yıldızların evr i m i
advertisement
YILDIZLARIN YILDIZLARIN VE EVRİMİ YAŞAMLARI ÖLÜMLERİ Prof. Dr. Can AKAN Aşağıdaki bilgiler “National Maritime Museum” (http://www.nmm.ac.uk/server/show/nav.3052) derlenmiştir. WEB sitesinden GİRİŞ Yeryüzünde bulunan tüm elementler, hidrojen ve helyum hariç, yıldız içlerinde üretilmiştir. Evrendeki hidrojen ve helyumun büyük çoğunluğu ise evren henüz birkaç dakika yaşında iken oluşmuştur. Gerçekte bizler ve üzerinde yaşadığımız Yerküre yıldız tozlarından, bir başka deyişle, yaklaşık olarak 10 milyar yıllık yıldız evriminin sonucunda ortaya çıkan nükleer atıklardan oluşmuş durumdadır. Aşağıda yer alan bilgiler yıldızların yaşamları ve ölümleri, kimyasal elementlerin kökeni ve maddenin, çekim kuvvetine karşı savaşı üzerinedir. Ve bu savaşı kazanan daima çekim kuvveti olmuştur. Bu bilgiler Güneş tayfında bazı siyah çizgilerin ilk kez 1814 yılında Fraunhofer tarafından farkedilmesiyle başlayan ve günümüze değin varan uzun yılların çalışmaları sonucu elde edilmiştir. Ondokuzuncu yüzyılın ortalarına gelindiğinde bu siyah çizgilerin Güneş’te varolan birçok element tarafından üretildiği anlaşılmıştır ki bu elementler aynı zamanda üzerinde yaşadığımız Yerküre’de de bulunmaktadır. Yirminci yüzyılın hemen başlarında kuantum kuramında yaşanan gelişmeler, güneş tayfında görülen bu siyah çizgilerin ölçümlerinin güneşin bileşimini ve sıcaklığını bulmak için kullanılabilmesini sağlamıştır. Evrendeki elementlerin nasıl ve nerede üretildikleri üzerine ilk bilgiler ise 1957 yılında G.R. Burbidge, E.M. Burbidge, W.A. Fowler ve Fred Hoyle tarafından ortaya konmuştur. 1 ÇEKİM Çekim kuvveti, evrende bilinen kuvvetler arasında en zayıf olanıdır. İki proton arasındaki çekim kuvveti, bunlar arasındaki elektrostatik itme kuvvetinden 1036 kat daha zayıftır. Bilindiği gibi küçük bir mıknatıs yerde duran, örneğin kendi ağırlığında bir demir parçasını, Yer’in çekim kuvvetini yenerek kolayca yukarıya doğru çekebilmektedir. Manyetik ve elektrostatik kuvvetlerin aksine, iki kütle arasındaki çekim kuvveti daima iki kütleyi birbirine doğru çekecek yöndedir. Elektrikçe yüksüz olmak koşuluyla çekim kuvveti tüm diğer kuvvetleri yenebilmekte ve hatta yeterince büyük kütleleri “kara delik” durumuna getirebilmektedir. Bir “kara delik” çekim kuvvetinin madde üzerindeki en uç zaferlerinden biridir. Kara delikler uzayda çekim kuvvetinin o denli güçlü olduğu yerlerdir ki, ışık bile kara delikten dışarıya kaçamamaktadır. Güneş’in birkaç katı kütleye sahip kara delikler büyük kütleli yıldızların yaşamlarının sonlarında süpernova olarak patlamaları sonucu oluşurlar. Öte yandan tüm gökadaların merkezlerinde Güneş’in kütlesinin milyar katı yöresinde kütlelere sahip kara delikler olduğu bilinmektedir. Kara delikler hiç bir zaman doğrudan gözlenemezler. Ancak üzerlerine düşen maddeden dolayı salınan enerji nedeniyle ve diğer bazı dolaylı yollardan varlıkları anlaşılabilir. Çekim kuvveti yıldızlarda maddenin davranışını kontrol ederek onların yaşam biçimleri ve gelecekleri üzerinde belirli bir biçimde rol oynar. Yıldızın merkezinde çekim kuvveti nedeniyle oluşan basınç protonlar (hidrojen çekirdekleri) arasındaki elektrostatik itme kuvvetlerini yenerek helyum oluşturmak üzere onları birleştirir. Geniş ölçekte bakıldığı zaman çekim kuvveti evrenin biçimi üzerinde en baskın olan kuvvettir. Yıldızların ve gezegenlerin küresel biçimde olmalarını sağlamakla kalmaz, aynı zamanda yıldızların yıldız kümeleri içerisinde ve gökada kümelerinin de bir arada çekimsel olarak bağlı kalmasını sağlar. Çekim kuvveti evrenin genişlemesini de kontrol eder. Eğer çekim kuvveti bu denli baskın ve önemli ise gezegenleri Güneş üzerine ve gökadamızdaki tüm yıldızları merkezi bir kara delik içerisine düşmekten alıkoyan nedir? Bu sorunun yanıtı enerji ve momentumun korunumu ilkesinde yatmakta ve bu durumda özellikle açısal momentumun korunumu ilkesi sözkonusu olmaktadır. Gezegenlerin Güneş üzerine düşmesini engelleyen ve onların hemen hemen aynı bir düzlem içerisinde Güneş’in etrafında dolanmalarını sağlayan neden açısal momentumdur. Aynı şekilde gökadaların disk yapıda olmalarını ve bu yapılarını korumalarını sağlayan ve yıldızların ve yıldız kümelerinin merkezi bir nokta üzerine düşmelerini engelleyen de açısal momentumdur. 