Yıldızların yaşamı ve ölümü

[Φ Legendary]

 

 

YILDIZLARIN YAŞAMI VE ÖLÜMÜ

 

Yıldızların yaşam devrelerinin özeti.

 

Yıldızlar Nerede Doğmuştur?

 

Astronomlar moleküler bulutların, birincil olarak galaksilerin spiral kollarında bulunan yoğun gaz bulutlarının yıldızların doğum yerleri olduklarına inanmaktadırlar. Bulutlardaki yoğun bölgeler çökmüş ve "proto yıldızları" oluşturmuştur. Başlangıç olarak, çöken yıldızın kütle çekimsel enerjisi enerjisinin kaynağıdır. Yıldız kendi merkez çekirdeği hidrojeni helyuma yakacak kadar sıkıştığında, bir "ana sıra" yıldızı olur.

 

Ana Sıra Yıldızları

 

Güneşimiz gibi, ana sıra yıldızları, çekirdeklerinde hidrojeni yakarak helyuma dönüştüren yıldızlardır. Verilen bir kimyasal bileşim ve yıldız yaşı için, birim zamanda yıldız tarafından yayılan toplam enerji, bir yıldızın parlaklığı, sadece onun kütlesine dayanmaktadır. Güneş'ten on kat daha ağır yıldızlar Güneşten bin kereden daha parlaktırlar. Bununla berebar, Güneş'in düşük parlaklığı ile mahçup olmamalıyız: kütlesi yarısı kadar olan bir yıldızdan on kat daha parlaktır. Daha ağır bir ana sıra yıldızı, olduğundan daha parlak ve daha mavidir. Örneğin, Orion takımyıldızının alt solunda bulunan Sirius, köpek yıldızı, Güneşten daha ağırdır ve dikkate değer derecede daha mavidir. Öte yandan, en yakın komşumuz olan, Alfa Kentaur (Erboğa takımyıldızı), Güneş'ten daha az kütlelidir ve bu yüzden daha kırmızı ve daha az aydınlıktır.

 

Yıldızların çekirdeklerinde sınırlı bir hidrojen tedariki olduğundan, ana sıra yıldızları olarak sınırlı yaşam süreleri vardır. Bu yaşam süresi fM/L ile orantılıdır. Burada f yıldızın toplam kütlesinin kesridir, M, çekirdekte nükleer yanma için elverişlilik, ve L de yıldızın ana sıra yaşam süresi boyunca ortalama parlaklığıdır. Parlaklığın kütleye olan güçlü bağımlılığı sebebiyle, yıldızların yaşam süreleri hassas olarak kütlesine bağlıdır. Bu yüzden, Güneşimizin olduğundan daha kütleli olmaması bizim için bir şanstır. Çünkü yüksek kütleli yıldızlar çekirdek hidrojen stoklarını hızla tüketmektedirler. Bir yıldız çekirdek hidrojen stoğunu tüketince, yıldız daha kırmızı, daha büyük ve daha parlak olur: bir kırmızı dev yıldız olur. Bu kütle ve yaşam süresi arasındaki ilişki astronomların evrenin yaşı üzerinde daha düşük bir sınır koymalarını sağlamıştır.

 

"Olağan" Bir Yıldızın Ölümü

 

 

 

Güneş gibi düşük kütleli bir yıldız çekirdeğindeki hidrojen yakıtını tükettikten sonra, artık çekirdeği yerçekimine karşı destekleyecek herhangi bir kaynağı yoktur. Yıldızın çekirdeği kütle çekimi altında helyumu karbona yakacak yeterli derecede yüksek bir yoğunluğa ulaşıncaya dek çöker. Bu arada, yıldızların dış katmanı genleşir ve yıldız bir kırmızı deve dönüşür. Güneş bir kırmızı dev olunca, atmosferi Yerküreyi kaplayacak ve gezegenimiz ateşli bir ölümle tüketilecektir.

