Yıldızlar (Doğumları, Yaşamları ve Ölümleri)
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.
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.
