ÇOCUKLARIN BİLGİ BANKASI KUMBARA DERGİSİ TÜRKİYE İŞ BANKASI’NIN ÇOCUKLARA ARMAĞANIDIR

KUMBARA DERGİSİ TÜRKİYE İŞ BANKASI’NIN ÇOCUKLARA ARMAĞANIDIR

GÖKYÜZÜ VE UZAY

Büyük Kütleli Yıldızların Yaşamı

GÖKYÜZÜ VE UZAY

Çağlar Sunay

b k y giris1 Büyük Kütleli Yıldızların Yaşamı
b k y giris2 Büyük Kütleli Yıldızların Yaşamı
b k y giris3 Büyük Kütleli Yıldızların Yaşamı
b k y giris4 Büyük Kütleli Yıldızların Yaşamı
Gökadamız Samanyolu’nda 200 milyar dolayında yıldız olduğu hesaplanıyor. Her şeyin olduğu gibi bu yıldızların da bir ömrü vardır: Doğar, yaşar ve ölürler. Bütün yıldızların doğumu hemen hemen aynıdır. Normal yaşamları da benzer; ama ölümleri çok farklı olabilir. Yıldızımız Güneş gibi küçük kütleli yıldızlar sessiz sedasız ve yavaş yavaş ölürken büyük kütleli yıldızların yaşamı görkemli patlamalarla son bulur. Güneş’imizden büyük kütleli yıldızların yaşamlarının nasıl sona erdiğine kısaca bir göz atmaya ne dersiniz?

Yıldız Doğumhanesi

Bir yıldızın yaşamının her aşaması milyarlarca yıl sürer. Bütün yıldızlar “nebula” denen olağanüstü büyük (yüzlerce hatta binlerce ışık yılı genişliğinde) gaz ve toz bulutlarında doğar. Yani aslında yıldızlar gaz ve tozdan oluşur. Kütleçekimi gaz ve tozu giderek yoğunlaştırır ve dönen, devasa, sıcak topaklar oluşturur.
b k y yildiz dogumu Büyük Kütleli Yıldızların Yaşamı

Genç ve Parlak

Zamanla bu topaklar o kadar ısınır ki merkezlerinde nükleer tepkimeler gerçekleşir. Parlamaya başlarlar ve yıldızlara dönüşürler. Çevrelerinde yoğun bir gaz ve toz diski olur. Bu diskin içinde yerel topaklanmalar oluşmuştur. Bunlar bir süre sonra gezegenlere dönüşecektir.

Ana Kol Yıldızı

Yavaş yavaş yıldız daha da ısınır ve daha parlaklaşır. Yaşamının sabit ve kararlı bir şekilde süreceği en uzun aşamasına girer. Buna “ana kol” aşaması denir. Ana kol aşaması boyunca yıldızın merkezindeki hidrojen, füzyon tepkimeleriyle helyuma dönüştürülür. Ortaya çıkan muazzam enerji, yıldızın büyük kütleçekimi nedeniyle kendi içine doğru çökmesini engeller. Bu arada uzaya ısı ve ışık yayılır. Bütün yıldızlar ömürlerinin büyük bölümünü “ana kol” aşamasında geçirir.
b k y gunes Büyük Kütleli Yıldızların Yaşamı

Kütlesi Yıldızın Ömrünü Belirler

Güneş küçük bir yıldızdır. Bununla birlikte Samanyolu gökadasındaki yıldızların çoğundan daha büyüktür. Güneş’ten büyük kütleli yıldızların sayısıysa görece azdır. Küçük kütleli yıldızlar daha az sıcak, sarı ve kırmızı renkte olurken büyük kütleli yıldızlar daha sıcak, beyaz ve mavi renkli olurlar. Büyük kütleli yıldızların kütleçekim etkisi çok daha büyüktür. Yani yıldızı, kendi içine çökertmeye çalışan kuvvet çok güçlüdür. Bu kuvvet, yıldızın merkezindeki basıncı ve sıcaklığı çok yükseltir. Büyük kütleli yıldızlar merkezlerindeki hidrojeni çok hızlı bir şekilde helyuma dönüştürür. Dolayısıyla “ana kol” yıldızı olarak ömürleri çok kısa olur. Ana kol evresinden çıktıktan sonra kalan ömürlerini de çok daha hızlı yaşarlar. Kısacası büyük kütleli yıldızların ömrü çok kısa olur.
b k y rigel Büyük Kütleli Yıldızların Yaşamı
Rigel (Güneş’in yaklaşık 20 katı)
b k y gunes Büyük Kütleli Yıldızların Yaşamı
Güneş
b k y Büyük Kütleli Yıldızların Yaşamı
Proxima Centauri (Güneş’in yaklaşık yüzde 12,5’u)

