Yazan: Asya Demirkol
Düzenleyen: Ümit Sözbilir
Yıldızlar, evreni anlama ve anlamlandırma çabamızda bize yol gösteren en parlak ve en ihtişamlı nesneler. Bunu biliyoruz, çünkü şu ana kadar evren hakkında elde ettiğimiz verilerin pek çoğu yıldızlar ve onların karakteristik özelliklerinden geliyor. Bu nedenle hiç şüphe yok ki, evrendeki en önemli bileşenler, yıldızlardır.
Şanslıyız ki, inceleyebileceğimiz oldukça fazla yıldız bulunuyor. Peki evrendeki yıldızların sayısı tam olarak kaç? 1980’lerin en ünlü televizyon programlarından birisi olan Cosmos’ta, Amerikalı astronom Carl Sagan şöyle bir iddia da bulunmuştu; “Evrendeki tüm yıldızların sayısı, dünyadaki bütün kumsallardaki kum taneciklerinin sayısından fazla.” Yapılan araştırmalar sonucunda, Carl Sagan’ın bu iddiası gerçekten de doğru çıktı. Evrendeki yıldız sayısı 22 sıfırlı 1 sayı, yani 10 sekstilyon. (Bu konuyla ilgili daha fazla bilgi için: https://www.bbc.com/turkce/haberler-44937512)
Peki yıldızlar hakkında ne biliyoruz? Evrenin ilk saniyelerinde varlar mıydı, yoksa Büyük Patlama’dan çok daha sonra mı oluştular? İçerisindeki elementler bize ne anlatıyor? Her yıldız öldüğünde kara deliğe mi dönüşür? Bu yazı dizimizde, yıldızların temel bileşenlerinden başlayıp, yaşam döngüsüne ve ölümlerine, farklı yıldız çeşitlerine ve sınıflandırma koşullarına bakacağız. Arkanıza yaslanın, evrendeki en parlak cisimlerin ihtişamlı ve gizem dolu yapısına doğru bir yolculuğa çıkmak üzeresiniz.
Bir Yıldızda Bolca Hidrojen ve Helyum Bulunur
Eğer daha önce yıldızların içinde bulunun elementlerle dünyayı oluşturan elementlerin benziyor olabileceği aklınıza geldiyse yalnız değilsiniz. Çünkü 1923 yılında, astronomların ortak fikri bu şekildeydi. Bunun sebebi ise Fraunhofer Çizgileri’nin analiz sonucuydu. Bu çizgiler, yıldız tayflarında, yıldız atmosferlerindeki elementlerin ışığı soğurmasının neden olduğu koyu çizgilerdir. Bilim insanları bu çizgileri inceledikleri zaman, dünyada bulunan oksijen, karbon, magnezyum, sodyum, hidrojen, demir ve helyum gibi elementlerin karşılığı olan güçlü çizgiler gördüler. Peki bu varsayım gerçekten doğru muydu? Bunun cevabını İngiliz astronom Cecilia Payne verecekti.
Yüksek lisans öğrencisi olan Payne, Harvard College Gözlemevi’ne gelmesiyle birlikte yıldız tayfları fotoğraflarını çözümlemeye karar verdi. Aynı zamanda yıldız tayfları ve sıcaklıkları arasındaki bağlantıyı da incelemek istiyordu. Ayrıca, soğurma çizgilerinin örüntüsü farklı yıldız sınıflarında değişiyor gibi görünüyordu, bu nedenle de bu yıldız sınıflarında ne gibi kimyasal farklılıklar olduğunu öğrenmek istedi. Gerçekten de Payne, yıldızların tayf sınıfları ile yüzey sıcaklıkları arasında bir bağlantı olduğunu kanıtladı. Yıldız tayfları arasındaki soğurma çizgilerinin çeşitliliği ise kimyasal elementlerin bolluğundan kaynaklanmıyordu, iyonlaşma miktarından kaynaklanıyordu. Payne daha sonra atom fiziği bilgisini kullanarak yıldızın tayfında bulunan 18 elementin oranlarını belirlemeyi başardı. Gördüğü sonuç oldukça farklıydı. Helyumun ve hidrojenin yıldızlarda dünyadakinden çok daha fazla oranda bulunduğunu gördü. Hatta neredeyse yıldızı oluşturan bileşimin tamamı bu iki elementten meydana geliyordu.
Payne’in keşifleri devrimciydi. Bununsa üç sebebi vardı:
- Pek çok yıldızın kimyasal açıdan benzer olduğunu buldu.
- Bir yıldızın tayfından yola çıkarak sıcaklığını belirlemeyi gösterdi.
- Evrendeki egemen elementlerin hidrojen ve helyum olduğunu gösterdi, bu sonuç ise Büyük Patlama kuramına giden kilit bir adımdı.
