GÖKYÜZÜNDEKİ DELİKLER: YILDIZLAR

Tekrardan merhaba 💙💙. Bu sefer eğlenceli bir konuyla buradayım. Başlıktan da anladığınız üzere yıldızlardan bahsedeceğiz. Gökteki o parlak minik noktalar aslında hiçte o kadar minik değiller. Yıldızlar hakkında eğlenceli bilgi selimiz başlasın. Keyifli okumalar😇

Not: Bu yazı için kaynak olarak kullandığım kitap yine bu blogda ilk yazım olan ‘Astronomiye ilk adım’ başlıklı yazıda bahsettiğim kitaptır.

YILDIZ NEDİR?

Yıldız, ağırlıklı olarak hidrojen ve helyumdan oluşan, yoğun ve karanlık uzayda ışık saçan gökyüzünde bir nokta olarak görünen plazma küresidir. Bir araya toplanan yıldızların oluşturduğu gökadalar gözlemlenebilir evrenin hâkimidir.

Bir yıldızın doğuşunu, yaşamını ve ölümünü öğrendiğiniz de onlara her zaman ki gibi bakmayacaksınız. Evrenimiz de entropinin var ettiği bir durum vardır. Her şey zamanla düzenden düzensizliğe akar. Siz ve ben yaşlanırız ölürüz tüm canlılar için bu süreç aynıdır. Ölümü var eden yaşamdır. Yaşayan her şey de muhakkak ölür. İşte bu yüzden yıldızlar da ölür. Ama bu sizin benim yaşadığımız gibi bir ölüm değildir. Yıldızlar yeni bir aşamaya geçerler ve böyle devam ederler. Beyaz cüce, nötron yıldızı ve kara delik gibi aşamalar böyle aşamalardır.

Şimdi bizim Güneş’imiz ile aynı kütlede ki sıradan bir yıldızın genel yaşam öyküsüne bakalım. Sonra bunu detaylandırırız J

• Soğuk bir bulutsuda ki gaz ve toz yoğunlaşarak genç yıldızımsı cismi oluşturur.
• Genç yıldızımsı cisim giderek çökerek doğduğu buluttan ayrılır ve hidrojen ateşi tutuşur. ( başka bir deyişle nükleer reaksiyon başlar)
•  Hidrojen kararlı bir şekilde yanmaya devam ettikçe, yıldız anakola katılır.
• Yıldızın çekirdeğinde ki tüm hidrojen tükendiğinde (yandığında), çekirdeğin üzerinde bulunan kabuktaki hidrojen tutuşmaya başlar.
•  Kabuktaki hidrojenin yanmaya başlaması yıldızı daha parlak yapar ve genişletir. Yıldız genişledikçe yüzey alanı artar, soğur ve daha kırmızı görünmeye başlar. Yani yıldız bir kırmızı dev haline gelir.
•  Yıldızın dış katmanlarını uzaya genişlemesine neden olan yıldız rüzgarları, sıcak yıldız çekirdeğinin çevresinde bir gezegenimsi bulutsu oluşturur.
•   Bulutsu giderek genişleyerek uzaya yayılır ve geriye yalnızca sıcak merkez kalır.
•   Merkezdeki cisim artık bir beyaz cücedir, zamanla soğur ve sönükleşir.

RESİM 1

Bu aşamalar kütlesi Güneş’imiz kadar olan yıldızlar içindi. Peki ya daha küçük ya da daha büyük kütleli yıldızlara ne olur?

Güneş’ten daha küçük kütleli yıldızlar için bu aşamalar daha belirsizdir. Hayatlarına genç yıldızımsı cisimler olarak başlarlar sonra anakola ulaşırlar ve sonsuza dek kırmızı cüce olarak kalırlar.

Güneş’ten daha büyük kütleli yıldızlar ise daha farklı bir yaşam döngüsüne sahiptir.  Gezegenimsi bulutsu oluşturup beyaz cüce olarak ölmek yerine süpernova olarak patlarlar ve geride nötron yıldızları veya kara delik bırakırlar. Kütleli yıldızın yaşamı daha hızlı ilerler. İhtişamla başlayıp ihtişamla sona erer.

