Yıldızlar

Zaman makinesi vardır desem ne dersiniz? Büyük ihtimalle "Hadi canım oradan" gibi bir tepki verirsiniz. Ama zaman makinesi vardır. Gökyüzü bir çeşit zaman makinesidir. Biraz anlatalım. Bizden yaklaşık 8 ışık yılı uzaklıktaki Sirius yıldızına baktığımızda onun 8 yıl önceki halini görürüz. Zaman makinesi gibi...

Şu anki konumuz yıldızlar. Yıldızlar kendi ürettiği enerjiyi kullanarak ışıma yapan, yüksek sıcaklık ve basınç sahibi gök cisimleridir. Evrende tüm cisimler kütle çekimi ile birbirini çeker. Boşlukta gaz ve toz bulutlarının küçücük bir yerde toplanmasıyla bart damlacığı oluşur. Kütleleri ortalama 20 Güneş kütlesi kadardır. Ve çok yoğunlardır. İnfrared denen dalga boyu ile gözlemlenebilir. Önce çok soğuk olan gaz ve tozlar sıkışarak ısınırlar. Burada bir çok yıldız oluşur.

Bart damlacığı dışında nötr H ve H2 gazlarından oluşan bölgeler vardır. Kütleleri 1 ila 100 Güneş kütlesi arasında değişir. Burada da bir çok yıldız oluşur. Oluşan bebek yıldızlar kütle çekimi ve içindeki nükleer reaksiyondan çıkan enerjiyle genişleme isteği duyar. Buna hidrostatik denge denir.

Yıldız oluşumunda bir araya gelen madde miktarı önemlidir. Bulutsu hidrojen ve helyum dışındaki maddelerden fazla bulunduruyorsa gereken madde miktarı %7.5 Güneş kütlesi kadardır. Ama bu elementlerden az varsa Güneş'in en az %8'i kadar bir kütlenin bir araya gelmesi yeterlidir. Kısaca bir yıldızın oluşumu için gereken madde miktarı yaklaşık 80 Jüpiter kütlesi kadardır.

Eğer bu kütle değerleri gerekenden az olursa kahverengi cüce denen başarısız yıldızlar oluşur. Kahverengi cüceler de ışıma yapar ancak birkaç milyon yıl sürer. Çünkü madde az gelmiş ve yeterince sıkışamamıştır. Kahverengi cüceler zamanla soğur.

Gaz ve toz bulutlarının sıkışması, gereken maddenin oluşması gibi zahmetli süreçler sonunda protostar denen ön yıldız oluşur. Bu hal milyonlarca yıl sürer. Ön yıldız hidrojeni helyuma çevirecek koşullara sahip olduğunda yıldız ateşlenir ve doğum sürecini tamamlamış olur. Eğer gerekli şartları sağlayamazsa kahverengi cüce olur. Gerekli şartları sağlayabilen yıldızlar içeriye doğru kütle çekimi ile nükleer füzyon füzyon sebebiyle itim kuvvetini dengelemek zorundadır. Eğer nükleer tepkime olmasaydı iten bir unsur bulunmayacaktı ve yıldız kütle çekimi ile içine çökecekti. Peki yakıtı biten yıldızlar, başka bir ifade ile nükleer füzyonu duran yıldızlara ne olur?

Yıldızlar ne kadar büyükse füzyonu o kadar çabuk biter. Yani çabuk ölür. Kısaca yıldızların yaşamı ve ölümü kütlesine bağlıdır.

Küçük kütleli yıldızların ömürleri 10 milyar ile 100 milyar arasındadır. Az kütleye sahip oldukları için tek enerji kaynakları hidrojen füzyonudur. Yani ağır elementlere üretmezler. Hidrojeni tükendikçe yıldız çöker ve yavaş yavaş kara cüceye dönüşür. Kara cüceler aynı zamanda beyaz cücenin bir sonraki varsayımsal aşamasıdır. Yani beyaz cücenin ısı ve ışık yaymayacak kadar soğumuş halidir. Ama oluşumu evrenin şu anki yaşından büyük sürede olduğu için evrende şu anlık kara cüce olmadığı düşünülüyor.

Orta kütleli yıldızlar genelde sarı cüce olarak tanımlanırlar. Ömürlerinin sonlarına doğru kızıl deve dönüşürler. Ardından beyaz cüceye dönüşürler. Hidrojen füzyonu olurken çekirdeğinde helyum birikir. Bu daha çok yoğunlaşarak kütle çekiminin arttırır. Yıldız maddeyi daha çok çeker. Helyum çekirdeği etrafındaki hidrojen kabuğu git gide daha fazla sıkışır ve ısınır. Bu daha şiddetli bir füzyon tepkimesini oluşturur. Yıldız çok hızlı bir biçimde genişler ve parlaklığı ortalama 100000 katına çıkar. Yani kızıl deve dönüşür. Kızıl deve haline geldikten sonra füzyon tepkimesi daha da hızlanır. Çekirdeğinde karbon ortaya çıkar. Karbon çekirdeği etrafındaki helyum kabuğu aynı hidrojen kabuğu gibi füzyon yapmaya başlar. Bu süreçten sonra karbon füzyonu başlatılamaz ve helyuma karbona dönüşünce yıldız ölür. Çekirdekleri beyaz cüce halini alır.

