyük bir yüzey çekimine sahiptir.

2.4. PULSARLAR

Pulsarlar, yüzeylerinde çok kuvvetli magnetik alana sahip dönen birer nötron yıldızı olarak modellenmektedir. Çok küçülmüş olan bir yıldız olan nötron yıldızı açısal momentumu korumak için çok yüksek bir hızla kendi ekseni etrafında döner.

Tipik bir nötron yıldızının dönme ekseni ile magnetik ekseni arasında bir açı olduğu kabul edilebilir. Büyük olan magnetik alan ve onlarca Hz.lik dönme frekansı, nötron yıldızının yüzeyinde çok büyük bir elektrik alan meydana getirmelidir. Bu alan magnetik kutuplar civarındaki elektrik yüklerinin alan çizgileri etrafında helis hareketi yaparak çizgiler boyunca yıldızı terk etmelerine ve bu ivmeli hareket sırasında siklotron ışınımı yaymalarına neden olur. Bu ışıma bir deniz fenerinin dönen huzmesi gibi yıldızla birlikte dönerek uzayı tarar. Pulsarlar yaşlandıkça yavaşlarlar. Ancak çok genç olan Pulsarlar hem optik ve hem de radyo frekanslarında emisyon yapar.

2.5. KARADELİKLER

Bir karadelik, hiçbir cismin hatta ışığın bile kaçamayacağı kadar kütle çekimiyle eğilmiş uzay zaman bölgesidir. Modern fiziğe göre belli bir kütle yeteri kadar küçük bir hacme sığdırılırsa bir karadelik oluşur. Bu olay kendi çekim kuvvetinde maddenin tüm nükleer yakıtının dışarı atılması olayıdır. Bilinen hiçbir fiziksel kuvvet, bir karadelik oluşturmak üzere kendi üzerine doğru olan bu kütle çökmesini durduramaz. Bu olayın gerçekleşmesi için gereken minimum kütle o kadar büyük değildir. Sadece 3 güneş kütlesine ihtiyaç vardır. Bu limitteki kütle çökmeye başladığında buna hiçbir madde karşı koyamaz. Hacim sıfıra yaklaşırken yoğunluk sonsuza gidecek şekilde artar. Bu olayların fiziksel anlamda gerçekleşmesi evrende bilinen hiçbir cisim için mümkün görülmektedir. Bu nedenle sıfır hacim ve sonsuz yoğunluk verecek şekilde dönmeyen bir kütlenin tek bir noktaya çökmesine teorik olarak tekillik adı verilir. Tekillik, bilinen fizik yasalarının kesildiği bittiği yerdir.