2 Korunum yasaları fiziğin en temel yasaları arasındadır. Açısal momentumun korunumu ilkesine en iyi örneklerden birisi de buz dansçıları tarafından sergilenmektedir. Bilindiği gibi dansçı kollarını açmış durumda kendi düşey ekseni etrafında dönme hareketi yaparken kollarını içeri çekerse dönme hızı artmaktadır. Benzer olarak Güneş etrafında dolanan bir gezegen ya da bir gökada kümesi içerisinde kümenin ortak kütle merkezi etrafında dolanan bir gökada belirli bir açısal momentuma ve “çekim potansiyel enerjisi” ile “kinetik enerjisinin” toplamı olan belirli bir enerjiye sahiptir. Enerji ve momentumun her ikisi de mutlaka korunuyor olmalıdır. Bir gezegenin yörüngesi Güneş’e ne denli yakın ise o gezegenin toplam enerjisi o denli az demektir. Bir gezegenin Güneş ya da bir gökadalar kümesi içerisindeki bir gökadanın küme merkezine düşebilmesinin tek yolu onun enerji kaybetmesidir. Bunun gerçekleşebilmesinin tek yolu ise bir çarpışma sonucu bir kısım kinetik erkenin ısıya dönüşmesi ve sistemden dışarıya salınmasıdır. Evrende varolan tüm enerji halen korunmakta fakat biçim değiştirmektedir. Gezegen ve yıldızlar için bu durumun gerçekleşmesi genel olarak sözkonusu değildir çünkü çarpışma olasıkları çok küçüktür. Ancak ileride göreceğimiz gibi gezegen ve yıldızlar gaz ve toz bulutlarından belirli bir evrim sonucu oluşmaktadırlar. Bulut içerisindeki her bir atom ve toz parçacığının kendi enerji ve momentumuyla bulutun çekim merkezi etrafında kendi yörüngesinde dolandığını varsayacağız. Bu durumda gezegen ve atomlar arasındaki en önemli fark, bulut içerisindeki atomların birbirleriyle sürekli çarpışmaları sonucunda enerji ve momentum paylaşımına gitmeleri ve bu süreç sonunda buluttan dışarıya enerji yaymaları ve bulutun toplam enerjisini azaltarak büzülmesine neden olmalarıdır. Bu süreç bulutun tek bir noktaya kadar büzülmesine yol açmalıdır; ancak burada bir noktada nükleer kuvvetler devreye girmektedir. Bulut içerisindeki atomlar giderek parçacıklar oluşturmaya ve sonunda gezegeni oluşturmaya başladıklarında çarpışmalar azalmakta ve her bir parçacık kendisini oluşturan atomların ortalama enerji ve momentumlarına sahip olmaktadır. Evrendeki birçok cisim üzerinde etkin rol oynayan açısal momentumun kökeni yukarıda sözü edilen bulutların yıldızları oluşturmak üzere milyon kat mertebesinde büzülmeye uğramalarıdır. Yani başlangıçta bulutta dönmeye olan en küçük bir eğilim sonuçta açısal momentumun korunumu yasası nedeniyle hızlı dönen bir yıldızın oluşmasına yol açmaktadır. Bir başka deyişle, oluşan yıldızın dönmeye sahip olmaması için bulutun içerisindeki her bir bölgenin rastgele hareketlerinin toplamının çok büyük bir duyarlıkla sıfıra eşit olması gerekmektedir ki bu da olanaksızdır. 3 YILDIZLARIN DOĞUMU Eğer, örneğin 120 bin ışık yılı çapında, uzak bir gökadanın fotoğrafına bakacak olursak (Şekil 1) içerdiği yıldızları tek tek göremeyiz. Gördüğümüz şey birkaç yüz milyar yıldızdan gelen toplam ışıktır. Bu yıldızların tümü aynı parlaklığa sahip olmayıp daha sıcak, mavi ve genç olanları sarmal kollar üzerinde yer alırlar. Sarmal kollar yer yer siyah gaz ve toz madde ile kesilmiş olup bazı yerlerinde de parlak ve pembemsi renkte bölgeler içerirler. İşte bu bölgeler yıldız oluşum bölgeleridir. Bizim gökadamızda Güneş ve Güneş Sistemi gökadanın kenarlarına yakın bir yerde bir sarmal kol yakınında yer alır. Şu anda yıldızların oluşmakta olduğu Şekil 1. Sarmal bir gökada. bize en yakın bölge, yalnızca 1500 ışık yılı kadar uzağımızda ve Orion takım yıldızındadır. Bulutsuz bir kış gecesinde “Orion’un kılıcı” olarak anılan bölgeye küçük bir dürbünle dahi bakacak olursanız “Büyük Orion Bulutsusu” olarak adlandırılan yapıyı görmeniz olasıdır (Şekil 2). 