Büyük kütleli yıldızlarda füzyon daha hızlıdır bu yüzden erken ölürler. Füzyonları hızlı olduğu için çok sıcaklardır. Orta büyüklükteki yıldızlar ile aynı evreleri geçirirler. Fakat sonları farklıdır. Çünkü onlar karbon füzyonu başlatabilir. Karbon füzyonu bittikten sonra demir füzyonu başlar. Bu da füzyon yıldızın tüm enerjisini emer ve yıldızın kütle çekimini dengeleyecek kuvveti olmadığından yıldız çöker. Sonuçta süpernova hatta bazen de hipernova oluşur. Geriye bir nötron yıldızı kalır. Nötron yıldızları neredeyse tamamen nötrondan oluşur. Nötron yıldızları açısal momentum konumundan dolayı çok hızlı dönerler. Çok yüksek manyetik alana sahip olduklarından ışınımları sadece kutuplardan çıkabilir. İşte bu tip nötron yıldızlarına Pulsar denir. Eğer ölen yıldızın kütlesi çok fazlaysa nötron yıldızı oluşmaz. Birbirinin içine çökerek kara delikleri oluşturur.



Yıldız Kümeleri
Yıldız kümelerindeki yıldızların iki önemli özelliği vardır. Biri hepsinin aynı yaşta kabul edilmesi, biri yıldızlarının aynı uzaklıkta kabul edilmesidir. Fiziksel olarak ortak kökenlidirler ve birbirlerine karşılıklı kütle çekimi uygularlar. İki türü vardır.

Açık (Galaktik) Yıldız Kümesi
Kütle çekimi ile birbirine bağlı 50 ila 10000 arası yıldız içeren kümelerdir. Genellikle sıcak ve genç yıldızlardan oluşurlar. İçinde bulunan yıldızlar daha seyrek dağılmıştır. Amatör gözlemciler için iyi bir hedeftir. Orta dereceli dürbün ve teleskoplarla gözlemlenebilir.

Kapalı (Küresel) Yıldız Kümesi
Kütle çekimi ile birbirine bağlı yaklaşık 100000 yıldız içeren kümelerdir. Genellikle yaşlı yıldızlardan oluşurlar. Yıldızlar genelde merkezde yoğunlaşmıştır. Çoğu çıplak gözle görülemeyecek kadar uzaktır ancak Herkül takım yıldızında bulunan M31 gibi bazı kümeler çıplak gözle görülebilir.

HR Diyagramı
Hertzsprung-Russel diyagramı yıldızların etkin sıcaklıkları ve ışıma güçleri gibi özellikleri arasındaki ilişkiyi gösteren bir diyagramdır. Bizim için yıldızlar ve onların evrimlerini anlamak için bir klavuz gibidir.

  1. Tayf Türleri
    Yıldızlar sıcaklıklarına göre O-B-A-F-G-K-M olarak sınıflara ayrılırlar. Hatta L-T-Y tayf türü de mevcuttur. O türü yüzey sıcaklığı en yüksek (50000K) olan yıldızları içerir. M ise yüzey sıcaklığı en düşük olan (3500K) yıldızları içerir.
    Bu türlerde aralarında O5'ten başlayarak O9' a, B0'dan başlayıp B9'a giden, A0'dan başlayıp A9'a giden , F0'dan başlayıp F9'a giderek devam eden ve en son M8'e ulaşan sınıflara ayrılır.
    O5'ten başlama sebebi olası bilinmeyen yıldızları içindir.
  2. Işıma Gücü
    Yıldızın birim zamanda tüm yüzeyinden yaydığı enerjidir. Bu değerin yüksek olması için yüzeyin büyük olması gerekir. Yani yarıçapanın büyük olması gerekir. Işıma gücü sıcaklığada bağlıdır. Işıma basıncı da 𝑹^𝟐ve 𝑻^𝟒 ile doğru orantılıdır. Ama ışıma gücü öncelikle sıcaklığa bağlıdır.
  3. Kadir
    Gök bilimde yıldızların parlaklığı kadir ile ifade edilir. Kadir ne kadar düşük olursa yıldız o kadar parlak görünür. Ne kadar yüksek olursa dabo kadar sönük görünür. Gözlem sırasında belirlenen kadire görünen kadir denir. Görünen kadir yıldızın uzaklığıyla da ilgili olduğu için normal kadir ile yıldızların parlaklığı karşılaştırılamaz. Karşılaştırmak için mutlak kadir denen şey devreye girer. Mutlak kadir demek ele alınan yıldız 10 parsel uzaklıkta (3.2616 ışık yılı) olsaydı görünen kadirinin kaç olacağıdır. Yıldızların parlaklığı mutlak kadir ile ölçülür.
  4. B-V Değeri
    Gözlem sırasında teleskop ve dürbün dışında bazı filtreler kullanılır. En sık kullanılan filtreler (U-B-V-R) filtreleridir. Filtreler belli aralıktaki dalga boylarını gözlemlemekte kullanılır. B-V değeri B filtresinden çıkan sonucun V filtresinden çıkan sonuçtan çıkarılması ile bulunur.

  • Daha fazlası için: www.hayalimuzay.com
  • Görüş ,İstek ve Öneriler için: hayalimuzay1@gmail.com
  • Şebnem Başak

Görüşleriniz, Öneriniz Ve Sorularınız

GÖNDER