Yıldız Oluşum Süreci

Genel kabul gören teoriye göre, kütle çekimi etkisi altında bir araya toplanan ve gitgide sıkışan bir madde yığınının merkezî bölgesi yeterince yüksek basınç ve sıcaklığa ulaşırsa bir yıldız olarak parlayabilir. Bu şekilde bir yıldızın doğumu milyonlarca yıl sürebilir. Peki bir yıldızın oluşum süreci nasıl izlenir? Yıldızların ömrü nasıl belirlenir? Güneş’in ömrü ne kadar? Doç. Dr. Selçuk Topal, Bilim Genç sesli yayınının yeni bölümünde bu soruları cevaplıyor.

Bilim Genç sesli yayınlarını SoundCloud, YouTube, Spotify, Google ve Apple podcast kanallarımız üzerinden dinleyebilir ve güncel içeriklerimizden anında haberdar olmak için kanallarımızı takip edebilirsiniz.

 Bu sesli yayını

 

 

Uzaya ve bilime meraklı dostlar merhaba. Bilim Genç sesli yayınının bu bölümünde, yıldızların nasıl oluştuğu, nasıl enerji ürettiği ve hayat sürelerinin ne olduğu hakkında konuşacağım. Bu sayede yıldızların hayat çevrimini ve yıldızımız Güneş’in gelecekte hangi aşamalardan geçeceğini de öğrenmiş olacağız.

Yıldızlar Nasıl Oluşur?

Çok büyük bir çoğunlukla kabul gören teoriye göre, kütle çekimi etkisi altında toplanan maddenin yeterince sıkışması sonucu yıldızlar oluşur. Kütle çekiminin nasıl bir kuvvet olduğundan “Kütle Çekimi Evren İçin Neden Önemli?” isimli sesli yayınımızda bahsetmiştim.

Kütle çekimi etkisi altında bir araya toplanan ve gitgide sıkışan bir madde yığınının merkezî bölgesi yeterince yüksek basınç ve sıcaklığa ulaşırsa bir yıldız olarak parlayabilir. Bir yıldızın bu şekilde doğumu milyonlarca yıl sürebilir. Peki, insan hayatına kıyasla bu kadar uzun sürede gerçekleşen yıldız oluşumunun zannettiğimiz gibi olduğunu nereden biliyoruz?

Bir Yıldızın Oluşum Süreci Nasıl İzlenir?

Bir insanın gelişimini ve değişimini doğumundan yaşlılık sürecine kadar bizzat izleyebilirsiniz ancak bir yıldızın doğumu için geçen tüm süreci izlememiz olanaksızdır. Çünkü yıldızlardaki değişim insanın hayat süresine kıyasla çok yavaş gerçekleşir.

Yıldızların nasıl oluştuğunu anlamamızı sağlayan şey, farklı yaştan ve türden yıldızları aynı anda inceleyebilmemizdir. Gök adamız Samanyolu’nda sadece Güneş’imize benzeyen yıldızlar bulunmaz, Güneş’ten daha parlak veya sönük, kütle ve çap olarak Güneş’imizden daha büyük veya küçük, Güneş’imize kıyasla daha kırmızı veya daha mavi renkte olan birçok başka yıldız bulunmaktadır. Bu yıldızların bazıları henüz oluşmuş genç yıldızlar iken bazıları neredeyse evrenle yaşıt, yaşlı ve küçük kütleli yıldızlardır. Yapmamız gereken şey, tüm yıldızlara bakarak aralarındaki benzerlik ve farklılıkları anlamaya çalışmak ve elde ettiğimiz verileri fizik, astronomi ve kimya gibi tüm doğa bilimlerinde sahip olduğumuz bilgilerle yorumlamaktır.

Bir Yıldızın Ömrü Nasıl Hesaplanır?

