Katalog

Yıldızların Ölümü ve Samanyolu Astronomi Kültürü4 Yrd. Doç. Dr. Emre Işık İstanbul Kültür Üniversitesi e.isik@iku.edu.tr ıldız evriminin son aşamaları: Yıldızların ömürleri kütleleri ile ters orantılıdır. Yıldız ne kadar kütleli (başlangıçta ne kadar sıcak) ise hidrojenini o kadar hızlı yakar ve ana koldan o kadar çabuk ayrılır. Tersine, bir yıldız ne kadar düşük kütleli (başlangıçta soğuk) ise hidrojenini o kadar yavaş yakar ve ana kolda o kadar uzun süre kalır. İki yıldızın ana kolda kalma süreleri oranı, kütleleri oranının (aşağı yukarı) karesi ile ters orantılıdır. Güneş’in ana kolda kalma süresi yaklaşık 10 milyar yıl alınarak belli bir kütle için ana kolda kalma süresi yaklaşık olarak hesaplanabilir. Buna göre, örneğin 0.1 Güneş küt Şekil 9. Kütleçekimsel merceklemenin şematik gösterimi. Y nu için gereken enerji o kadar büyüktür ki, hiçbir yıldızın merkezinde bu koşullara ulaşılamaz. Merkezdeki enerji üretimi durma noktasına gelince yıldızın çekirdeği kendi ağırlığı ile içe doğru çöker. Bu sıkışma, beyaz cüceleri ayakta tutan elektron basıncını kırar, elektronların ve protonların nötronlara dönüşmesine yol açar. Oluşan cisim, kütleçekimine nötron basıncı ile karşı koyan, 1020 km çaplı, ama bir santimetreküpü milyonlarca ton kütleye sahip olan nötron yıldızıdır. Şekil 10. Güneş Sistemi’nin etrafını saran heliyosfer. Solda heliyosferin yıldızlararası gazla etkileştiği şok cephesi görülüyor. CBT 1319/ 13 29 Haziran 2012 leli bir yıldızın ömrü 40 milyar yıl, 100 güneş kütleli bir yıldızın ömrü 1 milyon yıl düzeyindedir. Kütlesi Güneş’inkinin yarısından az olan yıldızların, merkezlerinde hidrojen yakıtı iyice azalırken iç kısımları da çökerek ısınır; ancak helyum füzyonunu başlatacak kadar yüksek bir merkezi basınç ve sıcaklığa ulaşamazlar. Yapılan hesaplar, bu yıldızlarda merkez bölgesinin iyice sıkışarak helyumdan oluşan bir beyaz cüce oluşturacağını gösteriyor. Tabii böylesi beyaz cüceleri günümüzde gözlemek mümkün değildir. Çünkü Büyük Patlama’dan bu yana geçen süre, Güneş’ten çok daha küçük kütleli yıldızların ömürlerinden daha kısadır. Kütlesi Güneş’inkinin 0.5 ile 8 katı arasında olan yıldızlar, merkezlerinde helyumu karbon ve oksijene dönüştürecek kadar yüksek sıcaklıklar oluşturabilirler. Helyum yakıtı azaldıkça merkez sıkışarak ısınır; dış katmanlar yavaşça dışarı püskürtülür; merkezde karbon ve oksijenden oluşan sıcak bir beyaz cüce oluşur. Beyaz cüceler, evrenin şu anki yaşından çok daha uzun bir sürede soğuyarak ışık yaymayan, kara cüce denilen bir duruma gelirler. Yani evrende kara cüce denilebilecek bir yıldız kalıntısının şu anda var olduğundan söz edemeyiz. Kütlesi yaklaşık 89 güneş kütlesinden fazla olan yıldızlar, karbon ve oksijenden sonra neon ve demiri sentezleme aşamasına gelebilirler. Demir atomlarının füzyo Kütlesi yaklaşık 10 güneş kütlesinden daha büyük olan yıldızlar, evrimlerinin sonunda süpernova olarak patlarken merkezdeki hızlı çökme sonucunda nötron basıncını da kırarak bir kara delik oluşturur. Yıldızların evrimi sonunda oluşan kara delikler genellikle birkaç güneş kütleli olurlar. Gökadaların merkezlerinde bulunan süperkütleli kara delikler birkaç milyon ile birkaç milyar güneş kütleli olabilirler, ancak bunların nasıl oluştukları tam olarak anlaşılmış değildir. Kara deliklerin yarıçapları, kütlelerine bağlıdır. Olay ufku diye adlandırılan bu yarıçap, kara deliğin çekiminden kurtulmak için gereken hızın ışık hızına eşitlendiği uzaklıkla belirlenir. Bilgi, ışıktan daha hızlı yayılmadığına göre, içerisinden hiçbir zaman bilgi alamayacağımız bir bölge, ancak kara deliklerde vardır. “Kara” denmesinin nedeni de budur. Ancak “delik” denmesi yanlış anlaşılmalara yol açabilir. Kara delik, evrenin başka bir yerine açılan bir delik anlamına gelmez. Bir kara deliğin içine düşen madde, kara deliğin kütlesini arttırır; başka bir yere gitmez. Başka