Bir yıldızın ölümü denilen şey, çevresindeki gaz ve tozun yerçekimi kuvveti altında çökmeye devam eden bir yıldızın kütlesinin sonucudur. Bu süreç bir kara delik oluşana kadar devam eder. Bu bir yıldızın ölümüdür ve bu makalenin ilerleyen bölümlerinde onu keşfedeceğiz. Ama önce, yıldızların nasıl öldüğünü anlayalım. Üç ana şekilde ölürler. Biri nükleer füzyon.
Gezegenimsi ve Bulutsu
Bir gezegen veya gezegenimsi bulutsudaki bir yıldızın ölümü, bir yıldız sisteminin evrimindeki birkaç bölüme kadar izlenebilir. Bir yıldızın ömrü boyunca metal olarak da bilinen daha ağır elementlerin fırlatılması, bir sonraki yıldız oluşum sürecini zenginleştirir ve yeni gezegenler yaratır. Bununla birlikte, gezegenimsi bulutsu adı, gözlemcilerin yanlışlıkla bu nesnelerin gezegen olduğunu düşündükleri astronominin ilk günlerinden kalma bir yanlış isimdir.
Gökbilimcilere göre, tüm yıldızların yüzde 90’ı çarpışır ve gezegenimsi bulutsular oluşturur. Çarpıştıklarında, kütlelerinin yarısını uzaya saçarak, yıldızın ultraviyole ve x-ışını radyasyonu göndermekten sorumlu olan çekirdeğini açığa çıkarırlar. Geride kalan enkaz on binlerce yıl boyunca parlar ve sonunda bir gezegen veya bir bulutsu oluşturur.
Webb teleskopu, gezegenimsi bulutsuları incelemek için harika bir araçtır. Bu nesneler, ölmekte olan yıldızların bıraktığı toz ve gaz bulutlarıdır. Gökbilimciler onları gözlemleyerek oluşumları ve yakındaki yıldızların kimyasal bolluğunu nasıl etkiledikleri hakkında daha fazla bilgi edinebilirler. Örneğin, bir Güney Halka Bulutsusu, bir halkanın altına yerleştirilmiş, dışa doğru açılan ve ortasında büyük bir delik bulunan iki kaseye benziyor.
Gezegenimsi bir soluma bulutsusundaki bir yıldızın ölümü, bir yıldızın dış katmanlarını kaybetmesine ve çekirdeğinin etrafında parlayan bir sıcak gaz kabuğu oluşturmasına neden olur. Bu süreç insan standartlarına göre yavaş olsa da astronomik açıdan hızlıdır. Bununla birlikte, yıldızın ölümü son derece hızlı bir oranda gerçekleşir. Bu nedenle bilim adamları, bunun evrendeki en hızlı ölüm olduğuna inanıyorlar.
Kara Delikler
Yıldızlar artık kütlelerini sürdüremeyecek kadar büyük olduklarında ölürler. En büyük kütleli yıldızlar, yerçekimi bağlama enerjisine kıyasla çok büyük miktarda enerjiye sahip son derece enerjik patlamalar olan süpernova patlamalarında yok olurlar. Bu patlamalara, çift-kararsızlığı adı verilen bir süreç neden olur. Hiçbir kara delik kalıntısı bırakmamanın yanı sıra, bazı yıldızlar günümüzün en büyük yıldızlarından bile daha büyüktür. Bu yıldızların kalıntıları üç tiptir:
Evrendeki gaz, yerçekimi ile yıldızın merkezine çekilir. Bu gaz, evrendeki en temel element olan hidrojeni içerir ve ayrıca helyum içerebilir. Yerçekimi altında yeterince gaz toplandığında yıldız büzülmeye başlar. Çekirdek sıcaklığı arttıkça, yerçekimi kuvvetleri tarafından daha fazla gaz çekilir. Yıldız esasen altı millik bir yarıçapa soğutulur.