Bir yıldızın ne kadar süre parlamaya devam edeceğini belirleyen en önemli faktörlerden biri onun kütlesi, bir başka ifadeyle onun yakıt miktarıdır. O nedenle daha büyük kütleli yıldızların, küçük kütleli yıldızlara kıyasla, daha uzun süre yaşayacağını düşünebilirsiniz. Ancak bu, olaya sadece kütle açısından bakmak anlamına gelir.

Bir Yıldızın Ömrü ile Işınım Gücü Arasındaki İlişki Nedir?

Bir yıldızın tüm yüzeyinden saniyede yayılan toplam enerji miktarına “ışınım gücü” denir. Işınım gücü bir yıldızın yakıtını hangi hızda tükettiğini belirler. Işınım gücü yüksek olan yıldızlar daha hızlı bir şekilde enerji yayar ve bu nedenle yakıtları daha kısa bir sürede tükenir. Tüm bu etkiler dikkate alındığında, sanıldığının aksine büyük kütleli dev yıldızların değil yarıçapı küçük ve düşük kütleli yıldızların daha uzun süre yaşadığı anlaşılmıştır.

Kırmızı cüce dediğimiz en küçük kütleli yıldızlar, ortalama olarak Güneş kütlesinin %10’u ile %50’si arasında bir kütleye sahip olabilir. Bu türden yıldızların Samanyolu’nda en çok sayıda bulunan yıldız türü olduğu düşünülmektedir. Güneş’e yakın yıldızların büyük bir çoğunluğu kırmızı cücedir. Örneğin Güneş’e en yakın yıldız olan Proxima Centauri bir kırmızı cücedir. Bu yıldızlar evrenin şu anki yaşından 100 kat daha uzun süre yaşayabilirler. Yani yaklaşık 1 trilyon yıl.

Güneş İçin Öngörülen Yaşam Süresi Nedir?

Bildiğiniz gibi Güneş benzeri bir yıldız için öngörülen yaşam süresi ortalama 10 milyar yıldır. Bir yıldızın hayat süresi derken kastettiğimiz şey yıldız bir beyaz cüceye, nötron yıldızına veya kara deliğe dönüşene kadar geçen süredir.

Birazdan bu yıldız artığı cisimlerin fiziksel özelliklerini kısaca anlatacağım. Bir yıldızın tümünü temsil eden bir tane sıcaklık değeri yoktur. Yıldızların fotosfer dediğimiz yüzeyinin sıcaklığı birkaç bin dereceden 50.000 dereceye ulaşabilir. Örneğin Güneş’in yüzey sıcaklığı yaklaşık 6.000 derecedir. Yani neredeyse Dünya’nın iç çekirdeğinin sıcaklığı kadar. Ancak Güneş’in merkezinin 15 milyon derece sıcaklığa sahip olduğu düşünülmektedir.

Füzyon Reaksiyonu ile Yıldızlar Nasıl Element Oluşturur?

Yıldızların merkezindeki bu yüksek sıcaklık ve basınç altında elementler adeta eriyip başka elementler oluşturabilir. Buna füzyon reaksiyonu denir. Yıldızların kütlesine ve dolayısıyla merkezindeki sıcaklık ve basınç miktarına bağlı olarak, yıldızın merkezinde üretebileceği ağır element çeşidi de değişir. Hidrojenin helyuma dönüşmesi ile başlayan bu süreç daha ağır elementlerin oluşmasına neden olabilir.

Bir yıldızın merkezinde füzyon yoluyla üretilebilecek son element demirdir. Demirden daha ağır elementlerin oluşması için bir süpernova patlaması, birleşen nötron yıldızları veya füzyon dışında gerçekleşen başka süreçler gerekir. Demir içeren herhangi bir nükleer reaksiyon, ürettiğinden daha fazla enerji gerektirir. Merkezde yeterince enerji üretilmediği için dıştan içe doğru olan kütle çekimi artık durdurulamaz. Bu nedenle yıldız içine çöker. Bunun sonucunda bir süpernova patlaması gerçekleşir ve bir nötron yıldızı veya kara delik oluşur. Ortalama olarak Güneş’ten en az 8 kat veya daha büyük kütleye sahip yıldızlar bir süpernova patlaması geçirebilir. Daha küçük kütleli yıldızların ise bir beyaz cüceye dönüştüğü düşünülmektedir.

