Yıldızların Oluşumu ve

Evrimi

Acaba yıldızlar, insanlar gibi doğar, yaşar ve ölürler

mi?

Jeolojik kanıtlardan Yer küre’nin yaşının 4.5 milyar

yıl olduğunu biliyoruz.

Demek ki bizim yıldızımız Güneş, en az 4.5 milyar

yıldır, Yer küre’ye ışık veriyor.

Yeni doğmuş yıldızları tanıyabilir miyiz?

Cüce yıldızlar mı önce ortaya çıkar, devler mi?

Bugün bu soruların yanıtlarını oldukça iyi biliyoruz.

Bir yıldıza doğumundan ölümüne kadar elbette

tanık olmamız olanaksızdır, fakat yıldızları yaş

sıralamasına koyabiliriz.

Uzun yılları kapsayan gözlemsel ve kuramsal

çalışmalardan sonra; yıldızların oluşumu ve

ölümüne ilişkin fiziksel süreçleri, yanıtlanmamış

birkaç ayrıntı dışında artık iyi biliyoruz.

Yıldızlar nasıl ve nerede oluşur?

Samanyolu’na ışık kirliliğinden uzak karanlık bir

yerden çıplak gözle bakıldığında ya da fotoğraf

çekildiğinde parlak bulutlar ve karanlık bölgeler

görülür.

Parlak bulutlar ayrıştırılamayan uzak yıldızların birlikte görünümüdür.

Karanlık bölgeler aslında boş değil, yıldızlararası madde arkadaki yıldızların optik ışığını engellediği için karanlık görülmektedir.

Bu parlak ve karanlık bölgelerde, binlerce hatta milyonlarca Güneş kütlesine denk kütle içeren soğuk molekül bulutları vardır.

Yıldızların oluşum yerleri bu molekül bulutları,

“ham” maddesi ise bu molekül bulutlarındaki gaz

ve tozdur.

Yıldızlar arası ortam soğuk gaz (<100K) ve tozdan

oluşur. Her 100 atomun 90’ı hidrojen, 9’u helyum;

1’i de daha ağır elementlerdir.

Yoğunluk çok düşüktür. (1atom/cm3) Dünya

üzerinde ulaşılan vakum ortamı 104 atom/cm3 dür.

Yıldızların oluşumunda ilk adım kendi kütle çekimi

altında dağılmadan durabilen yoğun yıldızlararası

karanlık molekül bulutlarının varlığıdır.

Yüzlerce hatta binlerce güneş kütlesine denk

madde içeren onlarca ışık yılı genişliğinde kendi

kütle çekimi altında bir arada duran bir bulut ele

alalım.

Kütle çekimi her zaman olduğu gibi maddeyi bir

araya toplamaya çalışır.

Bulutun tümüyle çökmesini iç hareketler, dönme

belki de zayıf manyetik alan önler.

Fakat bulut ayrıntıları çok iyi bilinmeyen nedenlerle

kararsızlaşır ve kendi kütle çekimi altında çökmeye

başlar.

Süreç ilerledikçe bulut daha küçük parçalara

bölünür.

Yoğunluk yeteri kadar yükselince bölünme durur.

Her bir parçaya bölüntü diyelim.

Bu bölüntülerin her biri kendi merkezine doğru

çökecek, merkez giderek ısınacak ve sonunda

özekte çekirdek birleşme (füzyon) tepkimeleri

başlayacak ve birkaç on milyon yıl içinde bir yıldıza

dönüşecektir.

Bölüntülerin meydana gelme koşullarına bağlı

olarak, büyük kütleli onlarca yıldız, ya da güneşten

daha büyük ve daha küçük binlerce yıldızdan

oluşan bir yıldız kümesi bu şekilde oluşur.

Yıldızların tek başına oluştuğuna ilişkin bir kanıt

yoktur.

Tek başına ve diğer yıldızlardan uzak olan Güneş

belki de başka yıldızın ya da büyük bir molekül

bulutun etkisiyle doğum evinden uzaklaşmıştır.

Güneş benzeri bir yıldız oluşturacak bölüntü

(güneş bulutsusu) 1-2 güneş kütlesi kadar madde

içerir ve güneş sistemimizin bugünkü çapının

yaklaşık 100 katı büyüklüktedir.

Bölüntüde çökme önce serbest düşme şeklindedir.