Görüldüğü üzere, yıldızların bileşenlerinin, dünyanın bileşenleriyle benzer özellik göstermediği görülmüş oldu. Yıldızlar için söylenebilecek en doğru ve en kesin yargı, onların büyük oranda hidrojen ve helyumdan oluştuğudur. Yıldızlar oluştuklarında yaklaşık kütlelerinin %70’i hidrojen, %28’i helyum, geri kalanı da ağır ögelerdir.
Yıldızların Oluşum Süreci
Yıldızların oluşumu belki de evrende gerçekleşen en büyülü ve gizemli anlardan birisidir. Fizikçi Heinz Ragels’in 1985 yılında dediği gibi: “Yıldız doğumu örtülü ve gizli bir olaydır.” Peki bir yıldız nasıl doğar?
- Yıldız doğumu, evrende büyük bir alana yayılmış olan devasa gaz ve toz bulutlarında başlar. Bu bulutlar büyük oranda hidrojenden oluşur ve moleküler bulut olarak da adlandırılır.
- Zaman içerisinde bu devasa bulutu rahatsız eden bir olay gerçekleşir. Bu, yakınındaki bir süpernovanın gönderdiği bir şok dalgası ya da yanından geçen bir kuyruklu yıldızın çekimsel alanı olabilir. Bu olay, bulutu etkiler ve bulut dönüp sıkışmaya başlar.
- Bulutun içerisindeki atomlar dönmeye başladıkça birbirlerine yaklaşır ve bu yaklaşma beraberinde sürtünme ısısını ortaya çıkarır. Sıcaklık ve yoğunluk artar. Ortaya çıkan basınçla beraber atomlar kütlenin merkezine yani çekirdeğe ulaşmak isterler.
- Artık yoğunluk hat safhadadır. Gaz giderek daha küçük bir hacme sıkıştığından basınç ve sıcaklık da giderek artar. Cisim çökmeye devam ettikçe basınç kuvveti bu çökmeye karşı koymaya çalışır ve diğer kuvvetlerin aksine çekirdeğin dışına doğru bir kuvvet uygular.
- En sonunda çekim kuvvetine karşı basınç kuvveti bir denge yakalar ve cisim çökmeye devam etmez. İşte bu dengeye hidrostatik denge deriz.
- Fark ettiyseniz ‘cisim’ dedim çünkü meydana gelen şey henüz bir yıldız olarak adlandırılamaz. Cismin bir yıldız olabilmesi için çekirdeğindeki hidrojeni helyuma dönüştürmesi gerekir. Yani, çekirdeğindeki sıcaklık hidrojenin, nükleer füzyonunu başlatabilecek kadar yüksek olmalıdır.
- Cisim, çekirdeğinde hidrojeni ağır hidrojen dediğimiz döteryumla birleştirir ve döteryum füzyona devam ettiğinde helyum meydana gelir. Bu olayla beraber artık bir yıldız doğmuş olur.
- Çekirdekte meydana gelen yeni element yaratma sürecine yıldız nükleosentezi denir. Hidrojenin helyuma olan füzyonu bir yıldız için kilit noktadır çünkü yıldızın doğumu nükleer füzyonla beraber başlar. Bu füzyonla beraber cisim artık bir anakol yıldızı olmuştur.
Anakol Yıldızı Nedir?
Yıldızlar aslında insanoğluna benzer: doğarlar, yaşarlar ve ölürler. İnsanoğlu yaşadığı süre boyunca nefes alır, yıldızlarda yaşamlarını sürdürebilmek için enerjiye ihtiyaç duyarlar ve tıpkı bizim nefes almamız gibi onlar da yaşamları boyunca (yaşamlarının %90’ında) hidrojeni helyuma çevirirler. İşte,bunu yapan yıldızların anakolda olduğu söylenir ve cüce yıldız olarak adlandırılır, tıpkı bizim yıldızımız güneş gibi. Peki anakolda olan bir yıldız tüm yaşamını anakolda mı geçirir? Cevap, hayır. Bu yıldızlar hidrojen yakıtlarını bitirdiklerinde dev yıldızlar grubuna girecek şekilde genişlerler ve ilk önce kızıl dev sonraysa ak cüce olurlar.
Peki, bir yıldızın anakolda bulunacağı süreyi belirleyen öge nedir? Bunu belirleyen iki etmen vardır; yıldızın başlangıçtaki kütlesi ve parlaklığı. Fakat en önemlisi yıldızın kütlesidir. Çünkü sahip olduğu kütle, yıldızın ilerleyen yaşamında nasıl bir evrim geçireceğini, hatta öldüğü zaman neye dönüşeceğini belirleyen en mühim unsurdur. Örnek verecek olursak; büyük yıldızlar yakıtlarını çok hızlı yakarlar ve bu yüzden de ömürleri kısa olur. Yani, bir yıldızın kütlesi ne kadar fazlaysa ömrü o kadar kısadır.
