Yıldızların Yaşamı

4.6.3 Yıldızların Yaşamı

Ömürleri boyunca yıldızlar içe doğru olan kütle çekimi ile savaşır. Yıldızı dengede tutan, çekirdek tepkimelerinin ürettiği dışa doğru basınçtır. Bu çekirdek tepkimeleri yakıt ister, bu yakıt esas olarak hidrojendir. Bu demektir ki kimi uzun yaşar kimi kısa, fakat hepsinin bir sonu vardır. Sonunda hidrojen kaynağı tükenir ve bu yıldız için sonun başlangıcıdır. 

H-R diyagramında anakolun, yüzeyden saldıkları ışınımı özeklerinde hidrojeni yakıp helyuma dönüştürerek karşılayan yıldızların geometrik yeri olduğunu yukarıda söyledik. (Burada yanma sözü ile bir odun ya da kömürün yanması gibi kimyasal yanma değil, çekirdek tepkimesi ile bir elementten daha ağır element oluşturma süreci -fiziksel işlemi- kasedilmektedir). Yıldızlar yaşam sürelerinin yaklaşık % 90'ını anakol çevresinde geçirirler; bu arada yavaş yavaş evrimleşirler, yaşlanırlar. Bu evreyi, insanların gençlik ve yetişkinlik çağına benzetebiliriz. İhtiyarlık kısa sürelidir, arkasından ölüm çabuk gelir. 

Gözlemler göstermiştir ki yıldızların atmosferlerinin kimyasal bileşimleri hemen hemen hepsinde aynıdır: Yaklaşık her 100 atomun 90'ı hidrojen, 9'u helyum, 1 ‘i diğer daha ağır elementlerdir. Helyumdan daha ağır elementlerin toplam kütlesi, yıldız kütlesinin % 3 ünden fazla değildir. Yıldızlar fiziğinde iyi bilinen bir teoreme göre, yıldızın bütün özelliklerini kütlesi ve kimyasal yapısı belirler. Kimyasal yapıları yaklaşık aynı olduğuna göre, bir yıldızın iç yapısını, büyüklüğünü, sıcaklığını, ışınım gücünü, evrimini, ömrünü ve geleceğini yalnız kütlesi belirler. Yıldızları gelecekleri açısından sınırlar çok kesin olmamakla birlikte şu üç gruba ayırabiliriz: 

a) Küçük kütleli yıldızlari: Kütlesi 0.08 - 0.8 M_☉ arasında olanlar. Bunlar, ana kolda 10 milyar yıldan daha uzun yaşarlar; şimdiye kadar oluşanların hepsi hala ana koldadır. Toplam cücelerin, yani ana kol yıldızlarının % 90' ını oluştururlar. Geleceğin kırmızı devleri, beyaz cüceleridirler. 

b) Orta kütleli yıldızlar: Kütlesi 0.8 - 8 M_☉ arasında olanlar. Güneşin de içinde olduğu bu grup, toplam cücelerin % 10'unu oluşturur. Geleceğin kırmızı devleri, üstdevleri, sefeidleri, Mira yıldızları, novaları ve beyaz cüceleridirler. 

c) Büyük kütleli yıldızlar: Kütlesi > 8 M_☉ olanlar. Toplam sayı ancak % 1 kadardır. Geleceğin üst devleri, sefeidleri, süpernovaları, nötron yıldızları, karadelikleri (?) dirler. Yani geleceğin en görkemli olaylarını bu yıldızlar oluşturacaktır. Ayrıca belirtmek gerekir ki gözlenen yıldızların hemen hepsinin kütlesi 70 güneş kütlesinden küçüktür; gözlenen en büyük kütle 150 güneş kütlesi olmuştur (Büyük Macellan Bulutunda).

4.6.4 Bir Yıldızın Ömrü

Cebinde çok parası olan savurgan bir kişi, parası az fakat tutumlu başka birine göre daha erken "sıfırı tüketir ". Bir yıldızın toplam enerji kaynağı (cebindeki parası) onun kütlesi, bu enerjiyi harcama hızı ise ışınım gücü, yani bir saniyede saldığı enerji miktarıdır. O hâlde yıldızın ömrü, kütlesinin ışınım gücüne bölümü ile orantılı olacaktır. Çift yıldız gözlemlerinden bir yıldızın kütlesi ile ışınım gücü arasında L = CMⁿ şeklinde bir bağıntı olduğunu grafik olarak görmüştük; burada C bir sabit, n ise, yukarıdaki gruplara bağlı olarak, 2.5 ile 4.0 arasında bir sayıdır. Kolaylık olsun diye n = 3 alalım ve yukarıdaki gruplara ait tipik yıldız ömürlerini Güneş'in ömrü ile karşılaştıralım:

Görülüyor ki bir yıldızın ömrü onun kütlesi ile ters orantılıdır, yani yıldızın kütlesi büyüdükçe ömrü kısalmaktadır. Güneşin ömrü t_☉=10 milyar yıl hesaplanmaktadır. Demek ki tayf türü M olan bir kırmızı cücenin ömrü bir trilyon yıl kadardır, bu ise galaksinin şu andaki yaşının çok üstündedir. Bu nedenle (a) grubundaki yıldızların tümü hâlâ ana koldadır; dolayısıyla geleceklerinin ne olacağının örneği gözlenmemiştir. Öte yandan (c) grubundaki bir sıcak O tayf türünden bir anakol yıldızı, bir kaç milyon yılda ömrünün sonuna gelmektedir. Yer yüzündeki dinozorların yok olduğu tarihten beri birçok O yıldızı gelmiş ve gitmiştir.

