Yıldızların Yaşamı

[bluemoon24]

Fizikçi Sir

Arthur Eddington, daha 1920'li yıllarda, çok uzak olmayan bir gelecekte, yıldız

gibi 'basit'bir cismin nasıl çalıştığının anlaşılabileceğini söylemişti.

Nitekim, 30 yıl içerisinde gerçekten, bir yıldızın nasıl 'çalıştığı'sorusu

çözüldü. Geceleri, gökyüzüne baktığımızda, binlerce yıldız görürüz.

Gördüğümüz bu yıldızlar, genellikle yeryüzüne diğerlerine oranla daha yakın, bu

nedenle de parlak görünen yıldızlardır. Bu parlak noktaların güzelliği ve

ulaşılmazlığı, çok eski çağlardan bu güne insanların ilgisini çekmiş; onların

oluşturdukları şekilleri, birtakım tanrılara; mitolojik kahramanlara ya da

günlük hayatta kullanılan araç-gerece benzetmişlerdir. Sadece bununla da

kalmayıp, gökyüzünü belirli bölümlere ayırarak, her bölgeye içinde bulunan

takımyıldızın ismini vermişlerdir. Yıldız katologları oluşturarak, her bölgedeki

gökcisimlerini konumlarına göre isimlendirmişlerdir. 19. yüzyılın

sonlarına doğru, teleskopların ve gökbilimin gelişmesine bağlı olarak,

gökcisimlerinin de yapıları anlaşılmaya başlandı. Bugün, bir yıldızdan

kaynaklanan ışığı, yeryüzünde yapacağımız birkaç basit işlemle

hesaplayabiliyoruz. Bir takım spektroskopik ve fotometrik ölçümler (tayf ve ışık

ölçümleri) yardımıyla bir yıldızın nasıl çalıştığını anlayabiliyoruz.

Hertzsprung ve Russell adlı iki astrofizikçi, 20. yüzyılın başında,

yıldızların yaydıkları ışımanın şiddetine karşı sıcaklıklarını bir grafik haline

getirdiler. Hertzsprung ve Russell, bekledikleri gibi, bir yıldızın sıcaklığı ve

ışıma şiddeti arasında sistematik bir ilişkinin olduğunu gördüler. Çıplak gözle

gördüğümüz yıldızların hemen hemen hepsi, ana kol adı verilen bir eğri

oluşturuyordu. Hertzsprung ve Russell'in oluşturdukları bu diagram, (H-R

diagramı) yıldızların özelliklerinin anlaşılmasında önemli bir role sahip oldu.

H-R diagramında, parlaklığı çok az, ancak sıcaklığı çok yüksek olan beyaz

cüceler; ya da, parlaklığı çok fazla (Güneş'ten binlerce defa fazla) buna karşın

sıcaklığı düşük olan kırmızı devler, anakolun dışında kalırlar. Eğer,

bir yıldız, termodinamik açıdan dengeye gelmişse, bu yıldızın parlaklığı ve

sıcaklığı arasında bir ilişki vardır. Toplam ışıma şiddeti, yarıçapı r olan

bir kürenin yüzey alanı (4 x pi x r2) ve sıcaklığın dördüncü kuvvetiyle

orantılıdır. Yıldızın mutlak ışıma şiddeti biliniyorsa (mutlak ışıma şiddeti,

belirli bir uzaklıktaki ölçülen ışıma miktarıdır), bu yıldızın yarıçapı

hesaplanabilir. Güneş'in yaydığı toplam ışıma gücü, 4x1026 Watt'tır ve

yüzey sıcaklığı 6000 K (Kelvin) olarak ölçülmektedir. Güneş'in çekirdeğindeki

sıcaklık ise, ancak yapısının anlaşılmasından sonra belirlenebildi. Buna göre,

Güneş'in merkezindeki sıcaklık yaklaşık 10 milyon derecedir. Güneş,

ortalama bir yıldız olduğuna göre diğer yıldızları onunla karşılaştırabiliriz.

