GÜNEŞ'TEN DAHA BÜYÜK KÜTLELİ YILDIZLAR
Güneş'ten daha büyük kütleli
yıldızların evrimi de benzerdir fakat ayrıntıda farklar vardır. Örneğin; kütlesi
5 M☉ olan bir yıldız, kırmızı dev evresinden önce ve sonra olmak
üzere en az iki kez sefeid olur. Sefeid evresinde ve özellikle kırmızı dev
evresinde kütlesinin çoğunu helyum yanması sırasında uzaya atar. 8 güneş
kütlesinden daha az kütleli bir yıldızın özek sıcaklığı hiç bir zaman karbon
yakacak kadar yükselemez. Ömrünü kabon-oksijen beyaz cücesi olarak tamamlar.
Bütün bunlar Dünya için ne anlama gelir? 5 milyar yıl sonra, yani Güneş
hidrojenini tüketince, parlaklığı 2 kat, yarıçapı % 75 artmış olacak. Bu
demektir ki 2 milyar yıl sonra artık kış olmayacak. Yüksek ısı denizlerde
buharlaşmayı artıracak, atmosferde su buharı artacak, sıcaklık daha da
yükselecek, aşırı bir sera etkisi gelişecek. Güneşin morötesi ışınımı su
moleküllerini parçalayacak ve hidrojen uzaya kaçacak. Bu böyle olmasa bile,
Güneş ana kol evriminin sonuna gelince Yer'de sıcaklık o kadar yüksek olacak ki
yaşam çoktan yok olmuş olacak (Eğer insanlık ozon tabakasını delerek; suları,
havayı kirleterek bu işi daha önce yapmadıysa!). Güneş kırmızı dev olunca
yarıçapı 1 GB'ni biraz aşacak; Yer kırmızı devin dış atmosferi içerisinde
kalacak. Sürtünme ve buharlaşma Yer yörüngesini gittikçe daha çok küçültecek ve
birkaç yüzyıl içinde Yer, Güneş'in içine batacaktır. Fakat buna daha milyarlarca
yıl var! Belki o zamana kadar insanlık "batan gemiden kaçmasını ve kendisine bir
başka 'ada' bulmasını öğrenmiş olur."!
Küçük kütleli (0.08 - 0.8
M☉ a grubu) yıldızların alt sınırına yakın yıldızların özek sıcaklığı
yeteri kadar yükselemez ve helyumu ateşleyip karbon üretemezler. Böyle
yıldızlar, evrimleri sonunda çoğunlukla helyumdan oluşan beyaz cüce olurlar. Üst
sınırına yakın olanlar ise yukarıdaki gibi karbon beyaz cücesi olurlar. Ayırım
hangi kütlede olur iyi bilinmemektedir.
Büyük kütleli (kütlesi 8 güneş
kütlesinden büyük) bir yıldız özeğinde demire kadar elementleri oluşturabilir.
Bir yakıt tükenince özek çöker, sıcaklık yükselir ve tükenen bu yakıtın külü
ateşlenir, bu külün kabuğunda eski yakıt yanmaya devam eder. Böylece helyumdan
sonra karbon, oksijen, neon, silisyum, kükürt gibi elmentler, son olarak da
demir oluşur. Bu elementler bir soğan gibi ardışık kabukların içindedir. Bundan
sonrası ise süpernova patlamasıdır (Şekil 4.27 ve 4.28).
4.6.6 Süpernova patlamaları
Demir en kararlı elementtir.
Yıldızların özeklerinde demirden daha ağır elementler oluşturulamaz çünkü bu
işlem dışarıya enerji vermek yerine dışarıdan enerji ister, bu enerji ise
yoktur. Kütle çekimini dengeleyecek enerji kaynağı (ısı) olmayınca demir özeği
çöker. Bir saniyeden daha kısa sürede bir nötron yıldızı (ya da kütle çok
yüksekse bir karadelik) oluşur. Aşırı yüksek yoğunluktaki nötron gazı (sıkışmış
yay gibi) çökmeyi durdurur ve özek “geri zıplar”. Özekte üretilen nötrinoların
yüksek enerji katkısı ile bu geri zıplama üst kamanların patlamasına neden olur.
Süpernovanın parlaklığı bir kaç hafta boyunca milyarlarca yıldızın toplam
parlaklığına denk enerji salar. Süpernova patlamaları karbon, oksijen, neon gibi
demire kadar ağır elementleri yıldızlararası ortama dağıtır. Daha ağır
elementler süpernova patlaması sırasında oluşur ve uzaya yayılır. Ağır
elementlerce zenginleştirilmiş yıldızlararası madde daha sonra oluşacak yıldız
ve gezegenlerin hammaddesidir. Güneş ikinci kuşak bir yıldızdır ve Dünyamızda
yaşamın kaynağı süpernovaların ürettiği elementlerdir.
Şekil 4.27. Güney yarım küreden
görülebilen Büyük Magellan Bulutunda 1987 yılında patlayan yıldızın patlamadan
önceki (okla gösterilen) ve sonraki durumu. Yıldızın patlamadan önceki yapısının
sağdaki gibi “soğan yapısı”nda olduğuna inanılmaktadır
Şekil 4.28. Yengeç Bulutsusu: Çin
kayıtlarına göre 1054 yılında patlayan bir süpernovanın kalıntısıdır. Süpernova
23 gün boyunca gündüz bile gözükmüştü! Yayılan gazın şok dalgası yıldızlararası
ortamla etkileşince bu görüntü ortaya çıkmaktadır. Kalıntının kenarlarından
genişleme hızı ölçülebilmektedir. İlgili kenarın merkeze uzaklığı bu hıza
bölünürse elde edilen patlama zamanı ( zaman =yol/hız) Çin kayıtları ile uyumlu
çıkmaktadır!
Bir aşka çeşit süpernova, çift
yıldız bileşeni olan beyaz cücelerden gelişen süpernovalardır. Kendi kütle
çekimi altında dengede olan bir beyaz cücenin kütlesi 1.4 güneş kütlesinden
küçük olmak zorundadır, buna kritik kütle diyelim. Eğer bir beyaz cüce bir çift
dizgenin üyesi ise, bileşeninden, özellikle kırmızı dev evresinde olan
bileşeninden, madde toplayabilir ya da bileşeni de beyaz cüce ise onunla
birleşebilir. Sonuçta beyaz cücenin kütlesi kritik kütleyi aşarsa özek sıcaklığı
yükselir ve patlamalı çekirdek tepkimeleri başlar. Enerji üretimi o kadar
yükselir ki yıldız on saniye içinde patlar. Parlama bir yıldız kalıntısı da
bırakmaz, patlama sırasında üretilen elementler dahil, yıldız maddesi
yıldızlararası ortama yayılır (Şekil 4.29).
Şekil 4.29 Küçük kütleli
yıldızlardan süpernova patlaması. Bir çift yıldızın üyesi beyaz cüce
bileşeninden madde toplar (solda). Kütlesi kritik kütleyi aşınca ve patlamalı
çekirdek tepkimeleri gelişir ve yıldız patlar (ortada), uzaya dağılır, geride
bir yıldız kalmaz (sağda) (Kaynak:NASA)