4 Şekil 2. Orion Bulutsusu. Yukarıdaki fotoğrafta ancak bir kısmı görülen Orion bulutsusunun tümünün kütlesi Güneş kütlesinin 100 bin ila 1 milyon katı, çapı ise 60 ila 150 ışık yılı arasındadır. Gökadamızda buna benzer çok sayıda yıldız oluşum bölgesi vardır. Böylesi bulutlar çoğunlukla hidrojen ve helyumdan oluşmuş ve bir miktar da kendilerinden önceki nesil yıldızlar tarafından üretilmiş daha ağır elementleri içerirler. Yöredeki yıldızların yaydığı radyasyondan kısmen de olsa gizlenen bu bulutlar yeterince soğuk oldukları için hidrojen ve diğer bazı karmaşık molekülleri de içerirler ve molekül bulutları olarak da adlandırılırlar. Bu moleküller arasında etil alkolü ve yaşamın temel yapı taşları arasında olan diğerlerini sayabiliriz. Molekül bulutları (Şekil 3, Şekil 4) gökada etrafındaki yörüngelerinde dolanırlarken yöredeki diğer bulutların çekim etkisiyle sürekli olarak karıştırılırlar. Bu olaya türbülans da denmektedir. Kütlelerinin yeterince büyük olması kendi çekim güçlerinin etkisi altında büzülerek sonunda yıldız(lar) oluşturmalarına izin verir. Bir bulutun kendi çekim etkisi altında büzülerek yıldız(lar) oluşturması yaklaşık olarak aşağıdaki gibidir. Başlangıçta bulutun yoğunluğu o denli azdır ki bulutu büzülmeye zorlayan çekim kuvveti, yöredeki diğer bulutların çekim etkilerinin neden olduğu türbülans ve bulutun kendi içerisindeki manyetik alanın dirençleri nedeniyle, yetersiz kalır. Ancak sonunda tüm bulut, ya da daha sıklıkla bulutun çeşitli bölgeleri, büyük bir olasılıkla yakınlardaki bir süpernova patlamasından kaynaklanan şok dalgalarının sıkıştırması ile çökmeye başlar. Bu aşamada bulutun sözkonusu bölgelerinde yoğunluk artar ve buna bağlı olarak çekimin etkisi de fazlalaşmış olur. Kısa sürede bulut yaklaşık olarak 1000 Güneş kütlesi mertebesinde kütlelere sahip parçalara bölünür. Daha sonra bu parçalar da birkaç yüz Güneş kütleli ve/veya Güneş’in kütlesinden daha az kütlelere sahip 5 çok sayıda parçalara bölünür. Böylesi çok sayıdaki parçalar da giderek büzülerek sonunda etrafında gezegenleri de olan yıldız sistemlerini oluştururlar. Büzülmekte olan bulut parçalarının birçoğu çift ya da daha çoklu yıldız sistemleri de oluşturabilirler. Şekil 3. Bir molekül bulutu. Şekil 4. Bir molekül bulutu. 6 Büzülmekte olan her bir bulut parçasının hacmı giderek küçülür ve yoğunluğu artmaya başlar. Başlangıçta sahip oldukları açısal momentumun korunması gereği olarak kendi eksenleri etrafındaki dönme hızları giderek artar. Bunun sonucu olarak da dış kısımlardaki bir kısım madde merkez bölgeleri etrafında disk oluşturmaya başlar. Büzülmekte olan bulut parçasının yoğunluğunun artmasının ve enerjinin korunumu ilkesinin bir diğer sonucu da sıcaklığın giderek artmasıdır. Gerçekte bu olay bir pompa ile bisiklet lastiği şişirirken pompanın ucunun giderek ısınmasına benzer. Görüldüğü gibi bisiklet pompası için geçerli olan fizik yasası aynı zamanda çok daha geniş ölçekte olmakla birlikte yıldızlar için de geçerlidir! Büzülmekte olan bulut parçası içerisindeki maddenin sıcaklığının giderek artması büzülmeyi yavaşlatmaya başlar. Bunun nedeni sıcaklık yükselmesinin, bulutu içeriye doğru çökertme eğiliminde olan çekim kuvvetine karşı bir basınç uygulamaya ve ona direnmeye başlamasıdır. Giderek yükselen sıcaklık bulut içerisindeki toz parçacıklarını buharlaştırmaya başlar ve bu durumda ortam radyasyona karşı daha saydam hale gelmeye başlar ve bulut içerisindeki radyasyon dış uzaya doğru kaçmaya başlar. Bir miktar soğumaya neden olan bu süreç sonunda bulut yeniden büzülmesine devam eder. Yıldızların doğumları ve evrimleri ile ilgili tüm süreçlerde olayların oluş süresi yıldızın kütlesi ile ilişkilidir. Kütle ne denli büyük ise yıldızın hem oluşum süresi ve hem de yaşam süresi o denli kısa olacaktır. Güneş kütlesine sahip bir yıldızın oluşum süresi yaklaşık olarak 10 milyon yıl iken Güneş kütlesinin 11 katına sahip bir yıldızın oluşum süresi yalnızca 100 bin yıl dolayındadır. Tüm bu sürecin sonunda yeni doğmakta olan yıldızın merkezindeki sıcaklık ve basınç yeterli bir düzeye yükselince merkezde hidrojen yanması başlar ve yıldız doğmuş olur. Yıldızın yaşamının büyük bir bölümünü oluşturacak olan hidrojen yanması ardında helyum bırakacaktır. Sonuç olarak, başlangıçtaki buluttan oluşan bu yeni yıldızlar etraflarındaki gaz ve tozu ısıtarak uzaya dağıtır ki sözkonusu bu madde bulutun başlangıçtaki kütlesinin yaklaşık olarak %75 gibi bir bölümüne denktir. Yıldızlararası bir gaz ve toz bulutundan oluşmuş böylesi yeni yıldızlar kümesi (Şekil 5), çoğunlukla çekim etkisiyle birbirlerini bir arada tutacak kadar kütleye sahip değildirler. Böylesi bir kümenin üyeleri olan yıldızlar rastgele doğrultulardaki hareketleri ile birkaç milyon yıl içerisinde kümenin dağılmasına neden olurlar. Örneğin Güneş, doğumundan bu yana Gökadamızın merkezi etrafında en az 20 kez dolanmış ve bu süre içerisinde kardeşlerini kaybetmiş durumdadır. Yapılan