Bu, onların yapısının anlaşılmasında oldukça yardımcı olmaktadır. Bu nedenle,

genellikle Güneş'in özellikleri diğer yıldızları tanımlarken birim olarak kabul

edilir. Güneş'in kütlesi 2x1033 gram; yarıçapı ise yaklaşık 700 bin

kilometredir. Diğer yıldızlara baktığımızda, Güneş'in %5'i kadar

kütleden başlayıp, 100 Güneş kütlesine kadar değişen kütleler görmekteyiz. Daha

küçük kütlelere sahip yıldızlar yoktur; çünkü, bu kütlelerde, yıldızın çekirdeği

nükleer tepkimeleri başlatacak kadar ısınamaz. Kütlesi çok büyük olan bir yıldız

ise o kadar ısınır ki, merkezindeki ışımanın yarattığı basınç yıldızı patlatır.

Peki, bir yıldızın parçalarını bir arada tutan kuvvet nedir? Bu kuvvet,

kütle çekimidir. Yıldızlar, genellikle durağan bir yapıya sahip olduklarına

göre, kütle çekimine karşı koyacak ve çökmeyi durduracak, içerden kaynaklanan

bir basınç kaynağına ihtiyaç vardır. Bir yıldızı oluşturacak gaz bulutu çökmeye

başladıkça, basıncının artmasıyla birlikte, sıcaklığı da artar. Gaz

bulutu, belirli bir sıcaklığa ulaştığında, merkezindeki sıcaklık, yeterli

basıncı yaratarak çökmeyi durdurabilir. Ancak, sıcak gazın oluşturduğu bu

yıldız, enerjinin korunumu ilkesine göre, yaydığı ışınımdan dolayı enerji

kaybedecektir ve bu nedenle zamanla soğuyacaktır. Çökmeyi durduran basınç

kaynağını kaybeden yıldız ise çökmeye başlayacaktır. 19. yüzyılda,

Güneş'i ve diğer yıldızları inceleyen bilim adamları, bu gökcisimlerinin ışıma

şiddetlerinin; dolayısıyla da enerji yayma güçlerinin önemli ölçüde

değişmediğini fark ettiler. Bu cisimlerin, çok büyük yapıya sahip olduklarını

göz önüne alarak soğumalarının milyonlarca yıl alacağını düşündüler. Ancak,

Dünya'daki bazı jeolojik kaynaklardan elde edilen veriler, Güneş'in çok daha

yaşlı olduğunu gösteriyordu. Bunun üzerine, astrofizikçiler, Güneş'in sürekli

bir enerji kaynağı olması gerektiğini düşündüler. Dünya'daki jeolojik

kaynaklardan edinilen bilgilerin değerlendirilmesi sonucunda, Dünya'nın yaşının

yaklaşık beş milyar yıl olduğu hesaplandı. Güneş'in de en azından beş milyar

yaşında olduğunu hesaplayan bilim adamları, yaydığı ışımayı ölçerek Güneş'teki

her bir atoma ne kadar enerji düştüğünü buldular. Bu hesaba göre, Güneş'in her

atomunun, yaklaşık bir milyon elektron Volt enerji yaymış olması gerekiyor.

Bu miktardaki bir enerjinin, kimyasal olaylar yoluyla ortaya çıkması

olanaksızdı. 1919-1920 yıllarında, Fransız fizikçi Jean Perrom ve İngiliz

fizikçi Arthur Eddington, bu enerjinin kaynağının nükleer dönüşümler olduğunu

iddia ettiler. Bu iddia, bilim adamlarının ne kadar güçlü bir önseziye sahip

olduklarını gösteriyor. Çünkü, bu enerjinin ortaya çıkabilmesi için, atom

çekirdeklerinin devreye girmesi gerekir. O tarihlerde, atom çekirdeklerinin

varlığı ve ne kadar enerjiye sahip oldukları bilinmesine karşın, nükleer

tepkimeler (çekirdek tepkimeleri) daha bütün yönleriyle anlaşılmış değildi.

