- Konbuyu başlatan
- #1
Aranıza bugün katıldım arkadaşlar, öncelikle selamlarımı sunuyorum ve yakın zamanda yazmış olduğum makaleyi ekliyorum buraya iyi okumalar.
İnsanlar yıldızları daima merak etmişlerdir.. Ancak yıldızların yaşam çevrimleri ve fiziksel doğaları 20. yüzyılın sonuna doğru anlaşılabilmiştir.
Yıldızlar içeriğinde düzensiz karbon ve silikon partiküllerinin bulunduğu moleküler bulutların içinde doğarlar. Yıldızın doğumu için ilk etken, kendi kütle çekimi altında dağılmadan durabilen yoğun yıldızlararası karanlık bulutlardır. Doğum süpernova patlaması ya da iki gökadanın çarpışmasından oluşan şok dalgalarının tetiklediği kütle çekimsel bir kararsızlık ile başlar. Bulutun tamamıyla çökmesini iç hareketler, dönme belki de zayıf iç alan engellese de bulut Jeans Kararsızlığı dediğimiz kararsızlığa uğrayarak, kendi kütleçekimsel kuvveti altında çökmeye başlar, süreç ilerledikçe bulut daha küçük parçacıklara bölünür ve yoğunluk belirli bir seviyeye ulaştıktan sonra bölünme durur, oluşan parçacıklara ise Bart Damlacığı denilmektedir. Bu parçacıklar, kendi merkezine doğru çökmeye başlar ve merkez giderek ısınır, artık önyıldız bulutu ışık geçirmez yani opak hale gelir ve böylece ısınmanın başlaması ile merkezi sıcaklık 15 milyon santigrat dereceye ulaşır. Bulutun bu evresine protostar ismi verilir, kara cisim ışıması yapan fotosferin oluşumu ile protostar H-R Diyagramına girer. Protostar’ın yoğunlaşıp yarı çapının küçülmesi ile parlaklığı azalır ve sıcaklık artar. Çekirdeğin sıcaklığının 10 milyon kelvine ulaşması ise füzyon reaksiyonu, yani nüükler füzyon başlar ve artık bir yıldız doğmuş olur.. Yıldız hidrostatik dengeye oturuncuya kadar biraz daha büzülür ve sıcaklığı artar. .
Yıldızların yaşamlarına değinecek olursak; Yıldızlar yaşamları boyunca içe doğru olan kütle çekimi ile savaşır, ve yıldızların bir çok farklı türü vardır ve onların daha iyi incelenebilmesi için Morgan-Keenan sınıflandırılması ile sınıflandırılırlar..
Bu sınıflandırmaya göre yıldızlar O, B, A, F, G, K, M olarak sınıflandırılırlar ve her biri kendi içerisin de 0 ile 9 a kadar numaralandırılmıştır. Bu numaralandırılmada 0 en sıcak, 9 ise en soğuk anlamına gelmektedir. Güneş kütlesini 1 birim olarak ele alırsak, O sınıfı yıldız 16 birimden büyük, B sınıfı yıldızlar 2.1-16 birim arası, A sınıfı yıldızlar 1.4 – 2.1 birim arası, F sınıfı yıldızlar 1.04 – 1.4 arası, G sınıfı yıldızlar 0.8-1.04 birim arası, K sınıfı yıldızlar 0.45-0.8 birim arası ve M tipi yıldızlar da 0.45 birimden küçük kütleye sahiptirler, son zamanlar da yapılan küçük ve sönük yıldızlar için L ve T sınıflandırılması da eklenmiştir.
Yıldızların ömrü, kütlesinin ışınım gücüne bölümü ile orantılıdır, bu yüzden kimi yıldız uzun, kimi yıldız kısa yaşar, ve sonunda tıpkı doğup yaşadıkları gibi ölürler…
Yıldızların evrimlerinin sonunda bırakacağı kalıntının dört çeşit sonu vardır;
1- Hiçbir kalıntının kalmaması
2- Beyüz Cüceler
3- Nötron Yıldızları
4- Karadelikler
Bir yıldızın yaşamanın sonunda bunlardan hangisine dönüşeceğine ölüm aşamasında ki kütlesi belirler.. Şimdi yıldızların ölümünü inceleyelim..