araştırmalara göre içerisinde 700 kadar yeni doğmuş ve 7 Şekil 5. Oluşum aşamasının sonlarında bir yıldızlar kümesi. doğmakta olan yıldız içeren Orion bulutsusu 150 milyon yıl içerisinde Pleiades (Ülker) kümesi gibi az sayıda yıldız içeren ve fakat gaz ve toz dahi içermeyen bir duruma gelebilecektir. Yeni oluşan bu genç yıldızların etraflarındaki gaz ve tozdan oluşmuş diskler de (Şekil 6), yıldız yaşamıyla karşılaştırıldığında kısa süreler içerisinde, uzaya dağıtılarak yok edileceklerdir. Bu iki yolla olmaktadır: birincisi, diskin alt ve üst kısımlarından ışık yılı mertebesinde uzunluklara sahip jetler yoluyla ve ikincisi ise yıldızın etrafında oluşacak gezegenler yoluyla. Gaz ve tozdan oluşmuş disklerin hangi yolla gezegen oluşturduklarını henüz tam olarak anlayabilmiş değiliz. Güneş sistemimizdeki tüm gezegenlerin Güneş etrafında aynı yönde dolanıyor olmaları onların bir diskten oluşmuş olacakları olasılığını güçlendirmektedir. Günümüzde bu konuda en çok kabul gören görüşe göre, henüz yukarıda sözedilen jetlerin görüldüğü dönemlerde yıldızı ve diskin iç bölümlerini birbirine bağlayan bir manyetik alanın bölgedeki bir kısım tozu eriterek onları küçük parçacıklar halinde Güneş’ten uzaklara fırlatmasıdır. Daha sonra bu parçacıklar birleşerek ileride oluşacak olan gezegenlerin yapı taşlarını oluşturmaktadır. 8 Şekil 6. Yeni oluşmuş bir yıldız etrafındaki disk. YILDIZLARIN ÖZELLİKLERİ Gökyüzünde gördüğümüz hemen hemen tüm diğer yıldızlarda olduğu gibi Güneş de merkezinde hidrojeni helyuma dönüştürmektedir. Bu süreç sırasında her saniyede yaklaşık olarak 4 milyon ton maddeye eşdeğer bir enerji üretilmektedir. Enerji ile kütle arasındaki ilişki Einstein’ın ünlü bağıntısına göre E=mc2 biçimindedir. Burada m kütle, c ise boşluktaki ışık hızı (3x1010 cm/s) olup E, m kütlesi karşılığı ortaya çıkan enerjidir. Tepkimelerin oluştuğu merkez bölgesindeki sıcaklık 15 milyon Kelvin ve yoğunluk da 160 g/cm3 değerindedir. Merkezde üretilen fotonların (enerjinin), 5800 Kelvin sıcaklığa sahip Güneş yüzeyine ulaşması yaklaşık 10 milyon yıl almaktadır. Güneş sahip olduğu maddeyi bir arada tutan çekim kuvveti ile merkezde üretilen enerjiden kaynaklanan ve dışa doğru olan basınç kuvvetleri arasında bir denge durumundadır. Bu kararlı bir denge durumudur. Örneğin eğer Güneş’e dışarıdan madde ekleyecek olursak çekim kuvveti nedeniyle merkeze doğru olan kuvvet artacak ve bu da nükleer tepkime miktarını arttırarak çekime karşı olan basınç kuvvetlerini arttıracaktır. Benzer olarak eğer Güneş’in kütlesi azaltılacak olursa bu defa merkeze doğru olan çekim kuvveti azalacak ve bu da nükleer tepkime miktarını azaltarak dışa doğru olan basınç kuvvetlerinin eksilmesine neden olacaktır. Bu durumda enerji çıkışı ve sıcaklık da azalmış olacaktır. Güneş, kütle ve parlaklık olarak ortalama bir yıldızdır. Güneş’ten daha parlak ve daha sönük birçok yıldız vardır. 1920’li yıllarda Sir Arthur Eddington verilen bir kütledeki bir yıldız için belirli bir üst ışıtma sınırı vermiştir. Bu sınır, yıldızın yüzeyinde içeriden gelen ışınım basıncının yıldızın çekim kuvveti ile 9 dengelenmesi gerektiği gerçeğinden yola çıkılarak hesaplanmıştır. Eğer yıldız gereğinden daha fazla ışınıma sahip ise uzaya madde kaybedecek ve kütlesi ve ışıtmasını azaltacaktır. Bu gerçekten yola çıkılarak yapılan hesaplamalara göre hiç bir yıldız Güneş’in kütlesinin 100 katından daha büyük kütleye sahip olamaz. Böylesi bir yıldızın ışıtması Güneş’in ışıtmasının 1 milyon katı kadar olup ömür süresi ise yalnızca 4 milyon yıl kadardır. En küçük kütleli yıldızlar ise Güneş kütlesinin %10 undan biraz daha az olan “kahverengi cüce” (=brown dwarf) olarak adlandırılan yıldızlardır. Bu yıldızların kütleleri merkezlerinde hidrojen yakmak için ancak yeterli olabilmektedir. Daha önce de belirtildiği gibi bir yıldızın yaşam süresini belirleyen en önemli parametre onun kütlesidir. Güneş kadar kütleye sahip yıldızlar hemen hemen hiç değişmeden 10 milyar yıl kadar yaşayabilmektedir. Bu süre yakınındaki bir gezegende yaşamın ortaya çıkıp gelişebilmesi için yeterlidir. Öte yandan Eta Carina gibi Güneş’in kütlesinin 100 katı kadar bir kütleye sahip bir yıldızın yaşam süresi yalnızca 4 milyon yıl yöresindedir. Yıldızlar birçok bakımlardan oldukça basit cisimlerdir. Hidrostatik dengede, küresel