(Kaynak: Universe Today)
Pek çok yıldız anakol sınıfına girer ve evrim süreçlerinin büyük bir kısmını anakol yıldızı olarak geçirirler. Ancak belirtmek gerekir ki, bu süreci belirleyen en önemli unsur yıldızın kütlesidir.
Bir Yıldızın Kütlesi, Yıldızın Evrimini ve Ölümünden Sonra Neye Dönüşeceğini Belirler
Bir cisme yıldız denebilmesi için çekirdeğindeki hidrojeni helyuma dönüştürmesi gerektiğini söylemiştik, ancak yıldız olmanın tek şartı bu değildir, cismin belli bir kütleye sahip olması da gerekir. Yapılan araştırmalara göre, bilim insanları, cismin yıldız olabilmesi için sahip olması gereken asgari kütle miktarının 0,084 güneş kütlesine eşit olduğunu buldu. Azami kütle miktarı ise 1,8.1032, yani 90 Güneş kütlesi. Peki neden bir asgari ve azami kütle miktarı olmak zorunda?
Nükleer füzyon tepkimelerinin başlaması için belirli bir sıcaklık değerinin gerektiğini biliyoruz, dolayısıyla da nükleer füzyonun başlaması için bir alt kütle değerinin de var olması gerekiyor. Çünkü yıldızın ne kadar çökeceğini, ne kadar sıcak ve parlak olacağını en baştaki kütle miktarı belirliyor ve yıldız belli bir kütleye ulaşmadan nükleer tepkime başlayamıyor.
Kütlenin fazla olduğu durumlardaysa, cisim bu kütleyi taşıyamıyor. Kütlenin fazlalığı sıcaklığı artırıyor, bunun sonucunda basınç da artıyor ve yıldız oluşumunda bahsettiğimiz gibi, bu basınç kütle çekimine karşı koymaya başlıyor. Kütle ne kadar fazla olursa, basınç da o kadar fazla oluyor ve dışarıya doğru artan kuvvetle birlikte yıldız dağılma durumuyla karşı karşıya kalıyor.
(Kaynak:Socratic.org)
Peki, nükleer füzyonun gerçekleşmesi için kütlesi yeterli olmayan cisimlere ne oluyor? Bu cisimler yıldız yerine neye dönüşüyor? Cevap; bir kahverengi cüceye. Kahverengi cüce dediğimiz şey,bilim insanları tarafından başarısız yıldızlar olarak adlandırılır ve kütlesel olarak arada kalan cisimlere verilen isimdir. Kahverengi cüceler, tıpkı sıradan yıldızlar gibi; gaz ve toz bulutsularında meydana gelen çökmeden oluşurlar ancak nükleer füzyon gerçekleştirecek kadar büyük kütleye sahip değildirler. Ancak belirtmek gerekir ki, bir cisim başarısız bir yıldız olduğu zaman (yani yıldız olamadığında) her zaman kahverengi cüceye dönüşmez. Bu cisimler,gaz devi gezegenler arasında da yer alabilir. Tıpkı Güneş Sistemimizdeki muazzam gezegen Jüpiter gibi.
Jüpiter Oluşmayı Başaramamış Bir Yıldızdır
Güneş Sistemimizdeki bu güzel gezegen, 5 milyar yıl önce doğdu. Güneş gibi büyük oranda hidrojenden meydana gelen Jüpiter eğer daha büyük olsaydı, füzyon başlardı ve gerçek bir yıldız olabilirdi. Ancak merkezindeki sıcaklık yeterli yükseklikte değildi. Bu sebeple yıldız olmak yerine büyük bir gaz devi haline geldi. Öyleyse kahverengi cüceler ile gaz devleri arasında nasıl bir ayrım var? Temelde yapılan tanımlara göre bir kahverengi cücenin Jüpiter gezegeninin en az 13, en çok 90 katı büyüklüğe sahip olabileceği belirtiliyor. Bu sebeple “gezegen”, “yıldız” ve “kahverengi cüce” ayrımı bu boyutlara bakılarak rahatlıkla sağlanabiliyor.
