Katalog

Astronomi Kültürü3 Yrd. Doç. Dr. Emre Işık İstanbul Kültür Üniversitesi e.isik@iku.edu.tr Bir yıldızın oluştuğu an, merkezinde termonükleer tepkimelerin başlaması ile belirlenir. Bu sırada hidrostatik dengeye ulaşılır. Bu durumda gazı içeri doğru çeken kütleçekim kuvveti, dışa doğru iten basınç kuvveti ve ışınım basıncı ile dengelenir. Böylece yıldızın yarıçapı ve ışınım gücü sabit kalır. Güneş gibi bir yıldızın oluşumu sırasında hidrostatik dengeye ulaşması yüzbinlerce yılda gerçekleşir. Güneş gibi bir yıldız yaşamı boyunca merkezindeki hidrojenin yüzde 10 kadarını helyuma dönüştürür. Hidrojen tepkimeleri yeterli enerji akısını üretemediği an çekirdek kendi ağırlığı altında çökmeye başlar. Çöktükçe salınan ışınım, üst katmanların dışarı doğru şişmesine neden olur. Bu sırada merkez bölgesinde helyum atomları birleşerek çok büyük enerji ortaya çıkararak karbon atomlarını oluşturur. Hidrojen füzyonu ise merkezi çevreleyen bir kabukta sürer. Çekirdeği giderek ısınan Güneş’in soğuk üst katmanları, şimdiki çapının 200300 katına genişler ve 20003000 kelvine kadar soğur. Genişleme sürecinde Güneş, Merkür’ü yutacaktır. Venüs ile Yer’e ne olacağı konusu pek açık değildir – farklı sonuçlar veren hesaplar yapılmıştır. Birinci senaryo: Bu yavaş genişleme boyunca Güneş’in, rüzgârlarıyla yitirerek azalttığı kütlesi nedeniyle zayıflayan kütleçekim alanında Yer’in merkezcil ivmesi yavaş yavaş azalacak, dolayısıyla yörüngesi genişleyecek ve yutulmaktan kurtulacaktır. İkinci senaryo: Birinci senaryoda anlatılan süreçte Güneş’in genleşmiş atmosferinin neredeyse içinde yer alan Yer, Güneş’in uyguladığı şiddetli gelgit kuvvetleriyle parçalanarak yutulacaktır. Güneş’in kırmızı renkli atmosferi bu evrede şimdikinin sadece yarısı kadar sıcak olur, ancak yüzey alanı çok fazla genişlediği için ışınım gücü çok yükselmiştir. Böylesi yıldızlara kırmızı dev diyoruz. Toplam birkaç milyar yıl süren kırmızı dev evresi boyunca Güneş, birkaç kez şişip büzülme süreçlerinden geçtikten sonra ömrünün sonunda dış katmanlarının neredeyse tümünü uzaya püskürtür. Bu püskürme 100 bin yıl kadar sürer. Sonuçta gezegenimsi bulutsu dediğimiz, rengarenk ışıldayan ve yavaşça genişleyen halka şeklinde bir gaz bulutu oluşur (Şekil 8). Merkezde ise Güneş’in yüzbinlerce derece sıcaklığındaki çekirdeği, Yer yarıçapına kadar küçülmüş, oldukça yoğun ve giderek soğuyan bir cisim oluşturmuştur. Buna beyaz cüce denir. İçinde enerji üretimi gerçekleşmeyen bu cisim çok yavaşça soğuyacak, 1 trilyon yıl içinde kara cüce (kara delik ile ilgisi yok!) denen soğuk ve karanlık bir cisme dönüşecektir. Güneş kütlesinde olanlardan Güneş’in 89 katı kütleli olanlara kadar tüm tek yıldızlar yavaş gerçekleşen ölümlerinde beyaz cüceye dönüşür. Güneş’in yaklaşık 9 katından daha büyük kütleli olanlar, süpernova denilen hızlı bir patlama süreci ile son bulur. Bunlar, evrende gözlediğimiz en büyük patlamalardır. Bir süpernova, birkaç hafta veya ay içerisinde, Güneş’in tüm ömrü boyunca saldığı kadar enerji açığa çıkarır ve yüzmilyarlarca yıldız içeren bir gökadanın toplam ışığı kadar parlar. Büyük