Beyaz Cüceler; Kırmızı dev evresine gelmiş yıldızlarda çekirdek büzülerek merkezi sıcaklık yaklaşık 100 milyon santigrat dereceye ulaşır ve helyum tepkimeleri başlar ve merkezdeki helyum tamamen yanarak karbona çevrilir ve tekrar büzülme başlar. Ancak güneş kütlesinde ki bir yıldızda çekirdeğin büzülmesi ile, yıldızın merkez sıcaklığı karbonu yakacak kadar yükselmez bu sıcaklık ancak kabuk yanmasını hızlandırır ve yıldızın dış katmanları uzaya atılır, ve bu dış katmanlar ile beyaz cücenin etrafında gezegenimsi bulutsu oluşur. Beyaz cücelerin kütleleri 1.4 güneş kütlesinden küçüktür büyüklükleri ise dünyamız kadardır.
Daha küçük kütleli yıldızların ise merkezi sıcaklıkları helyumu yakıp karbona dönüştürecek kadar artmaz ve dış kabuklarını atmadanda yıldız rüzgarları ile kütlelerini kaybederek beyaz cüceye dönüşebilirler bunlara ise Helyum Beyaz Cücesi denir.
Daha büyük kütleye sahip yıldızlar ise eğer çift yıldız sistemi içerisinde bulunuyorlarsa, kırmızı dev evresinde fazla kütlelerini diğer yıldıza atarak beyaz cüce olabilirler. Güneşimizde önce bir kırmızı dev haline gelecek ve yaklaşık beş milyar yıl sonrasında beyaz cüceye dönüşecektir..
Nötron Yıldızları; Nötron yıldızları Süpernova patlamaları ile oluşmaktadır, Kütlesi yaklaşık olarak 1,4 ile 1,5 güneş kütlesine sahip yıldızlar yaşamlarınına son vermeden önce süper kırmızı devlere dönüşürler daha sonrasında yıldızın çekirdeği karbonu yakıp oksijene dönüştürecek kadar ısınır kaynaşma reaksiyonları sonucu daha ağır elementler üretir ve sonunda çekirdek demire dönüşür ısının azalması ile çekirdek önce büzülür sonra ise çöker.. Böylece protonlar elektronları yakalarak nötronlara dönüştürür ve böylece Nötron yıldızı oluşmuş olur. Devasa yoğunluktaki nötron gazı çöküşü durdurur ve merkez geriye zıplar. Merkezde üretilen nötrinoların yüksek enerji katkısı ile geri zıplama üst katmanların patlamasına sebep verir ve böylece ağır elementler yıldızlararası ortama dağılır, bunada Süpernova patlaması denir. Süpernovaların parlaklığı güneşin parlaklığının yüz milyon katına varabilir. Süpernova patlamalarından yıldızlararası ortama atılan ağır elementler oluşacak olan yıldız ve gezegenlerin hammaddesidir ve daha önceki ” Yıldızlararası Ortam ve Yıldızlararası Madde ” başlıklı yazımda belirttiğim gibi yıldızlararası ortamı ağır metalce zenginleştirir.
Ek olarak, Süpernovaların tayflarındaki farklı kimyasal öğelerinin çizgilerine göre Tip I ve Tip II olarak sınıflandırılırlar bu sınıflandırmadaki temel etken ise birinci türün tayfında hidrojenin gözlenmesi ikinci türde gözlemlenmemesidir.
Ve tekrar nötron yıldızına dönecek olursak, ilerde sıcaklığını koruyacak bir enerji kaynağı olmadığı için yavaş yavaş soğuyan nötron yıldızı birkaç milyon yıl sonra temel enerji açısından kaybolur..
