Yıldız evrimi
Yıldız evrimi bir yıldızın yaşamı boyunca maruz kaldığı radikal değişikliklerin bir sürecidir. Yıldız'ın kütlesine bağlı olarak bu yaşam süresi, birkaç milyon yıldan (büyük kütleliyse), trilyonlarca yıla (küçük kütleliyse) ulaşabilir, evrenin yaşı göz önüne alındığında bu çok fazladır.
Yıldız evrimi, bir yıldızın yaşamı gözlenerek anlaşılamaz. Yıldızlarla ilgili değişiklikler belki yüzyılların üzerinde çok yavaş gerçekleşir. Bunun yerine astrofizikçiler yıldızların evrimini anlayabilmek için, yaşamlarının farklı noktalarındaki pek çok yıldızı gözlemlerler ve yıldız yapısını bilgisayar simülasyonuyla görürler.
Doğumu
değiştir
Bir yıldızın oluşumu, bir moleküler bulutun içinde oluşan ve sıklıkla bir Süpernovanın (büyük yıldız patlamaları) ya da iki gökadanın çarpışmasından oluşan şok dalgalarının tetiklediği kütleçekimsel bir kararsızlık ile başlar. Jeans Kararsızlığı kriterlerini sağlayacak kadar bir madde yoğunluğuna erişen bölge kendi kütleçekimsel kuvveti altında çökmeye başlar.
Bulut çöktükçe, Bart damlacığı adı verilen yoğun toz ve gazdan oluşan ayrık kümelenmeler oluşur. Bunların içinde 50 güneş kütlesine kadar madde bulunabilir. Yuvar çöktükçe ve yoğunluk arttıkça kütleçekimsel erke ısıya dönüşür ve sıcaklık artar. Önyıldız bulutu hidrostatik denge durumunda dengeli bir duruma yaklaştığında, bulutun merkezinde bir önyıldız oluşur.[1] Bu anakol öncesi yıldızlar genelde bir öngezegen diskiyle çevrelenmiştir. Kütleçekimsel büzülme dönemi 10–15 milyon yıl kadar sürer.
İki güneş kütlesinden az kütleye sahip genç yıldızlara T Tauri yıldızı, daha yüksek kütleye sahip olan yıldızlara da Herbig Ae/Be yıldızları denir. Bu yenidoğan yıldızlar dönme eksenleri boyunca gaz fışkırtır ve Herbig-Haro nesnesi denen küçük bulutçuklar oluşturur.[2]
Olgunlaşması
değiştirYıldızlar yaşam sürelerinin %90’ında çekirdek yakınında yüksek sıcaklık ve yüksek basınçlı çekirdek kaynaşması tepkimeleriyle hidrojeni helyuma çevirir. Bu tür yıldızların anakolda olduğu söylenir ve cüce yıldız diye adlandırılırlar. anakolun başlangıcından itibaren yıldız çekirdeğindeki helyum oranı düzenli olarak artar ve dolayısıyla da çekirdekteki çekirdek kaynaşması tepkimesini istenen hızda tutabilmek için yıldızın sıcaklığı ve parlaklığı yavaşça artacaktır.[3] Örneğin yaklaşık 4,6 milyar yıl önce anakola giren Güneş’in o zamandan beri parlaklığının %40 arttığı tahmin edilmektedir.[4]
Her yıldız sürekli olarak gazın uzaya akmasına neden olan bir yıldız rüzgârı üretir. Yıldızların çoğu için kaybedilen kütle miktarı kayda değer değildir. Güneş her yıl 10−14 güneş kütlesi kadar[5] ya da tüm hayatı boyunca kütlesinin %0,01’i kadar bir kütle kaybeder. Ancak çok büyük yıldızlar gelişimlerini önemli derecede etkileyecek olan 10−7 ile 10−5 güneş kütlesi arasında madde kaybeder.[6] 50 güneş kütlesinden daha büyük bir kütle ile başlayan yıldızlar anakolda kaldıkları sürece toplam kütlelerinin yarısını kaybedebilir.[7]
Küçük ve Orta büyüklükte yıldızlar
değiştir
Büyük yıldızlar yakıtlarını çok hızlı yakarlar ve ömürleri kısa olur. Kırmızı cüce adı verilen küçük yıldızlar yakıtlarını çok yavaş yakar ve on ile yüz milyar yıl arasında yaşamlarını sürdürürler. Yaşamlarının sonuna doğru gittikçe parlaklıklarını kaybeder ve kara cüce hâline dönerler.[8] Böyle yıldızların yaşam süreleri evrenin şimdiki yaşından (13,7 milyar yıl) daha büyük olduğu için kara cücelerin var olması henüz beklenmemektedir.