kütleli bir yıldız, süpernova oluncaya dek merkezinde giderek daha ağır elementleri üretir. H, He, C, Ne, Yıldızların Yaşamları 1 YILDIZLARIN EVRİMİ O, Si’den oluşan eşmerkezli küresel kabuklarda nükleer tepkimeler olurken merkezde en son demir (Fe) oluşur. Çoklu nükleer yanma gerçekleştiren böylesi bir yıldızda üretilen güç (birim zamandaki enerji çıktısı) o kadar büyüktür ki, dışa doğru oluşan basınç farkı, yıldızı Güneş’in 500 katı çaplı Antares gibi bir süperdev (üstdev) yıldıza dönüştürebilir. Yıldızların görünür konumları ve uzaklıkları : Gece gökyüzünde yıldızların hepsi bizden aynı uzaklıktaymış gibi görünür. Oysa bu durum, göğe bakınca derinlik algımızın kaybolmasından ileri gelir. İki yıldızın birbirine çok yakın görünmesi, gerçekten yakın oldukları anlamına gelmez. Bu açısal yakınlığa karşın yıldızlardan biri bizim yakınımızda, diğeri çok uzağımızda olabilir. Bu yıldızların parlak ya da sönük görünmesi, hem bize yakın ya da uzak oluşlarından, hem de kendi ışınım güçlerinin az ya da çok oluşlarından ileri gelebilir. Bir yıldızın Yer’e (veya ona görece çok yakın olan Güneş’e) uzaklığı, en basit olarak paralaks yöntemi ile bulunabilir. Bu yöntemde Yer’in Güneş etrafındaki yörüngesinde 6 ay arayla yıldıza bakılır. Yıldızın gökküre üzerinde 6 ay arayla göründüğü doğrultular arasındaki açı, onun bize olan uzaklığını gösterir (ıraklık açısı dediğimiz bu açı ne kadar küçükse yıldız o kadar uzaktadır). Yıldızların görsel bölgedeki tayfları (ışınımın hangi enerji değerinde ne kadar olduğu), onların sıcaklıklarını tespit etmede kullanılabilir. Bir yıldızdan gelen ışınımın en şiddetli olduğu dalgaboyu, o yıldızın sıcaklığı ile ters orantılıdır. Yıldız ne kadar sıcak ise bu dalgaboyu o kadar kısadır. Yıldızların sıcaklıkları fizikte en çok kullanılan sıcaklık birimi olan kelvin (K) cinsinden ölçülür (0 K = 273 oC). Buna göre yıldızların yüzey sıcaklıkları 3000 K ile 50000 K arasında değişir. Yıldızların yarıçapları Güneş’inkinin yüzde birkaçından yüzlerce katına kadar olabilir. Kütleleri ise Güneş kütlesinin yüzde 8’inden 100150 katına kadar geniş bir aralıkta olabilir. Yıldızların parlaklıkları: Yukarıda yıldızların görünürdeki parlaklıklarının onların uzaklığının ya da gerçek parlaklıklarının doğrudan bir göstergesi olamayacağından söz ettik. Doğrusal olarak artan ışık şiddetine karşı gözlerimizin verdiği tepki logaritmik olarak artar. Yıldızların görünür parlaklıkları da ışık şiddetinin logaritmik bir fonksiyonu olarak tanımlanmıştır. Ölçülen ışınım şiddetleri (ışınım akı yoğunluğu) birbirinden 100 kat farklı olan iki yıldızın görünür parlaklıkları arasındaki fark “5 kadir” olacak şekilde bir parlaklık ölçeği düzenlenmiştir. Işınım şiddetlerinin oranı birimsiz olduğuna göre parlaklık farkının, yani parlaklığın da fiziksel anlamda bir birimi yoktur; ancak astronomlar parlaklık ölçeğini “kadir” dedikleri bir derecelendirme sistemi ile tanımlar. Düşük kadirden yıldızlar (ör. 1. kadir) daha parlak, yüksek kadirden yıldızlar (ör. 6. kadir) daha sönüktür. Yani bir yıldızın ışınım şiddeti bir diğer yıldızınkinden 100 kat