 

Güneş çekirdeğindeki helyumu tükettikçe eninde sonunda bir kırmızı süper deve dönüşecektir. Bu aşamda, Jüpiter'e kadar uzanan bir dış katmana sahip olacaktır. Oluşumunun sadece birkaç on bin yıl süren bu kısa aşamasında, Güneş güçlü bir rüzgarda kütlesini kaybedecektir. Sonunda, Güneş zarfındaki tüm kütlesini kaybedecek ve arkasında bir çıkan gaz nebulası içinde bulunan sıcak bir karbon çekirdeği bırakacaktır. Bu sıcak çekirdekten çıkan radyasyon, aynen diğer yıldızların artıklarının etrafında görülen nebulalar gibi, çarpıcı bir "gezegensel nebula" üreterek nebulayı iyonlaştıracaktır. Karbon çekirdeği sonunda soğuyacak ve bir zamanlar parlak bir yıldızın yoğun donuk kalıntısı olan bir beyaz cüce olacaktır.

 

 

Kütleli (Ağır) Bir Yıldızın Ölümü

 

Kütleli yıldızlar daha parlak yanarlar ve çoğundan daha dramatik bir şekilde yok olurlar. Güneşten on kat daha kütleli bir yıldız çekirdeğindeki helyumu tükettiğinde, nükleer yanma devresi devam eder. Karbon çekirdeği daha da sıkışır ve karbonu oksijene, neona, silikona, sülfüre ve son olarak da demire çevirecek kadar yüksek sıcaklığa ulaşır. Demir nükleer maddenin en kararlı (sağlam) şeklidir ve onu daha ağır bir elemente yakarak elde edilebilecek hiçbir enerji yoktur. Yerçekimin dengeleyecek herhangi bir ısı kaynağı olmaksızın, demir çekirdeği nükleer yoğunluklara ulaşıncaya dek çöker. Bu yüksek yoğunluktaki çekirdek kesin maddenin çekirdekten sıçramasına sebep olan daha ileri bir çökmeye direnir. Bu ani (enerjik nötrinoların çekirdekten açığa çıkmasını içeren) çekirdek sıçraması bir süpernova patlaması ortaya çıkarır. Bir parlak ay boyunca, tek bir yıldız bir milyar yıldızlık tüm bir galaksiden daha parlak yanar. Süpernova patlamaları yıldızlar arası boşluğa karbon, oksijen, silikon ve demire kadar daha ağır elementleri enjekte ederler. Bunlar aynı zamanda demirden daha ağır maddelerin ortaya çıktıkları bölgedir. Gazla zenginleştirilmiş bu ağır element yıldızların ve gezegenlerin gelecek nesillerini de kapsamaktadır. Kütleli yıldızların ateşli ölümü , süpernova olmaksızın, yaşamı mümkün kılan karbon, oksijen ve diğer elementler hiç olmayacaktı.

 

Bir Süpernova Kalıntısının HST Görüntüsü:

 

Sıcak nötron çekirdeğinin kaderi ön üretici yıldızın kütlesine bağlıdır. Eğer önceki kütle Güneşin kütlesinin on katı civarında ise, nötron yıldız çekirdeği bir nötron yıldızı oluşturacak kadar soğuyacaktır. Nötron yıldızları potansiyel olarak radyo emisyonlarının güçlü işaret ışıkları olan "pulsarlar" (atarcalar) olarak tespit edilebilirler. Eğer önceki yıldızın kütlesi daha büyük ise, o zaman bileşke çekirdek nükleer güçlerin bile kütle çekim gücüne direnemeyeceği kadar ağır olur ve çekirdek bir kara delik oluşturmak için çöker.

 

AXAF görevinin web sayfalarından yıldız oluşumunun son safhaları hakkında daha fazlasını öğrenin:

 

*

 

Beyaz cüceler

*

 

Nötron yıldızları

*

 

Kara Delikler

*

 

Süpernovalar (http://map.gsfc.nasa.gov/html/web_site.html)

 

 

 

*

 

Evrenin Kökenleri

*

 

Madde Nedir?