Yıldızın kalan kütlesi, yıldız çekirdeğinin Schwarzschild yarıçapının altına çökmesini önleyecek kadar büyük olmalıdır. Yıldız kalıntısının tam kütlesi bilinmemekle birlikte, yaklaşık iki ila üç M olarak tahmin edilmektedir. Genel görelilik, bazı kuantum etkileri bu tahminden sapmalara yol açabilse de, kara deliklerin oluşumunu tahmin etmektedir. Her durumda, kara deliklerin varlığı astronomik gözlemlerle desteklenmektedir.
Süpernovalar, büyük kütleli yıldızların feci bir olay geçirmesinin sonucudur. Çekirdek bir kara deliğe çöker ve yıldız kalıntısının geri kalanı daha sonra bir nötron yıldızına dönüştürülür. Süreç tam olarak anlaşılmasa da, bu patlamalar sırasında açığa çıkan enerji, yerçekimi potansiyel enerjisine dönüştürülür ve Tip Ib, Ic veya II süpernovaya dönüşür. Ortaya çıkan patlama, büyük miktarda nötrino oluşturur.
Karbon Yakma Döngüsü
Füzyonun bir yan ürünü olan karbonun yanması, yıldız ölümünün nedenlerinden biridir. Bu süreç, yıldızın çekirdeğindeki helyum tükendiğinde gerçekleşir. Yıldızın çekirdeği, içindeki gazın basıncını korumak için gereklidir. Çekirdek olmadan yıldız yerçekimine karşı koyamaz. Bu süreç sonunda yıldızın ölümüne yol açar. Çoğu durumda, yıldızın yanan bölgesi, merkezinden daha uzaktadır.
Daha yüksek kütleli kırmızı süperdevlerde, karbonun yanması konvektif olarak gerçekleşmez. Bunun yerine, karbon çekirdek çevreleyen malzemeyi soğutur ve iyonize eder. Bu, diğer yıldızları çevreleyenlere benzer bir gezegenimsi bulutsu üretir. Yıldızın çekirdeği soğuduğunda, bir zamanlar parlak olan yıldızın yoğun ve loş bir kalıntısı olan beyaz bir cüceye dönüşecek.
Yıldız yeterince büyükse, helyum füzyonu bittikten sonra yanmaya devam edebilir. Daha fazla kütle, daha fazla yerçekimi kuvveti anlamına gelir, bu da daha yüksek sıcaklıklar anlamına gelir. Karbon yandığında, daha ağır elementler takip eder. Ancak yıldız yeterince büyükse, sonunda tüm bu elementleri yakarlar. Yani, karbon yanması yıldız ölümünün birincil nedenidir. Durursa, bir yıldız patlamasına neden olmaz. Ama yine de enerji üretecek.
Yüksek kütleli bir yıldız sonunda hidrojeni tükenir ve bu da onun kırmızı devlere dönüşmesine neden olur. Bu aşama yaklaşık 100 milyon yıl sürecek. Sonunda, çekirdek sıcaklığı yeterince yükseldiğinde, yıldız boyut olarak genişleyecek ve kırmızı bir üstdev haline gelecektir. Bu süreç, Güneş’in dış kabuğunun Jüpiter’e doğru uzanmasını sağlayacaktır. Ortaya çıkan güçlü rüzgar, kütlenin çoğunu Güneş’ten uzaklaştıracak ve dışarı atılan gaz bulutsusunda sıcak bir karbon çekirdeği bırakacaktır.
Nükleer Füzyon
Füzyondan devasa bir yıldız doğar. Bununla birlikte, milyarlarca yıl boyunca, büyük yıldız füzyon yakıtını tüketir ve nükleer reaksiyonları olmayan beyaz bir cüceye dönüşür. Yerçekimi daha sonra bir zamanlar gururlu yıldızın cesedini çökertir. Yıldız ne kadar büyükse, o kadar fazla kuvvet deneyimleyecektir. Bu işleme nükleer füzyon denir. Fakat nükleer füzyon meydana geldikten sonra yıldıza ne olur?