Yoğunluk az olduğu için içindeki parçacıklar

çarpışmaz. Bu nedenle basınç neredeyse sıfırdır.

Çöken tüm madde giderek daha küçük hacimde

toplandığı için, parçacıklar çarpışmaya başlar.

Böylece kütle çekim enerjisi (potansiyel enerji)

parçacıkların gelişi güzel kinetik enerjilerine

dönüşür; bu sıcaklığın yükselmesi demektir.

Hesaplar gösteriyor ki kütle çekim enerjisinin yarısı

bu şekilde bulutun ısınmasına harcanır, diğer yarısı

ışınım olarak uzaya yayılır.

Kütle çekimi merkezde daha kuvvetli olduğundan

merkez daha çabuk büzülür ve dış katmanlardan

daha çabuk ısınır.

Merkez yayılan ışınımı hapsedecek kadar

yoğunlaştığı için de daha çok ısınır. Dış katmanlar

ışınımı uzaya kolayca yayıldığı için hala soğuktur.

Çöken bölüntü merkezi artık bir yıldız “embriyosu”

dur.

Buna önyıldız denir.

Çevreden toplanan maddenin bir kısmı hızlı

dönmenin bir sonucu olarak önyıldızın ekvator

çevresinde bir disk oluşturur.

Yıldız çöktükçe hacmi küçülür ve ısınır.

İdeal gaz yasasına göre içeride basınç artar.

PV=nRT

Basınç birikince dışa doğru basınç içe doğru kütle

çekimine dengelemeye başlar.

Büzülme yavaşlar ancak özeğin sıcaklığı yüzeyden

salınan enerjiyi karşılamaya devam eder.

Gaz ve tozun sıkışması ile yoğunluk artıp sıcaklık

15 milyon derece civarına ulaşınca, merkezde

basınç çok yükselir.

Dışarıya doğru olan gaz ve ışınım basıncı içe

doğru olan kütle çekimini tam dengeler.

Artık bu gaz topu bir “anakol yıldızı” dır.

Yıldızların yaşamı Ömürleri boyunca yıldızlar içe doğru olan kütle

çekimi ile savaşır.

Yıldızı dengede tutan, çekirdek tepkimelerinin

ürettiği dışa doğru basınçtır.

Bu çekirdek tepkimeleri yakıt ister.

Bu yakıt esas olarak hidrojendir.

Bu demektir ki kimi uzun yaşar kimi kısa, fakat

hepsinin bir sonu vardır.

Sonunda hidrojen kaynağı tükenir ve bu yıldız için

sonun başlangıcıdır.

Yıldızlar yaşam sürelerinin yaklaşık %90’ını anakol

evresinde geçirirler.

Bu arada yavaş yavaş evrimleşirler, yaşlanırlar.

Bu evreyi, insanların gençlik ve yetişkinlik çağına

benzetebiliriz. İhtiyarlık kısa sürelidir, arkasından

ölüm çabuk gelir.

Yıldızlar fiziğinde iyi bilinen teoreme göre, yıldızın

bütün özelliklerini kütlesi ve kimyasal yapısı

belirler.

Kimyasal yapıları yaklaşık aynı olduğuna göre bir

yıldızın iç yapısını, büyüklüğün, sıcaklığını, ışınım

gücünü, evrimini, ömrünü yalnız kütlesi belirler.

Yıldızları şu üç gruba ayırabiliriz:

I. Küçük kütleli yıldızlar: kütleleri 0.08-0.8 Güneş

kütlesi kadar

II. Orta kütleli yıldızlar: kütleleri 0.8-8 Güneş kütlesi

kadar

III. Büyük kütleli yıldızlar: kütleleri 8 Güneş

kütlesinden büyük

Bir yıldızın ömrü onun kütlesi ile ters orantılıdır.

Yani yıldızın kütlesi büyüdükçe ömrü kısalmaktadır.

Güneşin ömrü 10 milyar yıl iken küçük bir yıldızın

bir trilyon yıl kadardır.

Yıldızların evrimi Orta kütleli yıldızların evrimi:

Özekteki hidrojenin hemen hemen tümü helyuma

dönüştüğü zaman anakol evresi son bulur.

Daha sonra alt dev evresi gelir.

Yıldızın çapı biraz artar, yüzey sıcaklığı düşer.

Merkez daha da ısınır. Hidrojeni yakan kabuğun

sıcaklığını dolayısıyla enerji üretimini arttırır.

