11 Nisan 2013

Yıldızlar Nasıl Oluşur ve Ölür

Yıldızlar,  yıldızlar arası gaz ve toz bulutlarının ortasında, soğuk ve yoğun gaz kütlelerinin çekimsel kuvvetin etkisi sonucu çökmesiyle doğar. Nebula adı verilen bu gök cisminin içindeki gaz ve tozlar yıldızların ana maddesidir. Galaksideki şok dalgaları ile bir araya gelerek küreler halinde birikmeye başlayan bu gaz ve tozlar, kütle çekim kuvvetinin etkisiyle giderek birbirlerine daha da yaklaşmaya, kendi içinde çökmeye başlarlar. Bu çökme başlangıçta oldukça yavaştır.

Milyonlarca yıl sürebilen bu sürecin sonucunda bulut kümesi iyice ısınır. Çekim kuvveti etkisi bulutun yoğunluğunu giderek daha da artırır ve çıkan ışımalar şiddetlenir. Sıkıştırılan her gaz gibi ısıl enerji ve ısı kazanan önyıldızın merkezindeki yoğunluk ve sıcaklık hızla artar. Sıcaklık 10 milyon K’ye vardığında ilk termonükleer tepkimeler yani füzyon reaksiyonu başlar. Füzyon ile önce hidrojen atomlarından helyum, sonrasında karbon, azot, oksijen ve diğer elementler oluşur. Böylece yaklaşık 10 milyon yıl kadar zaman sonra toz ve gaz bulutundan yeni bir yıldız doğar.  Yalnızca Samanyolu'nda her yıl Güneş kütlesinin 3 katıyla 10 katı arasında değişen gaz kütleleri bu şekilde yıldıza dönüşür.

Yıldızlar arası geniş madde bulutlarının büzülmesiyle meydana gelen yıldızların evrimi birtakım ardışık evrimlerden geçer. Milyonlarca ya da milyarlarca yıl boyunca hidrojeni helyuma dönüştüren termonükleer tepkimeler ile enerji veren bir yıldızın, ömrünün sonuna gelmeye başladığında termonükleer enerjisinin kaynağı olan hidrojen tükenir ve termonükleer enerji debisi kurulur. Bir yıldızın kütlesi ne kadar büyükse, bu aşamaya gelme süresi de o derece kısadır. Örneğin Güneş kadar kütlesi olan bir yıldızın yaşam döngüsü 10 milyar yılı bulabilirken, kitlesi Güneş'in 5 katı olan bir yıldızın yaşamı 80 milyon yıl, 30 kat daha büyük bir kütleye sahip yıldızın ömrü ise 6 milyon yıldan daha kısa olabilir. Öte yandan bir yıldız, Güneş'in yarısından daha küçük bir kütleye sahipse ömrü 30-40 milyar yılı bulabilir. Kısacası bir yıldızın kütlesi ne kadar büyükse, ömrü de o kadar kısa olacaktır.

Yıldızların Ölümü


Hidrojen tükenmeye başladığında bir yıldızın çekirdeği yeni bir evreye girer. Bu aşamada yıldızın çekirdeğini saran ince bir katman içinde hidrojen yanmayı sürdürür. Hidrojenin azalmasıyla birlikte yıldızın çekirdeğinin yoğunluğu giderek artar ve kütle çekim kuvveti bir süre sonra gaz basıncına üstün geldiğinden yıldızın çekirdeği çökmeye başlar. Çekirdek yoğunluğu artan yıldız çok daha hızlı yanma sürecine girer ve ışınım basıncının artması, yıldızın dış gömleğinde güçlü bir genleşmeye neden olur. Böylece küçük bir yıldızın yarıçapı, başlangıçtaki yarıçapının 50 katından fazla büyüyebilir ve yıldız Kırmızı Dev'e dönüşür.