Bir çekirdek tepkimesini anlayabilmek için, Kuantum Mekaniği'nin

anlaşılması gerekiyordu. 1920'li yıllarda, Kuantum Mekaniği'nin matematiksel bir

teori olarak ortaya çıkarılmasıyla birlikte, çekirdek tepkimeleri de anlaşılmaya

başlandı. Einstein'in ünlü E=mc2 formülüne göre, enerji farkının, kütle farkının

ışık hızının karesiyle çarpımına eşit olması (E1-E2=(m1-m2)c2 ) gerekir.

Bu bilgilerin, astrofiziğe uygulanması hemen hemen aynı zamanlara

rastlıyor. Evren'deki temel madde olan hidrojenin atom çekirdeklerinin dördü bir

araya geldiğinde bir helyum atomu çekirdeği ve belirli bir miktar enerji ortaya

çıkar. Atkinson ve Guthermans adlı iki fizikçi, bu enerjinin yaklaşık 6 milyon

elektron Volt olduğunu buldular ve yıldızın ortasında iki hidrojen atomunun

çarpışarak bir helyum atomu oluşturma ihtimalini hesapladılar. Bunu Güneş'in

yaymakta olduğu enerjiyle karşılaştırdıklarında Güneş'i dengede tutabilecek

enerjinin kaynağını bulduklarını anladılar: Hidrojenin helyuma dönüşmesi.

Yıldızların anlaşılmasında ilk adım olan bu olayın güzel bir hikayesi

vardır. 1929 yılında, Guthermans ve Atkinson, konuyla ilgili makalelerini yazıp

bitirdikten sonra, Guthermans kız arkadaşıyla bir yürüyüşe çıkar. Arkadaşının,

Yıldızlar ne güzel parlıyor! sözüne karşılık, Guthermans, böbürlenerek şöyle

der: Ben, dünden beri onların niçin parladıklarını biliyorum. Bu ilk

adımdan sonra, birçok bilim adamı konuya yöneldi. Araştırmalar yapıldı. Bunların

sonucunda, bir takım basit hesaplarla, bir yıldızın kütlesi ne kadar olursa,

içerisindeki sıcaklık ne olmalı? Bu sıcaklıkta enerji üretimi ne kadar olur?

