Yazı dizimizin ilk kısmında bir yıldızın nasıl doğduğundan bahsetmiştik. Bu yazıda ise yıldızların yaşamından ve küçük kütleli yıldızların ölümünden bahsedeceğiz.
Bütün yıldızlar yaşamlarının çoğunu ana kol evresi adı verilen evrede geçirir. Bu evrede yıldızın çekirdeğindeki hidrojenler ‘yanarak’ helyuma dönüşür. Burada yanmadan kastedilen kimyasal bir tepkime olan yanma değil, nükleer füzyon tepkimesidir. Yazı dizisi boyunca da yanma ifadesi füzyon tepkimesi olarak kullanılmıştır. Bu füzyon tepkimesinin oluşturduğu basınç ile kütleçekimi birbirini dengeler. Böylece ana kol evresi boyunca yani yıldız merkezinde hidrojen yanması devam ettiği sürece yıldız dengede kalır. Bu dengeye hidrostatik denge denir. Yıldızın merkezindeki hidrojenin tamamı yanınca hidrostatik denge kaybolur ve yıldız ana kol evresinden çıkar.
Ana koldan çıktıktan sonra yıldızın ölüm süreci başlar. Yıldız ölürken geçeceği evreler kütleye bağlı olarak iki gruba ayrılabilir. Çeşitli yıldız sınıflandırma yöntemlerinde küçük, orta ve büyük kütleli yıldızları ayırmak için kullanılan limit değer farklı olmakla birlikte konuyu basitleştirmek adına yazı dizisi boyunca yıldızları sadece küçük ve büyük kütleli yıldızlar olarak ayıracağız. Kütlesi en fazla Güneş’in 8 katı olan yıldızlar, yani küçük kütleli yıldızlar merkezlerindeki basınç az olduğundan yakıtlarını (hidrojen) daha yavaş tüketir ve ölümleri daha sessiz olur. Öte yandan 8 Güneş kütlesinden daha kütleli olan büyük kütleli yıldızlar yakıtlarını çok daha hızlı tüketir ve şiddetli bir patlama ile ölür. Bu nedenle küçük kütleli yıldızların ömürleri de büyük kütlelilere göre daha uzundur.
Güneş Tipi Bir Yıldızın Ölümü
Yıldızın çekirdeğinde bulunan hidrojen bittiği zaman merkezde helyumdan bir çekirdek meydana gelir. Bu andan itibaren füzyon tepkimeleri çekirdeği saran hidrojen kabukta devam eder. Yıldız artık ana kol evresinden çıkmış ve alt dev evresine girmiştir. Helyum, çekirdek etrafındaki kabukta gerçekleşen füzyonun etkisiyle sıkıştıkça hidrojen kabuğu ısıtır ve ısınan kabukta hidrojen füzyonu daha da hızlanır. Bu nedenle bu aşamada ana kol aşamasına göre hidrojen yanması daha hızlı gerçekleşir ve yıldız daha parlak görünür. Aynı zamanda yıldızın yarıçapı da üç katına kadar çıkabilir. Öte yandan helyumun yanması için gereken gereken basınç ve sıcaklık hidrojenden çok daha fazla olduğundan alt dev aşamasında merkezdeki helyum yanmaz.
İlerleyen süreçte yıldızın hidrostatik dengesi tamamen bozulmuştur. Merkezdeki helyum çekirdek küçülmeye devam ederken kabuktaki hidrojen füzyonu da sürekli artmakta ve yıldızın yarıçapının giderek büyümesine sebep olmaktadır. Artan yarıçap ile birlikte yıldızın dış bölgeleri merkezden çok uzaklaştığı için soğur. Bu nedenle Güneş benzeri yıldız dışarıdan bakıldığında artık sarı değil kırmızı renkte görünür. Bu aşamaya kırmızı dev adı verilir.
Kırmızı dev aşamasından sonra yıldızın çekirdek sıcaklığı 100 milyon Kelvine ulaştığı anda merkezde bulunan helyum da iki aşamalı bir füzyon tepkimesiyle (üçlü alfa süreci) karbona dönüşmeye başlar. Hidrojene göre çok daha hızlı gerçekleşen helyum yanması, birkaç saatliğine çekideğin genişlemesine sebep olur ve bu olaya helyum parlaması adı verilir. Genişleyen çekirdekte basınç düşerek yıldız denge konumuna geri gelir. Helyum bu kadar hızlı yansa da yıldızın parlaklığı artmaz. Çünkü çekirdek genişledikçe soğur ve bu soğuma enerjide azalmaya sebep olur. Dolayısıyla yıldızın yüzey sıcaklığı fazla olmasına rağmen parlaklığı azalır. Merkezdeki helyumun da yanmasıyla yıldızın yeni çekirdeği yanmayan karbondan oluşan bir nevi külden meydana gelir.
Sonuç olarak artık yıldızın merkezinde karbondan oluşan ve yanmayan bir çekirdek, onun etrafında yanan helyum kabuk, onu saran ve yine yanmaya devam eden hidrojen kabuk olmak üzere üç katmanlı bir yapı meydana gelmiştir. Bu bölgenin dışındaki yıldızın dış katmanları ise çoğunlukla yanabilecek sıcaklığa ve basınca henüz ulaşamamış olan hidrojenden oluşur. Bu andan itibaren yıldız asimptotik dev aşamasındadır, parlaklığı ve yarıçapı daha da artmıştır. Öte yandan yıldızın çekirdeği artan füzyon tepkimeleri ile sıkışmaya devam etmektedir. Güneş tipi bir yıldız için artık yolun sonu görünmüştür.
