Yıldızlar (Doğumları, Yaşamları ve Ölümleri)

C.tesi Şub. 07, 2009 2:20 pm

Geceleri gök yüzümüzde parlayan o muhteşem süsler, yıldızlar nasıl var
oldular? bu pırıltılarının kaynağı nedir? ve niçin varlar? Tüm bu
sorular büyük olasılıkla, karanlık bir gecede dikkatle gökyüzünü
seyreden her insanın kafasında oluşmaktadır. Bilinen en eski
uygarlıklar bile yıldızları merak edip bunlarla ilgili çalışmalar
yapmışlardır. Hatta Eski Mısır uygarlığında insanlar yıldızlara
tapmışlar ve yıldızlarla ilgili bilinen ilk bilimsel çalışmaları
yapmışlardır. Bilinen ilk yıldız haritaları ve isimlendirmeler de bu
döneme aittir. Ayrıca yıldız falı olarak bilinen astrolojiyi
kullandığını bildiğimiz en eski uygarlıkta yine Eski Mısır
uygarlığıdır. İsterseniz belli dönemlerde tapılacak kadar etkileyici
bulunan bu gök cisimlerini biraz tanıyalım.
Evren güneş de dahil olmak üzere milyarlarca yıldız içermektedir, bizim
gezegen sistemimizin enerji kaynağını olan güneş 1400 km lik çapı ve 2
x 1030 kg lık kütlesi ile küçük yıldızlar grubuna girmektedir. Diğer
yıldızların çapları güneşin çapının 1/450 'si ile 1000 katı, kütleleri
ise güneşin kütlesinin 1/20 'si ile 50 katı arasında değişmektedir.
Devasa boyutlardaki bu gök cisimleri muhteşem bir enerji üretmekte ve
bu yeteneğini milyarlarca yıl koruya bilmektedir. Güneşin
boyutlarındaki bir yıldız yaklaşık 10 milyar yıl boyunca kesintisiz
olarak enerji üretebilir. Bu süre yıldızın kütlesi ile ters
orantılıdır. Güneşten çok daha küçük yıldızlar güneşe göre kat kat daha
uzun süre enerji üretirken dev yıldızlar sadece milyonlarla
ölçülebilecek yılar boyunca enerji ürete bilmektedir. Yıldızlar 3000 C°
ile 50.000 C° arasında değişen yüzey sıcaklıklarına bağlı olarak
değişik renklerde bulunabilirler. Yüzey sıcaklığı en fazla olan
yıldızlar mavi renk alırken yüzey sıcaklığı en düşük olan yıldızlar ise
kırmızı renk almaktadır. 5500 C° lık yüzey sıcaklığına sahip olan
güneşin rengi sarıdır.

Bir yıldız doğuyor...
Evren
çok büyük oranda hidrojen (H) ve az miktarlarda diğer elementlerden
oluşmuştur. Bu elementler genellikle gaz ve toz bulutları halinde
bulunurlar. Bu bulutlar, bulutu içine çökmeye zorlayan kütle çekim
kuvveti ile bu kuvvete karşı koyan basınç kuvvetlerinin etkisi altında
denge halindedir. Fakat bazen gaz ve toz bulutları çevrelerindeki
ortamdan yada diğer bulutlardan kütle kazanabilirler. Bir bulutun
kütlesi artıkça kütle çekim kuvveti de artar ve kütle belli bir değere
ulaştıktan sonra kütle çekim kuvveti kendisine karşı koyan basınç
kuvvetini yener, kütle çekim kuvvetinin etkisi altında kalan bulut
içine çökmeye başlar. Aynı zamanda kendi etrafında dönmekte olan gaz
manyetik kuvvetler tarafından da sıkıştırılmaktadır. Bulut içine doğru
çöktükçe merkezindeki sıcaklık yükselir ve artık kütle çekimi ile
kendisine enerji sağlayan bir ilkel yıldız oluşmuştur. Yıldızın
merkezinde oluşan ısıdan kaynaklanan ısıl basınç kuvveti kütle çekim
enerjisine karşı koyarak çöküşü yavaşlatır. Zaman içerisinde çökme
devam ettikçe merkezdeki ısı iyice artar, merkezdeki sıcaklık 15 milyon
C° 'yi aştığında artık bulut hidrojen yakan bir yıldıza dönüşmüştür. Ve
ürettiği muhteşem ısının sağladığı basınç kuvveti kütle çekim kuvvetini
dengeleyerek çöküşü durdurur.