Enerji üretimi yıldızın çekimini hangi yarıçapta dengeler? türünden sorulara

yanıtlar bulundu. Bir yıldızın denge durumunda kalabilmesi için, kütle

çekiminin oluşturduğu kuvvetin bir şekilde, karşı bir kuvvetle dengelenmesi

gerekmektedir. Dışarı doğru olan kuvvetleri yaratan basınç, içeriye doğru olan

kütleçekiminin yarattığı basınçtan daha az olmamalıdır ki, yıldızın çökmesine

engel olsun. Bu duruma, hidrostatik denge adı verilmektedir. Öte

yandan, yıldızın parlaması için, içeriden dışarıya doğru bir enerji akışı olması

gerekir. Enerji, yıldızda basıncın ve sıcaklığın en yüksek olduğu çekirdek

kısmında üretilir. Çekirdek, tepkimelerin gerçekleştiği bölgedir. Yıldızın

dengede kalabilmesi için, üretilen enerjinin dışarı atılması gerekir. Yıldızın

çok sıcak çekirdeğinde üretilen enerji, yıldızın içerisinden geçerek, yüzeyden

dışarı çıkar. Bir yıldızın ürettiği enerji ne kadar fazlaysa, ışıma şiddeti de o

kadar fazla olur. Bir yıldızın yapısı, enerji üretimi, sıcaklık, basınç

ve yoğunluk gibi değerleri birbirine bağlayan denklemler çözülerek,

anlaşılabilir. Bu denklemlerin hassas çözümleri, ancak 1950'li yılların ilk

kuşak bilgisayarları ile gerçekleştirilebildi. Örneğin, sıcaklığı bilinen bir

yıldızın, yarıçapı, parlaklığı, kütlesi ve bunlara bağlı olarak da ömrünün ne

kadar olacağı hesaplanabildi. 1920'li yıllardan bu yana, geçen süre

içinde temel fizik kanunları ve nükleer fizik (çekirdek fiziği) kullanılarak,

yıldızların yapısı ve evrimi aşama aşama çözüldü. Yapılan hesapların doğruluğu,

gözlemlerle de kanıtlandı. Bugün, bazı nükleer tepkimeler Dünya'da reaktörlerde

ve nükleer silahlarda kullanılıyor. Termonükleer tepkimeler olarak

adlandırılan, hidrojenin helyuma dönüştürülmesi olayının Dünya'da

gerçekleştirilmesi, muazzam bir enerji kaynağı olabilir; ancak, şu anda ciddi

mühendislik problemleri bunun gerçekleştirilebilmesini engelliyor. Yeryüzünde,

henüz, ortaya çıkacak bu denli yüksek sıcaklıklara dayanabilecek bir ortam

yaratılabilmiş değil. Yıldızlarda ise, termonükleer tepkimeler kendiliğinden,

doğal olarak gerçekleşiyor. Kütle çekimi, hidrojeni, tepkimeler için gerekli

olan basınçta ve sıcaklıkta tutabiliyor. Yıldızların yapısının

anlaşılması, Evren'de en çok bulunan madde olan hidrojenin dışındaki maddelerin

nasıl oluştuğunu da açıklığa kavuşturdu. Evren'deki, hidrojenden ağır, demire

kadar bütün maddeler, yıldızların içerisinde, nükleer tepkimelerle (çekirdek

tepkimeleriyle); demirden ağır olanlar ise, bu yıldızların patlamalarıyla oluşan

süpernovaların ortaya çıkardıkları çok büyük enerji sayesinde oluşmaktadır.

Patlamalarla dağılan maddeden yeni yıldızlar oluştukça, Evren'deki

maddenin kompozisyonu zenginleşmektedir. Vücudumuzu ve etrafımızdaki maddenin

çoğunu, yıldızlarda ve süpernovalarda oluşan elementler meydana getirir. Bizi ve

etrafımızdaki tüm cisimleri oluşturan maddenin, yıldızlarda pişirilmiş

olduğunu düşünebiliriz. Bir yıldızın, evrimine hidrojeni yakarak

başladığını belirtmiştik. Yıldız ilk aşamada enerjisini, hidrojeni helyuma

dönüştürerek üretir. Bir yakıtı tüketen yıldız, bir diğerini yakmaya başlar.

Çekirdekteki hidrojenin tükenmesiyle, helyum atomları birbirleriyle tepkimeye

girer ve karbon atomları oluşur. Helyumun yanmasıyla birlikte, yıldızın

merkezindeki sıcaklık, çok daha yüksek bir düzeye ulaşır ve çekirdeğin

etrafındaki hidrojenin de yanmasını sağlar; bu da, içerideki basıncın daha da

artarak yıldızın genişlemesine yol açar. Yıldız bu aşamada, H-R diagramında,

ömrünün büyük bir dönemini geçirdiği ana koldan ayrılır. Böylece, yıldız bir

kırmızı dev haline gelir. Eğer yakıt miktarı ve yakıtı oluşturan

maddeler sonsuz miktarda olsaydı, yıldızın evrimi sürekli olacaktı. (Büyük

kütleli bir yıldız, çekirdeğindeki nükleer tepkimelerde sırasıyla şu maddeleri

yakar: Hidrojen, helyum, karbon, neon, oksijen, silisyum.) Ancak, yakıtın

sınırlı oluşunun yanında, tepkimeler, en düşük ve kararlı enerjiye sahip olan

demir oluşana kadar devam eder. Bu aşamada, çekirdekteki tepkimeler sona ererek

yıldız evriminin çekirdek yanması kısmı sona erer. Artık basıncı dengeleyecek

bir kuvvet kalmadığı için, kütle çekimi galip gelir. Dengelenemeyen kütle çekimi

yıldızın çökmeye başlamasına yol açar. Farklı yakıtların yakıldığı her

aşamada biraz daha yüksek sıcaklıklar ortaya çıkar. Bu nedenle, yakıt daha çabuk

tükenir; yani, her evre bir öncekinden daha hızlı geçer. Son evrelerde, artık bu

bir patlama şeklinde gerçekleşir ve ortada yalnızca demirden bir çekirdek kalır.