yapıda, merkezde oldukça sıcak ve yoğun, yüzeyde ise göreli olarak oldukça soğukturlar. Astronom Sir Martin Rees’in söylediği gibi “yıldızlar gerçekte bir karıncadan daha basit cisimlerdir”! Gerçekte bir yıldızı basit olarak yalnızca iki sayı ile tanımlamak olasıdır; yüzey sıcaklığı ve ışıtması. Çok sayıda yıldız için yüzey sıcaklığının fonksiyonu olarak ışıtmayı gösteren bir diagram çizildiğinde her bir yıldız bir tek nokta ile gösterilmiş olur. Bazı istisnalar dışında böylesi bir diagram üzerinde aynı noktada yer alan yıldızlar yalnızca sıcaklık ve ışıtma olarak aynı değerlere sahip değil, aynı zamanda aynı kütle, merkezi yoğunluk ve yaş değerlerine de sahiptirler. 20 nci yüzyılın başlarında ilk kez Ejnar Hertzsprung ve Henry Norris Russell tarafından ortaya konulan bu diagram “Hertzsprung-Russell diagramı”, ya da kısaca “HR diagramı” olarak adlandırılır (Şekil 7). Bu diagramda yıldızların büyük çoğunluğunun sol üstten sağ alta doğru uzanan ve “anakol” (=main sequence) olarak adlandırılan bir diagonal kuşak üzerinde yer aldığı görülür. Bunun nedeni, yıldızların yaşamlarının büyük bölümünü bu kuşak üzerinde geçiriyor olmalarıdır. Bu evrim aşamasına “anakol evrim aşaması” (=main sequence evolutionary phase) adı verilir ve yıldızlar bu sırada merkezlerinde hidrojeni helyuma dönüştürmektedirler. Anakol yıldızları için kütle ile ışıtma arasında LM3.5 ilişkisi vardır. Güneş birimlerinde olmak üzere burada L ışıtma, M ise kütledir. Bu bağıntının anlamı şudur: eğer biri diğerinin 2 katı kütleye sahip iki yıldızı ele alacak olursak bunlardan büyük kütleli olanın ışıtması küçük kütleli olanın ışıtmasının yaklaşık 11.3 katıdır (L=23.5=11.3137). Bir başka deyişle büyük kütleli yıldızın birim zamanda uzaya saldığı (ve merkezinde ürettiği) toplam enerji küçük kütleli olanın yaydığının 11.3 katıdır. 10 Şekil 7. Hertzsprung-Russell diagramı. Yüzey sıcaklığının fonksiyonu olarak ışıtmanın noktalandığı bu diagramda bazı iyi bilinen yıldızların yerleri ve Güneş’in evrim yolu görülmektedir. Bir yıldız evrimleştikçe HR diagramı üzerinde iyi belirlenmiş yollar üzerinde hareket eder. Bu yollara “evrim çizgileri” (=evolutionary tracks) adı verilir. Gerçekte Güneş’in ya da diğer yıldızların evrimleştiklerini, bir başka deyişle özelliklerinin değiştiğini, gözleyebilecek kadar uzun yaşam sürelerine sahip değiliz. Buna karşın fizik yasalarını ve gazların yüksek sıcaklıklar altındaki davranışlarına ilişkin gözlem verilerini kullanarak ürettiğimiz kuramsal modelleri gözönüne alarak onların geleceklerini kestirebilmekteyiz. Yıldızların yapılarına ve evrimlerine ilişkin ürettiğimiz bu modellerin öngörülerinin doğruluğunu, hepsi aynı anda doğmuş fakat farklı kütlelere sahip oldukları için farklı evrim aşamasındaki (yaştaki) küme yıldızlarının gözlemleri ile denetleyebiliyoruz. Böylesi yıldız kümeleri bu bakımdan da oldukça verimli nesnelerdir. 11 GÜNEŞ BENZERİ YILDIZLARIN EVRİMLERİ Kütleleri Güneş kütlesinin 0.8 ila 10 katı arasında olan yıldızlar, kütle farkı nedeniyle farklı evrim hızlarına sahip olmakla birlikte, birbirlerine oldukça benzer evrim biçimlerine sahiptirler. Bu kütle aralığı için örnek olarak Güneş’in evrimini ele alalım. Güneş kendisine eşlik eden gezegenleriyle birlikte yaklaşık olarak 4.5 milyar yıl önce oluşmuştur. Bu süreyi, çeşitli elementlere ilişkin isotop oranlarının duyarlı ölçümlerinden biliyoruz. Örneğin “uranyum-238”, uranyum elementinin “yarı ömrü” 4.6 milyar yıl olan olan radyoaktif bir isotopudur. Bunun anlamı, bir mineral örneği içerisindeki “uranyum-238” isotopunun yarısının 4.6 milyar yıl sonunda “kurşun-206” isotopuna bozunacak (=decay) olmasıdır. O nedenle bir mineral örneği içerisindeki “uranyum-238” isotopunun “kurşun-206” isotopuna oranının ölçülmesi (mineral ilk oluştuğunda içerisinde “kurşun-206” olmadığının varsayılması ile) ilgili mineralin yaşının belirlenebilmesi olanağını sağlar. Burada “kurşun-206” ifadesinde 206 sayısı, kurşun atomu çekirdeği içerisindeki toplam proton ve nötron sayısını göstermektedir. Normal olarak “206Pb” olarak gösterilir. Geçtiğimiz 4.5 milyar yıl boyunca Güneş merkezinde hidrojeni helyuma dönüştürmektedir. Şu anda merkezindeki hidrojenin yaklaşık olarak yarısını helyuma dönüştürmüş durumdadır ve ilk oluştuğu durumdakine göre %30 kadar daha parlaktır. 