Artan enerji üretimi üst katmanların yaklaşık sabit

yüzey sıcaklığında genişlemesine sebep olur.

Yarıçap oldukça artar.

Yıldız artık kırmızı dev olmuştur. İç yapısı ana kol

yıldızınınkinden çok farklıdır.

Maddenin çoğu merkezde toplanmış, atmosfer

genişlemiştir.

Çekirdek büyüdükçe sıcaklığı da yükselmeyi

sürdürür.

Yaklaşık 100 milyon dereceye ulaşınca helyum

patlamalı bir şekilde ateşlenir.

3He C + E şeklinde özetlenebilecek tepkimelerle

karbona dönüşmeye başlar.

Burada E açığa çıkan enerjiyi gösterir.

Bu şekilde üretilen karbon çekirdeklerinin bir kısmı

He çekirdeği ile birleşip oksijene dönüşür.

Kırmızı dev evresinde yıldız, büyük miktarda kütle

kaybeder.

Birkaç bin yıl içinde yıldız atmosferini tümden

kaybeder. Sıcak çekirdek açığa çıkar.

Bu sıcak çekirdeğin ışınımı çevresindeki gazı

iyonlaştırır.

Genişleyen bu gaza “gezegenimsi bulutsu” denir.

Bulutsu genişlemeyi sürdürür ve zamanla

yıldızlararası ortama karışır.

Orta büyüklükte bir yıldız kütlesinin yaklaşık %35’ini uzaya atar.

Geriye kalan C ve O dir.

Üst katmanlarda ağırlık uygulayan madde de kalmadığı için daha fazla büzülmez ve sıcaklığını yükseltemez.

Bu nedenle karbon yanmasını başlatamaz. Yaklaşık yüz bin yıl içinde karbon-oksijen beyaz cücesi olur.

Bütün bunlar Dünya için ne anlama gelir?

5 milyar yıl sonra, yani Güneş hidrojenini tüketince, parlaklığı 2 kat, yarıçapı %75 artmış olacak.

Güneş kırmızı dev olunca yarıçapı 1 GB’ni biraz aşacak; Yer, kırmızı devin dış atmosferi içerisinde kalacak.

Sürtünme ve buharlaşma Yer yörüngesini gittikçe küçültecek ve birkaç yüzyıl içinde Yer, Güneş’in içine batacaktır.

Küçük kütleli yıldızların çekirdek sıcaklığı yeteri

kadar yükselmez.

Helyumu ateşleyip karbon üretemezler.

Böyle yıldızlar, evrimlerinin sonunda çoğunlukla

helyumdan oluşan beyaz cüce olurlar.

Büyük kütleli bir yıldız çekirdeğinde demire kadar

elementleri oluşturabilir.

Bir yakıt tükenince çekirdek çöker, sıcaklık yükselir

ve tükenen bu yakıtın külü ateşlenir, bu külün

kabuğunda eski yakıt yanmaya devam eder.

Böylece helyumdan sonra karbon, oksijen, neon,

silisyum, kükürt gibi elementler, son olarak da

demir oluşur.

Bu elementler bir soğan gibi ardışık kabukların

içindedir. Bundan sonrası ise süpernova

patlamasıdır.

Süpernova patlamaları

Demir en kararlı elementtir.

Yıldızların çekirdeklerinde demirden daha

ağır element oluşmaz.

Çünkü bu işlem dışarıya enerji vermek

yerine dışarıdan enerji ister.

Kütle çekimini dengeleyecek enerji kaynağı olmayınca demir katmanı çöker.

Bir saniyeden daha kısa sürede bir nötron yıldızı ya da kütle çok büyükse bir karadelik oluşur.

Aşırı yüksek yoğunluktaki nötron gazı adeta sıkışmış yay gibi çökmeyi durdurur ve çekirdek geri zıplar.

Çekirdekte üretilen nötronlar yüksek enerji katkısı ile bu geri zıplama üst katmanların patlamasına neden olur.

Süpernovanın parlaklığı birkaç hafta boyunca milyarlarca yıldızın toplam parlaklığına denk enerji salar.

Süpernova patlamaları karbon, oksijen, neon gibi ağır elementleri yıldızlararası ortama dağıtır.

Daha ağır elementler süpernova patlaması sırasında oluşur ve uzaya yayılır.

Ağır elementlerce zengin yıldızlararası madde daha sonra oluşacak yıldız ve gezegenlerin ham maddesidir.