En azından beşte iki güneş kütlesine sahip olan yıldızlar[8] çekirdeklerindeki hidrojeni tükettiklerinde dış katmanları genişler ve soğuyarak bir kırmızı dev oluşturur. Yaklaşık 5 milyar yıl sonra Güneş kırmızı dev olduğunda o kadar büyük olacak ki Merkür’ü ve büyük olasılıkla Venüs’ü de içine alarak yok edecektir. Kurulan modellemelere göre Güneş’in Dünya’nın şu anki yörüngesinin (1 astronomik birim ya da AU) %99’u kadar genişleyeceği tahmin edilir. Ancak o zamana kadar Güneş’in kütlesinin azalması nedeniyle Dünya’nın yörüngesi 1,7 AU’ya çıkacaktır ve böylece güneşin içinde kalmaktan kurtulacaktır.[9] Ancak Güneş’in parlaklığı birkaç bin katına çıkarken Dünya üzerinde ne okyanus ne de havayuvar (atmosfer) kalacaktır.
Büyük yıldızlar
değiştir
Dokuz güneş kütlesinden daha fazla kütleye sahip olan yıldızlar helyum yaktıkları aşamada genişleyerek kırmızı süper dev olur. Çekirdekteki bu yakıt da bittikten sonra helyumdan daha ağır elementlerin çekirdek kaynaşmasına devam eder. Sıcaklık ve basınç karbon çekirdek kaynaşmasına yetene kadar çekirdek küçülür. Bu süreç, oksijen, neon, silikon ve kükürtün yakılmasıyla devam eder. Yıldızın yaşamının sonuna doğru yıldızın içindeki soğan katmanları gibi kabuklarda çekirdek kaynaşması gerçekleşebilir. Her kabukta farklı bir element çekirdek kaynaşmasına uğrar. En dışta hidrojen, içeri doğru helyum ve sonra daha ağır elementler diye devam eder.[10]
Son aşamaya, yıldız demir üretmeye başlayınca ulaşılır. Demir atom çekirdeğinin, diğer elementlerin atom çekirdeklerinden daha sıkıca bağlandığı için, çekirdek kaynaşmasına uğradıktan sonra erke açığa çıkarmazlar, dolayısıyla bu süreç erke tüketir. Aynı şekilde daha hafif elementlerin atom çekirdeklerinden daha sıkı bağlandığından bölünüm (fisyon) ile de erke açığa çıkmaz. Görece yaşlı ve çok büyük yıldızların merkezinde büyük ve eylemsiz bir demir çekirdeği toplanır. Daha ağır elementlerin yıldızın yüzeyine çıkarak Wolf-Rayet yıldızı denen nesnelere dönüşür. Bu yıldızların dış gazyuvarının kaçtığı yoğun bir yıldız rüzgârı bulunur.
Yıldız kalıntıları
değiştirBir yıldız yakıtını tükettikten sonra artıkları kütlesine bağlı olarak üç farklı biçim alabilir.
Gelişiminin sonunda, ortalama büyüklükte bir yıldız artık dış katmanlarını kaybederek bir gezegenimsi bulutsuya dönüşür. Eğer dış gazyuvarı döküldükten sonra kalan kütle 1,4 güneş kütlesinden az ise görece oldukça küçük bir nesne (yaklaşık Dünya kadar) hâline gelene kadar küçülür. Daha fazla sıkışmanın oluşması için yeterince büyük olmayan bu yıldızlara beyaz cüce denir.[11] Her ne kadar yıldızlar plazma yuvarları olarak tanımlansalar da beyaz cücenin içindeki eksicik (elektron) yozlaşmış madde artık plazma değildir. Beyaz cüceler oldukça uzun zaman sonra kara cücelere dönüşeceklerdir.
Daha büyük yıldızlarda demir çekirdek artık kendi kütlesini destekleyemeyecek kadar, yani 1,4 güneş kütlesinden daha fazla büyüyene kadar çekirdek kaynaşması devam eder. Çekirdeğin içindeki elektronlara ve protonlara yönlendirilince ve ters beta çözünmesi ya da elektron yakalanması ile patlayıp nötron ve nötrinolar oluşturunca çekirdek birdenbire çöker. Bu çökmenin oluşturduğu şok dalgaları yıldızın geri kalanının bir süpernova olarak patlar. Süpernovalar o kadar parlaktır ki kısa süre içinde bulunduğu gökadanın tamamından daha parlaktır. Samanyolunda oluştuklarında, tarih boyunca daha önce yıldız görülemeyen yerlerde ortaya çıkan "yeni yıldızlar" olarak gözlemlenmişlerdir.[12]
Yıldızın maddesinin çoğu, süpernova patlamasıyla uzaya kaçar ve Yengeç Bulutsusu gibi bulutsuları oluşturur.[12]) Geri kalan bir nötron yıldızı hâline gelir (kendilerini bazen atarca (pulsar) ya da X ışını patlaması şeklinde gösterir) ya da dört güneş kütlesine eşdeğer bir kalıntı bırakacak kadar büyük bir yıldız ise karadelik olur.[13] Bir nötron yıldızında madde, nötron yozlaşmış madde denilen hâlde bulunur ve çekirdekte de kuark maddesi denen daha da egzotik bir yozlaşmış madde bulunur. Karadeliğin içindeki maddenin hâli henüz anlaşılamamıştır.