Süpernova

Büyük kütleli yıldızlar ana kol evresinden çıkınca enerji üretimi için çekirdeklerinde helyumdan daha ağır elementler (karbon, oksijen, neon, silisyum vb.) oluşturmaya başlarlar. Bu nükleer füzyon süreçleri, yıldızın iç basıncını ve sıcaklığını çok yüksek tutar ve kendi kütleçekiminin çökmeye neden olan etkisine karşı koyar. Çekirdekte giderek daha ağır elementler üretilir. Bu üretimin sonunda demire ulaşılır. Demir oluştuktan sonra füzyon süreçleri artık enerji üretemez; tersine enerji tüketmeye başlar. Bu durum, yıldızın iç basıncının aniden düşmesine ve yıldızın kendi içine doğru çökmesine yol açar. Yıldızın bütün iç katmanları, çekirdeğe doğru olağanüstü bir hızla çöker. Hızla düşen katmanlar çekirdeğe çarpınca muazzam bir şok dalgası oluşur. Bu şok dalgası, yıldızın maddesinin büyük bölümünü uzaya doğru hızla savurur. İşte, bu olaya süpernova (ya da süpernova patlaması) denir.

b k y supernova Büyük Kütleli Yıldızların Yaşamı

Süpernova

Büyük kütleli yıldızlar ana kol evresinden çıkınca enerji üretimi için çekirdeklerinde helyumdan daha ağır elementler (karbon, oksijen, neon, silisyum vb.) oluşturmaya başlarlar. Bu nükleer füzyon süreçleri, yıldızın iç basıncını ve sıcaklığını çok yüksek tutar ve kendi kütleçekiminin çökmeye neden olan etkisine karşı koyar. Çekirdekte giderek daha ağır elementler üretilir. Bu üretimin sonunda demire ulaşılır. Demir oluştuktan sonra füzyon süreçleri artık enerji üretemez; tersine enerji tüketmeye başlar. Bu durum, yıldızın iç basıncının aniden düşmesine ve yıldızın kendi içine doğru çökmesine yol açar. Yıldızın bütün iç katmanları, çekirdeğe doğru olağanüstü bir hızla çöker. Hızla düşen katmanlar çekirdeğe çarpınca muazzam bir şok dalgası oluşur. Bu şok dalgası, yıldızın maddesinin büyük bölümünü uzaya doğru hızla savurur. İşte, bu olaya süpernova (ya da süpernova patlaması) denir.

Süpernovalar evrende gözlemlenen en enerjik olaylardan biridir. O sırada yayılan ışık yüz milyarlarca yıldızın ışığına denktir. Uzaktan bakıldığından neredeyse içinde bulunduğu gökada kadar parlak olduğu görülür.
b k y sn1994d Büyük Kütleli Yıldızların Yaşamı
SN 1994D (sol altta görülen parlak benek), 55 milyon ışık yılı ötedeki gökada NGC 4526’daki bir süpernovadır.
Görsel kaynağı: NASA

Süpernovanın Ardından

Süpernovadan sonra yıldızdan geriye ne kalacağı, tabii ki yıldızın başlangıç kütlesine bağlıdır.
b k y notron yildizi Büyük Kütleli Yıldızların Yaşamı

Nötron Yıldızı

Eğer yıldızın başlangıç kütlesi Güneş’in kütlesinin 10 ila 25 katı arasındaysa, süpernovanın ardından geriye çok yoğun bir nötron yıldızı kalır. Nötron yıldızları yaklaşık bir kent (örneğin Ankara) büyüklüğünde olur. Neredeyse tümüyle nötronlardan oluşur ve inanılmaz derecede yoğundurlar. Bir çay kaşığı nötron yıldızı maddesi, yaklaşık Everest Dağı kadar ağırdır.

b k y kara delik Büyük Kütleli Yıldızların Yaşamı

Kara Delik

Eğer yıldızın başlangıç kütlesi Güneş’in 25 katından daha büyükse, süpernovanın ardından geriye bir kara delik kalır. Kara delikler o denli yoğun nesnelerdir ki ışık bile onlardan kaçamaz. Kısacası onlar gerçekten de karadır.

Ancak özel teleskoplarla ve yıllar süren gözlemler sonucunda gökada merkezlerindeki süper kütleli karadelikler gözlenebilir. Bunların nasıl oluştuğu da henüz tam olarak anlaşılabilmiş değildir.
b k y messier Büyük Kütleli Yıldızların Yaşamı
Messier 87 gökadasının çekirdeğinde bulunan (süper kütleli) kara deliğin radyo dalgalarıyla çekilmiş ilk doğrudan görüntüsü.
Görsel kaynağı: Wikipedia (Event Horizon Telescope)

Çağlar Sunay

ANA SAYFA
BİLİM VE YAŞAM
KÜLTÜR VE SANAT
ZEKÂ VE BECERİ
SATRANÇ
KODLAMA EĞİTİMLERİ