İki farklı durumun yaşanmasında elbette açıklayıcı bir sebep var. Kütle ne kadar fazla ise nükleer reaksiyonlar daha şiddetli ve daha hızlı meydana gelir, kütle ne kadar küçük ise nükleer reaksiyonlar daha az şiddetli olur ve daha uzun sürer.

Şimdi yukarıda bahsettiğimiz aşamaları biraz daha detaylı inceleyelim.

I. GENÇ YILDIZIMSI CİSİMLER

                                                           

RESİM 2

Genç yıldızımsı cisimler (YSO) yeni doğmuş yıldızlardır ve doğdukları bulutun uzantıları ile sarmalanmış haldedirler.  Bu yıldız doğduğu buluttaki yoğun toz tarafından görülemeyebilir. Genç yıldızımsı cisimler yıldızların doğum evi olarak da adlandırılan HII bölgelerinde oluşurlar. Yukarıda ki resimde gördüğünüz Orion bulutsusu son 1 veya 2 milyon yılda yüzlerce yıldızın doğum evi olmuştur.

Genç yıldızımsı cisimler yıldızımsı disk denilen yassılaşmış bir gaz ve tos diskinin merkezinde yer alırlar. Böylece bu disk tarafından yeni doğmakta olan yıldıza madde aktarımı yapılır.

II. ANAKOL YILDIZLARI

RESİM 3

Güneş’imizin de dahil olduğu anakol yıldızları doğdukları bulutu dağıtmış ve çekirdeklerinde ki nükleer reaksiyonların hidrojeni helyuma dönüştürmesi sayesinde ışımaktadırlar. Kütlesi ele alınınca Güneş’in bu evreye gelmesi 50 milyon yıl sürmüştür. Kütlesi daha düşük yıldızların bu aşamaya gelmesi daha uzun sürerken kütlesi daha fazla olan yıldızların bu aşamaya gelmesi daha kısa bir zaman almaktadır.

Astronom veya bilim insanları yıldız dediklerinde genelde anakol yıldızlarını kast ederler. En küçük anakol yıldızları, Güneşten çok daha küçük, donuk kırmızı renkte görünen kırmızı cücelerdir. Kırmızı cücelerin kütleleri çok düşüktür ama bu şekilde çok fazla sayıda kırmızı cüce vardır. Anakol yıldızlarının çok büyük bir çoğunluğu kırmızı cücedir. Gözle görülmesi son derece zordur çünkü sönüktürler. Bize en yakın kırmızı cüce olan Proxima Centauri teleskopsuz görünmeyecek kadar sönüktür. Bu yıldız kendi güneşimizden sonra bize en yakın olan yıldızdır.

Kırmızı cüceler anakol yıldızlara göre daha küçük daha az kütleli olabilirler bu yüzden size fazla önemsiz gelebilir ama Güneş ile kıyaslama yaptığımız da bizim Güneş’imiz elbet bir gün ölecekken kırmızı cüceler neredeyse sonsuza kadar yaşarlar. Yani son gülen o minik kırmızı cüceler oluyor.

III. KIRMIZI DEVLER

RESİM 4

Kırmızı devler biraz daha komplike yıldızlarıdır. Güneş’ten çok daha büyüktür ama ileride güneş de kırmızı dev olacak. Ekvatorunun genişliği Venüs ve hatta belki Yer’in yörüngesi kadar olabilir.

Bu devler güneş’ten daha az veya daha fazla kütlesi olan anakol yıldızlarının bir sonraki aşamasını temsil etmektedir. Boğa takımyıldızındaki Aldebaran ve Arabacı takımyıldızındaki Arcturus yıldızları birer kırmızı devdir.

Ortalama bir kırmızı dev çekirdeğinde hidrojen yakma olayını artık bitirmiştir. Çünkü var olan hidrojeni yakarak helyuma dönüştürmüşlerdir.  Daha ziyade çekirdeği saran kabuk kısmında hidrojen yakar. 