Kaynak:Britannica
Yıldız Oluşum Bölgeleri
Yıldızların yaşamları boyunca hidrojeni helyuma dönüştürdüğünü, böylece enerji elde ettiğini daha önce söylemiştik. Ancak bu durum, sonsuza kadar devam etmez. Bir yıldız büyüdükten sonra, kütlesine göre ya bir beyaz cüce, ya bir nötron yıldızı ya da bir kara delik olur (yıldızların evrimine bir sonraki astrofizik yazı dizimizde değineceğiz.). Fakat bütün yıldızlar, bunlardan biri haline gelmeden önce mutlaka kırmızı süper dev haline gelirler. Kırmızı süper devler çok büyüktürler ve bu yüzden de içten gelen basınç ve yüksek sıcaklık ile beraber uzay boşluğuna gaz salarlar. İşte bu gaz salınımıyla beraber bulutsuların temeli atılmış olur. Salınan gazlar oldukça büyük ve hızlıdır. Daha sonraları gazlar yakınlaşır ve bir bulut oluşturur. Oluşan bulutun sıcaklığı 15000 °C’den fazladır. Bu sıcaklık ve çeşitli basınçlar hidrojen ve diğer ağır elementlerle birleşerek füzyon tepkimesini başlatırlar. Bu füzyon tepkimesi yeni bir yıldızın ilk temelleridir.
Gök adamızda pek çok yıldız doğum bölgesi bulunur ancak bunlardan en ünlüsü Orion Bulutsusu. Bu bulutsu Avcı takımyıldızındaki üç yıldız bandının altında belirir ve bizden 15000 ışık yılı kadar uzaktadır.
Görüldüğü üzere, ölen yıldızlardan çıkan gaz salınımı, yeni yıldızların doğumuna müsaade eder. Yani tabiri caizse, yıldızlar öldükten sonra çocuk doğurabilirler. Ayrıca, açıkça görüldüğü üzere bir bulutsu oluşmadan önce bir yıldızdır. Öyleyse evrendeki ilk bulutsular nereden geldi? Büyük Patlama’dan hemen sonra ilk olarak bulutsular mı oluştu yoksa yıldızlar mı?
Büyük Patlamada Yıldız Oluşumu
Büyük Patlama meydana geldiği zaman,uzay olarak adlandırabileceğimiz bir alan oluştu ve bu oluşum sırasında ortaya çıkan hidrojen, helyum ve lityum belirli alanlarda toplanarak ilk yıldızları oluşturdu. Bu bilgiyle beraber aklınıza şöyle bir soru gelmesi oldukça muhtemel: elimizdeki astronomi bilgilerine bakarak, Güneş ve Güneş’ten daha küçük yıldızların oluşabilmesi için sadece hidrojen ve helyum yeterli değil, daha ağır elementlerin de muhakkak olması gerekiyor, öyleyse ilk yıldızlar nasıl sadece hidrojen ve helyumdan meydana gelebiliyor?
Öncelikle, yıldız oluşum kuramlarımız gerçekten de ağır elementler olmadan bir yıldızın var olamayacağını söylüyor. Bunun sebebi ‘soğutucu’ elementler olmadan, yıldızların oluşması için çökmesi gereken gaz bulutları çökerken fazla ısınıyor ve bu sefer de bu ısı bulutun çökmesini engelleyip genişlemesine sebep oluyor.
Sorunun cevabına gelirsek, evrenin henüz küçük ve oldukça sıkışık olduğu dönemi zihnimizde bir canlandırmamız gerekiyor. Bu dönemlerde, hidrojen ve helyumun bir araya gelip yıldız oluşturabileceği kadar yoğun gaz bulutları vardı. Bu gaz bulutlarında bugün oluşması muhtemel olmayan büyük kütleli yıldızlar doğabiliyordu. Yani evrenin o zamanki koşulları, bugün mümkün olmayan durumları meydana getirebiliyordu. Böylece bir miktar hidrojen ve helyumdan Güneş’in 200 katından fazla kütleye sahip dev ilkel yıldızlar parlamaya başlamıştı bile. Gerisini zaten tahmin edebilirsiniz. Bu dev yıldızların içinde ağır elementler oluşmaya başladı, buna yıldız nükleosentezi diyoruz. Bu yıldızlar yaşamlarının sonuna geldiğinde, kuvvetli yıldız rüzgarları ve sonunda da muazzam süpernova patlamalarıyla bütün elementlerini uzaya saçtı. Böylece yeni yıldızlar devasa bulutsularda oluşmaya devam etti.
Yıldızlar belki de evrende bulunan en muazzam ve en olağanüstü varlıklar. Onlardan öğreneceğimiz daha çok şey var. Yıldız Astrofiziği dizimizin ikinci kısmında yıldızların sınıflandırılmasına ve evrimine değinip kara delikler ve nötron yıldızlarıyla dolu harika bir yolculuğa çıkacağız. O zamana kadar, bilimle kalın!
KAYNAKLAR
Astronomi Kitabı (Sf:162-163)
Evren 101-Carolyn Collins Peterson (Sf:92-105)
Evrenle Söyleşiler -Richard -T.Hammond (Sf:60-68)