Yıldızlar Ömürlerinin Sonunda Hangi Gök Cisimlerine Dönüşür?

Şimdi, yıldızlardan geriye kalan beyaz cüce, nötron yıldızı ve kara delikler hakkında bazı temel bilgiler verelim.

Orta ve küçük kütleli yıldızları bekleyen son bir beyaz cüce olmaktır. Örneğin Güneş milyarlarca yıl sonra bir beyaz cüceye dönüşecek. Beyaz cüceler çap olarak Dünya boyutlarındadır, ışınım güçleri ise düşüktür. Maksimum kütleleri ise Güneş’in 1,4 katına ulaşabilir.

Chandrasekhar Limiti Nedir?

Kütle için belirlenen bu limit değere, 1983 yılı Fizik Nobeli sahibi, Hindistan doğumlu astrofizikçi Subrahmanyan Chandrasekhar onuruna Chandrasekhar limiti denir. Beyaz cücelerde kütle ve çap arasında ilginç bir ilişki vardır. Kütleleri arttıkça, beklenenin aksine çapı da artmaz, azalır. Bu nedenle en büyük kütleli beyaz cüceler çapı en küçük olanlardır.

Normal bir yıldızda, merkezdeki gaz basıncı dıştan içe doğru olan kütle çekimini dengelerken, beyaz cücelerde bu işi elektron basıncı yapar. Beyaz cüceler aşırı derecede sıkışmış maddeden oluştuğu için atomlar birbirine çok yakındır. Bunun sonucu olarak elektronlar birbirini iter ve kütle çekimine karşı bir elektron basıncı oluşur.

Bir beyaz cüce hayatının sonuna kadar bir beyaz cüce olarak kalmayabilir. Eğer bir beyaz cüce bir çift yıldız sisteminin üyesi ise ve beyaz cüce diğer bileşen yıldızdan madde alıp kütlesi Chandrasekhar limitini aşarsa, içteki elektron basıncı artık kütle çekimini dengeleyemez ve beyaz cüce içe çöker. Ve sonuçta bir süpernova olarak patlayabilir. Bu türden süpernova patlamalarının özel olduğundan ve uzaklık hesabında kullanıldığından bir önceki sesli yayınımızda bahsetmiştim.

Bir yıldızın çekirdeğindeki element üretimi durduğunda sahip olduğu kütle, Chandrasekhar limitinin üzerindeyse, yıldız ya bir nötron yıldızına ya da bir kara deliğe dönüşür.

Nötron yıldızları beyaz cücelerden daha da yoğundur. Dev yıldızların süpernova patlaması sonrası geride bıraktığı cisimler olduğu düşünülmektedir. Bir şehrin merkezi kadar çapa sahip olabilirler ancak kütleleri Güneş’ten birkaç kat daha büyük olabilir. Böyle devasa bir kütleyi bir şehrin hacmine sıkıştırırsanız yoğunluk inanılmaz miktarda artacaktır. İşte bu nedenle nötron yıldızları beyaz cücelerden milyon kat daha yüksek bir yoğunluğa sahip olabilir.

Beyaz cücelerdeki elektron basıncına benzer olarak, nötron yıldızlarında nötron basıncı vardır ve bu basınç kütle çekim kuvvetine karşı koyar. Ancak eğer kütle ortalama olarak üç Güneş kütlesinden daha büyükse nötron basıncı kütle çekimine karşı koyamaz ve yıldız içe çöker. Bu durumda bir kara delik oluşur.

Yani kara delikler çok büyük kütleli yıldızları veya kütle limitini aşan beyaz cüceler ve nötron yıldızlarını bekleyen bir sondur. Evrendeki bu en ilginç cisimler hakkında “Kara Delik Gerçekten Bir Delik mi?” isimli bir sesli yayın yapmıştık. Kara delikler hakkında daha detaylı bilgilere o sesli yayından ulaşabilirsiniz. Peki önümüzdeki 5 milyar yıl içinde Güneş’e ne olmasını bekliyoruz?