3 milyar yıl kadar sonra yarıçapını giderek büyüttükçe parlaklığı daha da artacak ve üzerinde yaşadığımız Yerküre üzerindeki okyanusları buharlaştırmış olacaktır. Günümüzden 5 milyar yıl kadar sonra merkezde hidrojen tükenecek fakat merkez bölgesi etrafında ince bir bölge içerisinde hidrojen yanmaya devam edecektir. Merkez bölgelerinden enerji çıkışı sona erdiği için çekim kuvvetine karşı bir zayıflık sözkonusu olacak ve çekim kuvveti merkez bölgelerini büzülmeye zorlayacaktır. Bir süre sonra büzülme sonucu sıcaklığı yeterince yükselecek olan merkez bölgesinde helyum, karbon ve oksijen üretmek üzere tepkimeye girmeye başlayacaktır. Böylece Güneş çekim kuvvetine karşı tekrar bir denge durumuna gelecektir. Yukarıda sözedilen merkez bölgesi büzülmesi sırasında açığa çıkan çekim potansiyel enerjisi nedeniyle Güneş’in dış bölgeleri şişecek, bir miktar soğuyacak ve Güneş artık bir “kırmızı dev” (=red giant) yıldız durumuna gelecektir. Uzayda bilinen birçok kırmızı dev yıldız vardır. Bir süre sonra merkezde helyum da tükenecek ve merkezde nükleer yanma sona erecektir. Merkezi çevreleyen ince bir bölgede helyum yanması ve bu bölgenin de üzerinde, çok genişlemiş hidrojen zarfın tabanında, ince bir bölgede de hidrojen yanması devam ediyor olacaktır. Bu da Güneş’i daha da 12 büyük ışıtmalı ve kararsız bir duruma getirecek ve parlaklığında değişimler göstermesine neden olacaktır. Ayrıca konveksiyon nedeniyle iç bölgelerdeki bir kısım karbon ve oksijen yüzeye taşınmış olacaktır. Bu evrim aşamasındaki yıldızlara “asimptotik dev kolu yıldızları” (=asymptotic giant branch stars) adı verilir. Bunlardan en ünlülerinin başında Orion takımyıldızındaki Betelgeuse (Şekil 8) gösterilebilir. Bu yıldız o denli büyüktür ki eğer onu Güneş’in bulunduğu yere koyacak olsaydık yüzeyi Jupiter yörüngesinden daha ötelere kadar uzanacaktı. Bir başka deyişle Merkür, Venüs, Dünya, Mars ve Jupiter bu yıldızın içerisinde kalacaklardı. Öte yandan yıldızın yüzey sıcaklığı 3400 Kelvin yöresindedir. Bu Güneş’in yüzey sıcaklığından çok daha az olmakla birlikte sahip olduğu oldukça büyük yüzey alanı nedeniyle ışıtması Güneş’in ışıtmasının yaklaşık 9400 katıdır. Şekil 8. Betelgeuse olarak da adlandırılan Ori yıldızı. Tüm bu olaylardan kısa bir süre sonra da Güneş’teki tüm nükleer tepkimeler sona erecektir. Çapı yaklaşık ışık saati büyüklükten, 2-3 ışık yılı büyüklüğe kadar artacak ve artık “gezegenimsi bulutsu” (=planetary nebula) olarak adlandırılacaktır (Şekil 9, Şekil 10, Şekil 11). Bu adlandırma, ilk olarak keşfedildiklerinde Uranüs ve Neptün gibi gezegenlere benzer soluk-yeşil renkte göründüklerinden dolayı uygun görülmüştür. Gerçekte günümüzde böylesi cisimlerin gezegenlerle hiç bir ilişkisinin olmadığını biliyoruz. Gezegenimsi bulutsularda gaz yeterince az yoğunluklu olduğu için Güneş’in merkez bölgesi ilk kez dışarıdan bakan bir gözlemci için görünür 13 duruma gelecektir. Yerküre mertebesinde büyüklüğe sahip durumuyla “beyaz cüce” (=white dwarf) olarak adlandırılan bu merkez bölgesi Güneş’in başlangıçtaki kütlesinin yarısına sahiptir ve yüzey sıcaklığı ise 100 bin Kelvin dereceden fazladır. Birkaç on bin yıl süre sonunda etrafını saran bulutsu tümüyle uzaya dağılmış olacak ve Güneş dış gezegenlerin eşliğinde bir beyaz cüce olarak kalacaktır. Bundan sonraki evrimi ise 9-10 milyar yıl boyunca başlıca soğuma biçiminde gerçekleşecek ve sonunda uzaya salacak ışığı kalmayacağından görünmez duruma gelecektir. Günümüzde gözlediğimiz en yaşlı beyaz cüceler Yerküre’nin yaşının iki katı yöresinde ve hemen hemen evrenin yaşına yakın yaşlara sahiptirler. Yüzey sıcaklıkları da 4000 Kelvin yöresindedir. Şekil 9. Hourglass gezegenimsi bulutsusu (MyCn 18). Şekil 10. M2-9 gezegenimsi bulutsusu. 14 Şekil 11. Spirograph gezegenimsi bulutsusu (IC 418). Gezegenimsi bulutsular hemen her tür biçimde ve büyüklükte karşımıza çıkabilmektedirler. Merkezdeki beyaz cüce başlangıçta yüksek sıcaklığı nedeniyle bol miktarda moröte ışınım salarak etrafındaki bulutsuyu aydınlatır. Beyaz cüceler birçok bakımlardan önemli cisimlerdir. Hidrojen ve helyumun yanında yıldız tarafından üretilen karbon, azot ve oksijen de içerirler ki bu elementler yaşamın yapı taşlarıdır. Yerküre’deki karbon, azot ve oksijenin büyük bölümü böylesi yıldızlarda üretilmişlerdir. Eğer bir romantik iseniz yıldız tozlarından yapılmış olduğunuzu, eğer değilseniz yıldız evrimi sonucu ortaya çıkan nükleer atıklardan oluşmuş olduğunuzu düşünebilirsiniz! 