 

*

 

Bir Parçacıklar Gösterisi

*

 

Anti-Madde

*

 

Kozmik Mimikler

*

 

İç Uzaya Doğru

*

 

Kuvvetler Hakkındaki Gerçekler

 

*

 

Standart Model

 

*

 

Daha Fazla Birleşmeye Doğru

 

*

 

CERN

 

*

 

Büyük Elektron Pozitron Çarpıştırıcı (LEP)

 

*

 

LEP'e Kadar Basamaklar

 

*

 

Detektörlerin Düzenleri

 

*

 

Üç-Tabakalı Tespit

*

 

Önemli Devre Dolanımı

 

*

 

UK (BK) Bilim Adamlarının Rolü

 

*

 

... ALEPH üzerinde

*

 

... DELPHI üzerinde

*

 

... OPAL üzerinde

 

*

 

LEP'ten Gelen Sonuçlar

 

*

 

W Bozonları ile Geleceğe...

 

*

 

... Ve Büyük Hadron Çarpıştırıcı (LHC)

 

 

 

Burada sunulan bilgiler Parçacık Fiziği ve Astronomi Araştırma Konseyi (PPARC) tarafından bir kitapçık halinde yayınlanmıştır. "Büyük Patlama Bilimi" isimli kitapçığın basılı kopyaları PPARC ile temasa geçilerek edinilebilir:

 

Public Relations Office, Particle Physics and Astronomy Research Council,

 

Polaris House, North Star Avenue, Swindon, Wiltshire, SN2 1SZ.

 

Telefon: 01793 - 442098 Fax: 01793 - 442002

 

EVRENİN KÖKENLERİNİ KEŞFETMEK

 

Fransa ve İsviçre arasındaki sınırın altında, yerin yüzlerce metre altında, bilim adamları, Evrenin başlangıcından bir saniye sonrasının ilk bölümlerinde olduğu haliyle maddeyi incelemek için zamanda geriye seyahat ediyorlar. Onlar, başlangıçta varolan bu maddenin nasıl Evrenin bugünkü büyük değişimini oluşturan blok yapılara dönüştüğünü açığa çıkarmaya yardım edecek dünyanın en büyük bilimsel aletini kullanıyorlar.

 

Çoğunluğu Birleşik Krallık'tan olan - bu bilim adamları sorularımızın en esaslılarından birini cevaplama girişiminde olan, ufuklarımızı uzayda olduğu gibi zamanda da genişleten kaşiflerdir:

 

Biz Nereden Geldik?

 

Parçacık fiziği için Cenevre yakınındaki Avrupalı laboratuar, CERN'de, Fransa ve İsviçre arasındaki sınırın altında dünyanın

 

en büyük parçacık çarpıştırıcısının yolu.

 

Astronomların gözlemleri, Evrenin yaklaşık 15 milyar yıl önce bir ilk 'sıcak büyük patlama'dan sonra, sonsuz yoğun ve enerjik bir halden halen genleştiğine işaret etmektedir. Fakat bugünkü evrenin maddesi bu halden nasıl gelişti? Bu, parçacık fiziğinin modern araştırmalarının cevabını aradığı başlıca sorulardan biridir. Atom içindeki parçacıkların yüksek enerji çarpışmaları, bizi madde formlarının muhtemelen büyük patlamadan bir saniye sonraki ilk bölümlerinde oluştuğu zamana geri götürebilir. Bu şekilde maddeyi ölçeklerin en küçüğü ile (atom içindeki parçacıklar) incelemek, ölçeklerin en büyüğünde (evren) araştırma yapmak ile içinden çıkılmaz bir halde bağlantılı olmuştur. Bugünün parçacık fizikçileri güçlerini Evrenin kökenlerini ve özellikle de maddenin kökenlerini araştıran astronomlarla birleştirmişlerdir.

 

Alıntı: sayfayı hazırlayan:Ramazan Karakale

 

Düzenleme: Çetin BAL