Karadelikler; Eğerki yaşamının sonuna gelmiş yıldızın kütlesi yaklaşık olarak 5 güneş kütlesinden daha büyükse, yaşamına bir karadelik olarak son verir.. Yıldızın çekirdeği çökmeye başlar, proton ve elektronlar birleşerek yoğun nötron gazını oluştururlar, bu gazın basıncı dahi bu çökmeyi durdaramaz ve çöktükçe yarıçap küçülür, yoğunluk devasa değerlere ulaşır. Kütle çekimi artar, sonunda öyle bir hale gelirki artık onun çekim güçünden ışık dahi kaçamaz! Bu yüzden ismi karadeliktir. Elektromanyetik ışığın hiçbir türü ile etkileşimi olmadığı gibi ışığın hiçbir türünü yaymıyor ve yansıtmıyor.. Karadeliğin içerisinde fizik yasalarının hiçbiri geçerli değildir.
Karadelik gözlemleri için bir çok yöntem vardır, bir karadeliği gözlemlemek için onu bir cisimden madde yutarken gözlemlemek yeterlidir, bu yöntemleri dolaylı gözlemledir.
Yapılan gözlemler göstermiştir ki bir çok galaksinin merkezinde dev karadelikler bulunmaktadır, bizim içinde bulunduğumuz Samanyolu galaksinin merkezinde ise bize 27,000 ışık yılı uzaklıkta 4 milyon güneş kütlesine sahip Yay A* isimli çoğu zaman sakin sakin çevresinde ki maddeyi yutan bazı zamanlar ise aniden öfkelenen bir karadelik bulunmaktadır..
Sizlere Astrofizik bilgimin el verdiği kadar yıldızların doğum, yaşam ve ölüm evrelerini anlatmaya çalıştım sözü Fizik profesörü Lawrence M. Krauss bırakarak yazıma son veriyorum;
” Vücudunuzdaki her bir atom patlamış olan yıldızlardan geldi. Ve muhtemelen sol elinizdeki atomların geldiği yıldız sağ elinizdekilerin geldiği yıldızdan farklı. Bu gerçekten fizik hakkında bildiğim en şiirsel şey: Hepiniz yıldız tozusunuz. ”
ertan koç
İnsanlar yıldızları daima merak etmişlerdir.. Ancak yıldızların yaşam çevrimleri ve fiziksel doğaları 20. yüzyılın sonuna doğru anlaşılabilmiştir.
Yıldızlar içeriğinde düzensiz karbon ve silikon partiküllerinin bulunduğu moleküler bulutların içinde doğarlar. Yıldızın doğumu için ilk etken, kendi kütle çekimi altında dağılmadan durabilen yoğun yıldızlararası karanlık bulutlardır. Doğum süpernova patlaması ya da iki gökadanın çarpışmasından oluşan şok dalgalarının tetiklediği kütle çekimsel bir kararsızlık ile başlar. Bulutun tamamıyla çökmesini iç hareketler, dönme belki de zayıf iç alan engellese de bulut Jeans Kararsızlığı dediğimiz kararsızlığa uğrayarak, kendi kütleçekimsel kuvveti altında çökmeye başlar, süreç ilerledikçe bulut daha küçük parçacıklara bölünür ve yoğunluk belirli bir seviyeye ulaştıktan sonra bölünme durur, oluşan parçacıklara ise Bart Damlacığı denilmektedir. Bu parçacıklar, kendi merkezine doğru çökmeye başlar ve merkez giderek ısınır, artık önyıldız bulutu ışık geçirmez yani opak hale gelir ve böylece ısınmanın başlaması ile merkezi sıcaklık 15 milyon santigrat dereceye ulaşır. Bulutun bu evresine protostar ismi verilir, kara cisim ışıması yapan fotosferin oluşumu ile protostar H-R Diyagramına girer. Protostar’ın yoğunlaşıp yarı çapının küçülmesi ile parlaklığı azalır ve sıcaklık artar. Çekirdeğin sıcaklığının 10 milyon kelvine ulaşması ise füzyon reaksiyonu, yani nüükler füzyon başlar ve artık bir yıldız doğmuş olur.. Yıldız hidrostatik dengeye oturuncuya kadar biraz daha büzülür ve sıcaklığı artar. .