15 10 - 50 G Ü N E Ş K Ü T L E L İ YILDIZLARIN EVRİMİ Böylesi büyük kütleli yıldızlar yukarıda anlatılan yıldızlara göre daha hızlı ve dramatik bir yaşam sürerler. Tüm yıldızlar gibi bunlar da yaşamlarına hidrojeni helyuma dönüştürmekle başlamakla birlikte Güneş’ten en az 100 bin kez daha parlaktırlar ve yüzey sıcaklıkları da 30 bin Kelvin ya da daha fazladır. Güneş’ten 25 kat daha fazla kütleye sahip bir yıldız Güneş’ten 1000 kat daha hızlı bir biçimde yaşantısını tamamlar. Kütleleri yeterince fazla olduğu için merkezde her bir nükleer yakıt tükendikçe çekim kuvveti merkez sıcaklık ve basıncını, giderek artan atom ağırlığındaki elementlerin tepkimeye girebilmelerine olanak sağlayacak kadar arttırabilir. Eğer yaşamının sonuna ulaşmış böylesi bir yıldızın yüzeyinden merkezine doğru tüm katmanlarını görebilecek olsaydık karşımıza soğan benzeri bir yapı çıkacaktı. En genişlemiş dış hidrojen katmanın tabanında helyum üreten hidrojen yanması, onun altındaki helyum katmanın tabanında karbon ve oksijen üreten helyum yanması, onun altındaki katmanda neon ve magnezyum üreten karbon yanması vs. Ve en sonunda sıcaklığın birkaç milyar Kelvin olduğu merkez bölgesinde demirin üretildiği silisyum yanması karşımıza çıkacaktı. Güneş kütlesinin 20 katı kütleye sahip bir yıldızda merkezdeki silisyumun demire dönüşme süresi yalnızca bir hafta yöresindedir. Merkezde daha ağır elementlere gidildikçe yanma süresinin kısalmasının bir nedeni de giderek artan merkez sıcaklığı ortamında, giderek daha fazla miktarda nötrinoların üretilmesi ve ortaya çıkan enerjinin bu yolla kolaylıkla yıldızdan dışarıya salınmasıdır. Merkezde üretilen fotonların yıldız yüzeyine ulaşması milyon yıl mertebesinde iken madde ile etkileşmesi hemen hemen yok denecek kadar az olan nötrino durumunda bu süre dakika/saat mertebesine düşmektedir. Atom çekirdeklerinin özellikleri arasında en önemlilerinden birisi de “bağlanma enerjisi” (=binding energy) dir. Bağlanma enerjisi (Şekil 12) kavramını anlayabilmek için aşağıda anlatılanlara bakmamız gerekecektir: atom ağırlığı demirden daha az olan elementler daha ağır elementleri oluşturmak üzere enerji salarak “birleşebilirler” (=nuclear fusion), ve atom ağırlığı demirden daha fazla olan elementler ise hafif elementleri oluşturmak üzere enerji salarak “parçalanabilirler” (=nuclear fission). 16 Şekil 12. Çeşitli elementlerin bağlanma enerjileri. Bunun anlamı şudur: bir yıldızın merkez bölgesi demire dönüştükten sonra ondan daha fazla enerji elde etmek üzere yeni nükleer tepkimeler başlatabilmek için sıkıştırmak işe yaramayacaktır. Her ne kadar çekim kuvveti demirden oluşmuş merkez bölgesini daha fazla sıkıştırarak sıcaklığının ve basıncının artmasına neden olsa da yeni bir nükleer tepkime başlayamayacaktır. Merkez bölgesi sıcaklığı yaklaşık olarak 10 milyar Kelvin değerlerine yaklaşınca ortamdaki fotonlar demiri helyum gibi hafif elementlere parçalarlar. Bu yolla milyonlarca yıl süren “nükleosentez” (=nucleosynthesis) süreci bir saniyeden daha kısa bir sürede tersine çevrilmiş olur. Daha sonra giderek artan sıkışma sonucunda ortamdaki protonlar ve elektronlar birleşerek nötronları oluştururlar ve bu süreç ile büyük miktarlarda nötrino üretilir. Bu aşamada saniyenin onda biri gibi kısa bir sürede 12 bin km çaplı merkez bölgesi çökerek 20 km çaplı bir nötron yıldızına dönüşür. Bunun sonucu olarak yıldızın çekim kuvvetine karşı tümüyle desteksiz kalmış olan dış bölgeleri hızla çökerek ortamın koşulları gereği artık daha fazla sıkıştırılamaz durumdaki nötron yıldızına çarpıp geri yansırlar. Bunun sonucu olarak da çok büyük miktarlarda “çekim potansiyel enerjisi” (=gravitational potential energy) açığa çıkar ve yıldızın dış bölgelerini uzaya saçar. Bu olay “Tip II Süpernova” (=Type II Supernova) olarak adlandırılır (Şekil 13, Şekil 14, Şekil 15). Tip II Süpernova adlandırması bu cisimleri “Tip Ia Süpernova” larından tamamen ayırmaktadır ki Tip Ia Süpernovaları tamamen farklı kökene sahiptirler. Tip Ia durumunda sözkonusu süpernova bir çift yıldız sisteminin evrimi ile ortaya çıkmaktadır. Evrimini “Chandrasekhar limiti”ne (=Chandrasekhar limit=Güneş kütlesinin 1.4 katı) yakın kütlede bir beyaz cüce olarak tamamlayan yıldızın üzerine yoldaşından gelen maddenin beyaz cüceyi bu kütle üst sınırını aşırmasıyla oluşan patlama Tip Ia Süpernovası olarak adlandırılır. Öte yandan bir de Tip Ib Süpernovaları vardır ki bunlar da aşağıda göreceğimiz gibi daha da büyük kütleli yıldızların evrimleri sonucu oluşmaktadırlar. 