Bu aşama, yıldızın ölümü olarak kabul edilir. Artakalan maddenin kütlesine

bağlı olarak oluşacak cisimler ise üç gruba ayrılır: Beyaz cüceler, nötron

yıldızları ve karadelikler. Beyaz cüceler, aşağı yukarı güneş kütlesinde

ve yarı çapları Dünya'nınki kadar olan cisimlerdir. Bu çok yoğun cisimleri

çökmeden koruyan kuvvet dejenere elektron basıncı olarak adlandırılır. Pauli

Prensibi'ne göre, iki elektronun aynı yerde bulunması olanaksızdır. Burada,

dejenere elektron basıncı devreye girer. Bir beyaz cücede, çöken madde öyle

yoğun hale gelir ki, elektronlar birbirlerinin üzerine gitmeye zorlanırlar.

Nötron yıldızları ise, beyaz cücelere kıyasla çok daha yoğun

cisimlerdir. Yıldızın, bir nötron yıldızı olabilmesi için, yıldızdan artakalan

çekirdeğin kütlesinin, 1,4 ile 2,5 güneş kütlesi arasında olması gerekir. Tipik

bir nötron yıldızının çapı, yaklaşık 10 kilometredir ve yoğunluğu da yaklaşık

100 milyon ton/cm3'tür. Yani nötron yıldızının bir çay kaşığı miktarı yaklaşık

100 milyon ton ağırlıktadır.Bir atomu oluşturan temel parçacıklar,

nötronlar, protonlar ve elektonlardır. Bir nötron yıldızının içerisinde ise

sadece nötronlar vardır. Çünkü, basınç o kadar yüksektir ki, elektronlar ve

protonlar birleşerek nötronlara dönüşürler. Bir nötron yıldızının içerisindeki

yoğunluk, bir atomun çekirdeğindeki kadardır. Yani nötronlar birbirine bitişik

olarak durmaktadırlar. Aynı, Pauli Prensibi'nde elektronlar için olduğu gibi, bu

basınçta, nötronlar daha fazla sıkışamazlar ve yıldız denge konumuna gelir.

Nötron yıldızları, gözlenebilen en yoğun yıldızlardır. Çökmeden önce,

belirli bir açısal hıza sahip olan yıldızın hızı, yıldız çökmeye başladıkça

giderek artar. (Bu, kolları yana açık olarak dönen bir buz patencisinin,

kollarını kapatarak hızlanmasına benzer.) Nötron yıldızları gibi çok çökmüş

gökcisimleri çok hızlı dönerler. İletken bir cisim çökerse, yani yoğunluğu

artarsa, manyetik alan şiddeti de artar. Buna dayanarak nötron yıldızlarının

manyetik alana sahip olduklarını söyleyebiliriz. Bu çok güçlü ve çok

hızlı dönen mıknatıslar, elektromanyetik dalgalar üretirler. Nötron

yıldızlarını, Evren'de kendi kendine oluşmuş birer radyo istasyonu olarak

düşünebiliriz. Bu radyo istasyonu her yöne yayın yapmaz. Çünkü, dönen

bir mıknatıs her yöne değil, kutupları doğrultusunda ışınım yapar. Kutuplarda

ivmelenen yüklü parçacıklar, kutupların doğrultusunda bir ışınım fışkırmasına

yol açarlar. Eğer, bu ışınımın yönü tesadüfen bizim yönümüzdeyse, biz bu ışınımı

atmalar (pulse) olarak görürüz. Yıldızın her dönüşünde, bu ışınım bakış

doğrultumuzdan bir kez geçer. Bu şekilde gözlenen nötron yıldızlarına atarca

(pulsar) adı verilir. İlk atarca, 1967 yılında tesadüfen keşfedildi.