Yıldızların yaşamlarına değinecek olursak; Yıldızlar yaşamları boyunca içe doğru olan kütle çekimi ile savaşır, ve yıldızların bir çok farklı türü vardır ve onların daha iyi incelenebilmesi için Morgan-Keenan sınıflandırılması ile sınıflandırılırlar..
Bu sınıflandırmaya göre yıldızlar O, B, A, F, G, K, M olarak sınıflandırılırlar ve her biri kendi içerisin de 0 ile 9 a kadar numaralandırılmıştır. Bu numaralandırılmada 0 en sıcak, 9 ise en soğuk anlamına gelmektedir. Güneş kütlesini 1 birim olarak ele alırsak, O sınıfı yıldız 16 birimden büyük, B sınıfı yıldızlar 2.1-16 birim arası, A sınıfı yıldızlar 1.4 – 2.1 birim arası, F sınıfı yıldızlar 1.04 – 1.4 arası, G sınıfı yıldızlar 0.8-1.04 birim arası, K sınıfı yıldızlar 0.45-0.8 birim arası ve M tipi yıldızlar da 0.45 birimden küçük kütleye sahiptirler, son zamanlar da yapılan küçük ve sönük yıldızlar için L ve T sınıflandırılması da eklenmiştir.
Yıldızların ömrü, kütlesinin ışınım gücüne bölümü ile orantılıdır, bu yüzden kimi yıldız uzun, kimi yıldız kısa yaşar, ve sonunda tıpkı doğup yaşadıkları gibi ölürler…
Yıldızların evrimlerinin sonunda bırakacağı kalıntının dört çeşit sonu vardır;
1- Hiçbir kalıntının kalmaması
2- Beyüz Cüceler
3- Nötron Yıldızları
4- Karadelikler
Bir yıldızın yaşamanın sonunda bunlardan hangisine dönüşeceğine ölüm aşamasında ki kütlesi belirler.. Şimdi yıldızların ölümünü inceleyelim..
Beyaz Cüceler; Kırmızı dev evresine gelmiş yıldızlarda çekirdek büzülerek merkezi sıcaklık yaklaşık 100 milyon santigrat dereceye ulaşır ve helyum tepkimeleri başlar ve merkezdeki helyum tamamen yanarak karbona çevrilir ve tekrar büzülme başlar. Ancak güneş kütlesinde ki bir yıldızda çekirdeğin büzülmesi ile, yıldızın merkez sıcaklığı karbonu yakacak kadar yükselmez bu sıcaklık ancak kabuk yanmasını hızlandırır ve yıldızın dış katmanları uzaya atılır, ve bu dış katmanlar ile beyaz cücenin etrafında gezegenimsi bulutsu oluşur. Beyaz cücelerin kütleleri 1.4 güneş kütlesinden küçüktür büyüklükleri ise dünyamız kadardır.
Daha küçük kütleli yıldızların ise merkezi sıcaklıkları helyumu yakıp karbona dönüştürecek kadar artmaz ve dış kabuklarını atmadanda yıldız rüzgarları ile kütlelerini kaybederek beyaz cüceye dönüşebilirler bunlara ise Helyum Beyaz Cücesi denir.
Daha büyük kütleye sahip yıldızlar ise eğer çift yıldız sistemi içerisinde bulunuyorlarsa, kırmızı dev evresinde fazla kütlelerini diğer yıldıza atarak beyaz cüce olabilirler. Güneşimizde önce bir kırmızı dev haline gelecek ve yaklaşık beş milyar yıl sonrasında beyaz cüceye dönüşecektir..