17 Şekil 13. Bir süpernova artığı olan Crab bulutsusu. Şekil 14. Crab bulutsusunun bir başka görüntüsü. Böylesi büyük bir patlama sonrasında demirden daha ağır elementler de üretilir. Zaten evrende demirden daha ağır elementler böylesi süpernova patlamaları sırasında oluşmaktadır. Normal yıldız evrimi ile üretilen en ağır element demirdir. 18 Şekil 15. Vela süpernova kalıntısı. Patlamada açığa çıkan toplam enerjinin yaklaşık onbinde biri (1049 erg) görünür ışık olarak ortaya çıkmasına karşın patlamayı izleyen birkaç hafta içerisinde süpernova içinde yer aldığı gökadanın toplam parlaklığına eşit bir parlaklığa ulaşabilmektedir (Şekil 16). Açığa çıkan toplam enerji 1053 erg yöresinde olup bunun büyük bir bölümü madde ile etkileşmesi çok zayıf olan nötrinolar tarafından ışık hızıyla uzaya salınır. Salınan nötrinoları tümüyle soğurabilmek için yaklaşık olarak bir ışık yılı kalınlığında bir kurşun blok gerekir. Uzaya saçılan maddenin kinetik enerji olarak taşıdığı miktar ise 1051 erg yöresindedir. Tipik olarak saniyede 30 kez dönen bir nötron yıldızının enerjisi ise 2x1049 erg yöresindedir. Eğer bu nötron yıldızına manyetik ekseni doğrultusunda bakıyorsak bu durumda cismi bir pulsar olarak adlandırırız. Şekil 16. Süpernova 1987A patlamasının öncesi ve sonrası. 19 Eğer süpernova olarak patlayan yıldız yeterince büyük kütleli ise, patlamadan hemen sonra merkez bölgesi nötron yıldızı yerine bir kara delik oluşturabilir. Patlama ile uzaya saçılan maddenin hızı tipik olarak saniyede 5000-15000 km arasındadır. Yayıldığı uzay bölgesinde önüne gelen yıldızlararası maddeyi de karıştıran bu madde yaklaşık 20 bin yıl sonra yavaşlayarak 100 ışık yılı çaplı bir bulut durumuna gelir ve ileride yeni yıldız(lar) oluşturmak üzere büzülebilir. 50 - 100 G Ü N E Ş YILDIZLARIN KÜTLELİ EVRİMİ Böylesi büyük kütleli yıldızlarla yukarıda anlatılan göreli olarak daha küçük kütleli yıldızlar arasındaki başlıca fark bu yıldızların çok kısa yaşamları boyunca çok büyük miktarlarda kütle kaybetmeleridir. Aslında tüm yıldızlar yüzeylerinden uzaya madde kaybederler. Örneğin Güneş yüzeyinden uzaya saniyede 2 milyon ton madde kaybetmektedir. Ancak bu miktar madde kaybıyla tüm kütlesini uzaya atması için gereken süre Evrenin bugünkü yaşının 2000 katı yöresindedir. O nedenle kütle kaybının Güneş’in evrimi üzerindeki etkisi önemsiz olup boşlanabilir. Güneş rüzgarı olarak da bilinen bu madde Yerküre’ye kadar ulaşarak “aurora” denilen olayı gözlememize neden olur. Yıldızın kütlesi ne denli büyük ise yıldız rüzgarı biçiminde kaybedeceği madde miktarı da o kadar fazla olur. Güneş’in 50 katından daha fazla kütleye sahip olan yıldızlar evrimleri boyunca kütlelerinin yarısını kaybedebilirler. Bunun sonucu olarak da yıldızın kendisi tarafından üretilmiş maddeye sahip merkez bölgesi ortaya çıkabilir. Böylesi yıldızlar Wolf-Rayet yıldızları olarak adlandırılırlar (Şekil 17) ve sayıları da oldukça azdır. Tayfları azot, oksijen ve karbon çizgileri gösterirken hidrojen çizgilerine hemen hemen hiç rastlanmaz. Bunun nedeni yıldızın hidrojen bakımından zengin olan dış bölgelerinin kuvvetli yıldız rüzgarı biçiminde uzaya atılmış olmasıdır. 20 Şekil 17. Büyük kütleli bir Wolf-Rayet yıldızı (WR 124). Merkezi yıldızın etrafında görülen gaz yıldızdan büyük hızlarla uzaya atılan maddedir. Böylesi büyük kütleli yıldızlar da evrimlerini büyük bir süpernova patlaması ile sona erdirirler. Ancak büyük kütleli bu yıldızların merkez bölgeleri de fazla kütlelere sahip olduğu için geride bir nötron yıldızı yerine kara delik bırakırlar. Tip Ib olarak adlandırılan bu tür süpernovaların tayfları Tip II süpernovalarının tayflarından farklılıklar gösterir. Patlamadan çok daha önce yıldız rüzgarı biçiminde tüm dış katmanlar uzaya atıldığından hidrojen çizgilerine rastlanmaz. Bu nedenle Tip Ib süpernovalarını, yukarıda anlatılan ve tayflarında yine hidrojen çizgileri göstermeyen ve tümüyle farklı bir mekanizma sonucu oluşan Tip Ia süpernovaları ile karıştırmamak gerekir. 21
