Yıldız Evrimi III: Devlerin Çöküşü

Yazı dizimizin birinci ve ikinci bölümlerinde bir yıldızın nasıl doğduğunu ve küçük kütleli yıldızların hayatının nasıl sonlandığından bahsettik. Bu yazıda ise büyük kütleli yıldızların ölümünü anlatacağız.

Bütün yıldızlarda olduğu gibi kütlesi Güneş’in 8 katından daha büyük olan ve büyük kütleli yıldızlar diye adlandırılan yıldızlar da ömürlerinin çoğunu geçirdikleri ana kol evresinde merkezlerinde hidrojen ‘yakarak’ helyuma dönüştürür. Bu olaya füzyon adı verilir. Öte yandan yıldızların kütlesi arttıkça merkez basıncı da arttığından büyük kütleli yıldızlarda füzyon tepkimesi küçük kütlelilere göre çok daha hızlı gerçekleşir. Bu durum, bu yıldızların yakıtlarının daha hızlı tükenmesi ve erken ölmesi ile sonuçlanır. Örneğin, “G tipi” bir yıldız olan Güneş’imizin ömrü 10 milyar yıl iken Güneş’in 5 katı kadar kütleye sahip olan “B tipi” bir yıldızın ömrü ise 100 milyon yıldır. Hatta 10 Güneş kütleli “O tipi” devasa yıldızların ömrü sadece 20 milyon yıldır. Dolayısıyla büyük kütleli yıldızlarda yıldız evriminin her aşaması daha hızlı gerçekleşir. Ek olarak; diğerlerinin aksine büyük kütleli yıldızlar kütlelerine bağlı olarak karbon, oksijen ve daha ağır elementleri de yakabilir. 

Kırmızı Süper Dev

Büyük kütleli yıldızlarda ana kol aşamasından sonraki aşama, yıldızın boyutlarından dolayı kırmızı süper dev aşaması olarak adlandırılır. Yıldız ana koldan ayrılırken iç yapısı düşük kütleli yıldızlarla oldukça benzerdir. Ancak yolları bundan sonra ayrılır. Güneş’in 2,5 katından daha büyük kütleli yıldızlarda helyum parlaması adı verilen ve kısa süreliğine yıldızın çekirdeğinin genişlemesine sebep olan ani helyum füzyonu meydana gelmez. Dolayısıyla bu tip yıldızlar helyum füzyonu aşamasına daha stabil olarak girer. Bu nedenle yıldız evrimi aşamaları arasındaki geçişler çok daha yumuşaktır. Büyük kütleli yıldızların evrimi o kadar hızlı gerçekleşir ki helyum füzyonu başladığında yıldız daha kırmızı dev haline bile gelmemiştir. Öyle ki yıldız ana koldan ayrılır ayrılmaz patlar desek yanlış olmaz. Kırmızı süper devlere örnek olarak 17 Güneş kütlesine ve Güneş’ten 60 bin kat daha fazla parlaklığa sahip olan Avcı takımyıldızındaki Rigel yıldızı verilebilir. Rigel dışarıdan ana kol aşamasında görülmesine rağmen merkezinde helyum-karbon füzyonunun çoktan başladığı düşünülüyor. Bir diğer örnek ise yine aynı takımyıldızda bulunan Betelgeuse yıldızıdır. En meşhur kırmızı dev olan Betelgeuse’ün ise şu an merkezinde helyumu karbon ve oksijene dönüştürdüğü tahmin edilmektedir.

Büyük Kütleli Yıldızların Sonu

Helyum füzyonu ile birlikte yıldızın çekirdeği daha da sıkışır ve ısınır. Artan sıcaklık ve basınç başlangıçta yanmayan karbonun füzyonunu başlatır. Karbon füzyonu çekirdeği daha da sıkıştırır ve ısıtır, bu da bir sonraki elementin füzyonunu başlatır. Bu olay bu şekilde hızlanarak devam eder. Örneğin 20 Güneş kütlesindeki bir yıldızda hidrojen 10 milyon yıl, helyum 1 milyon yıl, karbon 1000 yıl, oksijen 1 yıl ve silisyum sadece 1 hafta yanar. Kırmızı süper dev aşaması ile birlikte yıldız çekirdeğinde dıştan içe doğru sırasıyla helyum, karbon, oksijen ve daha ağır elementlerin füzyonunun gerçekleştiği katmanlar oluşmuştur ve böylece çekirdekte soğan benzeri iç içe katmanlı bir yapı meydana gelmiş olur. 