bir yanlış anlaşılma ise kara deliklerin etrafındaki tüm maddeyi kendine çekerek yuttuğu yönündedir. Oysa bu durum sadece olay ufkunun çok yakınında geçerlidir. Kara deliklerin etrafında belli bir uzaklıktan daha ötede Newton yasaları ile hesaplanabilen yörüngeler olabilir. Örneğin Güneş Sistemi’nin merkezinde Güneş yerine onunla aynı kütleli bir kara delik olsaydı gezegenlerin yörüngelerinde bir farklılık olmazdı. Kara delik, özellikle olay ufkunun yakınlarında çok güçlü bir çekimsel mercekleme özelliğine sahiptir. Şimdi çekimsel merceklemeden söz edelim. EN BÜYÜK KÜTLELİ YILDIZLARIN SONU: KARA DELİK metrisini önemli ölçüde biçimlendirmişlerdir. Şekil 9’da ortada görülen gökada kümesi, bize daha uzakta bulunan bir galaksinin ışığını bükerek odaklamıştır. Böylece uzaktaki cismin çevreye yayılan ışığı, aradaki kütleçekimsel mercek sayesinde bize doğru odaklanmış ve parlaklaşmış olur. Varlığı bu şekilde tespit edilmiş olan birçok gökada ve kuasar (yıldızsı) vardır. Ayrıca son yıllarda yıldızlar gibi çok daha küçük kütleli cisimlerin merceklediği uzak yıldızgezegen sistemleri bulunmuştur. Mercekleyen cisim görece küçük kütleli olduğu için bu gibi olaylara “mikromercekleme” diyoruz. Einstein’ın genel görelilik kuramı, evrende kütlesi olan her nesnenin, uzayı ve zamanı kendi kütlesi ile orantılı bir şekilde büktüğünü öngörür. Gerek kütleli cisimler, gerekse ışık ışınları, üç boyutta “engebelere” sahip eğri bir uzayda yol alırlar. Işığın yön değiştirme miktarı ölçülürse yakınından geçtiği kütle ve onun dağılımı; ya da kütle dağılımı biliniyorsa ışınların ne kadar büküleceği hesaplanabilir. Örneğin gökadalar ve gökada kümeleri, içinde bulundukları uzay bölgesinin üç boyutlu geo KÜTLE ÇEKİMSEL MERCEKLER Güneş Sistemi; Güneş, gezegenler ve uyduları, küçük gezegenler, kuyrukluyıldızlar ve tüm bu bölgeyi saran çok düşük yoğunluklu bir plazma kabuğundan oluşur. Bir koza gibi Güneş Sistemi’ni saran bu kabuk, güneş rüzgarının tüm yönlere doğru “üflediği” maddenin ve manyetik alanların basınç yaparak yıldızlararası ortamdaki seyrek gazı itmesi ile oluşur. Heliyosfer (günküre) dediğimiz bu yapı, Şekil 10’da görülmektedir. Güneş Sistemi (yani onun ortak kütle merkezi) de uzayda belli bir yönde (şekilde sola doğru) hareket eder. Bir yaz gecesinde gökyüzüne baktığımızda yıldızların ve bulutsuların daha çok göründüğü bir kuşak görürüz. Bizim Samanyolu dediğimiz bu kuşağa Batı dillerinde “sütlü yol” anlamına gelen isimler verilmiştir (İng. Milky Way, Alm. Milchstrasse, eski Yunancada Galaksias). Bu yapı aslında 100 bin ışıkyılı çapında, 1000 ışıkyılı kalınlığında, merkezi şişik olan bir disk şeklindedir. Samanyolu Gökadası, yaklaşık 300 milyar yıldız içerir. Yıldızların arasındaki uzay da boş değildir. Yıldızlararası ortamda gaz ve toz bulutları vardır. Güneş, yakınındaki yıldızlarla birlikte Samanyolu’nun merkezi etrafında yaklaşık 250 milyon yılda bir tur atar. Bir yıldız merkeze ne kadar yakın ise, merkez etrafındaki dolanma dönemi (yörünge periyodu) o kadar kısadır. Yani gökadamız, katı bir cisim gibi dönmez. Gökada diskini çevreleyen, küresel biçimli bölgeye hale (halo) diyoruz. Halede gaz yoğunluğu çok düşük, toz ise neredeyse hiç yoktur. Hale, her biri on binlerce yaşlı yıldız içeren küresel yıldız kümeleri barındırır. Bunların dışında bir de yüksek hızlarda hareket eden, disk düzlemi dışında bulunan yaşlı yıldızlar da vardır. Yıldız oluşumu halede değil, diskte bulunan dev molekül bulutları içerisinde gerçekleşir. Disk düzleminin mavimsi ışığı, bu bulutlarda son birkaç yüz milyon yıldır oluşmuş büyük kütleli, sıcak yıldızlardan gelir. Merkezi şişim çevresinde ve halede ise daha yaşlı, daha küçük kütleli yıldızlar bulunur. Samanyolu dışındaki benzer gökadaların fotoğraflarına bakıldığında bu ayrıma varılabilir. 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. GÖKADAMIZ SAMANYOLU