Nötron Yıldızları; Nötron yıldızları Süpernova patlamaları ile oluşmaktadır, Kütlesi yaklaşık olarak 1,4 ile 1,5 güneş kütlesine sahip yıldızlar yaşamlarınına son vermeden önce süper kırmızı devlere dönüşürler daha sonrasında yıldızın çekirdeği karbonu yakıp oksijene dönüştürecek kadar ısınır kaynaşma reaksiyonları sonucu daha ağır elementler üretir ve sonunda çekirdek demire dönüşür ısının azalması ile çekirdek önce büzülür sonra ise çöker.. Böylece protonlar elektronları yakalarak nötronlara dönüştürür ve böylece Nötron yıldızı oluşmuş olur. Devasa yoğunluktaki nötron gazı çöküşü durdurur ve merkez geriye zıplar. Merkezde üretilen nötrinoların yüksek enerji katkısı ile geri zıplama üst katmanların patlamasına sebep verir ve böylece ağır elementler yıldızlararası ortama dağılır, bunada Süpernova patlaması denir. Süpernovaların parlaklığı güneşin parlaklığının yüz milyon katına varabilir. Süpernova patlamalarından yıldızlararası ortama atılan ağır elementler oluşacak olan yıldız ve gezegenlerin hammaddesidir ve daha önceki ” Yıldızlararası Ortam ve Yıldızlararası Madde ” başlıklı yazımda belirttiğim gibi yıldızlararası ortamı ağır metalce zenginleştirir.
Ek olarak, Süpernovaların tayflarındaki farklı kimyasal öğelerinin çizgilerine göre Tip I ve Tip II olarak sınıflandırılırlar bu sınıflandırmadaki temel etken ise birinci türün tayfında hidrojenin gözlenmesi ikinci türde gözlemlenmemesidir.
Ve tekrar nötron yıldızına dönecek olursak, ilerde sıcaklığını koruyacak bir enerji kaynağı olmadığı için yavaş yavaş soğuyan nötron yıldızı birkaç milyon yıl sonra temel enerji açısından kaybolur..
Karadelikler; Eğerki yaşamının sonuna gelmiş yıldızın kütlesi yaklaşık olarak 5 güneş kütlesinden daha büyükse, yaşamına bir karadelik olarak son verir.. Yıldızın çekirdeği çökmeye başlar, proton ve elektronlar birleşerek yoğun nötron gazını oluştururlar, bu gazın basıncı dahi bu çökmeyi durdaramaz ve çöktükçe yarıçap küçülür, yoğunluk devasa değerlere ulaşır. Kütle çekimi artar, sonunda öyle bir hale gelirki artık onun çekim güçünden ışık dahi kaçamaz! Bu yüzden ismi karadeliktir. Elektromanyetik ışığın hiçbir türü ile etkileşimi olmadığı gibi ışığın hiçbir türünü yaymıyor ve yansıtmıyor.. Karadeliğin içerisinde fizik yasalarının hiçbiri geçerli değildir.
Karadelik gözlemleri için bir çok yöntem vardır, bir karadeliği gözlemlemek için onu bir cisimden madde yutarken gözlemlemek yeterlidir, bu yöntemleri dolaylı gözlemledir.
Yapılan gözlemler göstermiştir ki bir çok galaksinin merkezinde dev karadelikler bulunmaktadır, bizim içinde bulunduğumuz Samanyolu galaksinin merkezinde ise bize 27,000 ışık yılı uzaklıkta 4 milyon güneş kütlesine sahip Yay A* isimli çoğu zaman sakin sakin çevresinde ki maddeyi yutan bazı zamanlar ise aniden öfkelenen bir karadelik bulunmaktadır..
Sizlere Astrofizik bilgimin el verdiği kadar yıldızların doğum, yaşam ve ölüm evrelerini anlatmaya çalıştım sözü Fizik profesörü Lawrence M. Krauss bırakarak yazıma son veriyorum;
” Vücudunuzdaki her bir atom patlamış olan yıldızlardan geldi. Ve muhtemelen sol elinizdeki atomların geldiği yıldız sağ elinizdekilerin geldiği yıldızdan farklı. Bu gerçekten fizik hakkında bildiğim en şiirsel şey: Hepiniz yıldız tozusunuz. ”
ertan koç