Yıldızların yaşam evreleri


Kırmızı Dev aşamasının ardından, termonükleer evrimin sonunda yıldızların çoğunluğu gömleklerinin büyük bir bölümünü uzaya fırlattıktan sonra gezegenimsi bulutsuya dönüşür. Geriye kalan maddenin kütlesi Chandrasekhar limitinin altında (bu limit Güneş'in kütlesinin 1.44 katına eşittir) kalan bu yeni gök cismi görece oldukça küçük bir nesne (yaklaşık Dünya kadar) durumu alıncaya kadar küçülmeye devam ederek Beyaz Cüce'ye dönüşür. Ancak söz konusu yıldızın kütlesi Chandrasekhar limitinden daha fazla olursa elektronların yozlaşma basıncı yıldızın çekirdeğinin daha da çökmesini engelleyemez ve yıldızı daha başka bir son bekler.

Beyaz Cüceler de çevrelerine ısı ve ışık yaymaya devam ederler, ancak mutlak parlaklıkları +10 ve +15 arasında olup artık oldukça sönüktürler. Milyarlarca yıl boyunca kalan yakıtlarını yakarak bunları demire dönüştürürler. Işıma olayı sona erdiğinde ise bir Beyaz Cüce'nin dönüşeceği gök cismi, ışığı sönmüş, soğuk ve karanlık bir görüntü alan Kara Cüce'dir. Fakat bir Beyaz Cüce'nin bu aşamaya gelebilmesi için geçmesi gereken zaman evrenin yaşından büyük olduğundan evrende şu anda bir Kara Cüce'ye rastlanmaz.

Evrendeki yıldızların neredeyse % 98'inin yaşam döngüsü böyledir. Fakat bir yıldızın kütlesi, güneşin kütlesinden 1.44 kat daha büyükse Beyaz Cüce olarak kalamaz. İç sıcaklık ve yoğunluk artmaya devam eder. Yakıtı demir, nikel,krom ve kobalt haline gelir. Demire dönüşen yakıt artık yanmaz. Büyük sıcaklık ve basınç, elektron ve protonları birbiriyle kaynaştırarak nötrona dönüştürür. Yıldız kritik sıcaklığa ulaştığında büyük bir şok dalgası yaratarak Süpernova olarak patlar. Patlayan malzeme gaz bulutları halinde uzaya yayılır.

Bu patlamada yıldızın çekirdeği tamamen tahrip olmaz ama 10-20 km çapında olağanüstü bir yoğunluğa ulaşır. Çekirdek artık bir nötron yumağına dönüşmüştür. İçlerinde artık nükleer reaksiyon gözlenmeyen bu yıldızlara Nötron Yıldızı denir.  Boyutları iyice küçüldüğünden kendi çevresinde artık saniyede yüzlerce kez dönebilir. Düzenli aralıklarla radyo dalgaları yayanlarına ise Pulsar adı verilir.

Bir süpernovanın çekirdeğinin çökmesinin ardından büzülmeye başlayan maddenin kütlesi Güneş'in kütlesinin üç katından daha fazla ise, oluşacak çekim gücü nötronların yozlaşma basıncını yener. Yıldız, Nötron Yıldızı olarak da kalamaz Oluşacak gök cismi sürekli sıkışarak nihayetinde bir Kara Delik oluşur. Maddenin yoğuşmasının en son evresi olan bir kara delik, ne maddenin ne de ışığın kendisinden kaçmasına izin vermeyen, ancak çevresine yaptığı etkilerle algılanabilen bir gök cismidir.  Evrenin geri kalan bölgesinden yalıtılan, hiçbir şeyin kaçamadığı ve kara delik ufku adı verilen bölgede maddenin kendi üzerine çökmesi ilke olarak kesintisiz olarak sürer ve madde sonsuz yoğunluğa ulaşabilir.

Bir kara delik mutlaka çok büyük kütleli olmak zorunda değildir. Temel bir parçacık boyutunda ufku olan, birkaç 100 milyar tonluk mikro kara delikler bile tasarlanabilir.

0 yorum :

Yorum Gönder

E-posta Aboneliği

Zargana'da yayınlanan son yazıların e-posta adresinize gönderilmesi için lütfen üye olun.

Copyright © 2011 Zargana , Alıntılarda kaynak vererek her şeyi çalmak serbesttir