"Enter"a basıp içeriğe geçin

Yıldızların Doğumu ve Ölümü

Yıldızların Doğumu ve ÖlümüYıldızlar, Samanyolu Gökadası’nın sarmal kollarını kaplayan dev gaz ve toz bulutlarının içinde doğar. Temel olarak hidrojen gazından oluşan bu bulutlar kütleçekiminin etkisiyle kendi üzerlerine çökerek büzülürler ve madde kümeleri bir araya toplanır. Süreç içinde her kümenin ortasındaki sıcaklık yükselir; ama ortaya çıkan ısı bu kümelerin durmadan artan yoğunluğu nedeniyle dışarı kaçamaz. Sonunda sıcaklık, dışarı doğru etkiyen ısı basıncının içeri doğru etkiyen kütleçekimi basıncına karşı koyabileceği bir düzeye yükselir. Çökme sona erer. Bu aşamada, başlangıçtaki gaz ve” toz bulutu, ilkel yıldız olarak bilinen çok sayıda kararlı bölge içerir. Bundan sonra ne olacağı ilkel yıldızın kütlesine, yani “ağırlığı”na bağlıdır. Kütlesi Güneş’inki kadar olan ilkel yıldızların orta kesiminde sıcak bölgeler oluşur. Buralarda sıcaklık zamanla artarak 10 milyon kelvin dolayına ulaşır. (Kelvin sıcaklık ölçeği, 273°C’ye eşit olan mutlak sıfırı temel alır; kelvin sıcaklığı “K” simgesiyle gösterilir. Bu noktada nükleer tepkimeler başlar. Kütlenin merkezindeki hidrojen, çekirdek kaynaşması sonucunda helyuma dönüşür. Açığa çıkan enerji kütlenin yüzeyinden ışık ve ısı halinde dışarı yayılır. Güneş’le yaklaşık olarak aynı kütledeki yıldızların ortalama ömrü, yani çekirdek kaynaşması yoluyla sürekli enerji üretme süreleri 10 milyar yıl kadardır. Daha sonra bu yıldızların hidrojen yakıtları tükenir ve ömürlerinin son evresine girerler. Güneş 5 milyar yıldır bu biçimde etkinliğini sürdürmektedir ve bir 5 milyar yıl kadar daha bunu böyle sürdürecektir. Kütleleri Güneş’inkinden daha büyük olan yıldızlar hidrojenlerini daha hızlı tüketirler, bu yüzden bunların ömürleri de çok daha kısadır. Kütlesi Güneş’inkinin beş ya da altı katı olan bir yıldız yakıtını yalnızca birkaç 10 milyon yıl içinde bitirebilir.

Başlangıçtaki kütlesi ne olursa olsun, her yıldız sonunda hidrojen yakıtını tüketir. Hidrojen çekirdeklerinin birleşmesi yoluyla helyum üretiminin son aşamalarına ulaşılırken ortadaki bölge de giderek genleşir. Sonunda hidrojen tamamen tükenir ve dışa doğru etkiyen ısıl basıncı yaratan nükleer tepkimeler ortadan kalkar. O zaman çekirdek kendi üzerine çöker ve iç sıcaklığı ile basıncı artar. Bu noktada bir başka nükleer tepkime dönemi başlar ve helyum karbona dönüşür. Yeni oluşan çekirdek basıncı yıldızın dış katmanlarını tekrar genleşmeye zorlar ve yıldız başlangıçtaki halinden kat kat büyük bir kırmızı dev haline gelir.