Yıldız Ölümleri

Gaz yasalarından bildiğimiz gibi, bir kapalı hacim

içindeki gazın sıcaklığı ya da yoğunluğu artarsa,

kabın duvarlarına gazın uyguladığı basınç da artar.

Örneğin, bir araba lastiğini şişkin tutan içindeki

gazın basıncıdır.

Yıldızlar arası bulut kendi kütle çekimi altına

girdikten sonra bütün yaşamı, kendini küçük bir

hacme sıkıştırmaya çalışan kütle çekimi ile ona

karşı koymaya çalışan gaz basıncı arasındaki

savaşla geçer.

Gök bilimciler, yıldızların dört çeşit sonu olduğuna

inanırlar. Bırakılan kalıntıya göre bunlar şunlardır:

i. Hiçbir kalıntı yok

ii. Beyaz cüceler

iii. Nötron yıldızları

iv. Karadelikler

Bir yıldızın bunlardan hangisi ile son bulacağını,

ölüm aşamasına geldiği andaki kütlesi belirler.

Bu kütle ana kol kütlesinden azdır, çünkü kırmızı

dev iken, gezegenimsi bulutsu aşamasında ya da

süpernova patlaması sırasında aşırı kütle kaybı

vardır.

Beyaz cüceler için M<1.4 Güneş kütlesi, nötron

yıldızları için 1.4 Güneş kütlesi< M < 3 Güneş

kütlesi ve kara delikler için M>3 Güneş kütlesi.

Bu sınırlar kuramsal sınırlardır ve çok keskin

değildir.

Beyaz Cüceler Güneş gibi bir yıldızda, çekirdekteki sıcaklık

karbonu yakacak kadar yükselemez.

On binlerce yıl sonra gezegenimsi bulut çevreye

yayılır.

Sonra ortadaki yıldız açığa çıkar.

Sıcak, beyaz ve küçük olduğu için buna beyaz

cüce denir.

Beyaz cücelerin kütleleri 1,4 güneş kütlesinden

küçük yaklaşık Yer küremiz büyüklüğündedir.

Bu ortalama yoğunluğun yaklaşık 109 kg/m3 olması

demektir.

Yani bir küp şeker boyutlarında beyaz cüce

maddesi Yer yüzeyinde 1 ton gelir!

Küçük bir yarıçapa sığan bu yoğunluktaki bir beyaz

cüceyi özkütle çekimine karşı dengede tutan gaz

basıncı değildir.

Beyaz cüce maddesi o kadar sıkıştırır ki elektronlar

artık belli bir ortama bağlı değildir, daha fazla

sıkıştırılamazlar ve yüksek hızlarda özgürce

hareket ederler.

Kütle çekimine karşı koyan bu elektron gazının

basıncıdır.

Sıcak beyaz cüceler, enerji kaynakları olmadığı

için, zamanla soğur ve kara cüce olarak “gözden

kaybolurlar.”

Nötron yıldızları Nötron yıldızlarının çoğunlukla süpernova

patlamasıyla oluştuğuna inanılmaktadır.

Süpernova patlamasından arta kalan merkezdeki

yıldızın geleceği onun kütlesine bağlıdır.

Çekirdek kütlesi 3 güneş kütlesinden küçükse

nötron yıldızı olur.

Ölüm evresine yaklaşan bir yıldızın çekirdek kütlesi

1,4 güneş kütlesinden büyük ise elektron gazının

basıncı kütle çekimini dengeleyemez ve yıldız

çöker.

Hacimce sıkışan elektronlar ve protonlar birleşerek

nötronları oluştururlar.

Bu nötron gazı kütle çekimini dengeler.

Yıldız artık birkaç on kilometre çapında, yoğunluğu

1014 g/cm3 kadar olan bir nötron yıldızıdır.

Yani bir küp şeker büyüklüğündeki nötron yıldızı

maddesi Dünyamıza getirilirse 100 milyon ton

çeker!

1967 de İngiltere’de iki gök bilimci, Bell ve Hewis, 1.33

saniye aralıklarla radyo sinyali gönderen bir cisim

keşfettiler.

Hemen ardından yenileri keşfedildi ve bir de ad kondu:

pulsar (atarca).

Atarcaların süpernova patlamalarının kalıntıları, bir

başka deyişle çöken yıldız çekirdeği olduklarına

inanılmaktadır.