 

Her yıldız kütlesinin büyüklüğü ile orantılı olarak merkezinde daha ağır elementleri oluşturabilir. Ancak bir yıldızın merkezinde oluşturabileceği en son element demirdir. Çünkü demir parçacık başına düşen madde miktarı en az olan elementtir. Demirden daha büyük kütleli elementlerin füzyonla oluşması için dışarıdan enerji verilmesi gerekir. Yıldızın merkezinde demir çekirdek oluştuğunda yıldızın iç dengesi sonsuza dek yok olur. Demir başka bir elemente dönüşemediği için ısınmaya ve sıkışmaya başlar. Ancak sıcaklığı milyarlarca kelvine ulaşsa bile demir füzyonu başlamaz ve bu denli yüksek sıcaklıklarda Wien kanununa göre fotonların enerjileri devasa miktarlara ulaşarak atomları proton, nötron ve elektronlarına parçalamaya başlar. Bu olaya fotodisintegrasyon (ışıl parçalanım) adı verilir. Fotodisintegrasyon sonucunda milyonlarca yıldır süregelen füzyon ile oluşan elementler bir saniyeden kısa sürede parçalanmıştır. Atom çekirdekleri de parçalandığı için kütle çekimine karşı koymak artık daha da zordur. Bu durum da çökmeyi hızlandırır. Merkezdeki basınç çökmeyle birlikte arttıkça proton ve elektronlar birleşerek nötron ve nötrinoya dönüşür. Bu olaya ise nötronizasyon adı verilir. Ortaya çıkan nötrinolar maddeyle çok az etkileştiği için yıldızı hızla terk eder.

Süpernova Patlaması 

Elektronların yok olması ve nötrinoların yıldızı terk etmesi çekirdekteki dengeyi iyice bozar. Artık nötronların birbirine değecek kadar yaklaşmasını engelleyecek hiçbir kuvvet yoktur. Yıldızın merkez yoğunluğu 10^15 kg/m^3’e ulaştığında nötronlar daha fazla sıkışmaya direnç gösterir ve çökme durur. Ancak çökme çok hızlı ilerlediğinden, durduğu anda çekirdek denge noktasını çoktan geçmiş ve 10^17 kg/m^3 yoğunluğa ulaşmış olabilir. Bu durumda tekrar dengeye gelene kadar yoğunluk hızlı şekilde değişecektir. Bu olay çok hızlı giden bir topun duvara çarptıktan sonra dengeye gelene kadar birkaç kez geri sekmesine benzetilebilir. İşte bu ‘sekmeler’ yıldızda enerji şokları yaratarak yıldızın dış katmanlarını uzaya saçmasına sebep olur. Bu şokun yıldızı nasıl parçaladığı tam olarak bilinmemektedir. Evrende en çok enerji açığa çıkaran olaylardan biri olduğu bilinen bu patlamaya süpernova adı verilir. Süpernovalar öyle parlaktır ki patlayan yıldızın parlaklığı birkaç güç boyunca içinde bulunduğu galaksi ile karşılaştırılabilecek kadar büyüktür. Yazının devamında da bahsedeceğimiz gibi süpernovalar ikiye ayrılır. Yukarıda anlatılan şekilde gerçekleşen süpernovalar çekirdek çökme süpernovasına örnektir. 

Hem nova hem de süpernova, dışarıdan bakıldığında yıldızın parlaklığındaki aşırı derecedeki ani artış ve daha sonra bu parlaklığın azalması olayıdır. Görünüşte ikisi de birbirine çok benzediği için 1920’lere kadar aralarındaki fark anlaşılamamıştı. Ancak günümüzde oluşum sebeplerinin bambaşka olduğunu biliyoruz. Süpernovalar novalara göre milyonlarca kat daha parlaktır. Öyle ki bir süpernovanın birkaç saatte yaydığı enerji Güneş’in 10 milyar yıllık tüm ömrü boyunca yaydığı enerjiye eşit olabilir. Aynı yıldızda birden fazla gerçekleşebilen novalardan farklı olarak süpernovalar bir yıldızın ömründe bir kez gerçekleşir ve o yıldızın sonunu getirir. 

Süpernova Tipleri

Süpernovalar hidrojen içerikleri açısından ikiye ayrılır. Tip-I süpernovalar çok az hidrojen içerirken Tip-II süpernovalar hidrojen açısından zengindir. Tip-I süpernova ile novaların ışık eğrileri (zaman içerisindeki parlaklık değişimi grafiği) birbirine benzer. Tip-II süpernovaların ise diğerlerinden farklı olarak ışık eğrisinde parlaklığın belli bir süre sabit kaldığı karakteristik bir platosu vardır.