Güneş, günümüzden 5 milyar yıl kadar sonra bu aşamaya ulaşacak ve bu sırada iç gezegenler genleşen Güneş tarafından yutulacaktır. Astronomlar evrende küresel gaz kabuklarıyla çevrili çok sayıda sıcak yıldızın bulunduğunu bilmektedirler. Gezegence bulutsular olarak adlandırılan bu yıldızlar, kırmızı dev yıldızlar nükleer tepkimelerinin son aşamasından geçerken oluşur. Bu aşamada, içten gelen ışınım basıncı yıldızın dış katmanlarını dışarı doğru püskürterek bir kabuk oluşturmalarına neden olur; bu da alttaki daha sıcak bölgelerin sırayla açığa çıkmasına yol açar. Yeni açığa çıkan bölgelerin sıcaklığı 100.000 K dolayında olabilir. Milyonlarca yıl sürse de, sonunda yıldızın nükleer yakıtı tamamen biter ve nükleer tepkimeler sona erer. Dışa doğru etkiyen ısı basıncı bu noktada işlevini bütünüyle yitirir ve yıldız kendi kütleçekiminin etkisiyle kendi üstüne çöker. Hint asıllı astronom Subrahmanyan Chandrasekhar 1930′da gerçekleştirdiği bir araştırma sonucunda, kütlesi Güneş’ inkinin 1,4 katından daha küçük olan bir yıldızın çökerek kararlı bir beyaz cüce oluşturacağını ortaya çıkardı. İçe doğru etkiyen kütleçekim kuvveti, çökme sırasında yıldızın iç kesimlerindeki atomların parçalanmasına neden olacak kadar büyüktür. Yıldız böylece iyice sıkışarak aşırı yoğun bir cisim haline gelir. Bu yıldız başlangıçta Güneş’inki kadar çok maddeyi içermiş olsa bile, çökmenin getirdiği sıkışma sonunda çapı yalnızca birkaç bin kilometre olan bir küre biçimini alabilir. Merkezinde hiçbir nükleer tepkime yoktur, ama çökme sırasında açığa çıkan enerji ısıya dönüşür ve beyaz cüce soluk bir biçimde ışımayı sürdürür. Bu enerji yavaş yavaş uzaya dağılır, yıldız soğuk ve görünmeyen bir siyah cüce olarak yaşamını sona erdirir. Kütleleri Güneş’inkinin 1,4 ile 3 katı arasında olan yıldızlarda kütleçekiminin neden olduğu çökme beyaz cüce aşamasından öteye geçer. Bu tür yıldızların çökmesi sırasında proton ve elektronların birlikte ezilmeleri sonucunda nötronlar oluşur. Böylece ortaya çıkan cisme nötron yıldızı denir. Nötron yıldızları inanılmayacak kadar yoğundur; nitekim nötron yıldızını oluşturan maddenin bir santimetre küpü yaklaşık 1 milyon ton gelir. Eğer Güneş’teki madde bir nötron yıldızı ölçeğinde yoğunlaştırılabilse, oluşacak cismin çapı yalnızca 30 km olurdu. 1960′ların sonlarına kadar nötron yıldızları yalnızca kuramsal bir kavramdı. 1967′de radyoastronomlar gökyüzünün görünürde boş olan bir bölgesinden son derece şiddetli radyo dalgalarının yayıldığını belirlediler. Bu sinyaller son derece düzenli bir biçimde gönderilmekteydi ve astronomlar başlangıçta bunların radyo vuruları salan bir yıldızdan gelmekte olduğunu düşündüler. Böylece bu cisimlere, “vuru” anlamına gelen İngilizce sözcükten türetilen pulsar adı verildi. Daha sonra ortaya çıkarılan pulsarlardan biri de, Boğa takımyıldızındaki Yengeç bulutsusunun tam ortasında yer alır. Yengeç bulutsusu, süpernova patlaması denen bir süreçten geçmiş çok iri kütleli bir yıldızın çevreye saçılan kalıntılarından oluşur. Süpernovalara, yıldızın kütleçekiminin yol açtığı çökme neden olur; çökme kuvveti o kadar büyüktür ki, kütlenin iç sıcaklığı hızla artmaya başlar. Ardından gelen son derece şiddetli nükleer tepkimeler yıldızın patlamasına ve dış katmanlarının uzaya saçılmasına neden olur. Bu sırada yıldızın parlaklığı bir süre için Güneş’inkinin 1 milyar katı düzeyine çıkabilir. Yengeç bulutsusunun doğmasına neden olan süpernova patlamasını 1054′te Çinli astronomlar gözlemlemişlerdi. Bu patlama sonucunda yıldızın çekirdeği çökerek bir nötron yıldızının oluşmasına yol açmıştı. Astronomlar ortaya çıkan bu yeni cismin kendi ekseni çevresinde hızla döndüğünü ve bu dönüşe uygun bir tempoda (saniyede 30 kez) radyo vurulan saldığını keşfettiler. Bu pulsar, radyo sarımlarının yanı sıra Optik olarak da varlığı belirlenebilen az sayıdaki pulsardan biridir. Optik olarak gözlemlenen pulsarların, radyo vurulanyla aynı tempoda düzenli olarak parladıkları da saptarımıştır. Yıldızların kendi üstlerine çökerek beyaz cüceler ya da nötron yıldızlan oluşturmaları insana inanılmaz gibi gelebilir, ama kütlesi Güneş’inkinin üç katı ya da daha fazla olan yıldızların kuramsal sonu daha da şaşırtıcıdır. Bunların çökme süreçlerinin beyaz cüce ve nötron yıldızı oluşumuyla sonuçlarımayıp daha da ileri gittiği sanılmaktadır. Kütleçekimsel büzülmesi yıldızın iyice ezilmesine ve büyüklüğü hızla azalırken yoğunluğunun da hızla artmasına yol açar. Cismin yoğunluğu sonunda o kadar büyür ki, kurtulma hızı (cismin kütleçekim kuvvetini yenmek için gerekli hız) ışık hızını aşar. Bu nokta bir kez aşıldı mı, bu cisimden artık ışık da kurtulamaz (yansıyamaz) ve cisim görünmez duruma gelir. Çökme, sonunda durur. Kütleçekim kuvveti, çöken yıldıza olan uzaklığın artmasıyla giderek azalır ve sonunda ışığın kurtulabileceği bir noktaya ulaşılır. Bu noktaya “olay ufku” denir. Dış gözlemciler için görünmez olan, olay ufkunun ardındaki bölgeyekara delik denir. Henüz herhangi bir kara delik bulunabilmiş değildir, ama çeşitli X ışını kaynaklarının kara delik olma olasılığı oldukça yüksek gözükmektedir.

İlk Yorumu Siz Yapın

Bir cevap yazın

E-posta hesabınız yayımlanmayacak. Gerekli alanlar * ile işaretlenmişlerdir

Başvuru Kaynakları

Pin It on Pinterest