Bugün atarcaların çok yüksek manyetik alanlı çok hızlı

dönen nötron yıldızları oldukları kabul edilmektedir.

Dönme ekseni ile manyetik eksen arasında belli bir

açı vardır.

Işınım manyetik kutuplardan ve manyetik

eksen doğrultusunda yayıldığı için

gözlemci, atarcayı ancak manyetik eksen

kendisine doğru yöneldiği zaman görebilir.

Deniz fenerinde olduğu gibidir.

Kara delikler Bütün nükleer enerjisini tüketmiş ve çökmekte olan

bir yıldız çekirdeğinde nötron gazının basıncı kütle

çekimini dengelemeye yetmez ise ne olur?

Fizik yasalarına göre süpernova patlamasından

geriye kalan çekirdek kütlesi eğer yaklaşık 3

Güneş kütlesinden büyük ise onun çökmesini

durduracak fizikte bilinen hiçbir kuvvet yoktur.

Hacim gittikçe küçülür, yoğunluk artar öyle bir

yarıçapa ulaşır ki ışık dahil hiçbir madde artık bu

cismin kütle çekimini yenip onu terk edemez.

Bildiğimiz klasik fizik yasaları bu yarıçapın

içerisinde geçersizdir.

Kütlesi M olan bir kara deliğin yarıçapı R=2GM/c2

dir.

Burada G evrensel çekim sabiti, c ışık hızıdır.

Buna Schwarzschild yarı çapı denir. Güneş için

Schwarzschild yarıçapı 3 km dir.

Bu yoğunluğun 1016 g/cm3 olması demektir. Yani 1

cm3 karadelik maddesi Yer yüzeyinde 10 milyar ton

gelir!

Yarıçapı Schwarzschild yarıçapına eşit küre

yüzeyine olay ufku denir.

Olay ufku yakınlarında uzay-zaman ikilisi karmaşık

bir yapı sergiler.

Bunu anlamak için şu düş yolculuğunu yapalım:

Güneş’in yerinde 10 Güneş kütlesinde bir karadelik olsun.

Bunun olay ufku yarıçapı 30 km dir.

Dünya’yı da bir uzay gemisi kabul edelim.

Diyelim ki elinizde bir saat ve bir de lazer ile gemiden karadeliğe doğru atladınız.

Amacınız karadeliğe yaklaştıkça gemiye sinyal göndermek olsun.

Karadeliğe doğru düşerken uzun süre bir şey

olmaz.

Karadeliğe yaklaştıkça kendinizi batıyor

hissedersiniz.

Daha yaklaştıkça karadeliğin ayağınıza uyguladığı

kütle çekimi, başınıza uyguladığından farklı

olacağından sizi ip gibi uzatacaktır.

Olay ufkuna 3000 km kala sizi parçalara

ayıracaktır

Eğer parçalanmadan olay ufkunun 15 km yakınına

gidebilseydiniz, tam ileri baktığınızda ensenizi

görürdünüz!

Çünkü ensenizden çıkan fotonlar karadelik

çevresinde dolanıp gözünüze ulaşırdı.

Eğer aşağıya karadeliğe bakarsanız hiçbir şey

göremezsiniz, çünkü karadeliği ışık bile terk

edemez.

Bu arada sizin yok olduğunuzu uzay gemisi

kaptanı göremez.

Ona göre siz olay ufkuna yaklaştıkça düşmeniz

yavaşlar.

Olay ufkunu geçerken gönderdiğiniz lazer

sinyalinin uzay gemisine ulaşması sonsuz zaman

alır.

Karadeliklerin Gözlenmesi Peki bir karadelik gerçekten varsa ve biz onu

doğrudan göremeyeceğimize göre, onun varlığını

gözlemlerle nasıl anlarız?

Bunun yolu bir karadeliği olay ufku yakınındaki

maddeyi yutarken yakalamaktır.

Karadeliğin çevresinde dolanan bir kırmızı dev

olsun.

Bunun uzaya attığı madde, karadeliğin kuvvetli

çekimi ile sarmal hareket yaparak karadelik

etrafında bir disk oluşturur.

Hubble uzay teleskopuyla yapılan gözlemler,

Samanyolu gökadamızın ve Andromeda gibi diğer

gökadaların çoğunun merkezinde milyonlarca

Güneş kütlesine denk kütleli karadelik olabileceğini

göstermektedir.