Ölen yıldızların kaçan dış katmanları yeni yıldız oluşumunda kullanılabilecek ağır elementleri de içerir. Bu ağır elementler kayalık gezegenlerin oluşumuna izin verir. Süpernovalardan ve yıldız rüzgârlarından çıkan akış, yıldızlararası ortamın şekillendirilmesinde önemli rol oynar.
Kara delikler
değiştir
Yıldızsal kara delikler birkaç güneş kütlesi kadar bir kütleye sahiptirler. Ölmekte olan bir yıldız, eğer Güneş’imizin üç mislinden daha ağırsa, nötron yıldızı düzeyinde kalamaz, çekirdeğindeki tepkime ve yoğunluk artması devam eder ve "kara delik" haline gelir. Yıldızsal kara delik büyük (başlangıç olarak yaklaşık 10 güneş kütlesi kadar kütleli veya daha fazla kütleli) bir yıldızın kalıntısının (artık maddesinin) çekimsel içe çökmesinin ardından doğarlar. Yıldızın kalbinde termonükleer tepkimelerle yanma tamamlandığı zaman, yakıt kalmadığı için, bir süpernova oluşur. Bu süpernova da ardında hızla içe çökecek bir öz kısım bırakabilir.
1939’da Robert Oppenheimer, bu öz kısmın belirli bir sınırdan daha yüksek bir kütleye sahip olması durumunda kütleçekim gücünün kendisini kesinlikle tüm diğer güçlerin üzerine taşıyacağını ve bir kara delik oluşacağını ortaya koymuştur.[1]
Bir kara delik oluşturmak üzere içe çöküş “kütleçekim dalgaları”[2] yaymaya elverişli bir durumdur ki, bu dalgaların yakın bir gelecekte Cascina’daki (İtalya) Virgo [3] ya da Amerikan LIGO [4] “girişim aracı” gibi bazı dedektör aygıtlarıyla saptanabileceği sanılmaktadır. Yıldızsal kara delikler günümüzde "X çift yıldızları"nda [5] ve "mikrokuasar"larda[6] gözlemlenmektedir ve bazı “aktif galaksi çekirdekleri”nde [7] “akış”ların [8](Fr.jet) oluşmasına neden olurlar.
Ayrıca bakınız
değiştirKaynakça
değiştir- ^ Seligman, Courtney. "Slow Contraction of Protostellar Cloud". 30 Temmuz 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Eylül 2006.
- ^ J. Bally, J. Morse, B. Reipurth (1996). Piero Benvenuti, F.D. Macchetto, and Ethan J. Schreier (Ed.). The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks - Science with the Hubble Space Telescope - II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4-8, 1995. Space Telescope Science Institute. s. 491. 11 Ekim 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Temmuz 2006.
- ^ J. G. Mengel, P. Demarque, A. V.Sweigart, P. G. Gross (1979). "Stellar evolution from the zero-age main sequence". Astrophysical Journal Supplement Series. Cilt 40. ss. 733-791. 5 Ekim 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Mart 2009.
- ^ Sackmann, I.-Juliana (Kasım 1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal. Cilt 418. s. 457. 1 Haziran 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Mart 2009.
- ^ B. E. Wood, H.-R. Müller, G. P. Zank, J. L. Linsky (2002). "Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity". The Astrophysical Journal. Cilt 574. ss. 412-425.[ölü/kırık bağlantı]
- ^ C. de Loore, J. P. de Greve, H. J. G. L. M. Lamers (1977). "Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind". Astronomy and Astrophysics. Cilt 61 (2 bas.). ss. 251-259. 5 Ekim 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Nisan 2022.
- ^ "The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun". Royal Greenwich Observatory. 30 Eylül 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Eylül 2006.
- ^ a b Richmond, Michael. "Late stages of evolution for low-mass stars". Rochester Institute of Technology. 17 Haziran 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Ağustos 2006.
- ^ I.J. Sackmann, A.I. Boothroyd, K.E. Kraemer (1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal. Cilt 418. s. 457. 4 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Mart 2009.
- ^ "What is a star?". Royal Greenwich Observatory. 30 Eylül 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Eylül 2006.
- ^ J. Liebert (1980). "White dwarf stars". Annual review of astronomy and astrophysics. Cilt 18 (2 bas.). ss. 363-398. 7 Ocak 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Nisan 2022.
- ^ a b "Introduction to Supernova Remnants". Goddadr Space Flight Center. 6 Nisan 2006. 31 Temmuz 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Temmuz 2006.
- ^ C. L. Fryer (2003). "Black-hole formation from stellar collapse". Classical and Quantum Gravity. Cilt 20. ss. S73-S80.
Dış bağlantılar
değiştir- Astronomy 606 (Stellar Structure and Evolution) lecture notes16 Aralık 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., Cole Miller, Department of Astronomy, University of Maryland
- Astronomy 162, Unit 2 (The Structure & Evolution of Stars) lecture notes, Richard W. Pogge, Department of Astronomy, Ohio State University