Güneş’ten çok daha büyük kütleli yıldızlar kırmızı dev olamazlar. Onlar süperdevler olarak adlandırılırlar. Ortalama bir süperdev güneşten 1000 veya 2000 kat büyük olabilir. Bunu kavrayabilmeniz için şöyle bir örnek vereyim; eğer Güneş’in bulunduğu yerde ortalama bir süperdev olsaydı ekvatorunun genişliği Jüpiter ya da Satürn’ün bulunduğu yörüngede olurdu.  Avcı takımyıldızındaki Betelgeuse ve Akrep takımyıldızındaki Anteras birer süperdevdir.

IV.  GEZEGENİMSİ BULUTSULARIN MERKEZİNDEKİ YILDIZLAR

RESİM 5

    

      Gezegenimsi bulutsuların merkezindeki yıldızlar belirli bir tür küçük yıldızlarıdır. Aslında bu bulutsuların gezegenle bir ilişkileri yoktur. Teleskopların basit düzeyde olduğu dönemlerde görünümlerinden dolayı Uranüs’e benzetildikleri için bu adı almışlardır.

Bunların merkezindeki yıldızlar aslında beyaz cüce gibidirler. Nihayetinde beyaz cüce adayıdırlar ya da beyaz cücedirler. Yani  bu yıldızlar güneş benzeri yıldızların kalıntılarıdır. Yıldızın on binlerce yıl boyunca boşluğa püskürttüğü gazlar yıldızın etrafında bir bulutsu oluşturur ve zamanla sönükleşerek kaybolur. Geriye ise hiçbir şeyin merkezi olmayan ıssızlıkta bir beyaz cüce kalır.

V.  BEYAZ CÜCE

RESİM 6

İsmi gibi beyaz olmak zorunda olmayan beyaz, sarı hatta kırmızı bile olabilen yıldız cesetleridirler. Bu renk durumları onların ne kadar sıcak oldukları ile alakalıdır. Beyaz cüceler, Güneş benzeri yıldızlardan geriye kalan cisimlerdir ve hiç ölmezler. Yalnızca giderek sönükleşirler.

Bir beyaz cüce artık yanmaya enerji üretmeye devam etmez. Eskiden kalan enerjinin verdiği sıcaklık vardır sadece. Kırmızı cücelerden sonra en çok karşılaşılan yıldız türüdür. Ancak en yakın olanları bile o kadar sönüktür ki teleskopsuz görünmezler.

Ortalama bir beyaz cüce Güneş kadar bir kütleye sahip olabilir ama Yer kadar bir hacme sahiptir. Çok küçük bir hacme sıkıştırılan bu fazla kütle durumu yıldızın aşırı derecede ağır olmasına neden olur. Yıldızdan alınacak bir çay kaşığı madde bir ton ağırlığında olacaktır.

VI.  SÜPERNOVALAR

RESİM 7

Bir yıldızın tamamen parçalandığı muazzam şiddetli patlamalardır. Farklı süpernova türleri var ama ben bu yazıda sadece en önemli iki tanesinden kısaca bahsedeceğim.

• İlk olarak Tip II süpernovalarına bakalım. Bu süpernovalar bizim Güneş’imizden çok daha büyük çok daha parlak ve elbette çok daha fazla kütleli yıldızların şiddetli patlamalarıdır. Bu patlamalardan önce yıldız bir kırmızı süpredev ya da çok sıcaksa mavi süperdev durumundadır. Renginden bağımsız olarak bir süperdev süpernova olarak patladığında geriye kalan kalıntı için iki seçenek vardır. Ya çok küçük bir cisim olan nötron yıldızı ya da yıldızın kendi merkezine doğru çökmesidir ki bu da kara delik demektir.
• İkinci olarak Tip Ia süpernovaları ise daha şiddetli ve daha parlaktırlar. Tip Ia süpernovalarının parlaklıkları ve ışınım güçleri daima aynıdır ve dolayısıyla onların görünen parlaklıklarının kullanarak astronomlar ne kadar uzakta olduklarını hesaplayabilirler. Günümüzde astronomlar bu tip süpernovaları kullanarak evrendeki cisimlerin uzaklıklarını ve evrenin genişlemesini ölçüyorlar. Tip Ia süpernovaları Tip II süpernovalarının aksine geriye bir kara delik veya nötron yıldızı bırakmazlar. Geriye uzaya yayılan gaz bulutu kalır.