Bu durum süpernovaların oluşumu için birden fazla yol olduğunu gösteriyor. Daha iyi anlayabilmek için bir önceki yazıda bahsettiğimiz novalara tekrar göz atalım. Novalar beyaz cücelerin yüzeylerine düşen maddenin füzyon tepkimesine girmesi ile oluşur. Ancak bu esnada cücenin yüzeyine aktarılan maddenin tamamı yanmayabilir. Yanmayan madde beyaz cücenin üzerinde birikir. Beyaz cüce tekrar tekrar nova geçirdikçe cücenin üzerinde biriken madde miktarı artar. Ta ki biriken madde kütle çekim kuvvetini beyaz cücenin iç dengesini bozacak kadar artırana kadar. Bu noktaya Chandrasekhar Limiti adı verilir. Yaklaşık 1,4 Güneş kütlesine eşittir. Beyaz cüce bu limiti geçtiği anda tekrar kendi içine çökmeye başlar. Bu çökme sonucunda daha önceden füzyon tepkimeleri ile karbon oluşturmuş ancak karbon füzyonunu başlatamamış olan beyaz cücede karbon yanmaya başlar. Cücenin tamamına yakını karbondan oluştuğu için her yerde başlayan bu karbon füzyonu beyaz cücede şiddetli bir patlamaya yol açar. Bu tür süpernovalara karbon detonasyon süpernovası adı verilir. Bu senaryoya alternatif olarak birçok astronomun fikrine göre daha yaygın gerçekleşebilecek bir başka senaryo ise iki beyaz cücenin birleşerek Chandrasekhar Limiti’ni aşmasıyla hızlı bir şekilde karbon füzyonunun başlaması ve cismin aniden patlamasıdır. 

Şimdi Tip-I ve Tip-II süpernovaları arasındaki farkı daha iyi anlayabiliriz. Oluşum itibariyle karbon detonasyon süpernovası olarak adlandırılan süpernovalar Tip-I süpernovalardır. Beyaz cüceler çok fazla hidrojen içermediğinden Tip-I süpernovaların hidrojen fakiri olması oldukça mantıklıdır. Süpernova patlaması başlığında anlatılan dev bir yıldızın çekirdeğinin patlaması ise Tip-II süpernova olarak sınıflandırılır. İleri bilgisayar modellemeleri de Tip-II süpernovaların ışık eğrisinin gözlemlenen eğri gibi olduğunu ortaya koymaktadır. Bütün büyük kütleli yıldızlar ömürlerinin sonunda çekirdek çökme süpernovası (Tip-II) geçirir. Ancak düşük kütleli yıldızların çok azı beyaz cüce aşamasındayken karbon detonasyon (Tip-I) süpernovası geçirir. Öte yandan evrende büyük kütleli yıldızlara oranla çok daha fazla küçük kütleli yıldız bulunduğu için iki tip süpernova da aynı derecede yaygındır.

Süpernova Kalıntıları

Geçmişte bizim galaksimiz olan Samanyolu’nda da süpernova gerçekleştiğine dair elimizde bulgular mevcut. Zaman zaman bu süpernovaların gerçekleşirken Dünya’dan da gözlemlenmiş olduğunu biliyoruz. Bilim insanları tarafından en çok incelenen süpernova kalıntılarından biri olan Yengeç Bulutsusu, günümüzde parlaklığını büyük ölçüde yitirmiş olsa da 1054 yılında gerçekleşen patlama Çinli ve Müslüman astronomlar tarafından Venüs’ten bile daha parlak olarak kayıtlara geçirilmiştir. Hatta bu patlama bir ay kadar gündüz de gözlemlenebilmiştir. Günümüzde bakıldığında Yengeç Bulutsusu gerçekten bir patlama enkazı gibi görünmektedir. 1960 ve 1974 yılları arasında yapılan iki gözlem, bulutsunun gazının giderek yayıldığını göstermiştir. Bu iki gözlem arasındaki yayılım hesaplandığında patlamanın eski kaynaklarda ifade edildiği gibi 4 Temmuz 1054 tarihinde gerçekleştiği doğrulanmıştır. 

Galaksimizde gerçekleşen son iki süpernova 1572 yılında Tycho Brahe ve 1604 yılında Johannes Kepler tarafından gözlemlenmiştir. O tarihten bu yana, başka bir deyişle Galileo teleskobunu uzaya çevirdiğinden beri galaksimizde hiç süpernova patlaması gerçekleşmedi. Dünya’ya en yakın patlama 1987 yılında Macellan Bulutsusu’nda meydana geldi. Astronomlar teorik olarak galaksimizde her yüz yılda bir süpernova gerçekleşmesi gerektiğini öngörüyor. Ancak maalesef 400 yıldır galaksimizde bir süpernova patlaması gerçekleşmedi. Belki de insanlık yakınında gerçekleşen bir süpernovayı asla göremeyecek olma kaderine mahkum edilmiştir, kim bilir?  

Tip-I süpernovalarının ardından hiçbir şey kalmazken Tip-II süpernovalarının merkezinde nötron yıldızı veya kara delik oluşabilir. Yazı dizimizin devamında nötron yıldızları ve kara deliklerden bahsedeceğiz.

Hazırlayan: Fatmanur Himmet & Mustafa Demirer

İTÜ Astronomi Kulübü Üyeleri

Kaynak

  • Chaisson, E., McMillan, S. (2008), Astronomy Today, San Francisco CA: Pearson Addison-Wesley.

Yorumlar kapatıldı.

WordPress gururla sunar | Theme: Baskerville 2 by Anders Noren.

Yukarı ↑