Katalog

U Z AY Bİ L İ M Bir yıldızın doğuşu ve ölümü I Süpernova 1987 A, gökbilimcilere yıldızların yaşamı üzerindeki kuramları gözden geçirme olanağı sundu. ı Işığı bile hapseden karadelik nasıl oluşur? Yıldız, yakıtını tüketirse söner mi? Kaç derecede oksijen silisyuma dönüşür? ı Yıldızın iç ve dış patlamasında neler olur? i "Ateş Topu" ne zaman oluşur? Çeviri: Murat Arın m »m^fuzyılın supernovası" olarak ad ^K landırıldı Tartışmasız, yılın ast• ronomı olayıydı 23 Şubat 1987'de goruldukten sonra tum gozler ona çevrıldı Yaklaşık dort yuz yıldır ılk kez, çıplak gozle gorulebılen bir supernovayla karşılaşılıyordu Bu tur yıldız patlamaları onlarca, yuzlerce mılyon ışık yılı uzaktakı galaksılerde gerçekleşıyordu Bu ıse, yalnızca 170 000 ışık yılı uzaktaydı Bu süpernova, astrofızıkçıler ve nukleer fızıkçıler tarafından yıldızların doğuşu, yaşa mı ve ölumu ustune gelıştırılmış kuramın doğrulanmasına da olanak tanıyacaktı Kuramın kesınlık kazanabılmesı ıçın şımdıye değın bu kadar net ve çozumlemesı kolay verıler elde edılememıştı Once kuramı verıp, ardından supernovanın gozlenmesınden ne gıbı sonuçlara ulaşıldıgını ınceleyeceğız 1. Big Bang (Buyuk patlama) Yıldızın kıtlesı Guneş'ınkınden en az dokuz kez buyukse (bızı ılgılendıren yıldızın durumu budur), geleceğı çok farklı olur İç sıcaklığı 20 mılyon dereceden yuksek olduğundan, hıdrojen çok daha çabuk tukenecek ve bırkaç on mılyon yıl sonra, fuzyon tepkımelerını surdurmek ıçın yeterınce kalmayacaktır Yıldız yakıtsız kaldığından sönecek midlr? Hayır, şımdı, helyumdan oluşan kalbı daha ağırdır ve yıldız, ağırlığı altında buzulur, dolayısıyla yıne basınç ve sıcaklık artar 200 mılyon derece sıcaklığa ulaştığında, yenı bir nukleosentez tepkıme başlar Merkezde, helyum atomları karbon atomlarına dönuşur Kalp daha da ağırlaşır, yıldız büzulur ve ıç sıcaklığı artar 600 mılyon derecede karbon neona, 1 5 mılyar derecede neon oksıjene, 2 5 mıyar derecede oksıjen sılısyuma, 4 mılyar dereceye doğru sılısyum demıre dönuşur Bu son tepkıme ustunde bıraz duralım Helyum çekırdeklerı ıkı notron, ıkı proton ıçerdıklerınden, arka arkaya gerçekleşen (uzyonlar sırasında, çoğunlukla eşıt ve çıft sayıda proton ve notrondin oluşan çekırdeklerın doğmasına yol açarlar Karbon, oksıjen, sılısyum vb çekırdeklerı bu şekılde oluşmaktadırlar Normal olarak, boyle bir sureç demır (26 proton, 30 nötron) oluşumuyla sonuçlanmamalıdır Fakat bu gerçekleşır, ustelık demir Evren'de çok yaygın bulunan bir ele Ölü bir yıldızın otopsisi Yıldız, nasıl yıldız olur? Bir yıldız, yaşamına, gravıtasyonal buzulmesı termonukleer tepkımelere yol açmak ıçın yeterlı olduğu zaman başlar Aslında bir yıldız, "doğum oncesi bulutları" olarak adlandırılan madde bulutlarının yoğunlaşmasından (konsantrasyonundan) doğar Bu bulutların ıçınde, bazen, (burada belırtmeyeceğımız çeşıth nedenlerden dolayı) uzayın bu bolgesınde bulunan tozların ve gazların (ozellıkle hıdrojen) ona doğru ılerledığı bir gravıtasyonal çekım merkezı oluşur Bu madde kırıntıları gravıtasyonal merkez çevresınde bırıktıklerı olçude merkezın çekımı artar Boylece basıncın bir mılyar atmosfere, sıcaklığın mılyonlarca dereceye ulaştığı, gıttıkçe daha fazla yoğun bir çekırdek oluşur Bundan sonra termonukleer (ya da nukleosentez) tepkımeler gerçekleşır ve hıdrojen atomları buyuk mıktarda enerjı bırakarak helyum atomlarına dönuşurler Gunes'te, her sanıye 600 mılyon ton hıdrojen 596 mılyon ton helyum atomuna donuşmektedır (kıtleler arasındakı fark, Eınsteın'ın E = m c2 lor mulune bağlı olarak ışımaya donusmustur) Bir yıldızın kaderı kıtlesıne bağlıdır Kıtlesı Guneş'ınkınden en az ıkı buçuk kere buyuk değılse merkezı sıcaklık 20 mılyon dereceden duşuk kalacak, hıdroıenden helyuma donuşum yavaş olacak ve mılyarlarca yıl boyunca surebılecektır (Guneş, hıdrojenını nı beş mılyar yıldır "yakmaktadır" ve bu bir o kadar zaman daha surecektır) 10 1. Big Bang (Büyük Patlama) Evren, yuz mılyarlarca yıldız ıçeren galaksı bulutlarıyla dolu bugunku durumunu almak ıçın bundan 75 mılyar yıl once oluşmaya başladı 2. Protogalaksiler Evrenın bazı bölgelennde, galaksıler ılk gazdan (özelhkle hıdroıen) oluştular Gravıtasyonel kuvvetlerın etkısı altında, bu gaz yığıştı ve rotasyon halınde bir gaz dıskı oluştu 3. Yıldızların oluşumu Dıskte, kuçuk gaz bulutları yoğunlaştılar Kendı ustlenne çokerek daha da yoğun kurecıkler oluşturdular Merkezdekı basınç, termonukleer fuzyon tepkımelere neden olacak kadar yukseldı Bir yıldız boylece doğmuş oluyordu 4. Yıldızın gelişmesi Yıldız yaşamı suresınce hıdrojon rezervlennı yakar ve bunları once helyuma, daha sonra daha ağır elementlere donuşturur 5. Yıldız ruzgârlan Yıldız, maddesını, protonlar, elektronlar, hıdrojen ve helyumdan oluşmuş ' yıldız ruzgârlan" olarak dışarı atar ve yıldıilar arası ortamı zengınleştınr 6. YlldlZİar arasi maddeler Yıldızlar arasındakı boşiuk, yıldızlar ya da süpernova patlamaları taralından atılmış hıdro/en atomları, tozlar, buz serbest atomlar ve az ya da çok karmaşık molekuller ıçenr 7. Süpernova En buyuk yıldızlar, yaşamlannın sonunda buyuk mıktarlarda enerjı serbest bırakarak ve yıldızlar arası ortama yukarıda belırtıldığı gıbı yenı yıldızların oluşumuna yol açacak olan ağır atomları (demır, karbon, vb) atarak patlarlar 8. Beyaz cüce yıldız Yıldızın atmosferını oluşturan tum gazlar uzaya atıldıkları zaman, yalnızca çekırdek kalır Bu çekırdeğ n kutlesı eğer çok buyuk değılse (1 A guneş kutlesınden kuçukse), beyaz cuce yıldıza dönuşur (yerın huyukluğunde) 9. Notron yıldızları Çekırdeğın kutlesı 1 43 guneş kutlesı arasındaysa atomlarının elektronları protonlar karşısında ezılırler ve notronlar oluşturmak ıçın onlarla tuzyona gırerler Notron yıldızı adı buradan ılerı gelmektedır 10. Kara delik Çekırdeğın kutlesı çok buyuk olduğu zaman, (3 guneş kutlesınden lazla) kara delık oluşur