Doktora öğrencisi Joustin Bell tarafından farkedilen düzenli bir sinyal yaklaşık

bir yıl boyunca bilim adamlarının kafasını karıştırdıktan sonra, olayın aslı

anlaşıldı. Çok düzenli ve hızlı olan bu sinyallerin, ancak küçük çaptaki bir

gökcisminin dönüşünden kaynaklanabileceğini tahmin eden astronomlar, böylece, o

zamana değin sadece teoride varolan nötron yıldızlarının varlığını kanıtladılar.

Bugün bilinen yaklaşık 600 atarca vardır. Bilinen en hızlı atarca ise saniyede

642 defa dönmektedir. Eğer, ölen yıldızdan artakalan çekirdeğin kütlesi

2,5 Güneş kütlesinden büyükse, artık bu yıldızı dengede tutacak herhangi bir

kuvvet yoktur. O halde, bu yıldız sonsuza değin çökecek; ancak, biz bunu belli

bir aşamadan sonra göremeyeceğiz. Bir cismi görebilmemiz için, bu cisimden

kaynaklanan ya da yansıyan ışığın gözlerimize ulaşması gerekir. Eğer,

2,5 güneş kütlesindeki bu cisim, 3 kilometreden küçük bir çapa kadar sıkışırsa,

bu cismin kütleçekimi, hiçbir şeyin, ışığın bile bu cisimden kaçmasına olanak

tanımaz. Bu nedenle bu cisimlere karadelik adı verilir. Hiç ışık

yaymadığı ve yansıtmadığı için, bir karadeliği doğrudan gözlemek mümkün

değildir; ancak, çeşitli yöntemlerle, varlığını anlamak hatta kütlesini ölçmek

mümkün olabiliyor. Yöntemlerden birisi şudur: Eğer, bir ikili yıldız sisteminin

üyerinden birisi kara delikse, ve eğer yıldızdan karadeliğe bir madde akışı

oluyorsa, karadeliğin etrafında dönerek, içerisine düşen madde güçlü x-ışınları

yayar. Bu güçlü ışınım, bir karadeliğin varlığının göstergesi olabilir.

Diğer bir yöntem, kütleçekimsel mercek olarak bilinen etkiden

yararlanılmasıdır. Karadeliğin yarattığı çok güçlü kütleçekimi, yakınından geçen

ışık ışınlarının bükülmesine neden olur. Yani karadelik, bir mercek gibi

davranır. Eger bir karadelik, uzaktaki bir ışık kaynağıyla Dünya'nın arasına

girerse, bu cismin görüntüsü, mercek etkisinden dolayı bozulmalara uğrar.

Bugüne kadar, Samanyolu içerisinde, bir kütleçekimsel mercek etkisine

rastlanmadı. Buna karşın, çok uzaklarda bulunan kuasarlarla aramıza giren

karadelikler tespit edildi.



Siyaset, Bilim Ve Tarih Bilinci (Doğan Özlem )The Benefits Of TreesEnerji TasarrufuAlternatif Ucuz Enerji KaynaklarıErozyonun Tanımı Ve ÇeşitleriDünyamızın HareketleriDoğalgazDeve KuşlarıTeknolojik CellatlarımızKüresel IsınmaÇimento İşkolu Ve SorunlarıAtmosferin Başlıca Gaz KirleticileriNükleer EnerjiYapay KristallerHyrogen Fuel  The Fuel Of FutureKentiçi Ulaşımı Ve Çevre SorunlarıPrcı HakkındaÇevre Kirliliği Ve SonuçlarıSivil SavunmaUluslararası Hukuk Ve Çevre