Gezegenimsi Bulutsular
Güneş tipi yıldızların merkezi asla 600 milyon K sıcaklığa ulaşamadığı için merkezde karbon füzyonu başlayamaz. (İstisnai olarak bazı durumlarda çekirdek ile iç kabuk arasında çok az oksijen de oluşabilir.) Yine de merkezi saran kabukta gerçekleşen helyum ve hidrojen füzyonlarının oluşturduğu basınç karbonu sıkıştırmaya devam eder. Ta ki kabuklarda merkezi daha da sıkıştırmak için yeterli madde kalmayana kadar.
Yıldızın dış katmanları daha da genişlemeye devam ederek ana kol evresindeki yarıçapının yüzlerce kat fazlasına ulaşır. Öyle ki Güneş düşünülecek olursa bu genişleme Mars’ı bile içine alacak kadar büyüktür. Yıldızın yarıçapıdaki aşırı büyüme sonucunda yıldızda gerçekleşen füzyon tepkimeleri de dengesizleşmeye başlamıştır. Sürekli olarak artıp azalan füzyon yıldızın yarıçapının da dengesizce küçülüp büyümesine sebep olur. Bu dengesiz büyüyüp küçülmelerin sonuncusunda yıldızın dış katmanları geri küçülemeyecek kadar merkezden uzaklaşır. Yani yıldız dış katmanlarını uzaya saçmıştır. Oluşan yapıya gezegenimsi bulutsu adı verilir. Gezegenlerle alakası yoktur. Fakat yapılan ilk gözlemlerde gezegene benzetildiği için bu adla anılagelmiştir.
Beyaz Cüceler
Gezegenimsi bulutsunun merkezinde ölen yıldızdan geriye tamamına yakını karbondan oluşan, yaklaşık Dünya büyüklüğünde ve Güneş’in yarısı kadar kütleye sahip bir çekirdek kalmıştır. Zaman içinde bulutsu uzaya dağılarak kaybolabilir veya çift yıldız sistemlerinde eşlikçi ana kol yıldızı bu bulutsuyu yutabilir. Sirius çift yıldız sistemi böyle bir olaya örnektir. Merkezde geriye kalan çekirdekte füzyon reaksiyonları gerçekleşemez. Ancak çekirdek hâlâ sıcak olduğundan ışık yaymaya devam eder. Yaydığı ışığın renginden ve boyutundan yola çıkarak bu cisimlere beyaz cüce adı verilmiştir.
Beyaz cücelerin hepsi karbondan oluşmak zorunda değildir. Teorik olarak çok küçük kütleli yıldızların helyum füzyonuna bile ulaşamadan ölmesiyle helyum beyaz cüceleri de oluşabilir. Fakat çok küçük yıldızların ömrü yüz milyarca yıl olduğundan çift yıldız sistemleri dışında böyle bir beyaz cücenin oluşmasına evrenin yaşı yetmemektedir. Öte yandan bazı çift yıldız sistemlerinde kırmızı dev aşamasındaki yıldızdan eşlikçisi ana kol yıldızına madde aktarımı olabileceği için yıldız karbona ulaşamadan helyum beyaz cücesi olarak kalabilir. Evrende bu sekilde oluşmuş helyum beyaz cüceleri gözlemlenmiştir.
Güneş tipindeki bir yıldız beyaz cüce aşamasından sonra başka bir değişim geçirmez ve evrimi burada son bulur. Zamanla beyaz cüce soğur ve ışık yayamayacak kadar sönükleşerek siyah cüce adını alır. Evrende siyah cücelerin de henüz var olmadığı düşünülmektedir. Çünkü beyaz cücelerin soğuması için geçmesi gereken süre evrenin şu anki yaşından büyüktür.
Novalar
Normalde beyaz cücelerin içerisinde nükleer aktivite gerçekleşmez ve zaman içerisinde tamamen soğuyarak siyah cüceye dönüşmesi beklenir. Fakat bu durum sadece çift yıldız sistemlerinde bulunmayan izole yıldızlar için geçerlidir. Eğer beyaz cüce bir çift yıldız sisteminin üyesi ise cüce eşlikçisi olan ana kol yıldızından madde çekebilir. Çift yıldız sistemi döndüğü için aktarılan madde de dönerek düşerken cücenin etrafında toplanma diski adı verilen bir disk oluşturur. Toplanma diskinde madde birbirine sürterek ısınmaya ve ışımaya başlar. Düşen madde ile birlikte beyaz cücenin yüzeyi ısınır ve bu sıcaklık 10 milyon Kelvini geçince beyaz cücede füzyon tepkimesi başlar. Bu olay kısa süreliğine beyaz cücenin parlaklığını çok fazla artırır. Düşen madde bitince cüce tekrar sönükleşir. Nova adı verilen bu olay bazı çift yıldız sistemlerinde defalarca gerçekleşebilir. Her yıl ortalama 2 ya da 3 nova gözlemlenir. Nova latincede yeni anlamına gelmektedir. Bu ismin verilme sebebi normalde çıplak gözle görülemeyen yıldızların nova geçirirken görünür hâle gelmesi ve eski astronomların onları yeni yıldızlar zannetmesinden ileri gelmektedir.
Yazı dizimizin bu bölümünde Güneş tipi bir yıldızın (8 Güneş kütlesinden daha küçük kütleli yıldızlar) yaşamının nasıl son bulduğundan bahsettik. Gelecek yazımızda Güneş’ten çok daha fazla kütleli yıldızların yaşamı ve ölümünden bahsedeceğiz.
Hazırlayan: Fatmanur Himmet & Mustafa Demirer
İTÜ Astronomi Kulübü Üyeleri
Kaynak
- Chaisson, E., McMillan, S. (2008), Astronomy Today, San Francisco CA: Pearson Addison-Wesley.