VII.  NÖTRON YILDIZLAR

RESİM 8

Bu yıldızlar o kadar küçüktür ki beyaz cüceler yanlarında dev gibi kalır. Ama beyaz cücelerden çok daha fazla ağırdırlar. Aslında daha doğrusu daha fazla kütlelidirler çünkü ağırlık gezegen veya benzeri bir cismin çekim etkisi altında kütleye uygulanan kuvvettir.

Ortalama bir nötron yıldızı 10-20 km çapındadır ama kütlesi Güneş’in iki katı kadar olabilir. Bazı nötron yıldızları pulsar olarak da bilinir. Pulsarlar çok yüksek manyetik alana sahip, hızlı dönen nötron yıldızlarıdırlar. Bu pulsarlar radyo dalgaları, X- ışınları, gama ışınları veya görünür ışık üretirler. Bu ışınımlar Yer’e geldikçe bize kısa süreli atım gibi görünürler. Bu atımların hızı bize pulsarların ne kadar hızlı döndüğünü gösterir. Saniyede 700 kere veya saniyede bir kerede dönebilirler.

VIII. KARA DELİKLER

 

RESİM 9

Kara delikler son derece yoğun ve kompakt cisimdirler. O kadar fazla madde o kadar küçük bir alana sıkışmıştır ki bu durumun yarattığı çekim etkisinden ışık bile kurtulamaz. İşte bu yüzden ışık yaymadıkları yansıtmadıkları içinde isimleri kara delik olmuştur. Bazı fizikçiler kara deliğin içindeki maddelerin bizim evrenimizden ayrıldığını düşünmektedirler. Yani kara deliğe düşersek bu evrene hoşçakal dememiz gerekir.

Kara delikten ışık bile kaçamıyorsa bilim adamları onları nasıl görüp biliyorlar diyebilirsiniz. Cevabı elbette var. Kara deliğin yakınına gelen madde ısınır ve kaotik bir hareket haline geçer. Bu hareket hiçbir zaman düzenli değildir. Çekim etkisine kapılıp etrafında dolanan bu madde çoğu zaman kara deliğin güçlü çekim etkisine kapılır ve içine düşer.

Ama bazen ışık hızına yakın ( vakumda saniyede 300,000) hızlardan oluşan jetler kara delikten uzaklaşabilir.

Bilim adamları kara delikleri üç sınıfa ayırırlar. Yazıyı fazla uzatmadan kısaca bunlara da değinip bitireceğim.

     

1. Yıldız kütleli kara delikler; tahmin edebileceğiniz gibi, yukarıda bahsettiğim yıldız ölümü sonucu ortaya çıkan kara deliklerdir. 3 ile 100 güneş kütlesi ağırlığında olabilirler. Boyutları genelde aşağı yukarı nötron yıldızları kadardır.
2. Süper kütleli kara delikler; bu devasa deliklerin kütlesi 100,000 güneş ile 20 milyar güneş arasındadır. Genellikle galaksilerin merkezinde bulunurlar. Nasıl oluştukları biraz muamma. Ya galaksiler bunların etrafında oluşuyor ya da bunlar galaksilerin merkezinde oluşuyorlar. Bizim galaksimizin merkezinde Sagittarius A* olarak adlandırılan bir süper kütleli kara delik vardır.
3. Orta kütleli kara delikler; henüz bir örneğine rastlanmamış ve gizemini koruyan ama fizikçiler tarafından varlığı ön görülen bir kara deliktir.

Biliyorum biraz uzun oldu. Ama keyifli bir konu için sıkılmadan bu vakti ayırırsınız diye düşünüyorum. Bilimle ve sevgiyle kalın. Hoşçakalın💗