Yıldızların Oluşumu ve Evrimi

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:
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
I.
 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
sürdürür.
büyüdükçe
sıcaklığı
da
yükselmeyi
 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
yıldızlararası ortama karışır.
ve
zamanla
 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
olmayınca demir katmanı çöker.
enerji
kaynağı
 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
sırasında oluşur ve uzaya yayılır.
patlaması
 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
içerisinde geçersizdir.
yasaları
bu
yarıçapın
 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
yüzeyine olay ufku denir.
yarıçapına
eşit
küre
 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
hissedersiniz.
kendinizi
batıyor
 Daha yaklaştıkça karadeliğin ayağınıza uyguladığı
kütle çekimi, başınıza uyguladığından farklı
olacağından sizi ip gibi uzatacaktır.
 Olay ufkuna
ayıracaktır
3000
km
kala
sizi
parçalara
 Eğer parçalanmadan olay ufkunun 15 km yakınına
gidebilseydiniz, tam ileri baktığınızda ensenizi
görürdünüz!
 Çünkü ensenizden çıkan fotonlar
çevresinde dolanıp gözünüze ulaşırdı.
karadelik
 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.