Bir yıldızın çekirdeği, demir gibi daha ağır elementlerin karışımından oluşur. İşlem çok fazla ısı gerektirir, bu nedenle daha ağır çekirdekli yıldızlar yüz milyon yıl sürebilir. Bir yıldızın kütlesi, yakıtın yanması gereken süreyi de etkiler. Daha küçük bir yıldız yalnızca birkaç yüz milyon yıl sürebilirken, daha büyük bir yıldız yüz milyonlarca yıl sürebilir.
Bir yıldız yaklaşık sekiz güneş kütlesi kütlesine ulaştığında, bir süpernova için mukadderdir. Bu patlama, yıldızın çekirdeğinin çökmesi ve tüm enerjinin füzyon tarafından tüketilmesi nedeniyle olur. Bir yıldızın çekirdeği karbon ve demir içerir, ancak iki elementin füzyonu atom başına daha az enerji üretir. Ağır elementler sonunda hareketsiz hale gelir ve yıldızın çökmesine neden olur.
Hidrojen atomları bittiğinde bir yıldız ölür. Bu durumda, nükleer füzyon durur. Bu olduğunda, bir yıldızın dış katmanları çökmeye başlar. Buna kırmızı dev aşaması denir. Bu kütlenin bir yıldızı yerçekimi nedeniyle büzülmeye maruz kalır. Çekirdeğin büzülmesi, daha yüksek basınç, sıcaklık ve yoğunluk ile sonuçlanır. Tüm yıldızlar sonunda, 3 hidrojen çekirdeğinin bir karbon çekirdeğine kaynaştığı Üçlü Alfa Süreci adı verilen bir süreçten geçer. Bu süreç tamamlandığında yıldız ölür ve soğuk, sessiz bir kara cüce olur.
Asimptotik Dev Dal
Astronomik nesnelerin asimptotik dev dal ölümü, yıldızın evriminde dramatik bir aşamadır. Yıldız asimptotik dev dalın ucuna ulaştığında, kabuğun yanması için yakıtı biter. Tam ölçekli karbon füzyonunu başlatmak için yeterince büyük değil. Sonuç olarak, yıldız büzülerek gezegenimsi bir bulutsu oluşturur. Ayrıca yıldız öldükten sonra çıkardığı gaz, genişleyen kabuğu ve dış atmosferi doldururken soğumaya devam eder.
V Hya’yı inceleyen bilim adamları, asimptotik dev dal ölümünü gözlemlemek için Hubble Uzay Teleskobu’nu kullandılar. Altı yavaşça genişleyen halka ve iki kum saati şeklindeki yapı buldular. Araştırmacılar ayrıca maddenin yüksek hızlarda fırlatıldığını tespit ettiler. Güneşimizden daha büyük tüm yıldızların yüzde 90’ının bu şekilde öleceğini söylüyorlar çünkü nükleer süreçlerini sürdürmek için yakıtları yok. V Hya benzersiz bir özellik kombinasyonuna sahip olduğundan, bilim adamlarının merakını uyandırdı. Düzensiz şekli ve görünmez bir yoldaş yıldızının varlığı onu özellikle ilginç kıldı.
Bu süreç tamamlandığında, Güneş’in yüz milyon yıldan az aktif ömrü kalmış olacak. Bir helyum çekirdeği ve onu çevreleyen bir hidrojen zarfı olacak. Bu, Güneş’in kütlesinin yüzde kırkını yakan ve parlaklığını önemli ölçüde artıran bir flaş üretecektir. Yıldız daha sonra Asimptotik Dev Dal aşamasına girecek ve burada eskisinden çok daha hızlı genişlemeye devam edecek.
Yıldızın asimptotik dev dal ölümü, bir gezegenin dönmesinin bir sonucu olarak da gerçekleşebilir. Süper kütleli yıldızlar yılda yüz güneş kütlesi kaybedebilir, ancak güneş sadece birkaçını kaybeder. Bu sürece bir yıldızın asimptotik dev dal ölümü denir. Bir yıldızın böyle bir kütlesi varsa, dönüşüne ayak uyduramaz.
Yorum Yok