daha büyük ise o yıldızın görünür parlaklık değeri 5 kadir daha küçüktür. Parlaklıktaki 1 kadirlik artış, ışınım şiddetinde 10(1/2.5) kat azalmaya karşılık gelir. Görünür parlaklık, yıldızın Yer uzaklığından bakıldığında ölçülen ışınım şiddeti ile ilgili bilgi verir. Fakat yıldızların YILDIZLARIN GENEL ÖZELLİKLERİ CBT 1318/ 13 22 Haziran 2012 mutlak ışınım güçlerini (her saniye tüm uzaya yaydığı ışınım enerjisini) belirlemek için görünür parlaklık yerine salt parlaklık kullanılır. Yine kadir ölçeğinde belirlenen bu nicelik, bir yıl Şekil 8. M57 “Halka” gezegenimsi bulutdızın Yer’den 10 susu (NASA/ESA/STScI). parsek (yaklaşık 3.2 ışıkyılı) uzaklıktaki görünür parlaklığıdır. Bu durumda ışınım gücü bir diğerinden 100 kat daha yüksek olan bir yıldızın salt parlaklık değeri 5 kadir daha aşağıdadır. Uzaklığını bildiğimiz bir yıldızın salt parlaklığı, veya salt parlaklığını başka bir yolla bulabildiğimiz bir yıldızın uzaklığı kolayca hesaplanabilir. Yıldız ışığı teleskopta odaklanarak tayfölçer denilen prizmalı bir optik aletten geçirildiğinde yıldızın tayfı oluşturulur. Yıldızların tayflarında gökkuşağındaki renklerin üzerine binmiş karanlık çizgiler görülür. Bu çizgiler, bulundukları renklerde (dalgaboylarında) bize normalden daha az ışık geldiğini gösterir. Bunun nedeni şudur: Yıldızın atmosferi, iç kısımlarından daha soğuktur. İç katmanlardan gelen ışığın bir kısmı, yıldız atmosferindeki atomlara çarparak soğurulduğu için bu çizgilere soğurma çizgisi diyoruz. Yıldızlar, tayflarında görülen soğurma çizgilerine göre sınıflandırılmış, daha sonra bu sınıflamanın özellikle bir sıcaklık sıralamasına karşılık geldiği anlaşılmıştır. Çünkü belli atomların belli soğurma çizgileri ancak belli bir sıcaklık aralığında ortaya çıkar. Diğer yandan, yıldızlarda hangi elementin ne kadar bol bulunduğu da tayf çizgilerinden anlaşılabilir. Yıldızların tayf analizi, yıldız atmosferlerindeki basınç, yoğunluk, sıcaklık, manyetik alan gibi çeşitli niceliklerin belirlenmesinde kullanılır. Yıldızların ışınım güçlerinin sıcaklıklarıyla olan ilişkisini gösteren grafiğe HertzsprungRussell (kısaca HR) diyagramı diyoruz. Bu diyagramda en çok göze çarpan durum, yıldızların çoğunun ana kol dediğimiz bir şerit boyunca toplanmış olmalarıdır. Çünkü yıldızlar ömürlerinin en uzun kısmını burada geçirirler. HR diyagramında ana kol dışında başka gruplaşmalar da vardır. Ana kolun üzerindeki devler kolu ve süperdevler kolu, ana kol evrimini tamamlamış, ömrünün sonlarına yaklaşan yıldızlardan oluşur. HR diyagramı, yıldızların yapılarını ve yaşamları boyunca geçirdikleri evrimi betimlemek ve anlamak için son derece kullanışlıdır. Çünkü sıcaklık, ışınım gücü, yarıçap, kütle, yaş gibi nicelikler bu diyagram üzerinde kolaylıkla gösterilebilir. 1 Bu yazı dizisi, Özel MEF Lisesi’nin 28.04.2012 tarihinde İstanbul genelindeki lise fizik ve kimya öğretmenlerine yönelik düzenlediği Atomlardan Kuarklara Parçacık Fiziği, Yıldızlardan Yıldızsılara Astronomi başlıklı seminer dizisinde öğretmenlere dağıtılan Yıldızlardan Yıldızsılara Astronomi başlıklı bilgi notlarından oluşmaktadır.