Yıldızların yaşamları ve enerji kaynakları
Yıldızların temel enerji kaynağı füzyon (çekirdek birleşmesi)
reaksiyonlarıdır, fakat yıldızlar yaşamının belli dönemlerinde farklı
enerji kaynakları da kullanılabilir. Daha önce de bahsettiğimiz gibi
kütle çekim enerjisi ile çöken bulutların merkezlerinde bir ısıl enerji
üretilir. Bu ilkel bir yıldızın ilk enerji kaynağıdır. Çekim kuvvetinin
etkisi ile yıldızın merkezinde sürekli artış gösteren ısı 15 milyon C°
değerine ulaştığında artık yıldız füzyon reaksiyonu gerçekleştiren bir
yıldızdır ve bu noktadan sonra çekirdeğin ısısı sabit kalır. Başta da
bahsettiğimiz gibi bir yıldızın temel enerji kaynağı füzyon
enerjisidir, yeni oluşmuş bir yıldız en basit füzyon reaksiyonu olan
hidrojen çekirdeğini helyum çekirdeğine dönüştürme işlemini
gerçekleştirir. Bu reaksiyonda 4 Hidrojen atomu birleşerek bir Helyum
atomu oluşturur. 4 hidrojen atomunun atom ağırlığı bir helyum atomundan
%0.7 fazla olduğu için bu 0.7 oranındaki fazla kütle E=mc² bağıntısı
gereği olarak enerjiye dönüşür. Yani bir yıldız doğumundan ölümüne
kadar geçen sürede toplam kütlesinin 0.7'lik kısmını enerji olarak
etrafına yayar. Yaşamını hidrojen füzyonu ile sürdürmekte olan
yıldızlara ana kol yıldızları adı verilir, yıldızlar ömürlerinin çok
büyük bir kısmını ana kol yıldızı olarak sürdürür. Bir yıldız başlıca
yakıtı olan hidrojeni tükettikten sonra tekrar içine çökmeye başlar
çöktükçe ısınan yıldızın merkezindeki ısı 20 milyon C° olduğunda ikinci
bir füzyon tepkimesi başlar. Bu sıcaklıkta Helyum atomları birleşerek
Berilyum atomu oluşturur fakat bu yeni yakıtın ömrü çok kısadır, birkaç
milyon yılda bu yakıt da tükenir. Tükenen her yakıtın ardından daha
ağır bir atom yakıt olarak kullanılır bu işlem en kısır element olan
demir elementine kadar sürer. Hidrojen tükendikten sonra ki yakıtlar
yani helyumdan demire kadar olan füzyon reaksiyonları bir kaç yüz
milyon yıl içinde tükenir. Ve artık bu yıldızın ömrü tamamlanmıştır.

Yıldızların Ölümü
Ömrünün sonuna yaklaşan yıldız artık içerisindeki tüm hidrojeni helyuma
çevirmiş ve bu değerli yakıtını tüketmiştir. Bu yaşlı yıldız artık son
çırpınışlarını yaşayacaktır. Sırasıyla helyum, berilyum gibi
elementleri de yakıt olarak kullanan yıldızın çekirdeğindeki ısı
giderek artmakta ve artıkça da merkezinde oluşan ısıl enerjinin etkisi
ile genişlemektedir. Genişleyen yıldız devasa boyutlara ulaşır. Örnek
olarak güneşi ele alırsak, yaklaşık 5 milyon yıl sonra bu evreye
girecek olan güneş genişleyerek önce Merkür sonra Venüs ve dünyayı
yutacak boyutlara ulaşacak ve çok büyük bir ihtimalle de marsı yüksek
ısısı ile eritecektir (Neyse ki daha çok vaktimiz var! ). Tabi ki bu
genişlemenin bir sonu olacaktır, bu son aynı zamanda yıldızında
sonudur. Ömrünü tamamlayan yıldız varlığını üç farklı şekilde devam
ettirebilir, beyaz cüce, nötron yıldızı yada kara delik. Yıldızın
sonunun ne olacağını belirleyen kriter kütlesidir.
Güneş kütlesinin 1,5 katına kadar kütleye sahip olan yıldızlar
(Yıldızların kütlelerini tanımlamak için genellikle güneş kütlesine
olan oranı kullanılır) küçük yıldızlar denilen grup içerisine
girmektedir. Bu yıldızlar genişlemelerinin son noktasına (kırmızı dev)
ulaştıklarında yakıtları tükenir ve dış katmanları boş uzaya yayılır.
Geriye kalan çekirdek hızla soğumaya başlar ve boş uzaya yayılmış olan
dış katmanlar yıldızın çevresinde bir hale oluşturur. Gezegenimsi
bulutsu verilen bu evrenin sonunda soğuyan çekirdekle birlikte düşen
ısıl basınç kütle çekim enerjisine yenilecek ve yıldız hızla çökmeye
başlayacaktır. Çökeme sonucunda yıldız beyaz cüce adı verilen ve 1cm³
'ü yaklaşık 5 ton olan, çok yoğun ve beyaz renkli bir gök cismi
oluşturur. Güneşte küçük kütleli bir yıldız olduğu için aynı akıbeti
yaşayacaktır.
Kütlesi güneş kütlesinin 1,5 katı ile 3 katı arasında kalan yıldızlar
genişlemelerinin son noktasına ulaştıklarında (kırmızı süper dev) tüm
yakıtlarını henüz tüketememiştir ve ısınan çekirdekte çok yüksek bir
ısıl basınç oluşmuştur.Yüksek ısıl basınç yıldızı çökmeğe zorlayan
kütle çekim enerjisi yener ve bir anda çok şiddetli bir patlama
gerçekleşir. Süpernova patlaması ismi verilen bu patlama ile yıldızın
dış katmanları hızla uzay boşluğuna dağılır ve geride sadece yoğun bir
çekirdek kalır, bu çekirdek kütle çekim enerjisinin etkisi ile hızla
çökmeğe başlar. Çökme o denli şiddetlidir ki yıldızı oluşturan proton
ve elektronlar bile yüksek çekim kuvvetinin etkisi ile birleşerek
nötron oluşturur ve geriye sadece nötronlardan oluşan bir nötron
yıldızı kalır.
Kütlesi güneş kütlesinin 3 katından daha fazla olan yıldızlar kırmızı
süper dev evresinde iken süper nova patlaması ile dış katmanlarını uzay
boşluğuna fırlatırlar ve geride kalan çekirdek soğuyarak çökmeye
başlar, çekirdek muazzam kütle çekim enerjisi altında çökerken ışığın
bile kaçamayacağı bir çekim kuvvetine ulaşırlar ve artık bu yıldızın
adı karadeliktir.