4.6.5 Yıldızların evrimi

Şimdi, içinde Güneş'in de olduğu orta kütleli (b grubu) yıldızların evriminin ayrıntılarına bakalım ve biraz geleceğimizi öğrenelim: 

Özekteki hidrojenin hemen hemen tümü (tüm yıldızın yaklaşık % 10'u) helyuma dönüştüğü zaman anakol evresi son bulur. 1 güneş kütleli yıldızlar için bu süre yaklaşık 10 milyar yıldır. Güneş 5 milyar yıl yaşında olduğuna göre, anakol evriminin yarısındadır. Güneş 10 milyar yıl yaşına gelince, özekte hidrojen tükenir, hidrojen helyum özeğini çevreleyen kabukta yanmaya başlar. Şekil 4.26 da B noktasına gelinceye kadar çapı biraz artar ve yüzey sıcaklığı düşer. Burada yıldız bir altdevdir. Helyum özeğinde enerji üretimi olmadığı için basınç dış katmanların ağırlığını taşıyamaz ve çöker. Çöken özek ısınır, hidrojeni yakan kabuğun sıcaklığını, dolayısıyla enerji üretimini hızla artırır. Artan enerji üretimi üst katmanların yaklaşık sabit yüzey sıcaklığında genişlemesine neden olur, yarıçap artar. Yıldız artık kırmızı dev olmuştur (Şekil 4.26’da B-C arası). İç yapısı ana kol yıldızınınkinden çok farklıdır. Maddenin çoğu merkezde toplanmış, atmosfer genişlemiştir. Özek büzüldükçe sıcaklığı da yükselmeyi sürdürür, yaklaşık 100 milyon dereceye ulaşınca helyum patlamalı bir şekilde ateşlenir (Şekil 4. 26, C noktası) ve 

3He → C + E

şeklinde özetlenebilecek tepkimelerle karbona dönüşmeye başlar. Burada E yine açığa çıkan enerjiyi gösterir. Bu şekilde üretilen karbon çekirdeklerinin bir kısmı He çekirdeği ile birleşip oksijene dönüşür. Helyum ateşlenmesi önce hidrojen yakan kabuğu söndürür; yıldızın parlaklığı biraz azalır, yarıçapı küçülür, fakat kabukta hidrojen yanması yeniden başlar (Şekil 4.26, D noktası yöresi). Özekte helyum tükenince, yanmayı özek çevresindeki kabukta sürdürür. Böylece iç kabukta He, dış kabukta H yanar, C-O özeği çöker. Kabukta enerji üretimi üst katmanların genişlemesine neden olur (Şekil 4.26 , D-E arası). Genişleme nedeniyle hidrojen yakan kabuk dışa doğru sürüklenir, soğur ve söner. Helyum miktarı azalınca enerji üretimi düşer; önceki H kabuğu çöker, ısınır ve yeniden ateşlenir. Böylece hala çökmekte olan C-O özeğinin çevresinde taze He birikir. Bu yeni He kabuğu, derinde gömülü nükleer bomba gibi yeniden ateşlenir, dış katman genişler. Olay yaklaşık her birkaç yüz bin yılda bir tekrarlanır. Bu patlamalar yıldızın daha kısa sürelerle zonklamasına, yani yarıçapın ve parlaklığın değişmesine neden olur. Artık yıldız değişen bir kırmızı devdir. Mira değişen yıldızlarının bu evrede olduğu kabul edilmektedir (Şekil 4.26 , E çevresi); ışınımları, 100 gün ile 5 yılı aşan dönemlerle, %20-50 arasında değişir. 

Kırmızı dev evresinde yıldız, büyük miktarlarda kütle kaybeder; buna zonklamanın oluşturduğu şok dalgaları neden olur. Birkaç bin yıl içinde yıldız atmosferini tümden kaybeder, sıcak özek açığa çıkar (Şekil 4.26, F yöresi). Bu sıcak özeğin ışınmı çevresindeki gazı iyonlaştırır, genişleyen bu gaza “gezegenimsi bulutsu” denir (Şekil 4.29); sıcak özek, bulutsunun merkez yıldızıdır. Bulutsu genişlemeyi sürdürür ve zamanla yıldızlararası ortama karışır. 

Güneş kütlesinde bir yıldız, kütlesinin yaklaşık % 35 ini uzaya atar. Geriye kalan C-O özeği dejenere (yoz) maddedir, üst katmanlarda ağırlık uygulayan madde de kalmadığı için daha fazla büzülmez ve sıcaklığını yükseltemez. Bu nedenle karbon yanmasını başlatamaz. Yaklaşık yüzbin yıl içinde karbon-oksijen beyaz cücesi olur. (Kesim 4.7 ye bakınız). 

Şekil 4.26: Güneş kütlesinde bir yıldızın H-R diyagramındaki evrimi üstteki şekilde ve bu evrim sırasında hangi yakıtları yakarak yaşamını sürdürdüğü alttaki şekilde görülmektedir (yarıçap ölçeğe göre değildir, yıldızın evrim aşamalarındaki yarıçapı üstteki şekilde kesikli eş yarıçap çizgilerinden okunabilir).