Önümüzdeki 5 Milyar Yıl İçinde Güneş’e Ne Olmasını Bekliyoruz?

Güneş’in kütlesi yeterince büyük olmadığı için onun bir süpernova patlaması geçirmesini beklemiyoruz. Ancak önümüzdeki milyarlarca yıl içerisinde çapının giderek artmasını, bir kırmızı dev yıldıza dönüşmesini ve bu olurken güçlü kütle atımları ile uzaya madde saçmasını bekliyoruz.

Güneş’in merkezinde hidrojenlerin birleşip helyuma dönüştüğünü düşünüyoruz. Ancak bir gün merkezdeki hidrojenin hepsi helyuma dönüşmüş olacak. İşte o gün geldiğinde Güneş bir miktar içe çökecek. Çöktükçe merkezdeki basınç ve sıcaklık artmaya başlayacak. Merkezdeki sıcaklık 100 milyon dereceye ulaştığında bu kez helyum elementi birleşip daha ağır bir element olan karbona dönüşmeye başlayacak. Helyum karbona dönüştükçe sıcaklık yükselmeye devam edecek. Sıcaklık yükseldikçe bu dönüşüm daha hızlı bir şekilde gerçekleşmeye başlayacak. Bu aşamada Güneş kırmızı dev adı verilen bir yıldız türüne dönüşecek.

Güneş kırmızı dev olduğunda bugünkü hâlinden 100 kat daha büyük bir çapa sahip olabilir. Bu türden yıldızlara neden dev dendiğini sanırım anlamış olduk. Hesaplamalara göre Güneş’in bir kırmızı dev olmasına daha birkaç milyar yıl var. Peki kırmızı dev evresinden sonra Güneş’e ne olacak?

Kırmızı Dev Evresinden Sonra Güneş’e Ne Olacak?

Güneş ortalama 1 milyar yıl boyunca kırmızı dev olarak parlayacak. Kırmızı dev evresi boyunca çapında bazı değişimler olabilir. Şiddetli kütle atımları sonucunda dış katmanlarını uzaya savuracak olan Güneş’in merkezinde, karbonu bol bir beyaz cüce kalacak. Güneş’in uzaya savurduğu gaz ve toz, beyaz cücenin etrafında “gezegenimsi bulutsu” dediğimiz yapıları oluşturacak. Beyaz cüce, etrafındaki bulutsuyu binlerce yıl boyunca aydınlatacak. Bu türden oluşumlar Samanyolu’nda sıkça gözlenmektedir. Önümüzdeki 5 milyar yıl boyunca Güneş’in geçmesini beklediğimiz aşamalar işte bunlar.

Bilim Genç sesli yayınlarının bir bölümünün daha sonuna geldik. Bu bölümde yıldızların kütle ve çaplarına bağlı olarak merkezlerinde hangi elementleri ürettiklerinden ve merkezlerindeki element üretimi durduktan sonra geride bıraktıkları beyaz cüce, nötron yıldızı ve kara deliklerin nasıl cisimler olduğundan bahsettim. Ayrıca önümüzdeki 5 milyar yıl içerisinde Güneş’in hangi aşamalardan geçtikten sonra bir beyaz cüceye dönüşeceğini anlattım.

Bilim Genç sesli yayınlarının bir sonraki bölümünde, etrafımızı saran evreni keşfetmeye devam edeceğiz. Şimdilik hoşça kalın!

Kaynaklar:

• Topal, S., Kaostan Kozmosa Evrenin Hikayesi, Destek Yayınları, 2020.
• https://bilimgenc.tubitak.gov.tr/sesli-yayin-kutle-cekimi-evren-icin-neden-onemli
• https://bilimgenc.tubitak.gov.tr/makale/kara-delik-gercekten-bir-delik-mi
• https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/W/White+Dwarf
• https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/n/neutron+star
• https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/B/Black+Hole