Fizik. Net. Tr

Yıldızların Yaşam Döngüsü

Füzyon reaksiyonlarının başlaması ile yıldız özelliği kazanan yıldızların bundan sonraki yaşam süreçleri yıldızın kütlesine göre farklılık gösterir. Küçük kütleli ve orta kütleli yıldızların yaşam süreci: Füzyon reaksiyonu sonucunda yıldızlar kütle kaybeder.
Yıldızların ömürleri kütle miktarına bağlıdır. Kütlesi küçük olan yıldızların ömürleri büyük olanlara göre çok daha fazladır. Kütlesi Güneş’in kütlesinden küçük olan bir yıldızın ömrü yaklaşık 200 milyar yıl iken Güneş büyüklüğündeki bir yıldızın ömrü 10 milyar yıl, kütlesi 10 Güneş kütlesi kadar olan bir yıldızın ömrü ise 10 milyon yıl kadardır.

Kızıl Dev: Kütlesi azalan yıldızın yanacak hidrojeni kalmayınca füzyon reaksiyonları içten dışa doğru kayar. Merkez yoğunluğu ve sıcaklığının artmasıyla yıldız genişlemeye başlar.

Örneğin Güneş bu genişlemeyi gerçekleştirdiğinde dış yüzeyi Dünya’ya kadar uzanabilir. İç basıncın artışı ile bu şekilde büyüyen yıldıza kızıl dev adı verilir.

Kızıl dev evresinde yıldız, büyük miktarlarda kütle kaybeder. Birkaç bin yıl içinde yıldız atmosferini tümden kaybeder, sıcak çekirdek açığa çıkar. Bu sıcak çekirdeğin çevresinde genişleyen bir kabuk oluşur. Buna gezegenimsi bulutsu denir. Sıcak çekirdek, bulutsunun merkez yıldızıdır. Çekirdeğin etrafındaki bulutsu genişlemeyi sürdürür ve zamanla yıldızlararası ortama karışır. Çekirdek ise etrafa ışık vermeye devam eder. Etrafa ışık saçan bu çekirdeğe beyaz cüce denir.

Beyaz cücelerin hacmi yaklaşık Dünya’nın dört katı kadar, kütlesi ise Güneş kadardır. Güneş’in kütlesi Dünya’nın kütlesinin 1 milyon katı olduğuna göre beyaz cücenin yoğunluğu Dünya’nın yoğunluğunun yaklaşık 1 milyon katıdır. Beyaz cüce olarak son zamanlarını yaşayan yıldızın zamanla enerjisi tamamen tükenir ve artık etrafına ışık veremez hale gelir. Yıldızın bu son safhasına siyah cüce denir. Kütlesi 1 – 5 Güneş kütlesi kadar olan yıldızların yaşamları siyah cüce olarak son bulur.

Yıldız olma yeterliliğine sahip olmayan yapılara kahverengi cüce denir. Kahverengi cücelerin kütleleri yaklaşık 80 Jüpiter kütlesi kadardır. Bu miktardaki kütle, füzyon reaksiyonlarını başlatamaz. Ancak yoğun ve sıcak olan kahverengi cüceler etraflarına ışık saçarlar. Tespit edilmeleri zordur.

Büyük kütleli yıldızların yaşam süreci: Büyük kütleli yıldızların kızıl dev oluşuna kadar gelişim evreleri küçük kütleli yıldızların evrelerine benzer. Ancak büyük kütleli yıldızların kızıl devi çok daha büyük olduğundan bu aşamadaki yıldıza süper dev denir.

Kocayeni: Büyük kütleli yıldızlarda iç içe füzyon reaksiyonları başlayabilir. Helyum atomlarının füzyonu ile daha ağır olan karbon, karbon atomlarının füzyonu ile oksijen, oksijen atomlarının füzyonu ile neon, neon atomlarının füzyonu ile magnezyum, magnezyum atomlarının füzyonu ile silikon, silikon atomlarının füzyonu ile demir oluşur ve süreç demir ile son bulur. Reaksiyonlar iç içe katmanlar şeklinde gerçekleşir.

Yıldızın merkezindeki demir kütlesi 1,4 Güneş kütlesine ulaştığında yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık ve basıncın artmasıyla demir atomlarının elektronları ve protonları birleşerek nötronlara dönüşür. Demir çekirdeğin çok daha küçük hacimli nötron çekirdeğine dönüşmesi ile üst tabakalar merkeze doğru aniden çöker. Bu çöküş sırasında sıcaklığın çok yükselmesi ile ani bir patlama meydana gelir ve çöken tabakalar patlama ile uzaya yayılır. Bu patlamaya kocayeni (süpernova) adı verilir.

Kocayeni patlaması sonrasında ağır elementler uzaya yayılır ve bu elementler daha sonraları oluşan yıldızların yapılarında yer alır. Ayrıca kocayeni patlaması sırasında yüksek enerjili serbest nötronlar yıldızın yapısındaki diğer atomlar ile birleşerek altın, platinyum, uranyum gibi az bulunan büyük yapılı elementlerin oluşumu gerçekleşir. Kocayeni patlamasının ardından geriye kalan kütle ile ilgili iki durum gerçekleşir.

1. Nötron Yıldızları: Yıldızın kütlesi 5-15 Güneş kütlesi kadar ise geriye bir nötron yıldızı kalır. Bu nötron yıldızının çapı birkaç km kadar, kütlesi ise Güneş’in kütlesi kadardır. Bir nötron yıldızı Güneş’ten daha büyük kütleye sahip olmasına rağmen çapı ancak 25km yoğunluğu ise 1014 g/cm3 civarındadır.

2. Kara Delikler: Kütlesi 15 Güneş kütlesinden fazla olan yıldızların süpernova patlaması ardından geriye kalan çekirdeğin kütle çekim kuvveti o kadar büyük olur ki tüm parçacıklar üst üste yığılır. Bu oluşuma karadelik denir.

Yıldızlardan Yayılan Işık Yıldızların enerjisi ışıma yoluyla uzaya yayılır. Gök cisimleri hakkında edindiğimiz tüm bilgileri yıldızlardan bize ulaşan ışığı analiz ederek ediniriz. Boşlukta saniyede 300 bin km hızla hareket eden ışık elektromanyetik dalgadır. Farklı frekans ve dalga boyunda çok çeşitli elektromanyetik dalgalar olabilir. Elektromanyetik dalgaların farklı frekans ya da dalga boylarına göre dağılımına elektromanyetik tayf denir. Güneş’ten görünür ışık yanında radyo dalgaları, kızıl ötesi, mor ötesi, x ve y ışınları da salınır. Bu ışınlar Güneş’in farklı katmanlarından salınır.

Belirli bir elementin gaz hali içinden geçirilen ışığın tayfı incelendiğinde tayf üzerinde bazı siyah çizgiler tespit edilmiştir. Tayf çizgileri adı verilen bu çizgiler her element için bir kimlik gibidir. Çünkü her element tayf üzerinde farklı tayf çizgisi oluşturur. Yıldızlardan gelen ışığın tayfı incelenerek yıldızın yapısında hangi elementler olduğunu anlaşılır.